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que de la eonjonction. Par le moyen de ces trois valeurs de ^, 

 H , /3 , on trouvera aisement leurs valeurs pour chaque moment 

 de toute la duree du passage. II seroit inutile de tenir com;te 

 de ces diffennces dans le calcul heliocentrique ; mais on ne 

 peut pas s'en dispenser , lorsqull s'agit de trouver les mouve- 

 mens geocentriques , dont on a besoin dans le calcul parallacti- 

 que pour un lieu determine. Yoyons donc , comment les mou- 

 vemens getjcentriques se deduisent des mouvemens heliocen- 

 triques. 



§. 7. On sait qu'en nommant 7 1'angle de commutatinn, 

 ou la difference des longitudes heliocentriques de Mercure et de 

 la terre, -,j 1'elongation ou la differtnce des longitudes geocentri- 

 ques de Mercure et du -soleil, et b, b' \ les latitudes de 'Mercure 

 vues du soleil et de ia terre, on a 



P sin y . . 1/ sin f\ . i 



tans: y\ r_: — — - , <et tanr w — -.— ' tanir y. 



& \ <tt • — p cas y* O sm 7 <-> 



JVlais, 7 et b etarit toujours Fort petits dans les passages, on aura 

 £=k^'. et !/.-_=£__: -^. . 



' 7T P 7 Ti P 



Pour juger de la precision de ce"s formules , il faut remarquer 

 que dans un passage, Tangle 7 ne saurait etre plus grand que 



i ___ ^-e i6/ ^ ^^ __ 1,^-0,31 ^^ 3 , 6 ^ ^ tlonnant _ 



71 sa plus grande, et a q sa muindre valeur). On trouve par la 



_ 0, 31 . sin 36' «.,#—-, « tr/ K. «i^ 



tan §^ = 1,01-0,31.^36- ^ ta "S * 5 57 • 



' TT P P 



d'ou il suit que 1'erreur de ces formules sera toujours moindre 

 que 3 7/ , dans toute la duree d'un passage. Ayant donc calcule 

 pour un -moment quelconque , les longitudes heliocentriques de 



