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eloigne de l'equateur , et 1 heure 1 minute est le temps qu'il faut 

 ajouter a l'lieure side>ale du midi 20 mars pour avoir l'instant pre- 

 cis du passage du soleil par le plan de l'equateur, ou l'instant de 

 l'equinoxe. Quand cet instant est trouve, on peut sans peine deter- 

 miner sur l'equateur la place de l'equinoxe ou la position du cercle 

 horaire qui lui correspond. Concevons eu effet qu'on prenne hi dif- 

 ference entre les deux ascensions droites du soled au 20 et au 

 21 mars ou la longueur de l'arc, que le soleil, en vertu de son mou- 

 vement propre, a parcouru dans le sens de hequateur , cette diffe- 

 rence aura ete parcourue en 24 heures 4 minutes , et par une 

 simple proportion, on determinera la fraction de cet arc parcourue 

 pendant le temps qui s'est ecoule entre le: passage au meridien le 

 20 et l'instant precis de l'equinoxe ; cette fraction ajoutee a i'ascen- 

 sion droite du 20 donnera l'ascension droite du soleil au- moment 

 de l'equinoxe ou sa position sur l'equateur. Disons en passant que 

 ces calculs, repetes pendant plusieuis annees ,. apprennent que la 

 position de l'equinoxe n'est pas fixe sur le plan de l'equateur ; 

 qu'elle n'est pas, par exemple,, toujours a la meme distance angu- 

 laire du cercle horaire de Sirius , qu'elle s'avance tous les ans de 

 50 secondes 3 dixiemes, par un mouvement dirige de l'orient a 

 l'occident et qu'ou appelle la precession des equinoxes. Ce displa- 

 cement est une autre forme ou une nouvelle manifestation du mou- 

 vement de rotation conique de l'axe du monde autour de l'axe de 

 1'ecliptique en 25 870 ans; et en effet 25 S70 ibis 50", 3 font 

 1 301 251 secondes ou 360 degres. 



Jusqu'ici nous avons determine la position des astres par leur 

 declinuison ou leur distance a l'equateur mesuree en arc de meri- 

 dien ; par leur ascension droite, ou la distance comptee en arc de 

 l'equateur de leur cercle horaire a un autre cercle horaire fixe, celui 

 de Sirius, par exemple, ou de l'equinoxe du printemps. Puisque 

 nous connaissons niaintenant le plan de 1'ecliptique, ce plan pourra 

 remplacer l'equateur pour fixer dans le ciel le lieu des astres. Sup- 

 posons qua partir d'un astre quelconque, on mene un arc de grand 

 cercle perpendiculaire a 1'ecliptique, la distance de l'etoile a 1'eclip- 

 tique mesuree par cet arc sera, relativement a 1'ecliptique, ce qu'e- 

 tait la declinnison par rapport a l'equateur ; on lui a donne le nom 

 de latitude astronomique ; elle est en effet, pour le pole de 1'eclip- 

 tique , ce que la latitude terrestre est pour le pole de l'equateur 

 ou du monde. De meme la distance a l'equinoxe du printemps du 

 point d'intersection du cercle de latitude avec 1'ecliptique, distance 

 mesuree par l'arc de l'eelipti'jues'appelle la longitude astronomique. 



