ï88 ASTRONOMIE.

On peut calculer celte formule en estimant d’abord

| dD = - dL sin on cos Æ. ;

on rectifiera ensuite le calcul avec la valeur approchée qu’on auratrouve'e pour -jÆ) ; ou bien on pourra réduire la formule en série(X.226); faites ensuite

sin éLR =

2 sin ^ dL cos a Acos D cos (D -f- dD)

[cos on cos -j dL

— sîn a tang A sin (L -{-1 <ZL)] ,

vous aurez l’ascension droite et la déclinaison (D -f- dD) pour

une époque quelconque, sans vous embarrasser des mouvemens del’écliptique.

21. Voulez-vous tenir compte de ces mouvemens, cherchez d’abordla longitude et la latitude, comme nous avons dit, pour le jour de l’ob-servation; corrigez ces calculs au moyen de la précession lunisolaireet des mouvemens dL, et dx (i 5 ), vous aurez la longitude et la latitudede l’étoile pour une époque quelconque ; alors avec cette longitude ,cette latitude et l’obliquité pour la même époque , vous calculerez tri-gonométriquement l’ascension droite et la déclinaison. Voyez la Connais-sance des Teras de 1810, p. 4^7 , où j’ai prouvé, par un exemple calculépour l’étoile polaire et pour un intervalle de cent ans, que les deuxprocédés conduisaient au même résultat ; mais le premier est le pluscommode de beaucoup, le dernier est plus rigoureux.

22. Voulez-vous déterminer par observation la précession lunisolaireet le petit mouvement des points équinoxiaux que nous indique la théorie,il suffira de retourner nos formules, qui seront

. . , T sin-j dD cos (D+ 5 JD)

Sin | d L = -r-î- , r V - vj TV

a sma cosa

Connaissant une déclinaison D, l’obliquité co , la longitude L pourle moment présent avec une déclinaison (D + é/D) anciennement ob-servée, vous en déduirez facilement dL par la formule précédente oùtout sera connu, excepté \dL que vous supposerez 5 o",i t par approxi-mation; vous aurez la valeur exacte de sin dL.

Calculez ensuite

ûsin^dLcos’x

sin dA l = cos D cos(D + dD) C cos « cos i dL — sma tangA siu (L + j dL )].