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

LEÇON XIII.
servée. On calcule aussi !a réfraction et la parallaxe pour la
distance moyenne non corrigée , pour la réduire à une distance
vraie.
lo - Le changement de .déclinaison exige encore une correction
qui est presqu'insensible dans les solstices; on ne
pourrait la négliger dans les equinoxes.
Si la déclinaison та approchant l'astre du pôle élevé , les
^'stances au zénit qui précéderont le passage seront plus
grandes que si la déclinaison eût été constamment telle qu'à
midi • celles qui suivront le passage seront plus faibles. Ces
Variations seront proportionnelles aux angles horaires. Ces
Variations de distance dN seraient dD cos A, A étant l'angle
a u centre du soleil entre le vertical et le cercle de déclinaison
: cet angle est toujours fort petit , ainsi la somme des c£N
s era égale à la somme des dD-, le matin comme le soir ,
e t elles seront de signe contraire, ainsi la correction serait
dû
~~- (E — O) , dD étant le mouvement en déclinaison pour ï',
л
le nombre des observations , E la somme des angles hor
itires à l'est, et О la somme des angles à l'ouest. Ces angles
Doivent être exprimés en minutes.
Nos distances à l'est sont plus grandes ef nous donneraient
^ne distance méridienne trop grande ; les distances à l'ouest
s
°ot trop petites , elles donneraient une distance méridienne
tr
°P petite -, la correction moyenne sßra donc soustractive si
d
^ est positif et E>Oj elle sera donc
formule qui suppose que l'astre se rapprocha du pôle élevé,
ce qui a ц еи depuis lé solstice d'hiver jusqu'au, solstice d'été;
au contraire , de l'été à l'hiver , la correction change de
signe avec dD.
Cette correction est surtout sensible quand on veut doter-le
moment de l'équinoxe et l'erreur des tables en loamoyenne.