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 moins considérable , qne l'astre , d'une part , est plus éloigné de 

 la terre, et, d'autre part, qu'on le voit plus près du zénith , 

 point où elle est tout .'i foit nulle; tandis qu'elle est la plus grande 

 possible à l'horison. 



La parallaxe horisontale que nous représenterons par p est 

 facile à déterminer , lorsqu'on connaît (ainsi que nous le sup_ 

 posons ici) la distance absolue ou linéaire, D, du centre de l'astre 

 au centre de la terre , el la grandeur, r, du rayon terrestre; car 

 elle répond à la position perpendiculaire de ce dernier rayon 

 sur le rayon visuel; d'où il résuKe que le sinus de la parallaxe 

 horisontale est égal au quotient du rayon terrestre far la distance 



r 



de l'astre à la (erre : s,\n. p = - • 



La parallaxe, p', qui répond à une hauteur apparente , h, ou 

 bien à une distance zénithale apparente, o, quelconque , c'est-à- 

 dire , ce que l'on nomme la parallaxe de hauteur , se déduit de 

 la parallaxe horisontale p au moyen d'un calcul fort simple, 

 aussi. Le triangle rectiligne formé par le rayon terrestre, le 

 rayon visuel et la ligne des centres n'est plus rectangle , comme 

 dans le cas précédent. Il est obliquangle; et l'angle que le rayon 

 visuel fait sur le rayon terrestre est le supplément de la distance 

 zénithale, et, par conséquent toujours obtus. Mais nous savons 

 que dans un triangle rectiligne quelconque , les sinus des angles 

 sont proportionnels aux cotés opposés : il n'est pas difficile d'en 

 conclure : 



r ' . 



sin. /)' = SU1. — = sin. à sin. p = cos. h sm. p. 



Donc, si l'on a des tables de la parallaxe horisontale, ou 

 ( comme il suffit de le supposer ) des tables des diverses distances 

 de l'astre à la terre pour chaque jour, on trouvera p\ ou la pa- 

 rallaxe de hauteur, au moyen de notre première table à double 

 entrée, en prenant le chiffre de p à l'une des échelles, et celui de 



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