io 84 ASTRONOMIE, Li v. XVII.
Fìg, i4i. jours parallèle à MN ; mais l’ordonnée SR de l’ellípse est laprojection d’une ordonnée QT au cercle , comme on peurle conclure de ce qui a été démontré ( 1439 ). En effet, lepoint S est la projection du point Q , le point A est la pro-jection du point V ; AE est la projection du rayon VE ,T'yVestla projection de EC, & la ligne parallèle à EC com-me QT, a sa projection SR parallèle à MN\ donc SR ayantun rapport constant avec SP & avec ST, il y aura auiïi unrapport constant entre SP & QT qui est le sinus de Tare QK',donc l’aberration en ascension droite SP est comme le sinusde la distance QV du soleil au lieu où il étoit lorsque sa-berration en déclinaison étoit nulle, c’est-à-dire, que la plusgrande aberration multipliée par le sinus de l’argument an-nuel, donnera l’aberration actuelle en ascension droite.
2,277. On peut avoir la quantité de la plus grandeaberration en ascension droite sous une forme plus simpleen employant sangle M de sécliptique & du méridien quiFív. rqo P a A' e P ar sétoile [ Eig. 240. ); on voit aisément que le pointM est le lieu où se trouve la terre lorsque l’aberration enascension droite est la plus grande ; car c’est le point où laterre traverse le plus perpendiculairement qu’il soit possi-ble le cercle de déclinaison PSNML est le lieu de laterre lorsque l’étoile est en opposition , & que l’aberrationen long. est la plus grande ; M le point où est la terre quandl’aberr. en asc. dr. est la plus grande ; ainsi ML est aussiégal à la différence des points où ces aberrations fontnulles i on aura donc pour la plus grande aberration en
asc. droite ( 2276 ) , —pgsgpg~ ssir le parallèle de l’étoile ,Autres exprès- & s ur séquateur, mais dans le triangle MSL
fions de l’aberra- col. ML. cos. SA * °
tíon en ascension rectangle en L , on a cos. MSL = fìn. M. cos. AIL ; donc
iin 1 1 j
substituant cette valeur on P aur * a P^ US g ra nae
aberration en ascension droite. C'est sur ce principe qu estcalculée la Table XVI. pag. 18 y. de la Collection quej’ai citée. L’angle M est facile à trouver, car dans toutesles Tables Astronomiques on a sangle de sécliptique avecie méridien pour chaque point M de sécliptique.