de variation de la longitude du Soleil, il s’ensuit que la variation de l’angle de position pendant l’éclipse ne peut guère dépasser et de là il est aisé de conclure que la plus grande erreur qui pourrait résulter de cette variation dans les distances mesurées sur la projection ne correspond qu’à un arc de mesuré sur la circonférence de la projection dont le demi-diamètre s’élève à environ en nombre rond. Comme le demi-diamètre est égal à il suit de là que la plus grande erreur que l’on puisse commettre est au plus ou environ. Comme on emploie dans la projection l’angle de position correspondant au moment de la conjonction, il en résulte que la variation de l’angle de position peut occasionner au plus une erreur de dans la distance des centres, soit au commencement, soit à la fin de l’éclipse.
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 pour un changement de dans la longitude du Soleil ; par conséquent la déclinaison ne peut jamais varier de plus de pendant l’éclipse. D’ailleurs il est facile de se convaincre, d’après les principes des projections, que la plus grande erreur qui puisse résulter de là, relativement à la distance des centres, ne s’élève qu’à 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 commencementou à la fin de l’éclipse.
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 Problèmequi nous occupe, car elles ne feraient que rendre la construction plus pénible sans en augmenter la précision d’une manière appréciable.
