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Pour trouver la différence de déclinaison qui vient d'être men- 

 tionnée, j'ai employé la méthode suivante '). Soit J(i la différence 

 cherchée, r le rayon du disque solaire et P l'angle de position du 

 point, on a: 



(8) Jrî = ,• _ ,• Co!^ P . 



Soit (Fig. 4) AA l'équateur, EE l'écliptique, 6' le centre du disque 

 solaire, M le point en question, P le pôle de l'équateur et F celui de 

 l'écliptique. Alors : 



PSM = P . 



Mettons P'SM = p , PSP' = p ~ P ^ et soit ()' la déclinaison, l , 

 ß la longitude et latitude d'un point du sphère céleste et * l'obliquité 

 de l'écliptique. 



Une formule bien connue de l'astronomie sphérique donne: 



Cos (i Cos n = Cos t Cos ß — Sin e Sin ß Sin l . 



Or, dans le cas du Soleil on a ß = et l'angle parallactique 77 

 devient égal k p — P ^ donc: 



d'où: 



Cos{p-P) = ^^ 

 CosO 



. Cos t 

 1 _ Cos (p-P) ~ CÖs~d Cos â-Cose 



ou: 



et 



(9) 



1 _|- Cos (p + P) , Cos e Cos â 4- Cos e 



+ Cosâ 



2 Sin"^ hp-P) 2 Sin ^ (* + f^) Sin 1 (* - .1) 

 2Cos'^(p-P) 2(7o.si(. + J)6vA(._,5>) 



i^l(P - P) = ±V'.9l(^ + '^)i9U'~'^) 



1) Quelques-unes de ces formules se trouvent dans nu mémoire de M. 

 LoRENZONi dans les ^Memorie délia Soc. degli Spettroscop. Ital.^. Tome I. 



