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bas, qui est mesurée par LN : en effet, supposons que la Terre, aiilieu d aller directement de F en L, eût été de F en N et de N en L;elle n’auroit éprouvé aucune aberration en latitude en allant de Fen N, puisque le triangle d’aberration ayant alors pour base la ligneFN, les lignes MF, MN, ont la même latitude, et font le même angleavec le plan de l’écliptique ; mais en allant de N en L, toute l’aber-ration est en latitude, comme quand la Terre alloit de A en M dansla fig. 235 , et directement à l’étoile : ainsi LN est la mesure de l’ab-erration en latitude : c’est la même chose, quant à l’aberration,que la Terre ait décrit FNL , ou FL seulement. On voit assez, partout ce qui précédé, que FL ne produit d’aberration en longitudequ’à raison de ce que le point L est plus loin de la ligne des syzygiesÉGK que le point F : parla même raison, laligne FL ne produit d’ab-erration en latitude, que pareeque le point F est plus éloigné dela ligne des quadratures FIS que le point L ; donc les mêmes aber-rations auroient eu lieu , quand même la Terre auroit décrit séparé-ment et successivement les lignes FN et NL.

2853. Laligne LN est donc la mesure de l’aberradon en latitude;et comme elle est plus petite que FL, qui, multipliée par le sinus dela latitude, donneroit la plus grande aberration ( 285o), l’on auraaussi une aberration plus petite : le petit triangle FNL est semblableau triangle SLV ( 344 o),et les côtés homologues sontpropordonnels;donc SL ; VL ^ * LF ] LN, c’est-à-dire que le rayon est au sinus dela distance à l’opposition , comme la plus grande aberration en lati-tude est à l’aberration actuelle en latitude.

Donc, pour avoir l’aberration en latitude à un jour donné, ilfautjnultiplier la plus grande aberration, ou 20" sin. lat. par le sin. del’élongation de l’étoile : la latitude (australe ou boréale) en sera di-minuée avant l’opposition , ou vers la première quadrature , etaugmentée après l’opposition.

2854. Pour trouver l’argument d’aberration en latitude, on pren-dra la longitude du Soleil au temps où l’aberration en latitude estla plus grande , et en même temps soustractive , ainsi que nous l’a-vons fait pour l’aberration en longitude ( 2846) : il suffira d’ajoutertrois signes à la longitude de l’étoile; car, dans la première quadra-ture, la Terre étant en Q, le Soleil est évidemment plus avancé detrois signes que le lieu de l’étoile. Ainsi, de la longitude de l’étoileaugmentée de trois signes , on ôtera la longitude du Soleil à un tempsdonné, et l’on aura la distance de la Terre au point Q, ou l’argu-ment de l'aberration en latitude, dont le cosinus, multiplié par laplus grande aberration donnera l’aberration e» latitude : car le