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posée à la planète, ou peul loujouis se borner à l'équa- 

 lion (54). 



i2i2. 11 reste à examiner de quoi se compose dz. 



On y trouve d'abord, pour partie principale, la paral- 

 laxe de hauteur r.V ^ w sin ;: . Appelant A la distance ac- 

 tuelle de la planète à la terre, et x la parallaxe horizontale 

 du soleil, à la distance moyenne, pour le lieu d'observa- 

 tion , il est clair que oJ peut être remplacé par^x. 



Si - se tire du calcul, on l'introduit directement dans 

 cette expression. Si - est déduit, au contraire, de la lecture 

 ^ du cercle vertical, il devrait élre corrigé, au préalable, 

 de la réfraction. Examinons quelle serait, au maximum, 

 l'importance de cette correction. On a, en diflérentiant, 



— — = w COS Z. 



dz 



A la distance zénithale 5o"o0', qui est la plus grande 

 valeur de - dans le tableau 111, la réfraction, à 0'",760 et 

 0% est 89". Prenant cette quantité pour la variation der, 

 et faisant ^ = 18", il vient pour la variation maxlma de la 

 parallaxe calculée 0",004. On se bornera donc sans incon- 

 vénient au - apparent ou observé. 



25. L'influence de la ligure du disque se présente ensuite. 



L'aplatissement de Mars a résisté jusqu'ici à toutes les 

 mesures micrométriques; on peut seulement en conclure 

 qu'il est fort petit. Cette circonstance n'a rien d'ailleurs qui 

 déroge aux lois de la mécanique céleste. Prenons les frac- 

 tions I et { du rapport de la force centrifuge à la pesan- 

 teur sous l'équateur, fractions qui expriment les limites de 

 l'aplatissement d'un corps céleste dont la densité va en 

 augmentant de la surface au centre; nous reconnaîtrons 

 que Taplatissement de Mars est compris entre j^^ et r^. 11 



