9 6 ASTRONOMIE.

cercle a un rayon plus petit; il répondra donc à une plus grande partiede la révolution diurne, qui est la même pour toutes les étoiles. Si le

tems de K/’ est r pour une étoile équatoriale, il sera pour une

étoile dont la déclinaison sera D, ou bien il sera

T séc. D = T -f- r. tang D tang | D.

Si le tems de la corde cd est 2 t pour une étoile équatoriale, il sera —^

pour une étoile quelconque, et cette expression se réduit à — = 2 1 pourune étoile équatoriale.

11 suit de là que si 0 est le tems qu’une étoile dont la déclinaison est Daura mis à parcourir Kr, on aura

fi = . K - r -- et Rr = i5 0 cos D : ic = i5 6' cos D'= i5 0' cos (D-f-Ki) ,

10 cos D

et sin /Rc =

ze

SI

_ ic _ 1 59' cos (D-p Kz)_6'

Rr 1 5 9 cos D 9

(cosRz+sinKztangD) =

6 ' ,

a ’

sans erreur sensible , parce que Ri est un fort petit arc dont le

cosinus est presque égal à l’unité, et le sinus sensiblement égal a zéro. Aprésent nous sommes en état de calculer

R/ = Kr eos ïKc = i5 0 cos D cos ïKc.

^4* Tout se réduit donc à connaître la déclinaison du centre R de lalunette. Dans les observations de cette espèce, on se propose toujours dedéterminer la position d’un astre inconnu par celle d’une étoile connue.Supposons que l’étoile connue ait décrit la corde mxn } nous aurons^

i°. Tems du passage de l’étoile connue parle fil horaire en x = ^-~ i ;

c’est-à-dire la demi-somme des instans de la pendule quand l’étoile en-trait en m et sortait en n.

sin zcR m

i5 (H'-f H) cos (D 4-KaQi5. s 9 cos E>

3°. Kzr = i5 9 cos D cos xYun.

4°. Déclin, du centre de la lunette =D — Ka\

Si le point x était au-dessous du centre, la différence de déclinaisonlix serait additive pour une étoile boréale, soustractive pour une étoileaustrale.

Pour