RELÈVEMENS

raosphcre. Si S est la Lune, on la voit au contraire un peu plus bas : de même le signal M est vu ei^ ^

On observe, à un instant quelconque, avec un instrument, la distance apparente de l’astre à l’objet, ou l’arc sm == J'. Mais on peut calculer la dis(. zénith, vraie SZ, d’après l’heure vraie si S est le Soleil, ou l’heure sid. s’il s’agit d’une étoile‘(n® i33); on en conclut ensuite la distance zénith, apparente Zs = z, eu corrigeant de réfr, — paralVW serait, aareste, facile de mesurer actuellement cet arc z, soit en même temps qu’on mesure par les observations simultanées de deux personnes, soit, ce qui est bien préférable, en prenant les dist. zénith, avant et apres S', et réduisant les premières à être contemporaines a la dernière , par interpolatton, comme on l’a déjà fait en plusieurs circonstances.

On prendra aussi la dist. zénith, apparente de l’objet M, savoir mZ = z' : il sera bon que , pour éviter les influences atmosphériques sur la réfraction, l’arc z'soit mesuré presque en même' temps que et Z. ,

En considérant l’oeil G de l’observateur comme le centre d’une sphère de raf^on arbitraire, d’où partent trois lignes droites indéfinies CZ, Cs, Cm, la surface sera rencontrée. en trois points par ces lignes, d’où résultera un triangle sphérique mZs dont les trpis côtés z, z' et i' sont connus. On en tirera donc la valeur de l’angle ^Zm = SZM = a, par les équ. (39), page 6 , qui deviennent ici

:os* 5 a

2Â = z -j- z' -f- J', sin A.sin (i sinz.sinz'

Or, par^ l’heure de l’observation, ou la hauteur même de l’astre, on en sait trouver l’azimuth'A (u®a25)j on tire de ces données ràzimuth x^de l’objet M par l’équ. ar = A -f- a , sous la teon- . dition de donner à A et x le signe -f- quand ces azimuths sont comptés du nord vers l’ouest, et» — du nord à l’est; et de prendre a avec le signe -f- quand le signal .M est à gauche de l’astre S , et avec — quand M est à droite : le tout précisément

r ^”1 Liy Googk

RBLÈVEMENS.

comme il a été exposé pom* la déclin, de l’aimant, page 35o\ car les choses se passent ici exactement de même.

Lorsqu’on observe le Soleil, on prend successivement les distances de. l’objet m à ses deux bords latéraux opposés, alin que la moyenne de ces arcs exprime la distance apparente i" du centre.^ On peut ëncore se contenter de mesurer la distance d’un bord seulement , et corriger du demi-diamètre de l’astre.

Par exemple, on a mesuré les distances des deux bordf du Soleil à un signal j la moyenne a donné la distance apparente d'du centre, énoncée ci-après. On a trouvé en même temps la dist. zénith, z de ce centre, ainsi que célle V de l\>bjet , savoir :

»in.

sin.

lia.

cot.

a — 119.36.15,6 azimutti de l’objet par rapporrait Soleil, et II la gauche de l’àstre. •

L’observation ci-dessus a été faite le 3i mai 1828, à 4*18' 5x*, ' t. vr.,du soir , en un lieu dont la latitude est 44°^ ou c = ’

et d’après la dilTér. des longitudes 1^9' 47* ouest, on a .conclu ' l’heure contemporaine de ‘Paris = 28' 39",, et par suite la

déclin, du Soleil au même instant, savoir : D 3= 21° 5g' tg” B.* La formule de la p. 339 calcul - suivant pour oBteixir

l’azimuth A de l’astre :

•iïj.

lin;

ftin

ïA =