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que la diftance LT de la Lune au centre de la Terre , a F'g- 14- 



pour exprelîion — ; de plus, GL:LT::f i n.GTL:{in.tota\; 



& l'angle GTL z=i latitude de la Lune; donc 



. . /-, r rfm. (latitude de la Lune a» moment de l'oppofition) 



(1) GL = — 



iin. (parallaxe horizontale polaire J 



Je nommerai / cette quantité. 



(205.) Pour déterminer l'angle QLa, je remarque que 

 le centre G de l'ombre a un mouvement en longitude , 

 égal à celui du Soleil , & fuivant l'ordre des fignes ; que 

 par conféquent, pendant la durée de l'Éclipfe, la Lune vue 

 du centre de la Terre, s'éloigne du centre de l'ombre dans le 

 iens de l'écliptique , d'un arc égal à la différence des mou- 

 vemens horaires de la Lune & du Soleil en longitude ; 

 c'eft-à-dire , d'un arc égal au mouvement horaire compofé 

 en longitude; tandis' qu'elle s'en éloigne, dans le fens du* 

 cercle de latitude , d'un arc égal à Ion mouvement horaire 

 en latitude ; & comme cette conftruction efl abfolument la 

 même que pour les éclipfes de Soleil , j'en conclus , que 

 l'angle QLa , ou fi l'on veut , i'inciinailon de l'orbite 

 relative , Te détermine par l'équation fuivante : 



( 1 ) tangente de l'indinaifon de l'orbite relative 



r* mouv. hor. de la Lune en latitude évalué en fécondes de degré 



— io6z6$" fin. (mouv. hor. de la Lune en long. — mouv. hor. du Soleil) 



Je nommerai , comme dans les éclipfes de Soleil , 



le lînus 

 ^j, le cofi 



(210.) Je conclus enfin, d'après les éclipfes de Soleil, 

 que comme aucune des confiruétions fondamentales n'a 

 changé dans l'application des principes aux éclipfes de Lune; 

 fi l'on nomme 



£ le coflnus de fa latitude de la Lune à l'infant de l'oppofition , 

 1 une quantité teJIe que l'on ait 



r y. fin. (mouv. hor. de la Lune en long. — mouv. hor. du Soleil) 

 ' <}/ ' finus (parallaxe horizontale polaire) 



I > de l'indinaifon de l'orbite relative 



alinus ) 



