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la nolation à, iiKlicjuaiil le déplacement (Jù au inouvemem 

 systéma(i(iiie, de même (jue \ indiquera la précessioti. 



Les coordonnées a, o, rapportées à l'éipiinoxe moyen 

 du temps t, seront 



En appelant cTi la vitesse systématique annuelle, tJ cette 

 vitesse réf/w/Ze, o-'.^ son rapport au rayon moyen de l'orbite 

 terrestre, A' VAX de l'Apex du mouvement systématique, 

 ■ni la parallaxe de l'étoile, on trouve aisément 



:i,«o= — sec (^(i'sa'J sin (A' — «o)? 



ii/J'o = — xs<t'J Tcos rJJY' — sin '•J'u ces (A' — o-.M, 



'[' désignant la tangente de la déclinaison D' de l'Apex. 

 On a donc 



« ~ «0 = ^/y-n — sec rJu^a./ sin (A' — vq), 



rj — (3\) == A^/îy — ut'J [cos ojT' — sin '?(, eos (A' — a^) |. 



Puisqu'il est impossible aux astronomes de débarrasser 

 leurs observations de l'aberraiion s\stémati(pie, (pii est du 

 reste certainement constante pendant un an, de sorte 

 qu'elle rentre dans la correction du lieu moyen, ce sont, 

 en réalité, les coordonnées a'Q et o'q, a' et o, affectées de 

 cette aberration, (jui ont été déterminées aux temps et /. 



Or, 



a', — a„= — a' secîusiii (A' — ct^,), 



et, de même, 



a' — a =^ — a' sec 3 sin (A' — a) 

 ,;; — âo = — a [cos 'JX — sin '^cos (.\' — «o)], 



et 



J' — rî= — «' [cos ô T' — sin cos (A' — a)^, 



a désignant la constante rèduHe de l'aberration systéma- 

 tique. 



