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dont le centre est le Soleil S, les positions du pôle tu de 
l’écliptique, du pôle P de l’équateur, de l’étoile E et de 
la Terre T, et imaginons, pour un moment, que la Terre 
ait un mouvement circulaire. Nous représenterons par k 
ce mouvement de transport perpendiculaire au rayon 
vecteur ST. 
Si nous tenons compte des termes du premier ordre, 
nous pourrons représenter le déplacement apparent de E 
par les trois composantes de k , projeté sur trois axes 
convenablement choisis. 
Nous prendrons pour ce système d’axes : le rayon SE 
et les tangentes respectives à l’arc PE et à l’arc de grand 
cercle EM perpendiculaire à PE. 
Si nous désignons par Aa, AS, les variations en ascen¬ 
sion droite et en déclinaison, nous aurons : 
k sec 3 
A«= —- cos (EM, TT'), 
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A3= k cos (EP, TT'). 
On voit aisément que 
Angle (EM, TT') = angle (PV, îtV) = V, 
Angle (EP, TT') = angle (EM, *rV) = M. 
Si nous désignons par w l’obliquité de l’écliptique, 
par X la longitude de T, il vient : 
cos V 
eos M 
— sin a sin A -+- cos a cos A cos », 
= sin V cos VE = sin V cos j^PV — 
= sin V sin (PV -+- 3) 
— cos 3 . sin V . sin PV -+■ sin 3 . sin V . cos PV. 
