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 drives correspondantes une poque donne. Mais cette difficult dispa- 

 rat, lorsqu'on applique cette recherche la formule d'interpolation que j'ai 

 trouve en 1837. Comme je le montrerai dans uu prochain Mmoire, l'op- 

 ration se partage alors en deux autres, dont l'une dtermine des nombres 

 qui dpendent uniquement des poques des observations, tandis que l'autre 

 emploie seulement les longitudes et les latitudes dduites de ces observations 



mmes. 



Il me reste faire encore une remarque essentielle. La formule que 

 j'ai donne dans la dernire sance suppose les longitudes et les latitudes 

 gocentriques corriges chacune de la quantit qui reprsente l'aberration. 

 Il semble, au premier abord, que ces corrections exigent un calcul approxi- 

 matif prliminaire. Mais on peut rendre mon quation du premier degr, ou 

 mme toutes les formules astronomiques, indpendantes de la correction dont 

 il s'agit, et introduire dans ces formules, au lieu des longitudes et latitudes 

 gocentriques corriges, les longitudes et latitudes gocentriques apparentes, 

 directement tires des observations. Ce qui ne pourra manquer d'intresser 

 les astronomes, c'est la conclusion laquelle je parviens; savoir, que, dans 

 ce cas encore, l'quation obtenue est, par rapport p, du premier degr. 



" Admettons les mmes notations que dans le prcdent Mmoire. Aprs 

 avoir dtermin p et D f p l'aide des quations 



(,) Cp = B-A*-X) t A-^, (a) V tP = Jp, 



on dterminera x, j, z laide des suivantes 



(3) x = x + pcosa, y = y + p sin a, z = Qp. 



En diffrentiant ces dernires, on obtiendra les valeurs de T) t x, D, jr, \) c z. 

 Si d'ailleurs on nomme 1 S l'aire dcrite, pendant l'unit de temps, par le 

 rayon vecteur men du soleil l'astre que l'on considre, et iU, iV, iW 

 les projections algbriques de cette aire sur les axes, on aura 



(4) 7=jD,z-zD,j, F=zD l x-xV t z, fT=x) c j-j-D t x, 



(5) S=sjU 2 +r a + W a ; 



et, comme les quantits 



U, F, W 



C. R M l46, 2 me Semestre. (T. XXI11, N8|.) 1^5 





