Maniéré dedéterminerl’heure ducommence-ment ou de la

ASTRONOMIQUES. 4 o<?íì Ton réduit séquation en analogie^on aura comme le rayonest à la tangente de TY, ainsi le cosinus de (qui est le sinusde la latitude du lieu ) est au sinus de dF } qui fera la distan-ce du parallèle que l’on cherche , à l’égard de l’Equateur.

Lorsqu’on connoît une fois la déclinaison du Soleil,voici de quelle maniéré on peut calculer sinstant auquelcommence ou finit le crépuscule. Soit o p le parallèle àl’Equareur que paroît alors décrire le Soleil ôt qui rencon- findescrépus-tre en p le cercle qui termine les crépuscules : ayant menépar le pôle P le cercle horaire ou de déclinaison Pp, dansle Triangle sphérique P Z p , on connoît les trois côtés,sçavoir PZ qui est le complément de la latitude du lieu,

P p complément de la déclinaison du Soleil ,fkZp, quiVaut un Quart-de-Cercle plus la distance de l’Horison aucercle qui termine les crépuscules = Z 1 4- Ip : onpourra donc connoîrre par la Trigonométrie sangle ZPp& partant son complément à deux droits p P qui étantréduit en heures & minutes de l’Equateur fera connoîtrele rems du commencement ou de la fin du crépuscule.

L’ Atmosphère de la Terre ne produit pas seulementle crépuscule du matin ôc du soir, soit en réfléchissant,soit en détournant un peu les rayons du Soleil : il arriveencore que ces rayons se brisent sensiblement, en sorteque le lieu apparent du Soleil ou des Etoiles devientpar là presque toujours différent du véritable : ainsi il aété nécessaire de reconnoître les Réfractions , causées parnotre atmosphère aux rayons de tous les Astres, lorsqu’ilsviennent à y entrer plus ou moins obliquement ; c’est-à-dire, en changeant leurs directions, & les déterminant àsuivre différentes lignes droites ou courbes diversementinclinées.

En effet, une infinité d’expériences nous apprennentque les rayons d’un corps lumineux, ou même de toutpbjet visible, venant à tomber fur un milieu diaphane,

Fff

La puiflanceréfractive deFatmoíphere.