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Les formules employées sont les suivantes (`) : 
Af = E sin S; Du sin Bit 018 sin S,— P; sin R4)} 
KEEN WE CR EE cos R4)} 
— sp = T|X, sin S; —P, sin Bi 3.181 sin S,— P; sin R;)! 
— y}(X cos S; —P; cos R;)+ 2,18 (X, cos S}— Pz cos BC, 
dans lesquelles l'indice 4 est affecté à l’action du Soleil 
et Pindice 2 à celle de la Lune. 
On a posé: 
1 
=(1 +0) sin(1—=s)T, 
(1) s 
Ee (1+p)sin(1—zr)T, 
T étant l'intervalle de temps 
qui sépare les observations. 
0 = =S$s——, 
D À 
2 
me 
= — Ta — cn 
p2 3 2 Ā 
(3) s&s = A3 + Idy, 
Ta = az ege les 
? == 0,00526, 
A 
gs et d étant les rapports + 2, 
= des moyens mouvements, 
ep R et en de lun ou 
l’autre astre pendant linter- 
valle de temps considéré, au 
mouvement diurne. 
a6 = nutation diurne en obli- 
uité 
quité. 
Ai = nutation diurne en lon- 
gitude. 
z= N; sm 2L, 
(4) 
N= E numérique de 
la nutation diurne. 
L = SNA orientale du 
‘observation par 
Ster au premier 
y = N; cos 2L. 
méridien. 
S =S — 2r, 
5 
(5) | R'—R— 2: 
(6) S = À + 2D, 
R= A — 2D, 
A =— ascension droite de lun 
des astres } june: 
D = Déclinaison calculée pour 
le milieu de Pintervalle 
des observations. 
e — l'heure sidérale de cet 
instant. 
CPR SR RE à 
(C) Ces formules sont déduites de celles qui donnent la nutation diurne, en 
obliquité et en longitude, en fonction eg coordonnées équator 
et de la Lune, et qui sont exposées 
riales du ae 
a Théorie des mouvements 
annuel et séculaire de l'axe du monde, pie 
EE E RES DIRE CET rs Ce I Ne Per 
; 
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