VII
oiV SUU LE CALCUL DES ÉCLIPSES, ETC.
(le variiilion de la longitude du Soleil, il s'ensuit que la variation de l'angle de position pendant l'éclipsé ne peut guère dépasser 2', et de là il est aisé de conclure que la plus grande erreur i\u\ pourrait résulter de cette variation dans les distances mesurées sur la projection ne correspond qu'à un arc de 2' mesuré sur la circonférence de la projection dont le demi-diamètre s'élève à environ i^en nombre rond. Comme le dcmi-diamclre est égal à 3/|37', il suit de là (juc la plus gi'andc erreur
(|U(' I on |)uisse commettre est au plus ^t^t-' ou 2 environ. Lonniie on
l'iiiploie dans la projection l'angle de position correspondant au moment de la conjonction, il en résulte (|ue la variation de l'angle de position peut occasionner au plus une erreur de 1" dans la distance des centres, soit au commencement, soit à la tin de l'éclipsé.
Il en est de même pour ce qui concerne la variation de la déclinaison du Soleil, car la plus grande variation de celle-ci est seulement d'environ 2'|' pour un changement de 1" dans la longitude du Soleil; par conséquent la déclinaison ne peut jamais varier de plus de ?.' pendant l'éclipsé. D'ailleurs il est facile de se convaincre, d'après les principes des projections, que la plus grande erreur qui puisse résulter de là, relativen)ent à la distance des centres, ne s'élève (ju'à 2' sur la circonférence du cercle de projection. Il suit de là, comme ci-dessus, que cette erreur ne peut altérer de plus d'une seconde de degré la distance des centres au commencement ou à la fin de l'éclipsé.
Ces deux circonstances ne se rencontrent jamais ensemble, car c'est lorsque la variation de la déclinaison du Soleil est la plus petite que l'angle de position varie le moins, et réciproquement. On peut donc, en toute sécurité, négliger ces deux corrections dans le Problème qui nous occupe, car elles ne feraient que rendre la construction plus pénible sans en augmenter la précision d'une manière appréciable.
SUR LA DIMINl'TION
L'OBLIOIIITË DE L'ÉCLIPTIÙUE,
