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iïans lerqiielles t eft la longitude héliocentrique de la Terre , 

 moins celle de Mars, u l'anomalie moyenne de Mars, & 

 2 celle de la Terre on du Soleil. 



Je ne changerai rien aux équations produites par l'adion 

 deJupiter ( Alem. lyjS , piigez^f.). Je vais feulement les 

 rapporter ici , nommant / la longitude héliocentrique 

 moyenne de Mars moins celle de Jupiter , ou a les 

 équations fuivantes : 



— 25*7 fin.r H- I2"2 fin. ^t -\- ^"z fin.,''/ — u) 

 — i7"(5fin/2/— «; - i\(m.(i-hu)-^i"6Çm.(zt-^uJ. 



La fomme de toutes ces équations dans t'oppofition de 

 I77p, eft 8", dans celle de 1785 30". 



L'en-eur de mes Tables, fur la longitude héliocentrique 

 de Mars, ou la correélion qu'il faut y appliquer pour les 

 accorder avec l'obfervation , efl -1-41" & — 5 5"; en forte 

 que le mouvement eft trop fort de i' "^6" ; mais en dimi- 

 nuant de 48" la plus grande équation , on le rend conforme 

 à l'obfervation , &. il ne refte que 7" à ôter de l'époque- 

 de mes Tables. 



Ainfi d'après ces deux obfervations , l'équation de 

 l'orbite de Mars feroit de lo* ai' 25' 



Par des, oppofitions calculées dans mon Aflronomie , 

 rile feroic to'' ^i' 26* 



Je l'ai trouvée dans les JWém, de 177 f , vaoe 2.J4.. . î ' °* ^°' %' 



y/ J 't o }t ^ jo_ _^o_ j5_ 



ïlîe e/l dans les Tables de Halley 10. 40. Z. 



Telle eft l'incertitude qui nous refte fur cet éléwient ; 

 elle eft moindre que pour les autres planètes; mais les 

 erreurs deviennent plus importantes pour Mai-s , parce 

 qu'elles fe multiplient par fa proximité à la Terre : dans la 

 dernière oppofition, l'erreur n'étoit que de i' 25"" fur le 

 lieu héliocentrique, & elle étoit de 4' o" fur le lieu vu 

 Eqoation ^ jg la Terre. Les perturbations négligées jufqu'ici dans les 

 ° ♦^ 4* calculs , peuvent produire des différences d'une minute entre 

 les obfervatioos -, amû il a'eft pas étonnant qu'on ait encoj* 



