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Mouvement de Précejfîon. 13 y

ainsi que le côté S R , tant qu’on n’a égard qu’au chan-gement P p , ôc que le point § reste toujours le môme ,le changement de l’angle P ou dSPR — Pp. sin. P. cot.PS ( 3764 ) ; mais Pp = P Ep. sin. 23 0 j ( 892 ) , ôcsanglé SPR est égal à l’ascension droite de l’étoile ;donc ce changement de l’ascénsion droite — P Ep fin.23 0 7. cot. P ô. fin. asc. droite; c’est-à-dire, à la précef-ston en longitude, multipliée par le sinus de l’obiiquitéde l’écliptique, par le sinus de l’aícension droite del’étoile & par la tangente de fa déclinaison , commedans l’art. 2703.

2708- Si l’on appelle 1,1 a précefsion en longitude,’on aura la précefsion en ascension droite composée dedeux parties ; l’une L. cos. 2 3 0 f, l’autre — L. sin 2 3 0 J-sin. asc. dr. tang. décl. Si l’on appelle M la premièrepartie L. cos. 23°^- de l’exprestìon précédente, & qu’à

la place de L on mette dans la seconde ———; , on

aura pour cette seconde partie M. tang. 23°^. sin. asc.dr. tang. décl. Ainsi la première partie de la précefsionen ascension droite sera constante, & la seconde seraégale au produit de la première par la tangente dea 3 ° 7 > P ar le sinus de l’ascension droite de l’étoile, &par la tangente de sa déclinaison. Je suppose la pré-cefsion en longitude L pour dix ans, égale à 8' 23"36, en la multipliant par cosinus 23°^, on a 7^ 4" 4qui est la première partie M de la précefsion en ascen-sion droite , commune à toutes les étoiles. Si l’on mul-tiplie cette première partie par tang. obi. éclip. par sin.asc. dr. ôt par tang. déclin, on a la seconde partie enforme d’équation , qu’on peut appliquer à chaque étoile ;j’en ai donné une table à la suite de celles de M. Halley,pag. 17 5 ; & je m’en fuis servi pour la précefsion detoutes les étoiles qui font dans le catalogue, vers lafin des tables de cet ouvrage.

2709. On suppose dans la figure 223 l’étoile S dansles six derniers lignes d’ascension droite , puisque iepoint S est plus près du pôle de l’écliptique que i’équa-

Prccestïor»en ascensionsdroite.