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 portion du ciel que nous laisse voir l'ouverture circulaire du réticule peut 

 nous faire l'effet d'un disque idéal, situé à l'infini, et dont le centre coïn- 

 ciderait avec l'étoile E. Il nous suffira maintenant de déterminer les instants 

 où la planète, en raison de son mouvement en longitude (dvi à son mou- 

 vement propre et au mouvement de la Terre), sera tangent en v et en v' 

 au disque lumineux, pour avoir un des intervalles I entrant dans l'équation 

 que nous donnons plus loin. 



» Si un second observateur, muni d'une lunette identiquement sem- 

 blable à la nôtre (quant au disque du réticule), fait, dans un lieu très- 

 éloigné, la même observation du passage de la planète, le point de croise- 

 ment des fils du réticule de sa lunette étant aussi exactement dirigé vers la 

 même étoile E, on aura le second intervalle I' dont on a besoin. 



» On calculera préalablement les instants T, et To des deux contacts 

 intérieurs, pour un ol)seivateur miuii de la même lunette qui pointerait 

 sur la même étoile et qui serait placé au centre de la Terre. Pour cela on 

 déterminera l'époque ô de la conjonction écliptique de la planète avec 

 l'étoile considérée, c'est-à-dire l'instant où les deux astres auront la même 

 longitude; ayant déterminé, pour cet instant, le mouvement horaire en 

 latitude n de la planète, et son mouvement horaire en longitude m, on 

 aura les époques T, et Tj à l'aide des formules 



(0 



{2) T, = 0- 



(3) 



M Dans ces formules : 



m est le mouvement horaire en longitude de Vénus, 

 n est le mouvement horaire en latitude de Vénus, 

 L' sa latitude au moment de la conjonction écliptique, 

 D le demi-diamètre angulaire du disque de la Lunette, 

 d le demi-diamètre de la planète. 



» Pour ces instants T, et Ta, on calculera 



1\ , X'2 les longitudes de Vénus, 

 l\ , /'^ les latitudes de Vénus, 

 j^ la longitude de l'étoile, 

 T. la latitude de l'étoile, 



