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On peut écrire, en effet, comme précédemment, 
= (To+L)+yr, V=V,+er 
[T, est exprimé en temps moyen de Paris et L est la longitude est de la 
station, y et ¢ sont deux coefficients numériques (‘)], et la comparaison des 
valeurs obtenues dans deux stations permettra encore d'éliminer ce qui se 
rapporte au centre de la Terre. 
On voit cependant que la comparaison des valeurs de T sera entachée 
des erreurs de la longitude géographique des stations, et cette circonstance 
fait ressortir un des avantages de la nouvelle méthode, en ce sens que la 
valeur de la plus courte distance peut se déterminer indépendamment de 
celle de T et n’est pas, par suite, affectée de l’erreur de longitude. 
» Il ya enfin une remarque intéressante à faire à l'égard de la vitesse V ; 
on conçoit que la vitesse V,, qui se rapporte à l'observateur placé au 
centre de la Terre, puisse être obtenue avec la plus haute précision: c’est 
en effet une fonction très simple des moyens mouvements de la Terre et 
de Vénus, et sa valeur est relativement d'autant plus précise qu'on ne la 
considère que pendant un intervalle de quelques heures. Il en résulte qu’on 
peut déterminer la parallaxe avec les observations d’une seule station en 
comparant la vitesse apparente observée à celle qui peut être calculée pour 
le centre de la Terre, et l’on trouve que le coefficient ¢ a pour valeur? en- 
viron lorsque l’unité de temps est l'heure moyenne. 
» Dans une prochaine Communication, j'indiquerai comment, dans la 
pratique, on peut calculer les valeurs les plus probables des trois constantes 
À, V, T, et j'appliquerai la nouvelle méthode aux mesures faites pendant le 
passage de 1874 par la Commission française. » 
ASTRONOMIE. -— Note additionnelle sur la mesure de l’aberration : 
par M. J.-C. Houzeau. 
« Les remarques de M. Lœwy (Comptes rendus, t. CIV, p. 306), au 
sujet de la Note que j'avais adressée à l’Académie dans la séance du 3r jan- 
(*) Les trois coefficients a, ¢, y ont une signification gioii très simple : si, à 
l'é epoque T,, on considère un système de trois axes rectangulaires passant par le centre 
de la Terre, O + étant dirigé vers le Soleil et yÔx étant l’écliptique, zyz les coordon- 
nées d’une station, on trouve que a est sensiblement proportionnel à z, y à y et v nr, 
