7.66 MÉMOIRES DE l'AcADEMIE ROYALE 



à i i c/ 5 6' ; celle - ci eft affeclée de deux réfractions , & 



la première ne i'eft que d'une feule: ainfi le fupplément 



6o ri 4', & le complément de la hauteur obfervée , qui 



eft 59 d 58' diffèrent de 6' qui eft le triple de la réfraction 



cherchée. 



La feule erreur d'une pareille méthode, eft celle de la 

 divifion de l'inftrument; & cette erreur eft triplée parce qu'on 

 emploie ici trois obfervalions. 



On comprend bien qu'il n'arrivera jamais que le Soleil 

 paffe au méridien, précifément au moment de l'équinoxe, 

 & que l'Etoile paffe précifément au zénith ; mais quand les 

 différences font petites, on y fupplée par des réductions qui 

 ne produifent point d'erreur, parce qu'elles font fuffilamment 

 connues. 



La meilleure manière d'employer la méthode que je 

 viens d'expliquer pour les équinoxes, confifteroit à comparer 

 le Soleil à une Etoile fixe, par le moyen de l'inflrumeiit 

 tranfitoire du célèbre Roëmer; on Irouveroit le temps où le 

 Soleil a été dans des fituations oppofées ou différentes 

 de 180 degrés , & en même temps à égale hauteur dans 

 le méridien : or ces temps de l'année font nécefîairement 

 ceux des équinoxes. On ne fauroit trouver deux autres 

 points de l'Écliptique , oppofés de 180 degrés, & qui parlent 

 à la même hauteur apparente au - deffus de l'horizon. Ces 

 obfervations peuvent fefuivre non-feulement dans le méridien, 

 mais encore dans tout autre vertical où l'on auroit fixé une 

 lunette invariable pour y attendre le Soleil deux fois l'année. 

 Mais je crois que la méthode la plus générale confifte à 

 déterminer les lieux du Soleil , en le comparant avec la 

 même Etoile, quand il eft au même parallèle dans les figues 

 afcendans & dans les fignes defcendans , ainfi que l'ont fait 

 Flamftéed , dans les prolégomènes de fon Hiftoire Célefte , 

 M. le Monnier, dans fon Hiftoire Célefte, & M. de la Caille, 

 dans les fondemens de l'Aftronomie , & dans les Mémoires 

 de l'Académie. Par ce moyen l'on a l'équation de l'orbite 

 du Soleil , indépendamment de la hauteur du Pôle & des 



