PAR

tances égales tîu zénith , font en raison rcci-

Î troque des distances T L, T S du centre dea terre.

3°. Que les sinus des angles parallacti-ues des étoiles M , S, également distantesu centre de la terre T , font comme lessinus des distances apparentes Z M , Z Sau zénith. Les étoiles fixes n'ont point deParallaxe sensible. On appelle cette Paral-laxe , Parallaxe de hauteur, pour Ja distin-guer des Parallaxes suivantes.

Parallaxe d’Ascension droite. C’est ladifférence entre l’ascenlion droite du lieuvéritable & apparent d’une planète. SoitH R l’horison , ( Planche XVII. Figure 182.)E Q l’équateur. S T la hauteur véritable del’étoile, & 5 T sa hauteur apparente; l’as-cension droite du lieu véritable en D & celledu lieu apparent en d ; D d est ['apparencede l'ascension droite qui dépend de la Parallaxe de hauteur.

Parallaxe de déclinaison. C’est la diffé-rence entre le lieu véritable & apparentd’une planète, ou autrement c’est un arc decercle de déclinaison , dont la Parallaxe dehauteur augmente ou diminue la déclinailond’une plahete.Supposant les mêmes choses quedans l’article précédent ( même figure Sc mêmeplanche ) c’est-à-dire , H R étant l’horison ,E Q l’équateur , S T la hauteur véritabled’une planète, r T sa hauteur apparente,S D la déclinaison véritable , s d. la décli-naison apparente, alors s M parallèle à l’é-quateur E Q, est la Parallaxe de décli-naison.

Parallaxe horisontale. Parallaxe qu’une

Í ffanete a dans l’horiíon. Soit L le lieu dea planète , ( Planche XVII. Figure 183. ) Scqu’elle soit vue de O dans l’horison appa-rent en N , & en M dans l’horison véri-table qui pasté par le centre de la terre. Ladifférence M N est la Parallaxe horisontale.La plus grande Parallaxe horisontale de lalune est d’i°, 1', 2; Lc la plus petite de54', y". Celle de Mars est d’environ 15", &celle du soleil d’environ 10".

Parallaxe de latitude. C’est la différencede latitude du lieu apparent &c véritabled’une planète. Soit H R l’horison , ( PlancheXVII. Fig. 184. j Z le zénith; M le pôle del’écliprique ; E I. l’écliptique ; S T la hauteurvéritable de la plan*te , s T la hauteur ap-parente, & par conséquent IS sa latitudevéritable , & i s sa latitude apparente. L'ares O étant parallèle à l’écliptique E L , S Osera la Parallaxe de latitude. Cette Parailaxe sert dans les calculs des éclipses.Parallaxe de latitude de la lune ausoleil. C’est la différence entre la t'aral-

P A R 2. y 5

taxe de latitude du soleil & de la lune ,lorsque ces deux astres font tous deux d uncôté du 90 e degré de l’écliptique , & au con-traire la somme des deux Parallaxes quandils sont de différeras côtés.

Parallaxe de longitude. Différence entrela vraie longitude & l’apparente d une pla-nète. La vraie longitude étant en / ( Plan-che XVII. Figure 184. ) &c l’apparente en I,L I est la Parallaxe de longitude. On sesert de cette Parallaxe dans le calcul deséclipses.

Parallaxe de longitude de la luneau soleil. C’est la difterence entre la Pa-rallaxe àç. longitude du soleil & de la lune.

Parallaxe de l’orbe. Différence entre san-gle de commutation & d’élongation. SoitECLP (Planche XVII. Figure 185.) l’é-cliptique; EB L A l’orbite de la planète ;1 la planète ; S le soleil ; T la terre ; P lelieu du soleil ; C la longitude de la planète :alors l’angle C T P est l’angle d’élongarion,C S P celui de commutation , & leur diffé-rence, c’est-á dire l’angle T C S, la Parallaxede P orbe. On s’en sert pour calculer le lieuvéritable d’une planète pour un rems donné.Cette Parallaxe est précisément cette irré-gularité qui semble être dans le mouve-ment des planètes, à cause du mouvementde la terre autour du soleil.

PARALLELES. On caractérisé ainsi en Géomé-trie des quantités qui gardent toujours en-tr’elles une égale distance, de forte qu’é-tant prolongées à l’infini, elles nes’écartencni ne Rapprochent l’une de l’autre. La dis-tance des lignes Parallèles se mesure toujourspar la même perpendiculaire. M. Newtondans le 21 e lemme du premier livre de lésPrincipes Mathématiques de la Philosophienaturelle , &c. se represente des Parallèlescomme des lignes qui concourent à un pointinfiniment distant. D’autres Géomètres con-çoivent ainsi les Parallèles. Soir A ( Plan.II. Fig. 185. ) un point pris au-dehors d’uneligne droite C D,donnée & indéfinie. La pluscourte ligne telle que AB, qu’on peut tirerdu point A à C D, est perpendiculaire à cetteligne ) & la plus longue comme E A lui estParallèle.

On démontre en Géométrie qu’une lignedroite Z Z, (Planche I. Figure 18 6.) quicoupe les deux lignes Parallèles P P, P P faitles angles alternes égaux, c’est-à-dire , quec=f',e=b-yO=d-,a = g. De plus lesdeux angles internes c -+- b ou «-+-/ fontégaux, pris ensemble, à deux angles droits.De là il fuit qu’en faisant sur une lignedonnée les angles alternes égaux , & me-nant par là deux lignes, ces ligr.es font