Abrâegâe d'astronomie ou Leðcons âelâementaires d ... - NOAA

LEÇON V. 1^7
Vous observerez ensuite la même étoile à différentes distances,
depuis 45° jusqu'à l'horizon.
*ous calculerez cosN = cos P cos H cos D -f- sin H sin D ;
v °us commettrez une erreur sur cosN et sur sinNj mais
e n différentiant ,
— cflVsinN==-— сШ cos P sin H cos D — JD cos P cos H sin D
+dll cos H sin D + dD sin H cos D
= — JHcosP (sinHcosD + cosH sin D)
-f c?H(sinHcosD -f cos H sin D)
=— tffl cosP sin (H + D) + dli sin (H +D)
= -faHsin(H4-D)(i— cosP)=-3dHsin 2 iPsin(H+D),
^
sin N
Telle est la correction dont N aurait besoin ; or vous faites
f ~N— - distance observée ; donc
dr = dN = -
sin N
(/+ J-'Q sin' l P cos (H + D)
sin N
La hauteur du pôle étant trop grande , vous aurez des réfractions
trop petites.
Si l'étoile pasîe près du zénit , II+D différera peu de z\\ \
** a *ïP, vers 6 heures ou environ, différera peu de \; sinN
Ver
s l'horizon, différera peu de l'unité; vous aurez donc
" r =; — dH sin zH , c'est-à-dire tjue dans tous climats, dr dif-
*- ere très-peu de dH en valeur , et en diffère par le signe.
2
6. Tycho imagina une autre méthode; il fut imité par
Bradley.
Soit S la distance solsticiale apparente au zénit en été ,
" l'obliquité de l'écliptique ;
H — w = S + r.
la dist. apparente au solstice d'hiver H + a = S'+ ?',
A la distance polaire d'une étoile voisine du pôle }