ÉTUDE DO SOLEIL. — INCLINAISON! DE L*ÉCLIPTIQCE

VS*' y V étant le point vernal , nous formerons les triangles sphériques

S VA , S'Y A', S" VA". etc., dans lesquels nous aurons

t.ngSVA = i!^ = îîîîi^ " sin VA sin JR,

tang S VA = — : =777 = -: — — ,.

° sin VA siUiR'

En mettant à la place de D, D', JBi, JR! leurs valeurs déduites

de l'observation, on verra que l'on trouve sensiblement^

langSVA = tangS'VA' = tangS"VA" = tang 2a* 27' 30".

Donc, tous les grands cercles SV, SV, SV, etc., se confondent

eo un seul qui est celui appelé écliptique.

DÉTERMINER l' ASCENSION DROITE ET LA DÉCLINAISON d'uN ASTRK A UN INSTANT QUELCONQUE.

426. Nous savons qu'à Paide de la lunette méridienne ^ de la pendule sidérale et du cercle mural y on peut déterminer l'ascension droite et la déclinaison (68) d'un astre au moment ou cet astre passe au méridien.

On peut aussi déterminer Tascension droite et la déclinaison d'un astre à UD instant quelconque. Pour cela, on peut employer deux méthodes :

V Par r observation et le calcul; 2* par V observation seulement.

1* Par l'observation et le calcul. — Soient Z (fig. 87) le zénith de l'obg^ servaleur, P le pôle et A l'astre.

Nous pouvons considérer dans la sphère céleste un triangle sphérique dont ces trois points sont les sommets, et dans lequel PA représente la distance polaire de V astre.

L'angle horaire proprement dit P permet d'obtenir l'angle horaire astronomique, lequel combiné avec l'Arure sidérale du lieu donne l'ascension droite, d'après la formule

Or, dans le triangle PAZ on peut connaître l'angle azimutal Z et la dis« tince zénithale ZA à l'aide d'un instrument nommé théodolite et que nous décrivoDs dans notre Cours de navigation; de plus on connaît PZ qui est la toloiitude du lieu et qui a été déterminée à l'aide d'une étoile circompolaire; par suite, trois éléments de ce triangle sont connus, on peut donc

ASTRONOMIE. — GEOMETItlE CELESTE.

déterminer les autres; ce n'est plus qu'une question de trigonométrie sphérique,

2* Par Vobservation seulement. — A l'aide de l'équatorial dont nous avons donné la description et l'usage précédemment, nous avons vu comment on peut obtenir les différences en ascension droite et en décliûaisoQ d'un astre avec une étoile fondamentale.

427. Au lieu de rapporter la position d'un astre A (fig. 88), à l'équateur et au cercle horaire qui passe par le point vernal, à l'aide de sa déclinaison

AG et de son ascension droite VC, on peut, ainsi que nous l'avons indiqué, la rapporter à ïécliptique et au colure des équinoxes à l'aide de ce que Ton est convenu d'appeler sa latitude AB et sa longitude VB.

Fig. 88.

Cercle de latitude. — Tous les grands cercles qui passent par les pôles de Técliptique;), p prennent le nom dece»*cles de latitude; celui qui passe par les points équinoxiaux prend le nom de colure des équinoxes et celui qui passe par les points sohticiaux^ de colure des solstices.

Latitude d'un astre. — On convient alors que la latitude d*un astre est Tare de son cercle de latitude compris entre Técliptique et cet astre.

Cet arc se compte à partir de l'écliptique de 0 à 90*. On dit que la lotiiude est Nord ou Sud selon que l'astre est situé dans Thémisphère qui contient le pôle Nord de l'écliptique ou dans celui qui contient le pôle Sud; cet hémisphère étant, bien entendu, un des deux déterminés par Tinteiv section de ïécliptique avec la sphère céleste. Nous représenterons la latitude d'un astre par X,

Longitude d^un astre. — La longitude d'un astre est l'arc de l'écliptique compris entre le point vernal et le pied B du cercle de latitude de V astre; cet arc se compte de 0 à 360° comme les ascensions droites^ dans le sens du mouvement apparent propre du Soleil. Nous représenterons par ^ la longitude d'un astre.

Ces latitudes et ces longitudes sont appelées géocentriques^ parce que la Terre étant supposée au centre 0 de la voûte céleste, c'est à ce centre et par su'te à la Terre que se trouvent les sommets des angles dont ces