ABERRATION

qu'en outre ils ont l'un et l'autre trouvé ces résultats par la comparaison d'un grand nombre d'étoiles , M. Baily a adopté 20* ,36 pour la constante de l'aberration dans la composition de aa table ; et c'est cette valeur que nous avons préférée aussi dans la nôtre (t. VU). Il est vrai que les derniers travaux de M. Richardson ont changé cette détermination (*>. p. 4'5) > mais nous attendrons pour adopter sa constante que les astronomes se soient prononcés sur ce changement.

Quant à la" supposition que notre globe a un mouvement ci) culaire et uniforme dansl'écliptique, elle donne lieu à de p<~ tîtes erreurs. L'une tend à imposer une légère variation à à constante 20 ",36 , variation qui ne va au plus qu'à o",oo3. On y ar égard en introduisant (1 + î e*) pour facteur de ce coefficient , è étant l'excentricité de l'écliptique , e = 0,01 6853. Mais cette correction est négligeable dans la détermination du lieu apparent dès étoiles..

L'autre dépend du lieu de l'apogée solaire , et est la même pour toutes les étoiles, pendant une longue suite d'années. Celle-ci est nécessairement renfermée dans le lieu moyen donné par observation, et ne doit pas être prise en considération. II y • a encore la vitesse du mouvement diurne de la Terre dont il semble qu'on devrait tenir compte; mais l'effet n'en est nu'»levnentt appréciable* '

. . 3a4* Les formules générales peur déterminer les écarts prod u i ts par l'aberration sur l'asc. dr. A et Ja déclin, d'une étoile sont

aA = — 20" 36 (sin jR sin © -f- cos « cos A cos Q) 1 cos F , aT3 ï==*-- 20,36 (cdSiit sin 0 — cos * sin JH cos O ) sin D •*»•'■■> ^ *6,36 sin * cos G) cos D ,

en désignant par © la longit. vr. du Soleil , et par « l'obliquité de l'ecliptique, à un instant donné. Si l'on;prend«:=2d3*27* fo" r valeur qui convient actuellement et pendant une longue suite d'années, on trouve