(84) 
Mais la position de l'équateur ayant varié pendant le temps t 
en vertu de la précession, les coordonnées héliocentriques de 
l'étoile rapportées à l'équinoxe moyen du temps t seront : 
L La a 
m—a+Au, d —0+ A), 
A, et A, désignant les accroissements qu'elles ont subis du fait 
de la précession. 
49. Ce ne sont pas encore là les coordonnées moyennes telles 
qu'on les déduit de l'observation : car, dans la nouvelle position 
qu'occupe l'étoile, on ne peut l’observer qu'affectée de l’aber- 
ration. Comme nous supposons sa position observée corrigée 
de l’aberration tant annuelle que diurne, nous aurons à calculer 
ses coordonnées a; et 0, affectées de l’aberration systématique, 
ce qui se fera en appliquant les formules précédentes (26), 
dans lesquelles «5, d6; 1, 9, seront remplacés respectivement 
Dar @ Oiicu One 
Les différences & —«,, d, — 0, représenteront alors les varia- 
tions que la position de l'étoile aura subies, pendant l'intervalle 
de temps £, en vertu de la précession, de la parallaxe et de l’aber- 
ration systématiques. 
Si l’on en retranche la précession, on aura ce que les astro- 
nomes appellent le mouvement propre de l'étoile, dans le cas 
où celle-ci n’a pas un mouvement réel. 
Pour ne pas exposer le lecteur à une confusion regrettable, 
nous remplacerons cette expression tout à fait impropre par celle 
de déplacement apparent systématique, ou simplement déplace- 
ment systématique, réservant le nom de mouvement propre au 
déplacement réel ou objectif de l'étoile. 
Dans la détermination de ce déplacement systématique nous 
ne conserverons, parmi les termes du second ordre, que les 
produits de la vitesse systématique par A,z ou AD. Tous les 
autres peuvent être omis ; les derniers termes des formules (26) 
ne s'appliquent pas au lieu moyen; les avant-derniers se détrui- 
ront à bien peu près au commencement et à la fin du temps f; 
