5o8 SUR LES FORMULES PROPRES a' DETERMINER LA PARALLAXE ETC. 



egard cos.X=o : 2.° que celtc parallaxe I - ct — / demcurant les memes | 



ci-oit a mesuic quo les ctoiles se rapprochcnl du ])lan de I'ccliptique : 

 3." qu'au moment de la conjonclion ou de I'opposilion, la parallaxe de 

 longitude est nulle, a cause de sin. (0 — /) ^ o. 



Pour estimer les elTets produils \)av la variation de la distance des 

 etoiles a la Tenc , il faut observer que, la fonnule [3J , 



, 1/ a^ lar' , 



/•' = 7'. 1/ I n —^ — COS.9 , 



en negligeant le carrc -^ , donno 



r z=r-i cos.f ^/'H COS. / . COS. (0 — / ) ; 



r"=/'H-— cos.c5"=7-— — cos.V'.cos.(0— /") ; 

 et par consequent 



[11] ,.'_,."=:£^.COS.X'.COS.(0 — ;') , 



en posant cos. ).". cos. (0 — /") = cos. X'. cos.(0 — I'), ce qui n'altere pas 

 sensiblement cette egalite. 



Ainsi, la difference ;•' — ?•" sera a peu pres ttulle pour les etoiles fort 

 rapprochees du pole de Tecliptiquc , ct augmentera a mesure que les 

 etoiles {coeteris paribus) seront plus rapprochees du plan de I'ecliptique. 

 C'est en vertu de la formule [11] que, Galilee, dans la Giornata Terza 

 de ses Dialogues, decrivait I'cffet du mouvement de la Terre sur la distance 

 des c'toilcs avec ces paroles rcmarquables pour I'epoque (i632): 



(I Quanta poi alf awicinarsi o allontanarsi per tal moto la Terra 

 1) alle s telle, a quelle che sono nelP eclittica , si awiciiia ella, e si discosta 

 n per quanto e tutto il (Uametro deWorbc magno ; ma alle stelle intorno 

 » al polo dcir eclittica , tale accostamento o allonlanamento e quasi nulla: 

 n e aWaltre questa diversity si fa maggiore , secondo che elle sano piit 

 » vicine aW eclittica ». Mais, pour entendre Ic reste de cette conception 

 de Galilee, il faut observer, que noire formule [4], en y faisant 



sin. 9 = sin.a)" = sin.(p' 



donne 



