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ou, en faisant 



psinA = r, pcosA = s, ysinp==M, rcos(3 = v, 



ysin(2L -+- a) = f, i/cos(2L -t- a) = ij : 



(1)^ = <i, H-scosO -+- rsinO -+- vcosit — t^sin/ï-+- Ç2, — tfij. 



Soit <ï>„ la moyenne des latitudes astronomiques 

 observées, 



*o "tm = W> * *m = ^» 



on aura enfin 

 n = z -*- scosQ ■*- rsinO-H rcos/f — usimt -*- Ç2i — *i^i- 



Pour un passage inférieur, on s'assurerait aisément 

 qu'il sulTit de changer les signes de i et de r\. 



C'est au moyen de celle simple remarque que j'ai pu 

 déterminer la nutalion initiale indépendamment de toute 

 erreur de réduction (*), comme Chandier l'a fait égale- 

 ment (*'). 



Il est à remarquer que, pour la réduction de la décli- 

 naison d'une étoile, on aurait des équations absolument 

 analogues. 



Cette équation renferme déjà 7 inconnues; elle est 

 cependant encore fort incomplète : elle devrait renfermer, 

 en effet, surtout quand il s'agit de calculer un terme 

 annuel, la correction de la constante de l'aberration ainsi 

 que la parallaxe; puis, s'il s'agit d'une étoile de très forte 

 déclinaison, les termes du second ordre de l'aberration 

 systématique, qui deviennent sensibles dans ce cas (***); 



(") Annuaire pour 1892. 

 (*') Astronomical Journal, n» 287, 1893. 



(•") Au moyen de ces termes, nous avons, le premier, déduit des 

 observations de Gyldcn, par un calcul direct, la direction et la 

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