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

LEÇON VIU. 20«
a un mouvement conique et fort lent qui lui fait décrire un
petit cercle autour du pôle de l'éoliptique en 26869 ans -
J 3. Ce mouvement est si ient , que l'axe de la terre est sensiblement
parallèle à lui-même pendant l'anuée que la terre
er nplnie à tourner autour du soleil dans le plan de l'éclip-
*ique. Ce système, qui a l'avanlage , incontestable de la simpliste
, a d'ailleurs cel autre avantage , que tnus les mouvemens
s expliquent dans l'Astronomie moderne, qu'ils forment un système
où tout est lié , tandis que tout est inexplicable et inc
onérent dans l'hypothèse du mouvement du soleil.
14. Les modernes dans leurs observations rapportent tout
a l'équateur , mais dans leurs calculs ils sont obligés sans
cesse de rappeler à l'écliptique , non seulement les mouvettiens
du soleil , mais ceux de la lune et des planètes dont les
or bites sont moins éloignées de l'écliptique qu'elles ne le sont
" е l'équateur. On est donc obligé sans cesse de convertir les
ascensions droites et les déclinaisons en longitudes et en latitudes,
et réciproquement. Les astronomes ont pour cela trois
méthodes principales. Le triangle CPE (fig. 58) par les règles
de la trigonométrie nous donne les relations suivantes :
cos A sjn Д = cosL siní 1 ,
. r ,, , sin a cot Д
tan2 L = cosa taneA -I - ,
cosJl
cos J" = cos w cos Д — sin u sin Д sin JR. ,
. T sin» cot $•
tang A = cos к tang L --- - — ,
cos A •==. cos* c
_ cot a sin J"
cot E = -- - -- cos J 1
tang L
cot» sin Д
= - ï, -- 1- cos Д tang Ж ,
cosA ~ ° '
£ = distance au pôle de l'écliptique,
Д = distance au pôle de l'équateur ,
L = longitude sur l'écliptique ,
Ж = ascension droite ,
E = angle à l'étoile ou de position.