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valeurs de x pour l'entrée et la sortie. Pour en calculer 

 l'effet , différencions la formule : 



sec'^. II. ce" — 2 Ex -h 2 G. tang. u.xnrzb^ — E'' — G^ j 



nous aurons 



2.x. sec' . II. dx — 2 Edx — 2,xdE -\- o. G. tang. u. dx 

 -h 2. X. tang. u. d G 

 ■z::! — 2 EdE — 2 GdG'y 



dx {x. sec^. u — E-\- G, tang. ii)z:zxdE — x. tang. u.dO 



—EdE—GdG; 



j {E — X) dE -ir {G -^ X. tang. u) dG 



E — X. sec'', u — G. tang. u 



(£ — :r) rfi" -f- (G H- X. tang. u) dG 



(.E — x) — X. tang^. u — G. tang. u 



{E — x) dE -h (G -h X. tanff. u) dG , . 



. 2 , , , (21) 



{E — x) —r. {G -+■ X. tang. u). tang. u ^ ' 



Cette valeur, multipliée par le rapport i f_ r- ) ^^ 



temps au mouvement sur l'écliptique , est ce qu'il faut 

 ajouter à l'entrée, vue du centre de la Terre, pour avoir 

 celle qui doit s'observer dans un lieu pour lequel on 

 aura calculé les parallaxes dE et dG de longitude 

 et de latitude. Dans notre exemple, cette valeur est 



i5.823 dE -h 3.oi58 dG, 



Ainsi l'expression générale du temps de l'entrée sera , 

 en nommant n et •^ les deux parallaxes, 



9^ i5' 92 -h 15.823 n -f- 3.oi58 77-, temps moyen à 

 Paris (22) 



