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pusct' à ia jilaïK'to, on pciil loujoiirs se borner a rc(|ua- 

 tioii (5i). 



t2i2. Jl resle à oxaniincr de quoi se compose oz. 



On y trouve d'abord, pour [)artie princi])ale, la paral- 

 laxe de hauteur f.V = c-> sin z . Appelant à, la distance ac- 

 tuelle de la planète à la terre, et x la parallaxe liorizontale 

 du soleil, à la dislance moyenne, pour le lieu d'observa- 

 tion , il est clair que m' peut être remplacé par-^^^ x. 



Si- se lire du calcul, on l'introduit directement dans 

 celle expression. Si - est déduit , au contraire, de la lecture 

 'Ç du cercle vertical, il devrait être corrigé, au préalable, 

 de la rélVaclion. Examinons quelle serait, au maxlinunij 

 l'importance de celle correction. On a, eu diflérenliant, 



— — = C) cos z, 

 dz 



A la distance zénithale oo"oO', qui est la plus grande 

 valeur de z dans le tableau !J1 , la rél'raclion , à 0'",760 et 

 0% est 89". Prenant cette quantité pour la variation der, 

 et Taisant &^ = 18", il vient pour la variation nuixinia de la 

 parallaxe calculée 0",00i. On se bornera donc sans incon- 

 vénient au z apparent ou observé. 



25. L'influence de la iigure du disque se présente ensuite. 



L'aplatissement de Mars a résisté jusqu'ici à toutes les 

 mesures micrométriques; on peut seulement en conclure 

 qu'il est fort petit. Cette circonstance n'a rien d'ailleurs qui 

 déroge aux lois de la mécanique céleste. Prenons les frac- 

 tions I et ^ du rapport de la force centrifuge à la pesan- 

 teur sous l'équaleur, fractions qui expriment les limites de 

 l'aplatissement d'un corps céleste dont la densité va en 

 augmentant de la surface au centre; nous reconnaîtrons 

 que l'aplatissement de Mars est compris entre 7^ et ^. 11 



