LATITUDES

Par Antarès et Sheat 1 1^2*^39' ^^

Par Arcturus et Fomalhaut J 1^7 1 5 18 1 65 4 a5

Moyennes I ia4**57' 26

(i) On trouYeraledétaildece calcnli la fin de Fonvragedansla note 3.

DE DRNDERAH. 5l

La diÉférence de ces deux éYaluatioiis est de 4** 35' 45" sur la longitude, et de i°9 7" sur la latitude. Les deux positions du pôle de projection qui en résultent sont distantes Tune de l'autre de 2^17' 18" sur la sphère céleste. Ces erreurs sont de même ordre que celles que nous ont présentées les distances des étoiles entre elles. Il est tout simple qu'elles soient moins sensibles sur la latitude dont la détermination dépend surtout des distances méridiennes , qu'elles ne le sont sur la longitude beaucoup plus dépendante de l'ascension droite et par conséquent de la mesure du temps. On trouve, comme je l'ai dit, de. pareilles erreurs , en réduisant les observations d'Hipparque ou de Ptolémée. N'ayant dès lors aucun. motif pour préférer une de ces évaluations à l'autre , nous prendrons une moyenne entre elles ; et nous la regarderons comme exprimant la position de notre pôle de projection aussi approximativement que Ton peut la déduire du monument, même. >

Maintenant si l'on cherche , dans le catalogue de Lacaille, à quelles étoiles voisines de Técliptique de 1760 répond la longitude ia4*^ 87' aS'' que nous trouvons être la longitude moyenne de ce pôle , nous voyons qu'elle tombe entre y et J du Cancer, mais beaucoup plus près de ^ que de y: Telle est donc, sur Técliptique de 175Ô, la position du cercle de latitude qui contient le pôle de projection du monument.

Si l'on prend sur ce cercle un arc de latitude

Sa SUR LE ZODfA.QUK CIRCULAIRE

égal k 64^ 129' 5a'' , qui est la latitude moyenne que nous obtenons pour ce pôle , on ne trouve au point ainsi déterminé, ni même autour de ce poiqt à quatre ou cinq degrés de distance, aucune étoile remat>qud3le : les plus voisines sont ^ de la P^ tite-Ourse ,qui est plus élevée en latitude, et k du Dragon, qtû est plus basse ; la première éloignée d'enviroB 6° ; la saoonde de 5^ ; mais celle-ci différant beaucoup en latitude* Il parait donc qu'aucune de ces deun éu>iies ne peut avoir été le pôle de notre monument; mais, en admettant seulement une ernrair de 2^ dans la latitude que fious trouvons pour ce pôle , supposition que le seul effet des «ouvemeos propres suffirait presque pour rendre exadie, sa position intermédiaire entre ie%s deux étoiles que nous venons de désigner tout à riiettpe , devient celle qu'occupait le pôle de Véquainur terresitre, 716 ans avani; Tère ebrétienne; car si l'on calcule , pour cette époque , la longitude et la ladtude de ce pôle sur l'éclipitique. fixe da 1750;. par les formules de la mécanique céleste, on trouve Jà première égale à i a4^ 67 ' ^5", c'est- . à - dire , précisément égale à la longitude que le moaament houb lionne ; la seconde égale à 66'' a8' 36" seulement de i"" $9' aff' plus forte que le nésttltiat moyen obtenu par le aioaiumftit{i);

(i) Cette position du pôle de t'équateur tontine dans Fin térieur du petit cercle qui aurak ^nr (Hamètre la ^tanee «l^iéri^ osmpniie entre les deux jdëtBnmnadsos du pôle du

DK I>El^MllAIf. 53

Nous admettrons cette combînaisoii , ne pouvant nous flatter d'atteindre, par des mesures gral^iques, une exactitude plus grande. Alors l'état du ciel représenté par le monument sera celui qui avait lieu 716 ans avant l'ère chrétienne , la projectiou étant fiiite par développement autour du pôle de l'équateur de cette époque ; et $i l'on veut savoir combien ce résultat moyen , auquel nous nous arrêtons, diffère de l'un ou de l'autre des résultats partiels donnés par chacun des coupi^ d'étoiles que nous avops employées, il n'y aura qu'à prendre la moitié de la difiiérenee des longitudes trouvées par l'un ou par l'autre de ces couples, moitié qui sera de a» \^' 53^' après quoi calculant le temps de la précession correspondant à cet intervalle , à raison de 5si^' par année , on trouvera qu'il répond à f65 aiis. Telle est donc la limite de variation que les données géométriques tirées de nos deuft couples d'étoiles pré^ntent , soit avant , soit après Fépoque de 716.

Arrivés k cette détermination, il ne nous reste plus qu'une dernière épreuve à faire. C'est de calculer les positions de toutes les étoiles les plus rendarquables , pour l'époque ainBi obtenue à l'aide des seules données précédentes; de construire, d'après ces calciris, un état du ciel avec le même mode de projection que nous avons reconnu dans le

monument. Ce qui rend sensible comment elle est comprise dans les limites d'écart que ces déterminations comportent.

monument , et sur la même échelle adoptée dans la copie réduite dont nous pouvons disposer; puis de calquer cellenn sur un papier transparent , et enfin de rappliquer sur notre ciel cons^uit par te calcul. Car, si toutes les parties, du monument sont faites avec autant d'exactitude que celles que nous avons déjà éprouvées, et dont nous avons déduit la position de son pôle, nous devons obtenir par cette supposition une coïncidence générale , qui , pour les emblèmes astronomiques que nous colinaissons , fasse, tomber dans l'espace que chacun d'eux embrasse les principales étoiles que nous savons lui appartenir; et qui, dans le cas très-vraisemblable où plusieurs de nos constellations actuelles auraient été décomposées d'une autre manière, assigne à ces divers groupes, un mode de subdivision rationnel , les place sur les emblèmes inconnus d'iuie manière concordante avec leur forme , et nous enseigne ainsi la signification la plus vraisemblable que l'on puisse leur attribuer. J'ai effectué cette comparaison , et les résultats m'en ont paru aussi complets qu'il était possible de l'espérer ; mais , pour ne pas abuser trop longtemps des momens de l'Académie, j'en remettrai l'exposition à la séance prochaine, si elle veut bien enccure m'accorder son attention.

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