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(2.3) M.0 — a(sin, \’te.8/— sin, N//tg.f8) 7 20 à 
— d'(cos.N tg.B/— cos.r/ 18.27) + a”sin.(X —N)ÿ 
(1,3) M. S — a(sin.À tg.Rf— sin. À ts. 0) TL, 
. — a’(eos.À tg.B” — cos. Atg, PB) Ha sin. (A7—2) 
,(1:2) M. 9" afsin.A tg.f8 — sin. À” tg.f) 
— «’(cos. À tg.P” — cos, N'1g. B) + a”sin. (A —Aà) 
où a —(2.3)Dcos.L—(1.:3) D’ cos.L/ + (1.2) D”cos. L# 
a — (2.3) D sin. L—(1.3) D’ sin. L/+4(1.2) D” ein. L” 
def pit E (1.3) D’ tg. B + (412) D” tg.B” 
M— tr Bsin.(N - N7) — tg. B'sin.(A —X7)+tg.B/sin.(A—N). 
Négligeant donc la latitude de la terre, on a DR, D'=R, 
DY-E NT d'arts dm à % 
\ 
Après avoir trouvé les quantités à, 9”, 8”, il est facile, d'en 
déduire les longitudes et latitudes héliocentriques et les distances r,° 
r',r” de la planète au soleil ,: et de-làa l’inclinaison et là position 
du noeud par les méthodes expliquées auparavant. e 
Note. Comme dans les solutions de ces problèmes , qui par 
leur supposition erroneuse éludent .la plus ‘grande exactitude du cal- 
eul, on doit se contenter d’approximations, qui rendent souvent le 
calcul très-commode, sans en nuire beaucoup à la précision du 
résultat, qui ne peut être qu'approché, on aura, selon l'ouvrage 
de Mr. Olbers sur les comètes ou selon un mémoire de Mr. Gaufs, 
inséré dans le 20. Vol. de la corresp. littéraire de Mr. Zach, 
au lieu des trois équations HI. les deux suivantes: PRE 
(2.3) M.9 (2.3) AR—(1.3)BR/ (1.2) CR? 
| = (2-3)# < tg.P sin, (L— ME ts. P sin: (À) IV 
77 (1.5) ‘ tg.P'sm.(L'—2X")— 18.578. (L'—X") 
où À —tg.B'sin.(L — X/)—tg.fB’sin. (L — 1) 
B —tg.f sin. (L/ — À) —tg.f” sin. (L” — N) 
C = tg.f sin. (L/— À) — tg.f” sin. M 2). 
Ces deux équations contiennent une solution appruchée du pro- 
