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 successives de b'. Nous avons accordé ici à chacun d'eux 

 le nombre de décimales qu'il convient de conserver dans 

 les lahles susdites. 



T.a réduction en tables est préférable, dans presque 

 toutes les circonstances, au calcul des positions isolées. 

 Elle permet de découvrir les moindres fautes par la marche 

 des divers ordres de différences. Pour faciliter l'interpola- 

 tion, on étend les tables à l'avance, en subdivisant plu- 

 sieurs fois par moitié les intervalles, au moyen d'un calcul 

 très-simple de différences unies Ç). 



20. Appliquons à l'intervalle temporel observé h'— h, 

 les diverses corrections qui viennent d'être indiquées, cet 

 intervalle se réduira à la valeur i qu'il prendrait si la 

 planète et l'étoile ne cessaient pas de coïncider géocentri- 

 quement. C'est 



{ = (h' — /O (1 — s) — rîh + K — «' — 6". . . (52) 



Cette quantité sera négative dans la série montante et 

 positive dans l'autre. Le petit terme dh est la correction du 

 mouvement varié(nM4).K représente la correction d'aber- 

 ration diurne (n*' 16). Le terme a' est la différence des 

 ascensions droites au temps q de l'observation. 



L'intervalle i ainsi calculé reste affecté de deux sources 

 d'inexactitude. Il contient d'abord l'erreur a de la diffé- 

 rence a des ascensions droites, renfermant la différence T 



(*) Qiril nous soit poniiis de rappeler qu'en nommant d', d", d'"... les 

 clifTc^'ences des divers ordres, la dillerence totale d à appliquer à une po- 

 sition !abulaire,pour subdiviser en deux intervalles égaux, est 



d=~d'—- d"-\- — d'" — 0,04.. rf'v 

 2 8 10 



que 



l'on calcule à vue aisément. 



