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pas pour en deduire 1'inclinaison et le nosud, et que Ton doit en conse- 

 quence supposer la coincidence des plans des orbites de ces satellites avec 

 celui de 1'anneau. Nous avons commenc^ le calcul en supposant ces orbites 

 circulaires. Nous jugerons apres, par la comparaison des erreurs, si Ton 

 pourra les diminuer par une ellipse. Mais, avant tout, on doit chercher 

 la relation entre p et d, 



Herscbel a exprim6 plusieurs fois la meme observation par les deux 

 mesures; il donne des distances qui semblent etre des plus grandes 

 elongations, quelquefois en d et d'autres fois en p. En comparant ces quan- 

 titesnous-memes, nous fimes bypothetiquement 



p = o,58 d; 



adoptant cette valeur et employant la methode des moindres carres, 

 nous calculames la distance, 1'epoque et le temps de la revolution. Ces 

 nombres nous fournirent le moyen de corriger/> et d; apres avoir fixe de 

 nouveau leur rapport; apres avoir trouve que 



p =. o,5io d, 



nous recommencames le calcul avec cette nouvelle valeur. 



La distance apparente d'un satellite du centre de Saturne, vu de la 

 terre , est egale au sinus de sa longitude saturnicentrique , moins la lon- 

 gitude geocentrique de Saturne, en mettanl le rayon = i. Apres avoir 

 transforme le temps sideral de 1'observation en temps naoyen , et corrige 

 de 1'aberration, on calcule , pour ces vrais momens, la longitude de 

 Saturne d'apres les tables de Bouvard,les longitudes de 1789 calculees 

 d'apres les tables anciennes, etant fausses. 



En mettant 



La distance apparente = x 



La longitude saturnicentrique du satellite = A' ] 



, ., , > pour le temps 1. 



La longitude geocentrique de oaturne = I ) 



La longitude du satellite pour 1'e'poque / = A 

 Le deini-grand axe de 1'orbite = * 



Le mouvcmenl moyeu 

 1 - 

 a On aura pour une orbite circulaire 







X'= A + m(T <), 

 x = asin(A' /); 



