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 ou simplement, à cause de la petitesse de -j et [a] étant la constante de 



l'aberration, 



§). = — (a)sin 1; 



en passant aux autres cercles de latitude, (a) diminue comme cos{a — ©) 

 pour une étoile de latitude donnée, mais l'angle du plan d'aberration avec 

 le plan du colure des solstices diminue aussi comme cos [a — Q), de sorte 

 que l'aberration en latitude reste constante. En d'autres termes, soit X la 

 latitude d'une étoile sur le colure-écliptiqtie solsticial ; l'aberration en lati- 

 tude est évidemment — {a)sinl, mais c'est l'aberration totale. En pas- 

 sant de là au colure-écliptique vernal , le mouvement de la Terre deve- 

 nant normal à la direction du rayon de l'étoile, cette aberration totale 

 devient {a), et en latitude elle est encore — (a) sinX. 



» On aura donc généralement, abstraction faite de l'excentricité, 



âl = 2o",445sinX. 

 On aura égard au signe. 



» Les conséquences de ce qui précède ne sont pas sans importance, 

 ainsi qu'en jugeront les astronomes. 



» JVota. — En augmentant le rapport ^, l'aberration serait devenue i, 



2, lo degrés, ...; il devient manifeste que, lors même que sin(rt — ©) = o, 

 l'aberration en latitude n'est pas nulle, comme le veut la formule 



(JX = {a) sin(rt — Q) sinX. 

 » Pour ^ infini, {a) serait 90 degrés pour toutes les étoiles qui seraient 



vues réunies au point de l'écliptique vers lequel marche la Terre, pour une 

 moitié du ciel, l'autre moitié étant invisible, l'observateur étant placé 

 comme je l'ai supposé, etc. 



» II. Parallaxe annuelle.— Par suite de l'analogie connue, on peut con- 

 clure que la parallaxe annuelle en latitude ne dépend que de la latitude 

 vraie de l'étoile. On le trouve directement aussi; en effet, la parallaxe est 

 l'angle sous lequel on voit de l'étoile le rayon vecteur de la Terre. 



» Soient cos(rt — O > = i , A l'angle, et X la latitude ; on a 



tangA = 



IH- — cos> 

 K 



Lorsque cos{n ~ ©) =- o, la direction du rayon vecteur est normale à la 



