on aura différents triangles sphériques dont on pourra déterminer les côtés et les angles par le calcul, ou même mécaniquement par le moyen d’un bon globe céleste.
Soit maintenant le temps écoulé entre la première et la troisième observation ; ce temps doit être représenté par le mouvement moyen du Soleil, c’est-à-dire par la différence entre les longitudes moyennes du Soleil en et en réduite en parties du rayon, c’est-à-dire divisée par l’arc de sorte que si le temps est de jours, on aura
Soit de plus l’intervalle entre la première et la seconde observation, à l’intervalle entre la seconde et la troisième, comme à en sorte que soit le premier de ces intervalles, et le second.
Enfin soit la distance moyenne du Soleil à la Terre prise pour l’unité, et soient les véritables distances du Soleil à la Terre aux temps des trois observations, c’est-à-dire lorsque le Soleil était respectivement en Ces distances sont données par les Éphémérides, et, à cause de la petitesse de l’excentricité du Soleil, on pourra le plus souvent supposer
