^2CJO ASTRONOMIE, L I V. IV.

"Méthode importante pour observer l'ascensioti droite dusoleil et celle d'une étoile.

869. La hauteur méridienne du soleil qui a servi à déterminer salongitude (853) , peut servir également à trouver son ascensiondroite : lorsqu’on connoît la déclinaison AS (fig. a3), dans le trian-gle SE A, oi'i l’on connoît trois choses, on peut trouver égalementle côté AE, qui est la distance du soleil à l'équinoxe comptée surl’équateur. Pour cela on fera cette proportion : La tangente de l'obli-quité de l'écliptique, ou de l’angle É, est à la tangente de la déclinai-son AS, comme le rayon est au sinus de /’ü/rEA, ou de l’ascensiondroite du soleil (3882).

Cet arc est la distance du soleil au plus proche équinoxe E ; il fautappliquer ici ce que nous avons dit pour les longitudes (855).

870. Le seul inconvénient qu’011 peut objecter à cette maniéré dedéterminer le lieu du soleil, est qu elle dépend trop de la hauteurde l’équateur : si l’on se trompe de 10", l’erreur tombe en enLîersur la déclinaison , il en résulte 23" d’erreur sur l’ascension droite ;car vers d’équinoxe le mouvement diurne en ascension droite CStdâ5 /\! 3i", et le mouvement en déclinaison n’est que de 23' 42 ", c’està-peu-près le rapport de 23 à 10. Mais il est aisé de rectifier cetteerreur en répétant la même opération vers l’équinoxe d’automne;:car la même cause qui aura fait trouver une ascension droite trop,grande vers l’équinoxe de mars, en fera trouver une trop petite versl’équinoxe de septembre : on prendra un milieu entre les deux résul-tats, ayant égard au mouvement dans l’intervalle-, l’on aura uneascension droite corrigée , qui ne sera point affectée par la causeindiquée ci-dessus. Si dans le premier cas la déclinaison DS (fig. 2 6)a été supposée trop grande de 10", 011 a dû trouver droite l’ascensionT D trop grande de 23"; dans l’autre équinoxe on aura, parla mêmeraison, la déclinaison B G trop grande de 10", et l’arc Bû trop grandaussi de 23", c’est-à-dire que l’ascension droite T B sera trop petited’autant; ainsi cette erreur compensera la précédente w ,. quand oncomparera le calcul tiré des tables, avec l’observation ; et la positiondu point solslitial Iï par rapport au soleil, se trouvera exactementpar ces deux ascensions droites, dont les erreurs sont en sens con-traires , et se détruisent quand on prend le milieu.

(a) Il en seroit de même de l’erreur parallaxe, le diamètre du soleil, et l’er—qu’on aurait commise sur l’obliquité reur du quart-de-cercle.de l’écliptique, sur la réfraction , la