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tante @ la quantité « x 
DIE'S SC IE NIC ELs. 49 
1.2 A caufe que dans Vénus, qui eft celle des planètes 
dans laquelle la latitude peut être la plus grande, le cofinus 
de la latitude diffère très-peu du rayon; on pourra, fans 
erreur fenfible, prendre à la place de ce cofinus le rayon 
même, ou tout au plus il fufhira de prendre le milieu entre 
le rayon & le cofinus de la plus grande latitude, & de fubfti- 
tuer ce milieu à la place du cofinus de la latitude, pour le 
temps de l’obfervation. 
2. L'angle PSN diffère toûjours très-peu de l'angle 
P'Sn. Car dans Mercure qui donne le plus de différence en. 
réduifant des angles de l'orbite à des angles de l’écliptique, on 
ne trouve jamais que 1 2 minutes à retrancher ou à ajoûter; 
or, de pareilles différences dans les angles PS N en appor- 
tent fi peu à la valeur de fa petite quantité x, qu'on peut 
regarder l'angle PS N comme l'angle PS». De plus, l'angle 
P'Sn pourra encore être regardé, ainfi que l'angle STR 
dans l'orbite de la Terre, comme la demi-équation du centre; 
car quoique la différence de ces angles foit beaucoup plus 
confidérable dans Mercure que dans la Terre, elle ne left 
pas encore aflez pour que l'on ne puifle pas prendre l'un 
pour l'autre en cette occafion. 
Par ce moyen en appellant Æ l'équation du centre de Ia 
planète, la formule de l'aberration en longitude fera celle-ci; 
æ x fin. STP B x CD xcof (SPT ++ E) d I lle I 
cof. latit. moy. SP >x cof. mn E x cof lait. moy: fs sans ral 
conftante « eft le rapport de la vitefle de la Terre à celle de 
la lumière, c'eft-ä-dire, un angle d'environ 20”, & {a conf- 
Sd” * cf & SO" k 
"SD cf S 8 O0 ? | 
étant les moyennes diftances de Ia Terre & de Ia planète, 
SO’ Yangle que l'orbite fait avec fon rayon au nœud, & 
SO cet angle réduit à l'écliptique, SD la moitié du petit 
axe de l'orbite de Ia planète. 
Quant aux quatre quantités variables, SP diftance de Ia 
planète au Soleil, ST’P élongation, S PT fupplément de 
Félongation ajoûté à l'angle de commutation TS P, & 
Zzz iij 
Sd & SD 
