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valeur approchée du mouvement moyen diurne el dj. sa correclioii, 

 chaque observation faite à un instant t fournit une équation de la forme : 



it— t„) d <,. i d M I- M„ ^ M -I- ij.„ (i - f„) = < * ' 



Cette dernière équation peut servir à déterminer les valeurs les plus 

 probables des corrections rfM el du. eu faisant concourir toutes les obser- 

 vations par la méthode des moindres carrés. Il va sans dire que les 

 instants / doivent être préalablement corrigés pour l'équation de la 

 lumière; si <, est l'instant donné directement pai- l'observation, on a 

 l'instant corrigé 



f = t, I- 'i'.)7-.7S(A„ — A) (XXII) 



et l'anomalie moyenne corrigée M, f r/M est alors celle que le satellite 

 occupe en apparence, au moment où la lumière arrive à la Terre dans la 

 distance moyenne a,. 



Si l'on veut déduire des éléments la position du satellite à un instant 

 donné, pour la comparer à la position observée on peut suivre une 

 marche inverse de celle indiquée plus haut. Les formules (XX) jus- 

 qu'à (XVIII) donnent l'angle de position du satellite pour l'instant /. 

 Enfin on a le rayon dans l'orbite vraie 



>• = ((, (1 — ccosE) (XXIII) 



el la distance apparente, vue de la terre, 



f, = ^^'' cos F sec (P — Nj (XXIV) 



Quant aux résultats numériques que j'ai déduits d'après celte méthode 

 des observalions données dans le chapitre précédent de ce travail, je les 

 regarde seulement comme une base provisoire pour des lecherches plus 

 exactes, qu'une prochaine opposition de la planète permettra sans doute 

 d'exécuter, grâce à l'expérience acquise pendant la première série d'ob- 

 servations faites avec notre nouvel instrument. C'esl pour celle raison que 

 je n'ai pas jugé nécessaire de donner ici tous les détails des calculs 



