DE MATHÉMATIQUES". 2Z7nette à la Lune pour la voir à travers la partieiJion étamée du petit miroir, & balançant l’oc-tant autour de la lunette, on lait mouvoir l’ali-dade , jufqu a ce que le bord du Soleil le plusvoifin de la Lune paroiffe toucher le bord éclairéde celle-ci. On fait de même que pour l’etoile,précéder cette obfervation , par celle de la hau-teur du Soleil , laquelle fe fait & fe réduitcomme il a été dit ( 274 ù /h/v. ) t du relie lecalcul pour réduire l’obfervation s’exécute pré-ciléineut comme pour les étoiles , & à la dif-tance réduite comme ci-defîus , on ajoute ledemi-diamètre du Soleil pour avoir la diftancedes centres.

Lorfqu’on a calculé l’angle EQL (fig. 53 Jou la différence de longitude , on l’ajoute ou onle retranche ( félon que la Lune a plus où moinsde longitude que le Soleil ) à la longitude duSoleil calculée pour l'heure de Paris eflimée ;mais au lieu de divifer la différence entre lalongitude de la Lune calculée , & fa longitudedéduite de l’obfervation , par le mouvementhoraire de la Lune à l’égard des étoiles , commedans le cas précédent , on la divile par la dif-férence de ce mouvement horaire à celui duSoleil , parce que la quantité dont la Lunes'éloigne du Soleil dans un temps donné n’effc-pas proportionnelle à la vîtefle de la Lune ,mais à l’excès de fa vîtefle fur celle du Soleil.

Remarque.

2S4. Lorfque la diflance de l’étoile à la Luneefl fort petite , lorfqu'elic eft, par exemple ,

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