clîhaîson' tjbr^âtë' et' australe, ce-, serait sans doute- le moyen le plus 

 simple , pour déterminer sa parallaxe ,. surtout si les. observations 

 sont faites dans le tems, où le nœud ascendant de son orbite coïn- 

 cide avec le point équinoxial du Bélier, de sorte que- la différence 

 des deux, hauteurs au méridien monte à 5 7 degrés. Il n'est pas 

 besoin qu'une de ces hauteurs soit assés grande, pour pouvoir né- 

 gliger sa parallaxe , comme le fit Ptolemée : car on va. voir que. 

 les deux parallaxes, se trouvent ea même tems.. 



Eii effet, la Lune ayant sa plus grande déclinaison boréale 

 et australe en E et. en I ,, les distances au zénit observées étant 

 ZEi:zL>),. ZIr=:.V, l'élévation du pôle AZ^(3; nommant H et W 

 lés. parallaxes^ horisontales^ lors des deux, observations en E et I, 

 aes: distances vraies au' zénit seront ZLrv)— Hsinvj, 2M.—y{ — Ws\ny{, 

 d'où, l'on; tire- ses déclinaisons AL ziz.kZ — ZL m j3 — -yj -}- Hsinvj, 

 AM-=::ZM. — AZ =r.V)^ — R'-sin-v)^ — (3.. Snpgosaat_ donc AL m AM, 

 oit a. l'équation. 



(A) H sin.-v] -4- Hr smyf'^: >) -f-V — 2(?.- 



Le rapport des deux pai'allaxes H, H^,. peut être pris dans les ta- 

 bles „ ou déterminé par. la. mesui'e simultanée des.; diamètres, de la 



n' 

 Lune , D,. !>',. qui. donneront H' i= — H ziz XH.. Ayant substitué 



cette- valeui": dans, l'équation; (A), on amai 



_ >i -f- V — 2(3. y\ -\-y\' — 2 13 



H, — -: ■ — - — : ; , et. H — , . , • / j 



sm V) -f- À sin Y Y sin >] -|- sin -v) 



Ott; 3' l'aide de l'angle ■/{'',. trouvé par l'équation, sin V^ zn A sin vt'i 



l(y\-\-y{) - 13 



sm - — -— cos 



a a, 



Sr l'égalité des deux déclinaisons- AL,. AM, était' une condi-i 

 tion indîépensable , cette méthode serait extrêmement limitée par 

 deux raisons: 1) parcequ'il n'arrivera presque jamais , que les li- 

 mites des déclinaisons ayent lieu dans le passage au méridien , 2) 



