CHAPITRE XV. 4o3

Observez le même astre en A, le plus près de l’horizon que vouspourrez; corrigez de même la distance, en ajoutant la réfraction,ce qui doit se sous-entendre de toute observation de distance zénitale.

Calculez ensuite Z/A par la formule cosZA = cosP sinPZ sinPA-j-cosPZ cos PA.

Comparez la distance observée avec le résultat du calcul, la différencesera la parallaxe, s’il en est une. Si la distance calculée se trouve pluspetite, c’est que l’astre a une parallaxe qui l’abaisse et que nous sommesau-dessus du centre de ses mouvemens. Si la distance calculée était plusforte, le centre serait au-dessus de l’observateur.

De quelque manière qu’on ait pu s’y prendre jusqu’aujourd’hui, on n’apu découvrir aucune parallaxe aux étoiles. Ainsi nous sommes sensible-ment au centre de leurs mouvemens, c’est-à-dire que la distance de1 observateur au centre est insensible par rapport à la distance des étoiles ;

g = sin'sr est une quantité trop petite pour être aperçue.

Mais les planètes ont une parallaxe qui les abaisse, ainsi le centrede leurs mouvemens est sous nos pieds.

qo. Soit donc /?= distance Z observée — distancez calculée, vousaurez

et

sinp = sin/ar sin distance Z observée = sin<za- sin (n -f- p )

sin «zr

_ _ smp _ _ sin (distance observée — distance calculée)

sin (a + p) sin distance Z observée *

C’est ainsi qu’on a pu sans peine reconnaître à la lune une parallaxede environ. Nous reviendrons avec les détails convenables sur cetobjet impartant.

gi. Pour le soleil dont la parallaxe ne va pas à g", cette méthoden’avait pas assez de précision; mais elle suffisait pour démontrer l’extrêmepetitesse de cette parallaxe. La Hire ne la trouvait que de 6' tout au plusLes anciens , par une méthode plus incertaine encore , l’avaient trouvée2 '.5i", mais on l’a toujours diminuée de plus en plus, à mesure que^ es ^ ns trumens se sont perfectionnés.

9 2 - La parallaxe de l’angle horaire fournit un second moyen pour de-