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

donc
LEÇON XIV. За t
о =: N' + N — sH — -вг sin N'+ sin N
— N' + N — aN — it ( sin N" + sin N )
= (N'+ N) — 2R — 2v sin | (N" -f N) cos i- (N" — N)
__ N'4-N — aH _ _
* ~~ asin i (N"+N ) coei (N* — N)*
La parallaxe ainsi connue , on aura l'inclinaison par l'une
des deux équations primitives.
56. Cette méthode , qu'on appelle celle des plus grandes
latitudes , a fort bien réussi à Lemonnier. Ptolémée n'avait pas
été aussi heureux ; on peut être fort étonné qu'il s'y soit
trompé si considérablement ; elle suppose à la vérité que
la lune est à la fois au méridien , à 90° des nœuds , et le
nœud au point équinoxial. Ces circonstances difficiles à réunir
dans l'une des deux observations sont tout-à-fait impossibles
à réunir dans les deux. Il faut donc ajouter quelques considérations
nouvelles, pour ne rien supposer qu'on ne puisse
obtenir tous les neuf ans. ,
5/. Soit donc Ta l'équateûr (fig. 92) , TC^ l'écliptique,
£^L£3 l'orbite de la lune, Z le zénit, Zu=dist. zénit. observée
^u méridien =N, P le pôle, PZlua Je cercle de déclinaison-,
/ц— t
2ц— N = Za— c/-f-'arsmN:=: Za—ac—•c/-f--arsinN
= H — D — cL + -arsin N.
En nommant D la déclinaison du point c de l'écliptique ,
nous avons
tangac — tangD — tanga» sin Va := tang« sin
, _^__ tangi sin Qc _
sine -f- cose cosÇ^c tangi
•^°us connaissons assez bien I et Cl pour calculer E, qui
• st 4u petit arc -, nous avons