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On peut donner à ces équations la forme suivante r 



dl ~ sin^ [ti.'Ç»l7 . sin(; — G) — o',836 . sin(/-}-G)] 

 . . — Â'^OS . cos'G — ) — 4 ,03 . cos(C- -r- ') 



-f- sinS [o",32 6 . sinf-KT — f) -f- ',0 14 . sin CET -f- ?)] 

 -h ^0 6 8 . cos ( -K7 — : ; -f- 0' ,0 6 8 . eos (TC -}- S) 

 2; — — sécS [19 ',4 1 7 . cos ( f -t ) — o'',8 3 6- . cos- ( * -4- G)7 

 -f- scc r [o ',3 2 6 . cos'-nT— f) — O / ',0i4 . cos (iff + >;]. 



La première équation peut encore prendre celte forme , en négli- 

 geant les termes qui sont au dessous de / ,0 1 ; 



dS — -r- 9",708 . cos(Q -f- 3 — f ) — 9",708 . cos(»-«-3 — G) 

 — 4",0 3 . cos(G~ ?) — 4",03 . cos(0 -*- 



-f- 0"4i8 . cos(0-f- f — f) — Q-',4i8 . cos(0 -*-f'*+"5> 

 -f- o",l63 . cosCf-f-^ — THj) — 0",163 . cos (10" -+- 5 — f) 

 O^OÔS . cos^ — l) -\- ",0 6 8 . cos (-ET -f- ?). 



Ç. 10. Le même procédé donnera aux aberrations en lati- 

 tude et en longitude (§. 70 , cette forme : 



d f 3 — -f- 1 y/ , i 2 6 . cos(0-t-|3 — X) — 1 0",1 2 6 . CO s(X-»-P — G) 



-1- A ,17 . cos(X-*-0 — Tû) — 0",17 . cos(nr-^-|3 — X) ; 

 3X — secj.3(— 2 0^,2 5 3 . cos(O--X) -+- 0'',3â . cos(X — îC)). 



§. 11. Si l'on suppose e — 23° 26' et c'r=23°28 / , a* 

 lieu de 23°27 y , les coè'ffieiens 19 // ,417; 9",70 8; 4 ',03; // .836; 

 ,4 18; deviennent 1 9 7 ,4 1 8 et 1 9 ',4 1 5 ; 9 ,7 9 et 9 ',7 08; 

 4 ,02 7 et 4 ",033 ; O^Sô et 0",837^ / ,4 1 8 et ',4 1 9 ; et 

 les changemens des autres termes sont tout -à -fait insensibles. On 

 voit c'onc que les équations précédentes peuvent être employées, 

 6ans aucun changement, pendant plus de mille ans avant et après 

 18 00, si l'on donne à r , ', les valeurs qui répondent à l' é-^ 

 poque donnée. Il faut cependant faire une exception relativement 

 à l'aberration en ascension droite, si les étoiles sont très - peu 

 éloignées du pôle. 



