f|8 A tt R É G i' d’astroso MIE,' liv. II.

Cf. i mars ; on voulut en 1 58 a l’y rétablir, et l’on ôta dix jours del’année : ce qui a fuit la différence du vieux style au nouveau,qui s’est accru d’un jour en 1700.

3 oG. L'ascension droite du soleil trouvée immédiatementpar la méthode précédente ( 3 o 3 ) sert à trouver celles des ('toi-les pour en former des catalogues. En effet, pour conrioitre lalongitude d’une étoile ou d’un astre quelconque , il faut en ob-server d’aliord l’ascension droite et la déclinaison. Pour connoî-tre l'ascension droite d'un astre , il suflit de le comparer avec lesoleil dont l’ascension droite peut être connue tous les jourspar la méthode de l’article 3 o 3 , ou bien avec nue des étoilesqu’on a déterminées en même tems f2gGj. Ainsi le problème seréduit à trouver l’ascension droite du soleil: c’est ici le termefixe donné par la nature , d’où il faut absolument partir, et au-quel on doit tout rapporter. En cflet les longitudes se comptentd’un point qui 11’est donné et ponnu que par le mouvement dusoleil ( puisque c’est l'intersection de la route du soleil avec l’é-quateur ) ; ce point n’est pas marqué dans le ciel, c’est le soleilqui nous ei^ indique la place : ce n’est donc que par te moyendu soleil qu’on peut déterminer la distance d’1111 astre au pointéquinoxial, en déterminant séparément la distance de l'astre«u soleil et celle du soleil à l'équinoxe.

3 oy. Quand 011 connoit exactement l’ascension droite dusoleil ou d’une étoile, on observe la différence entre son pas-sage au méridien et ceux des autres étoiles , et l'on en conclutl'ascension droite de chacune. Pour avoir l'heure du passageun méridien d’une étoile, ou la différence entre le tems de sonpassage et celui d’une autre étoile, on pourvoit se servir d’uneméridienne sur laquelle on auroit élevé des lils-à-plomb ; maison se sert actuellement de la méthode des hauteurs correspon-dantes C 3 1 3 ) , ou bien d'un infiniment, des passages ( 33 G ).

Pour avoir la déclinaison d’une étoile il suffit d’observer sahauteur méridienne et de prendre la différence entre cette hau-teur et celle de l'équateur, ainsi que nous l avons fait pour lekoleil ( 2q4 ).

3 o 8 . Lonnoissant l'ascension droite et la déclinaison d’unastre, on trouvera sa longitude et sa latitude par la trigono-métrie sphérique ;*mais h cause de 1 usage des sinus il faut avoirsoin de prendre, au lieu de l’ascension droite donnée, la dis-tance au jdus prochain équinoxe ( 2g5 ).

Soit AE (Jig. 25 ) l’ascension droite d'un astre quelconque;AS la déclinaison du même astre , ou sa distance à l’équateur;