428 INSTITUTIONSD : soit aussi S le vrai lieu de s astre, ôc par conséquent SEsa parallaxe, il est clair que la différence des hauteurs ob-servées de l’astre ôc de l’Etoile DE , fera leur distance ap-parente. Si l’on observe ensuite l’Etoile en d, & le lieuvu ou apparent de l’astre en e à une même distance du Zé-nit j on volt d’abord que la distance observée de de l’astreôc de l’Etoile fixe , sera égale à très-peu de chose près ,à leur vraie distance ; car soit le vrai lieu de l’astre en s ,comme il arrive presque toujours que la parallaxe se esttrès-petite, relativement à Tare Ve , il s’ensuit que t d, edseront à très-peu près de même grandeur ; ce que l’on peutsupposer avec d’autant plus de certitude, que quand mêmel’arc s e seroit d’un degré , ( ce qui est la plus grande pa-rallaxe de hauteur qu’on puisse observer dans tous lesastres qui ne font point au-dessous de la Lune ) les arcs ded s dissereroient à peine d’une minute. Mesurant donc avecquelqu’instrument la distance de , on connoîtra par consé-quent d s qui lui est presque égal. Mais d s e ft égal à DS fqui est la vraie distance de l’astre à l’Etoile au tems de lapremiere observation. Si l’on retranche donc de é l areobservé D E, le reste S E sera la parallaxe de l’astre lors-qu’il paroissoit au point E.

Troisième On peut encore connoître la parallaxe d’un astre enMéthode. observant son Azimut, sa distance au Zénit ôc le tems' vin. écoulé enrre cette premiere observation ôc l’heure de sonFi Z- passage au Méridien. Car soit HFP 0 le Méridien, V leZénit, P le pôle : soit aussi HO l’horison , F B le cerclevertical qui passe par le lieu vrai S ôc par le lieu apparentE de l’astre. On fera passer aussi par chacun de ces pointsS , £ les cercles de déclinaison P S, P E , ôc l’on obser-vera l’azimut B 0 de l’astre , ou sangle BVO de la mêmemaniéré qu’on l’a enseigné ci-devant lorsqu’il s’agissoîtpour trouver la réfraction, de connoître l’azimut des Etoi-les : il faudra mesurer aussi en même tems la distance