02 À Ii n i. G É r'.l S TU O 5 O 3ITR, I/IV. II.un grand cercle vont tous se rencontrer au pôle rie ce cercle.'5 ". Dans fout triangle sphérique dont on connoît trois chosesprises a volonté paimi les trois côtés on les trois an.des, on peuttoujours trouver les trois autres par les réglés de la trigonométriesphérique. Ces notions sufüscut pour entendre ce que nousavons à dire dans cet ouvrage. Nous n’avons pas voulu embar-rasser les couimencernens de ce traité par un détail ennuyeux deformules et de calculs.

Du mouvement, et des inégalités du Soleil.

290. L'observateur qui voudroit former un cours d’obser-vations et suivie les progrès des anciens astronomes dans leursrecherches doit commencer par déterminer la hauteur du poléou la latitude du lieu où il est( 55 ': il leconuoîtra la direction del’écliptique ou dir cercle que décrit le soleil en un an ; enfin ilreconnoîtra les points oit l’écliptique coupe l'équateur ( 6 ( 3 ;, laquantité dont elle s’en éloigne dans les points solstitiaux (70):il sera pour lors en état de déterminer le progrès du soleil dans1 écliptique, et les points où il se trouve chaque jour (170):c’est la première espece d’observations dont nous ayons àparler.

294 Soit EQ [ fig- 21 ) l’équateur, H 0 l’horizon, ES l’éclip-tique inclinée en E de a 3 0i sur l’équateur ; S le soleil à midi aumoment qu’il passe par le méridien SAB : si j’observe (a 3 ) decombien de degrés est sa hauteur au-dessus de l’horizon , c’est-à-dire que je mesure l are S B, et que j’en retranche la hauteur A Bde l’équateur, qui est toujours la même (à Paris de 41 0 io'j , jeconnoitrai S A, distance du soleil à l’équateur, que l’on appelledéclinaison du soleil (91) ; or, dans le triangle sphérique S E A,formé par des arcs de l'équateur, de l’écliptique et du méri-dien , on connoît I angle K de 2.5°-,, et le côté opposé S A , quiest la déclinaison du soleil. avec l’angle A qui est droit, pareequeles méridiens sont: nécessairement perpendiculaires à (équateur(21 ): on trouvera par la trigonométrie sphérique faga) l’hypo-ténuse ES. qui est la longitude du soleil, c’est-à-dire sa distanceau point équinoxial E , mesurée le long de l'écliptique.

29ô. Le côté ES, trouvé par cette proportion, n’est que ladistance à l’équinoxe le plus prochain E ; si l’observation avoitété laite au mois de septembre dans le teins que le soleil serapproche de 1 équateur et que sa déclinaison va en diminuant,le résultat de notre opération seroit seulement la distance a