REMARQUES
SUR
LA MÉTHODE DES PROJECTIONS
POUR LE
CALCUL DES ÉCLIPSES DE SOLEIL OU D’ÉTOILES[1].
1. Parmi les différentes méthodes que les Astronomes ont imaginées pour faciliter le calcul des éclipses de Soleil, et en général de toutes les éclipses sujettes aux parallaxes, on doit regarder, ce me semble, celle des projections comme une des plus ingénieuses et des plus simples. On en attribue ordinairement l’invention à Kepler ; mais il paraît que ce grand Astronome n’est, à proprement parler, que l’auteur de l’idée heureuse de considérer les éclipses de Soleil comme des éclipses de Terre, et de déterminer les phases de l’éclipse générale, c’est-à-dire les circonstances de l’éclipse pour la Terre en général par la considération de la route du centre de l’ombre de la Lune sur le plan du disque de la Terre illuminé. (Voir le sixième Livre de son Epitome Astronomiæ, où cette méthode est expliquée et appliquée à quelques exemples.) Pour déterminer les phases d’une éclipse pour un lieu particulier de la Terre, il ne suffit pas de considérer la trace de l’ombre sur le plan du disque de
- ↑ Lu à l’Académie de Berlin, le 20 janvier 1778, et imprimé en allemand dans les Éphémérides de Berlin de 1781.
