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

394 ASTRONOMIE.
u. La manière d'observer l'équinoxe est la même qu'on
emploie pour le solstice. Pendant l'espace de 20 à zb jours
on observe des distances zénitales avec le cercle répétiteur ;
on réduit ces distances à la distance méridienne , on en conclut
la déclinaison pour chaque jour; on. calcule la longitude
sin Q =- - -, la déclinaison étant beaucoup plus petite que
Sin ta
l'obliquité , quand on commettrait une petite erreur sur a t
il n'en résulterait aucune erreur sensible sur la longitude ;
en effet , différentiez la formule , vous aurez
da?]nT)cot-j c , _
- :
- —-¥ = — da cot*tangQ ,
SiriiUCOsQ бШлСОс
or tang Q еэ
* une
petite fraction qui même change de sign.e
au passage du soleil par l'équinoxe^ ainsi les petites erreurs
se détruisent presqu'entièrement.
On comparera cette longitude à celle des tables , dont on
connaîtra ainsi les erreurs. On divisera la somme des erreurs
par le nombre des observations, pour avoir l'erreur moyenne.
Cette erreur moyenne ne peut être que celle de la longitude
moyenne , car les équations sont bien connues. On aurait donc
fort exactement la correction des époques de la longitude
moyenne par l'observation d'un équinoxe, si l'on pouvait compter
sur la hauteur du pôle et les refractions.
is. Pour avoir la déclinaison on fait D — H — N, ainsi
dQ = dU— dN,
_