( 447 ) 

 le tenue (c? désignant la nouvelle déclinaison du Soleil à l'instant t') 



siny — sin/fsin|(i?+3') gj^ic^v _ ^\ 

 cos^cos^cos^'sini(T — T')' '^^ ' 



qui compliquerait beaucoup les calculs. Voici comment on pourrait, a mou 

 avis, lever cette difficulté, c'est-à-dire tenir compte du changement de la 

 déclinaison du Soleil sans introduire la moindre complication. 

 » Différentions, par rapport à /« et à â, l'équation 



sin A = sinysino* 4- cosç cos(?cosT, 



nous aurons 



cl/i sintfcosfî — coS(p sine? cosT 

 f/S cosA 



Tétant un petit angle, puisqu'il s'agit d'observations circumméridieiuies, 

 remplaçons son cosinus par l'unité; il viendra 



c/h cos /( 1 



d 3 cos à 



fi, désignant la hauteur méridienne du Soleil. Ce rapport étant sensiblement 

 égal à I , sauf le cas où le Soleil culmine très-près du zénith, dâ peut être pris 

 pour (ih, doù résulte cette règle : 



)) Pour tenir compte du changement de déclinaison dans l'intervalle des 

 deux mesures, retranchez-le de la deuxième hauteur lorsque cette variation 

 tend à élever l'astre, ajoutez-le si elle tend à l'abaisser. 



» Cette règle serait en défaut dans le cas de hauteurs voisines de qo"; 

 mais, dans ce cas, on a vu que la correction susdite n'a plus d'importance 

 à cause de la faiblesse du coefficient de d.\[h' — h) dans l'expression de r/L. 



» Il est d'ailleurs facile de voir géométriquement, en considérant le 

 triangle pôle, zénith, Soleil, que l'on a généralement, avec une exactitude 

 bien suffisante, 



dh = f/t?cosS, 



S étant l'angle à l'astre, donné par la relation 



sinS sinT 



sin^ cos// 



Ainsi l'on pourrait calculer aisément la réduction dh dans le cas ou elle 

 différerait sensiblement de dâ. 



