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quantité au-dessous de toute appréciation expérimentale. 

 Traitons d'une manière semblable l'aberration en décli- 

 naison. Nous avons d'abord 



âij = ~ 0- cos fj> sin D cos /; âp — a cos }> cos D sin p oJ), 



OU bien 



JV/ r=: — 6.ff.arc \" (sin o sin D col p -f- cos -j cos D sin p)', 



eulin cet elfet, transporté sur l'intervalle temporel, en 

 multipliant par -^Hf^i nous donne 



tanff? . /sin-'vsinDcosw , \ , 



au — ^ = _6.(r.arcl" ^ r-, — ^-+-sinç,cosD = — k. (lo) 



siiip \ cos,? siii^p / 



Il est clair que cette quantité atteindra un maximum, 

 dans nos séries d'observations, pour la plus petite valeur 

 que p est susceptible de prendre, soit 0''50"' = 7°ô0'. In- 

 troduisant, pour les autres quantités, les valeurs particu- 

 lières adoptées précédemment, on obtient 



K = -f- o%001 % 



Cette correction n'est pas tout à fait insensible,' mais 

 comme elle varie à peu près réciproquement au carré de 

 l'angle boraire, on peut la négliger dans les observations 

 qui sont faites à plus d'une heure du méridien. Lorsqu'on 

 jugera convenable d'en tenir compte, il faudra appliquer 

 l'équation -f- K aux intervalles temporels observés. 



17. Nommons .4^o et Jl' les ascensions droites appa- 

 rentes de la planète et de l'étoile, à l'instant de la culmi- 

 nalion du premier de ces astres; Do et D' les déclinaisons; 

 et posons 



A\:^A\,^u, D'— Do = 6. . . . (14) 



