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parcequ'à cause des perturbations, les plus grandes déclinaisons des 
deux côtés de l'équateur ne seront pas égales. Mais les élémens 
de l'orbite lunaire “étaient assés connus, pour pouvoir calculer à peu 
près la vraie déclinaison que la Lune avait, lorsqu'elle fut obser- 
vée au méridien, les jours où elle parvenait à la limite boréale et. 
australe. Ayant donc comparé la Lune avec une étoile fixe plu- 
sieurs jours de suite, on trouve, par interpolation à l'aide des dif- 
férences consécutives, pour le tems intermédiaire de la culmination 
dont il s'agit, son ascension droite vraie, parceque les ascensions 
droites au méridien ne sont point altérées par la parallaxe. Avec 
cette ascension droite, et la position de l'orbite lunaire par rapport 
à l'équateur ou à l’écliptique, on calcule, pour les instans des deux 
observations, les déclinaisons vraies de la Lune, AL— 56, AM— 5. 
Cela posé, la hauteur du pole AZ étant égale à ZL + AL et à. 
ZM — AM, on a y— Hsiny—+9—"—H"sinm—0, d'où il vient 
TS RE 4 Cam Len 2 Ca ma, 
4%) PEL fee A 0 me me 
sin Y/— sin SD COS 
Cette ‘équation serait rigoureuse, si les valeurs de d, d, 
étaient justes. Afin de s’en convaincre, on se servira de la valeur 
de H qu'on vient de trouver, pour calculer les vraies distances au 
zénit, —Hsiny, » —H siny”, d'où l’on tire les vraies déclinai- 
sons, dB —n+Hsiny et d'—Y — Hsinn/—$f S'il se 
trouve d — 9, et d’ —Ÿ, on est sûr que les déclinaisons 0, d, 
sont justes, et par conséquent aussi la parallaxe H. Mais comme 
cela n'arrivera guères dès le premier essai, on trouvera au moins 
de cette manière, la différence entre les déclinaisons calculées et 
supposées, d—0—A et d’—9 — À’, laquelle servira à corriger 
H. La règle qu'on donne ordinairement pour cet effet, consiste 
à changer les valeurs de 5, à, jusqu'à ce que d = d et d' = Ô’. 
Mais cette règle étant tout-à-fait impraticable, comme on va le 
voir, il ne sera pas inutile de chercher une règle sure et directe. 
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