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Fimmerfion , Pémerfion 8c le milieu de Y éclipfé , 
comme nous venons de faire pour l’étoile. 
Les éclipfes des planètes par la lune font affez 
fréquentes ; mercure eft la feule planete que l’on 
puiife rarement obferver, quand elle eft cachée par 
la lune ; je n’en connois qu’une feule obfervation 
faite au Bréfil par Margraf dans le dernier fiecle : 
ces éclipfes feroient tres-utiîes pour déterminer les 
longitudes des villes où on les obferve. 
Autres éclipfes. Les planètes font quelquefois affez 
proches l’une de l’autre pour s’édipfer mutuelle- 
ment; mars parut éclipfer jupiter le 9 janvier 1591; 
il fut éclipfé par vénus le 3 oéfobre 1 590 , Kepler 
Aflron. pars optica , p. goô. Mercure fut caché par 
Vénus le ij mai 1737 , Phiiof. Tranfacl. 4 0 . g 5 o. 
On trouve aüfti dans les ouvrages des aftronomes 
plufieurs exemples des occultations des étoiles par 
les planètes. Saturne couvrit l’étoile e à la corne 
auftrale du taureau, le 7 janvier 1679, Vivant 
M. Kirch , Mifcell. Berolin. p. 2 o 5 ; jupiter, l’étoile 
du cancer, appeliée Vdne aujlral , le 4 feptembre 
241 ans avant J. C. M. Pound obferva en 1716 
l’occultation de l’étoile « des gemeaux, Phiiof, \ 
tranf n°. 3 do. Le 18 janvier 272 ans avant J. C. 
mars couvrit l’étoile boréale au front du fcorpion ; 
6c Gaffendi lui a vu couvrir l’étoile qui eft à l’extré- 
mité de l’aile de la vierge: en 1672, il couvrit 
encore une étoile du verfeau. Vénus dut auffi ca- 
cher la belle étoile au cœur du lion, le 16 feptembre 
3574, fuivant Mœfthelinus, & le 25 feptembre 
1598 , fuivant Kepler , AJlron, pars opt. p. 30J. 
Riccioli , Alm . /. 72/, 
Les cometes couvrent aufti quelquefois des étoiles 
fixes. Le 12 janvier 1764 , je vis la comete qui pa- 
roifloit alors, fortant.de deftùs une étoile de 7 e gran- 
deur à la queue du cygne. Ces fortes d’obferva- 
tions feroient très-curieufes pour la théorie des co- 
metes , fi l’on connoiffoit parfaitement les pofitions 
des petites étoiles. 
On obferve avec foin les éclipfes des fatellites de 
jupiter , lorfqu’ils entrent dans l’ombre de cette 
planete. Voye £ Satellites , dans ce Supplément . 
On peut regarder comme une autre forte d ’ éclipfes 
les paflages de mercure & de vénus fur le difque du 
foleil , dans leurs conjon&ions inférieures. Foye{ 
PASSAGES , Dicl. raif des Sciences , &c. 
Ufage des éclipfes. Le principal ufage dés éclipfes 
de foleil ou d’étoiles confifte à trouver les longi- 
tudes des lieux où elles ont été obfervées , 6c à 
corriger les tables aftronomiques ; dans ces deux cas 
il faut trouver d’abord l’heure de la conjon&ion. 
Soit S , fig. 3 / , le foleil ou l’étoile qui eft éclipfé ; 
L la fituation apparente du centre de la lune , par 
rapport au foléil au commencement de Y éclipfé; 
.Fie lieu apparent du centre de la lune au commen- 
cement de Pémerfion ; L F le mouvement apparent 
de la lune , par rapport au foleil dans l’intervalle de 
la durée de 1 "éclipfé; GUI un arc de l’écliptique, 
JD S E un parallèle à l’écliptique paffant par le centre 
du foleil ou de l’étoile ; fi FA eft parallèle kDE , 
l’on aura A L pour le mouvement apparent en la- 
titude , 6c FA pour le mouvement relatif apparent 
en longitude fur un arc de grand cercle : cet arc fe 
confond fenfiblement avec le parallèle à l’écliptique, 
mais il eft plus petit de quelques fécondés que l’arc 
G I de l’écliptique ; & c’eft la première chofe qu’il 
s’agit de trouver. 
On connoît par les tables l’heure de la conjonc- 
tion vraie, calculée de même que les longitudes 6c 
les latitudes vraies de la lune , 6c de l’aftre éclipfé 
au commencement & à la fin de Y éclipfé: on calcule 
pour les mêmes inftans la différence des parallaxes 
en longitude 6c en latitude; on ajoute chaque pa- 
rallaxe à la longitude vraie , ou bien on la retranche 
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fuivant les cas , 6c l’on a des longitudes apparentes 
ou affectées de la parallaxe , dont la différence eft 
le mouvement apparent de la lune fur l’écliptique; 
on en retranche le mouvement du foleil, ou de Faftre 
éclipfé ; s’il eft rétrograde , on les ajoute , & Ton a 
la valeur de G 1 , mouvement relatif apparent fut; 
l’écliptique. 
Qn applique de même la différence des parallaxes 
en latitude pour chacun des deux inftans , à la lati- 
tude vraie de la lune calculée par les tables, ou à 
fa diftance au pôle boréal de l’écliptique, 6c l’on 3 
les latitudes apparentes IL , G F, au commencement 
& à la fin de Y éclipfé : la différence de ces latitudes 
apparentes ou leur fomme, fi l’une étoit auftrale 6c 
l’autre boréale , eft le mouvement apparent de 1* 
lune en latitude ; on en ôte le mouvement en lati- 
tude de l’aftre éclipfé, fi fa latitude change dans le 
même fens que celle de la lune , 6c l’on a^la valeur 
de AL; on multiplie la différence des longitudes 
apparentes , c’eft-à-dire , G I , par le cofinus de la 
latitude apparente qui tient le milieu entre les la- 
titudes I L 6c Lr i , 6c l’on a la valeur du mouve- 
ment FA mefuré dans la région de Y éclipfé; il eft 
plus petit que le mouvement fur l’écliptique, d’une 
quantité dont j’ai donné la table dans la Connoijfanco 
des mouvemens célefes pour 17&4. pag. 118. 
Dans le triangle FA L reftangle en A l’on con- 
noît les deux côtés FA 6c A L , on trouvera l’angle 
LFA qui eft l’inclinaifon de Forbite apparente , 
l’hypothenufe FZ, mouvement apparent de la lune 
fur l’orbite apparente , relativement au point S qui 
eft toujours fuppofé immobile pendant la durée de. 
Y éclipfé. 
Dans le triangle LS F o n connoît trois côtés, le 
mouvement apparent FL en ligne droite , la fomme 
des demi-diametres de la lune 6c de Faftre éclipfé, 
celui de la lune étant augmenté à raifon de fa hauteur 
fur l’horizon , 6c la fomme étant diminuée de f jj 
à caufe de l’inflexion des rayons ; la fomme des 
demi-diametres pour le commencement eft S Z, 6c 
pour la fin c’eft S F. On cherchera les angles S LF, 
6c S FL , en difant : Le grand côté eft à la fomme 
des deux autres , comme leur différence eft à la diffé- 
rence des fegmens B L 6c B F, formés par la per- 
pendiculaire SB; la moitié de cette différence trou- 
vée, étant ajoutée avec la moitié du mouvement 
F Z , donnera le plus grand des deux fegmens ; cette 
demi-différence retranchée donnera le plus petif 
fegment. 
L’on prend le fegment qui eft du côté de la plus 
grande latitude apparente , foit qu’elle foit de même 
dénomination, ou de dénomination contraire ; c’eft- 
à-dire , que fi dans la première obfervation la la- 
titude apparente calculée 1 L eft plus petite que dans 
la fécondé , on fe fervira du rayon de la lune 6c 
du fegment qui répondent à la fécondé obfervation ; 
mais ii la latitude eft plus grande au commencement 
de Y éclipfé , on choifira le fegment qui répond ait 
commencement; avec ce fegment on fera la pro- 
portion fuivante : la fomme des demi-diametres ap- 
parens qui répond à ce fegment , eft au rayon des 
tables comme le fegment correfpondant eft au co- 
finus de l’angle adjacent B LS ou F FS ; cet angle 
ajouté avec celui de l’inclinaifon apparente Z F 
donnera le complément de l’angle de conjonction 
apparente, c’eft-à-dire, l’angle D S F qui répond 
à la plus grande latitude. 
Le rayon eft à la fomme des demi-diametres ap« 
parens S F, qui répond à la pins grande latitude, 
diminué de 4" f à caufe de l’inflexion, comme le 
cofinus de l’angle D S F eft à SD : cette quantité 
divifée par le cofinus de la latitude HS de Faftre S , 
fi ce n’eft pas le foleil , donnera la diftance H G à 
