ASTRONOMIE,' Il v. IX.différence, égale à l'angle BLC, par la somme des sinus des distan-ces au zénit, qui sont o, /, 226 , et o, 9287, ou par 1,3513, l’on aura23 " 6 , oarallaxe horizontale de Mars (La Caille, Leçons cTastr. ).

1653. L’opération précédente suppose la ( Terre parfaitementsphérique; mais lorsqu’il s’agit de la parallaxe de la Lune, on nesauroit négliger l’aplatissement de la Terre : il faut alors diminuerde quelques minutes les deux distances au zénit observées ( en sup-posant que le zénit soit entre la Lune et le pôle élevé), et multiplierle sinus de chacune par le rayon correspondant de la Terre , avantque d’employer la réglé précédente.

L’ellipse BECP (fig. 92) représente une moitié du sphéroïde ter-restre :T est le centre, TP est l’axe de la Terre, E l’équateur, B etC sont les deux observateurs que je suppose placés sous le mêmeméridien, et observant à la fois la Lune en L : ZBM , zCN sont lesperpendiculaires à la surface de l’ellipse, c’est-à-dire, les lignes ver-ticales ou perpendiculaires à l’horizon en B et en C (2672) ; l’angleLBZ est la distance apparente de la Lune au zénit pour l'observa-teur B, LCz est la distance apparente pour l’observateur C. On cal-culera les angles MBT. NCT, formés parles perpendiculaires à la'surface de la Terre, en B et en C, et par les rayons BT et CT, me-nés an centre dp la Terre (2691 ) ; on les retranchera des distancesau zénit, et l’on aura les angles LCD, LBA, ou les distances corri-gées , dont on fera à-peu-près le même usage que nous avons fait ci-devant des distances au zénit dans la Terre sphérique ( i65i ). Puis-que TB ! TL ! I sin. TLB I sin. TBL, ou ABL, on aura, lorsque

l’angle B sera droit, égal au sinus de la parallaxe horizontale à

Berlin ( 1624) ; de même est I e siuus de la parallaxe horizontale

au point C ; ainsi le sinus de la s.omme, ou de l’angle BLC, est égalà la somme des sinus des deux parties BLT, CLT, qui sont les pa-rallaxes de hauteur pour chaque station, c’est-à-dire, = ^ sin,LCD -t- ^sin. LBA (38ç>9), en supposant le cosinus de chaqueparallaxe égal à l’unité ; donc la distance TL= TCsi —~ ^,^ p q ~ Sin UU ÿ

et le sinus de la parallaxe horizontale dans un autre lieu quel-conque, comme E, dont on connoîtra la distance au centre de la

Terre, sera égal à ou égal au rayon de la Terre multiplié par

_ sin. r.LC _

TcTiTbCD -f- XB.sin. LBA*

Dans cette formule on fait usage des deux

rayons