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J'immedion , l'émedion & le milieu de l'Jclipfl,
comme nous venons de faire pour 1' 1 toile.
Les éclipfes des planetes par la Iune font aífez
fréqu entes ; mercure eíl: la feule planete que l'on
puiíre rarement obferver, quand elle eíl: caché~ par
la lune; je n'en connois qu'une feu le oh!ervanon,
faite au Bréfil par Margraf dans le d~ rmer. fiecle:
ces éclipfes feroi ent tres-ut1les pour determmer les
longitudes des villes o1t on les obferve. . .
Acttres éclipfes. Les planetes font gu elquefots aífez
proches l'u ne de l'antre pour s'éclipfer mutu elle–
rnent; mars parut éclipfer jupiter le 9 janvier 1 59 I;
il fu t éclipfé par vénus le .3 oéfobre 1590, Kepler
Aflron. pars optfca, p. j05.. Mercure fut C
0
aché par
v énllS le I7ID311737, Phzlof Tranfaél.4 · 4.50 .
On trouve auffi dans les ouvrages des aíl:ronomes
plufieurs exemples des occulta tions des étoil es par
les planetes. Saturne couvrit 1' ltoile o a la corne
aufirale du t aureau, le 7 jan vier 1679, fui va nt
M. Kirch , Mifcell. Berolin. p. 2o.5; jupiter , l'éto1le
du cancer , appellée 1' áne aujlral, le 4 feprembre
2.41 ans avdnt J. C. M. Pound obferva en 1716
l'occultation de l'étoile a. des gemeaux, Philof.
tranf. n°. 3 5o. Le 18 janvier 272 ans avanr J. C.
mars couvrir l'étoile boréale au front du fcorpion;
& Gaífendi luí a vu couvrir l'étoile qui efi a l'extre–
mité de l'aile de la ierge: en 1672, il couvrit
enco re une éroi le du verfeau. V énus dm auffi ca–
cher la belle étoile a u creur dulion, le 16 feptembre
1574, fuivant Mrefihelinus, & le 2) feptembre
1598, fuivant Kepler, Ajlron.pars opt. p. jo.5.
Riccio li, A lm. l. 721.
Les cometes convrent auffi quelquefois des étoiles
fixes. Le ,12 janvier 1764, je vis la comete q ui pa–
roifioit a ors, {orrant d deífus une étoile de 7e gran·
deur a l queue du cygne. Ces forres d'obfe rva–
tions feroient tres-curieu(es pour la théorie. des co–
metes , ú 1'on connoiífoit parfaitement les pofirions
des petites éro iles.
On obferve avec foin les lclipfes des fatellites de
jupiter, lorfqu'ils entrent dans l'ombre de cette
planete. Voye{ SATELLITES, dans ce Supplément .
On peut regarder comme une autre forre d'éclipfes
les paífages de mercur~ & d.e f~r le difgue du
fol eit, dans leurs conJonth eneures. Voye{
PASSAGES , D iél. raif des Sciences , &c.
l /fage d~s éclipfes. Le principal ufage des éclipfes
de foleil OU d'étoiles conflfre a t rou ver 1 S longi–
tudes des lieux oit elles ont été obfe rvées ' & a
corrige r les tables aíl:ronomiques; dan s ces deux cas
il faut trouver d'abord l'heure de la conjonétion.
Soit S, fig. 3', le fol eil ou l'éroile qui efi éclipfé;
L la fituati on apparente du centre de la lune, par
rapport au foleil an commencement de l'éclipfe ;
F le lieu apparent du centre de la lune au commen–
cement de l'émerfion; L F le monvement apparent
de la lune, par rapport au fol il dans l'intervalle de
la durée de l'éclipfe ; G H 1 un are de l'écliptique,
D S E un parallele al'écliptique paífant par le centre
d u foleil ou de l'éroile ; fi FA efi parallele a.,_D E,
l'on aura A L pour le mouvement apparent en la–
titude, & FA pour le mouvement relatif apparent
en longitude fur un are de grand cercle : cet are fe
confond feníiblement avec le parallele al'écliptique,
mais il efr plus petit de que lques fecondes qu e l'arc
G 1 de l'écliptique ; & c'eft la premiere chofe qu'il
s'agit de trouver.
On connoir par les tables l'heure de la conjonc–
tion vraie, ca\cul ée de m'eme que les longitudes &
les latitudes vraies de la lune' & de l'afire éclipfé
a u commencemenr & a la fin de l'écli.pfe: on calcule
pour les memes iníl:an la différence des parall axes
en longitude & en latitude; on ajoute chaque pa–
rallaxe aia longitude vraie ) ou bien on la retranche
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fuivant les cas , & l'on a des longitudes apparentes
ou affeélées de la parallaxe, dont la diffi ' rence cfi:
le mouvement apparent de la l une fur l'écliptique ;
on en retranche le mouvement du foleil, ou de l'aihe
éclipfé; s'il efl: rétrograde, on les ajo ute , & 1 on a
la valeur de G 1, mouvement relatif apparent fur
l' 1 cliptique.
On applique de m"me la diffi' rence des parallaxes
en latÍtude pour chacun des d llX infrans, ala latÍ–
tucJe vraie de lct lune calcul' e par les tabl S, OU a
fa difiance a u pele bor 1 al de l'écliptigue, tx. l'on a
les latitudes apparentes 1L, G F, au commencement
& ala fin de l'ülipfe: la différence de ces latitudes
apparentes ou leur fomme, Gl'une étoit auílrale &
1 m.ttre boréale, eíl: le mouvement apparent de la
lune en latitude; on en ote le mouvem nt en lati–
tude de l'altre éclipfé , fi fa latitude change dans le
meme fens que celle de la lune' & l'on a la valeur
de A L; on multiplie la différen ce des longiwdes
apparenres, c'efi-a-dire, G 1, par le cofinus de la
latitude apparente qui tiem le milieu entre les la–
titu des 1 L & G F, & l'on a la valeur du inouve–
ment FA efuré dans la région de I'é.:lip~; il efi:
plus petit que le mouvement fur l'~clip tique, d'une
quant ité dont j'ai donné la table dansJa Connoifj(zn"
des mouvemws célejles pour 1764. pag. 118.
D ans le triangle FA L reétangle n A 1on con–
noit les deux corés FA & A L, on trouvera l'angle
L FA qui efi l'inclinaifon de l'orbite apparente, &
l'hypothenufe F L, mouvement apparenr de la lune
fur l'orbite apparente, relativement au po int S qui
eH toujours fuppofé immobi e pen·daot la durée de
l'é lipfe.
Dans le triangle L S F on connoit trois cotés , le
mouvement apparent F L en ligne droite, la fomme
d es demi-diametres de la lnne & de l'aíhe écbpfé~
celui de la ]une étan t augmenté araiíon de fa hauteur
fur l'horizon , & la fomme étant d1minuée de 4" -i:
a caufe de l'inflexion des rayons; la fomme des
demi-diametres pour le commencemenr efi S L, &
pour la fin c'eíl: S F. On cherchera les angles S L F
& S F L, en difant : Le grand cot 1 efr a la fomme
des deux autres' comme leur différence efr ala diffé–
r ence des fegmens B L & B F, formés par la per–
pendiculaire S B; la moitié de cette différence trou–
vée, étant ajoutée avec la moitié du mouvement
F L, donnera le plus grand des deux fegmens; cette
demi-diff¿re nce retran h ' e donnera le plus ·petit
fegment.
L'on prend le fegment qui efr du coté de la plus
grande latitude apparente' íoit qu'elle foit de meme
d énomin ation, ou de denomination contraire; c'efi–
a-dire' que fi dans la premiere obfervation la la–
titnde apparente ca lculée 1 L efi plus petite.gue dans
la feconde , on fe fervira du rayon de la lune &
du fegment qui répondent a la feconde .obfervation;
mai íi la latitude efi plus grande au commencement
de l'éclipfe , on choifira le fegment qui répond all
commencement; avec ce fegm nt on fera la pro•
portion fuivante ~ la fomme des demi-diametres ap–
parens qui répond a ce fegment' efi au rayon des
tables comme le fegment correfpondant efr au co–
finus de l'angle adjacent B L S ou B F S; cet angle
ajouté avec celni de l'inclinaifon apparenre L FA,
donnera le complément de l'angle d~ conjonétion
apparente, c'e íl:- a-dire , l'angle D S F qui répond
a la plus grande latitude.
Le rayon eíl: a la fomme des demi'-diametres ap–
parens S F, qni répond a la plus grande laritude,
diminué de 4" i- a cau fe de l'inflexion' comme le
coúnus de l'angle D S F fr a. S D : cette quantiré
divifée par le coGn us de la latltude H S de l'afire S~
fi ce n'eíl: pas le foleil, donnera la diftance H G a