ce l’équateur et de la rotation du soleil. 291axe plus long, ou plutôt il empêche que la trace ne soit réellement uneellipse : et les réglés précédentes ne sont bien exactes qu’après qu’ona réduit les observations à ce qu’elles donneraient si la Terre ou le So-leil eût été immobile pendant l'intervalle de ces observations. Eneffet, la Terre, qui s’élève continuellement au-dessus du plan del’équateur solaire ou s’abaisse en s’en rapprochant, ne permet pasque le cercle décrit par la tache paroisse jamais exactement sous laforme de la ligne droite ni de l’ellipse qui aurait lieu si la Terreétoit immobile ; ou du moins c’est une ellipse qui change tous lesjours de forme : ainsi cette trace apparente ou cette courbe décritesur un carton ne nous sert qu’à reconnoître le progrès ou l’exacti-tude des observations , et à nous conduire dans le calcul.
3248. La différence de longitude SL (fig. 268) et la différence delatitude LM étant connues ( 2i3i ), on en déduira la ligne SM etl’angle L 5 M. La ligne droite SM, prise sur le disque apparent duSoleil, est la projection ou le sinus d’un arc du globe solaire dont lecentre est au centre S de ce globe, ainsique nous avons vu dans lecalcul des éclipses de Soleil que les arcs de la circonférence de laTerre, projetés sur un plan , devenoient égaux à leur sinus (i 8 i 3 ).Pour corinoître l’arc du globe du Soleil qui répond à la ligne droiteSM ou l’arc de distance , 011 fera cette proportion: le rayon du So-leil réduit en secondes est au sinus total ou à l’unité comme la lon-gueur SM est au sinus de l’arc qui lui répond : et l’on aura l’arc oul’angle sous lequel un observateur situé au centre du Soleil verroitla tache M éloignée de la Terre ; car la Terre paraît répondre aupoint S ou au pôle même du cercle ACBD qui est le limbe du Soleilvu de la Terre.
3249. 11 faut retrancher de l’arc qui répond à S M autant de mi-nutes que la ligne SM, prise sur le disque apparent du Soleil, encontient, parceque les rayons visuels qui vont aboutir en S eten M n’étant pas parallèles, SM est un peu plus grande que lesinus de l’arc qui lui répond. Soit TC (fig. 270 ) le rayon mené dela Terre au Soleil, TBD le rayon mené à la tache, CF le demi-dia-metre du Soleil, CD la distance observée entre la tache et le centredu Soleil ; c’est le sinus de l’arc AE, en supposant DE parallèle àCT : mais l’arc AB est la vraie distance delà tache, et il est plus petitque l’arc AE de la quantité de l’angle CTD ou BDÇ. Pour avoir la
valeur de cet angle, on considérera que le sinus BDE = ^, et que
EK:=BEcos.AB ( 3446 ); donc sin.BDE=BE: il faut doncretrancher l’arc BE—CTD de l’arc AE dont ou a le sinus C D. Il
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