Nouvelles tahles astronomiques pour le soleil. 343 



§ 20. Ayant fait ces remarques, je retourne a mon dessein par rapport aux tables solaires qui 

 seront parfaites, si elles nous donnent le vrai lieu du centre du soieil tel qu'il doit paraitre du 

 ccntre de gravite commun de la terre et de la lune, avec la vraie distancc de ce centre de gravite 

 au soleil. Si nous avions deja de telies tables, alors il n'y faudrait ajouter que les deux tabies de 

 corrections que je viens de donner;, pour trouver le vrai lieu du soleil vu du centre de la terre, 

 comme les Astronomes le demandent. Pour parvenir a ce but, il faut, avant toutes choses, cher- 

 cher des obsorvations du soleil qui soient les phis exactes possible. Or, parce quon conchit la 

 longitude du soieil de sa declinaison qu'on trouve par la hauteur meridienne, il est clair que, plus 

 les observations seront faites a proximite des equinoxes, plus on sera sur de la longitude. Mais on 

 pourra se tromper considerablement dans ces observations, si elles sont faites vers les solslices, 

 parce • qu'alors une petite erreur dans la declinaison, en cause une tres considerable dans la longi- 

 tude. Les observations faites aux inois de mars, avril, aout et septembre seroat donc les plus 

 propres a mon dessein-, car aux mois de fevrier et d'octobre, le soleil est encore trop bas a midi, 

 'pour ne pas se tromper dans la refraction. 



§ 21. Les bonnes observations sont extremement rares, et on en trouve a peine sur lesquelles 

 on puisse se fier, surtout quand il s^ag-it de corriger les tables; car on doit premieremont observer 

 la hauteur mcridienne du soleil a quelques secondes pr^s, ce qui est deja une chose extremement 

 dehcate. Ensuite, ayant trouve la hauteur, il faut y ajouter la parallaxe et en retrancher la refrac- 

 tion, sur la valeur de laquelle les Astronomes ne sont pas encore tout-a-fait d'accord: les Anglais 

 different des Francais d'environ IS'^' pour les hauteurs de 30** a 'i-O^. De la hauteur meridienne, 

 ainsi corrigee par rapport a la parallaxe et a la refraction, il faut soustraire la hauteur de Tequa- 

 teur, ou le complement de relevation du pole, pour avoir la decUnaison du soleil; mais il y a peu 

 dendroits, ou Ton soit sur de Televation du pole a une minute pres. Enfin, il faut savoir robli- 

 quite de recliptique pour determiner la longitudc du soleil par sa declinaison. De la il est clair, 

 que si Ton se trompe daos la hauteur observee, dans la refraction, dans la hauteur du pole, et 

 enfia dans robliquite de recliptique, sculement de quelque secondes dans chacun de ces elemcnts, 

 W doil en resulter une erreur assez considerable dans la longitude du soleil. ir> y/iio 



§ 22. Ayant bien considere toutes ces difficultes, il m'a paru presque impossible de trouver 

 des observations assez exactes pour entreprendre la determination de Torbite de la tcrre. Cependant, 

 ayant' rencontre quclques observations de cetle espece dans rUranoscopie de Leadbetter, obser- 

 vations dont cet auteur assure qu'elles avaient ete faites avec un instrumeut qui egalait un quart- 

 de-cercle de 270 pieds de rayon, j'ai cru que je poiirrais avec avantage me servir de ces 

 observalions pour mon dessein. II donne ces observations deja corrigces tant par rapport a la 

 parallaxe que par rapport a la refraction. II suppose relevafion de requateur de 38'' 28' et robliquite 

 fJe recliptique dc 23" 29', el il cn tire lc lieu du soleil; mais dans ce calcul il se trompe, de sorte 

 f3ue jc me vois oblige de determiner les longitudes par le cafcul suirant 



