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opération pour les différentes stations, on obtient, pour chacune d'elles, 
une équation de condition où ne figurent plus que deux inconnues : la 
parallaxe cherchée et une erreur provenant des Tables: cette erreur a le 
même coefficient pour toutes les stations et disparait par simple différence. 
On trouve aisément l'équation de la courbe qui, dans une station 
donnée, représente la loi de variation de la distance des centres avec le 
temps ; il suffit de remarquer que, pendant la durée du passage, le mouve- 
ment apparent du centre de Vénus sur le disque du Soleil est sensible- 
ment rectiligne et uniforme. Soient alors 
D la distance des centres au temps # (temps moyen du lieu); 
i m distance minimum ; 
‘époque de ce minimum (temps moyen du lieu ); 
y la vitesse de translation moyenne du centre de Vénus- sur la corde 
qu’elle décrit; 
f(t) une correction provenant de ce que le mouvement apparent n’est pas 
rigoureusement rectiligne et uniforme ("). 
On a 
D = YA+ VTT} f(0). 
» On voit que, si l’on affecte les valeurs observées de D de la correction 
très petite f(ż), la relation entre D et £ est représentée par une branche 
d'hyperbole ayant un axe dirigé suivant l'axe des temps; trois paramètres 
suffisent dans ce cas pour déterminer la forme de la courbe, et ces trois 
paramètres sont définis par les trois constantes qui figurent dans la for- 
mule : A et T coordonnées du sommet, et V?: A courbure en ce point. 
» En appliquant cette équation à chacune des distances observées dans 
une station, on peut déterminer la valeur la plus probable de la plus courte 
distance A et, en outre, les valeurs des constantes V et T. Chacune de ces 
nouvelles constantes peut encore être comparée avec celle qui lui corres- 
pond au centre de la Terre et fournir ainsi deux nouvelles équations de 
condition pouvant servir à la détermination de la parallaxe. 
PNA E PENSE ce à 
(t) Cette correction est nulle vers le milieu du passage et atteint son maximum aux 
extrémités de la corde; lorsque l'observateur est supposé placé au centre de la Terre; 
ce maximum est de l'ordre dé 0”,or, et par conséquent négligeable ; dans les autres cas 
il atteint à peine 1” à 2”. On peut calculer cette fonction avec une valeur provisoire 
de la parallaxe, et sa valeur peut être néanmoins considérée comme rigoureusement 
exacte si l’on a égard à $a petitesse. 
