ASTRONOMIQUES. z8§

qu’au tems de la premiere observation , il est évidentsqu’étant dans chacun de ces deux cas précisément à unemême distance du Zénit ou de FEquateur, fa distance aueolure des Solstices , ou fi l’on veut aux points équinoc-tiaux, seroit par conséquent la même, ôc partant que ce quis’en manque ou ce qui excede t 8 o" dans Face qu’auraparu parcourir le Soleil, seroit le double de son ascensiondroite au moment de la premiere observation.

Connoiísant ainsi l’ascension droite du Soleil, on a parconséquent celle de l’Etoile, ôc c’est à celle-ci qu’onpeut ensuite comparer toutes les autres. Mais comme ilest rare que dans cet intervalle d’environ six mois le So-leil retourne à midi précisément à la même hauteuroù il avoir paru pour la premiere fois à son passage par lalunette, il est donc nécessaire de calculer trigonométri-quement par des parties proportionnelles le mouvementen ascension droite qui répond à la petite différence qu’ona trouvée à l’égard du Soleil, relativement à l’Etoile, autems de la premiere ôc de la seconde observation ; car sil'on sçait à peu près la déclinaison du Soleil, ôc si l’on aobservé exactement avec le micromètre les différencesen déclinaisons du bord du Soleil ôc de l’Etoile , on pour-ra calculer par la Trigonométrie ou par les formules deM. Cotes , l’arc de l’Equateur ou de la différence en as-cension droite qui répond au changement en déclinaison.

Soit, par exemple, S le lieu du Soleil observé un peu Paprès l’Equinoxe du Printems dans PEcliptique T <55 ^;soitaussi Fie lieu d’une Etoile située presque à même distan-ce de FEquateur rC^. Si l’on tire par le Pôle P les droi-tes P S R , P TF qui passent par le Soleil ôc par l’Etoile,il est évident que l’arc RT de FEquateur représentera ladifférence en ascension droite apparente entre le SoleilôcFEtoile, ôc qu’ainsi la grandeur de cet arc sera con-nue par observation. Soit encore t le lieu du Soleil ob-

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