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 siiccessivos de b' . Nous avons accordé ici à chacun d>n\ 

 lo nombre do décimales <ju'il convient de conserver dans 

 les tables susdites. 



La réduction en labiés est préférable, dans presque 

 toutes les circonstances, au calcul des positions isolées. 

 Klle permet de découvrir les moindres fautes par la marche 

 des divers ordres de différences. Pour faciliter l'interpola- 

 tion, on étend les tables à l'avance, en subdivisant plu- 

 sieurs fois par moitié les intervalles, au moyen d'un calcul 

 (rès-simple de différences finies ('). 



20, Appliquons à Tintervalle temporel observé h' — //, 

 les diverses corrections qui viennent d'être indiquées, cel 

 intervalle se réduira à la valeur i qu'il prendrait si la 

 planète et l'étoile ne cessaient pas de coïncider géocentri- 

 quemenl. C'est 



i = [h'— h) (1 — .s) — rJh -+- K — rt' — h". . . (32) 



Cette quantité sera négative dans la série montante et 

 positive dans l'autre. Le petit terme àh est la correction du 

 mouvement variéfn" Li).Iv représente la correction d'aber- 

 ration diurne (n" IG). Le terme a' est la différence des 

 ascensions droites au temps q de l'observation. 



L'intervalle i ainsi calculé reste affecté de deux sources 

 d'inexactitude. Il contient d'abord l'erreur a de la ditTé- 

 rence a des ascensions droites, renfermant la différence T 



(*) Qu'il nous soit permis de rappeler qu'eu nommant d.', d", d'"... les 

 dilTérences des divers ordres, la dilîérence tolale d à appliquer à une po- 

 silion lalmlaire, pour subdiviser en deux intervalles égaux, est 



rf= -iV (l"-\ fi'" — 0,04.. rf'v...., 



que Ton calcule à vue aisément. 



