360 ASTRONOMIE, Liv. IX:.

flg. si. ôc CT menés au centre de la terre ( 2679 ) ; on lesretranchera des distances au zénit, ôc l’on aura lesangles LCD , LBA ou les distances corrigées, donton fera à peu-près le même usage que nous avons faitci-devant des distances au zénit dans la terre sphérique( 165 l ). Puisque T B : T L:: sm. T L B : sm. T B L ou

A B L , on aura lorsque sangle B sera droit, ^ égalau sinus de Ja parallaxe horizontale à Berlin ( 1624 ) ;de même ^ est le sinus de la parallaxe horizontale auCap de Bonne-Espérance , ou au point C ; ainsi le sinusde la somme , ou de sangle B L C — SZ f in> LCD-f-

~ sin. L B A , ( 3617 ) en supposant le cosinus de cha-que parallaxe égal à l’unité ; donc la distance T L =C - iï”' L c , B ^ ; 6c le sinus de la parallaxe ho-

rizontale à Paris, ou dans un autre lieu quelconquedont on connoîtra la distance au centre de la terre feraégal à cette distance ou au rayon de la terre multiplié

par - r - ,- -. Dans cette formule on fait

usage des deux rayons de la terre T C 6c TZ? dont ontrouvera la valeur dans le XV e . livre, ( 2680 , 2690),6c ci-après ( 1705 ).

1^5 4. Nous remarquerons ici que quand la lune estau méridien , la parallaxe de hauteur, même dans lesphéroïde applati est exactement proportionnelle au si-nus de la distance au zénit L B Z , diminuée de la va-leur de sangle MBT ou ABZ , c’est-à-dire , au sinusde sangle LBA , ou de sangle LBT , cela est évi-dent par la considération seule du triangle ( 1628). Nousferons usage de cette considération, (3942).

Ces trois méthodes qui servent à trouver en généralla parallaxe d’un astre, sont applicables à tous les astres6c en particulier au soleil 6c a la lune ; mais il y a desméthodes particulières à ces deux astres, telles font

pour