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duira aisement le tems T 7 de la conjonction geocentrique , com- 

 pte au meridien B , puisque c'est le moment ou a ~ o. L'an- 

 gle a est donc diminue de x , depuis rimmersion r jusqu'a la 



conjonction vraie T 7 ; or il lui faut — s heures pour cela (§. 

 20.) : on a donc 



le tems de ia conjonction vraie, T^zzzr 7 — ^"t^h-.-^—t heures(f.7.), 

 Li latitude g&ocentrique de Mercure dans la conjonction _z 



, (tt _ ? ) (3'x , |3x 



et sa longitude egale a celle du soleil. 



Ces formules suffisent , tant pour determiner les longitu- 

 des de tous les lieux, ou 1'immersion et 1'emersion a ete obser- 

 vee, que pour corriger les elemens de Mercure. 



§. 26. Apres avoir calcule Pinstant de l'immersion et 

 de 1'emersion pour un lieu determine, on prend le milieu entre 

 ces deux instans , pour le moment de la plus grande phase. 

 Ayant donc calcule , au moyen d'une des formules (§. 22.) , la 

 distance apparente pour ce moment, elle sera la plus courte di- 

 stance ou la plus grande phase pour ce lieu. 



§. 27. II ne reste maintenant, que de determiner la po- 

 sition des points de 1'immersion , de 1'emersion , et du milieu, 

 pour un lieu donne. Soit (Fig. 6.) S le centre du soleil , I E 

 la route apparente de Mercure sur le soleil, I, E, les points de 

 1'immersion ,et de 1'emersion , M le milieu , S M _: 5^ la plus 

 courte distance apparente, AB 1'ecliptique, S C le cercle de la- 

 titude, SV le vertical , IK, MN, EF, perpendiculaires a 1'ecli- 

 ptique. Ayant calcule pour les momens ou Mercure apparait en 

 I, E, M, ses latitudes geocentriques g, g 7 , gf'\ les distances du 

 soleil au zenith , k , kf, k'\ les angles parallactiques v , 1/, v x/ 

 (§. 19.), et 1'effet relatif des parallaxes (P — p) sin k (§. 20.), 

 on trouve les latitudes apparentes de Mercure , au moyen des 



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