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cercle boréal de l’Ecliptique , avec celui qu il met à par-courir le demi-cercle austral. Cette différence est d’envi-ron huit jours , & Parc boréal est celui que le Soleil par-court dans le plus grand espace de tems, au lieu que cedevroit être le même espace de tems pour l’un & l’autrearc , si le mouvement du Soleil étoit toujours égal.

En un mot si l'on observe chaque jour le mouvementapparent du Soleil dans l’Ecliptique , c’est-à-dire sonmouvement diurne, on le trouvera vers le commence-ment de Janvier d’environ 6 i' (& c’est alors que le mou-vement diurne du Soleil est plus grand qu’en aucun autretems de l’année) ; au contraire au premier Juillet le mou-vement diurne fera le plus petit qu’on puisse observer, caron le trouvera d’environ 57'.

Comment on Pour trouver le mouvement diurne du Soleil, on sepeut trouver s erv j ra de j a méthode suivante *. Soit l’Ecliptique CB ,

par observa- , . .. , f A t

tion ie mou- 1 Equateur oz lintcríechon de ces deux cercles

neX'sokìT en ^ i on observera avec un Quart-de-cercle la hauteur

* Cette méthode ne sqauroit être d’aucun usage au tems des Solstices, parcsque la variation du Soleil en déclinaison , est alors presque insensible. Cest pour-quoi il vaut mieux préférer les ascensions droites aux déclinaisons du Soleil;Pour cet effet il faudra observer deux jours de fuite les passages au méridien duSoleil & de quelqu’Etoile fixe dont la hauteur & l’aícension droite soient connues:& comme les Etoiles de la premiere grandeur s’observent avec des lunettes de 3à 4 piés en plein jour, & même en plein midi, on choisira toujours l’Etoile quipassera au méridien le plus près de l’heure de midi qu’il íèra possible, afin d’éviterpar-là les plus petites erreurs qui pourroient se glisser ou dans le mouvement dela pendule, ou dans les observations de la révolution de l’Etoile au méridien.On fera donc comme le nombre d’heures, de minutes & secondes écoulées à lapendule pendant la révolution de l’Etoile fixe, est au nombre d’heures, minu-tes & secondes écoulées entre le passage du Soleil & de l’Etoile au méridien lepremier jour de l’observation, (on se servira de la méme réglé pour le secondjour) ainsi Tare entier de l’Equateur= 360°, sera à la différence en ascensiondroite entre le Soleil & l’Etoile au moment de midi : il est évident que si l’Etoilea passé au méridien après le Soleil, il faudra óter ce quatrième terme trouvé, oucette différence en ascension droite de l’Etoile & du Soleil, de l’ascension droitede l’Etoile, & l’on aura l’ascension droite A F du Soleil. On ajoutera au contrairece quatrième terme trouvé à l’ascension droite de l’Etoile , si l’Etoile passe avantmidi : ainsi l’ascension droite du Soleil A F étant connue, dans le triangle rectan-gle AFG rectangle en F, sangle A & le côté A F sont connus, c’est pourquoi ontrouvera la longitude du Soleil A G. On connoitra de la même maniéré le joursuivant la longitude du Soleil A M ; & la différence des arcs A G, A M sera lemouvement diurne du Soleil.