( 88 ) 
et, si nous continuons à représenter par Aa, la différence entre 
l'ascension droite observée au temps f, o,, et celle &, + À,a qui 
se déduit de l'ascension droite observée au temps 0, en y appli- 
quant la précession adoptée, A9, ayant une signification analogue, 
ces équations S'écriront : 
2 Au — 5,2 Z (ci + sin & tg do) — yt Z sec dv 
— a'x ZsecdSo [ot (A'— &0) À, a — 1 SA, |. 
(51) 
X A9, = 5,7 2 eos ay — yt À [cos NS'— sin Co | 
—ax2 [sin dS À,9+ Sin dS0À,4 + COS doCoA,0 |; 
la signification des symboles S’, S,, C est donnée ci-dessus (28). 
L'application de ces dernières formules (51) à un groupe 
assez considérable d'étoiles de même grandeur permettra de 
déterminer, outre la vitesse du mouvement systématique et la 
parallaxe moyenne du groupe, la correction de la constante de 
la précession. 
Si cette application fournit, pour divers groupes, des résultats 
concordants quant à la grandeur de cette première quantité, 
on pourra décider alors, en connaissance de cause, s'il est 
nécessaire ou non de tenir compte, dans la réduction des 
circompolaires, des termes périodiques du second ordre qui 
dépendent de l’aberration et de la parallaxe systématiques. 
Dans les chapitres suivants, nous appliquerons les formules 
que nous avons développées dans ce Traité, à la détermination 
des constantes qui interviennent dans le calcul des réductions 
stellaires. 
L 
