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*in 3».. 9.84761 —

i®5o' (6*4i = cfju. du ceoute.

o,t4 J ■*5. 6. 6,8 = lon^it. inoy.

Longit. iur IVliipse = a6.56.53,a.

L’une des tables de Delanibre est destinée à épaipier cçs calculs, en les donnant tout faits : ofi y prend à vue l’équ. du centre cotrespondante à l’argument z, ainsi que la vai iation

séculaire, r. ' ' • . •

a65. Calculons "maintenant les petits écarts du mouvement

elliptique-, causés par l’action des planètes , c’est-à-dire les^er^ turbaiims. Ces effets une fois coup us , ainsi que \a. nutation, on Ch conclut ‘ ' .

Longit. vr. = Congit. mof. + éqv. du centre -h perturb. •+• nutatiorf.

Les nombres des colonnes A, B, C, table X-IV, expriment lés ^ positions moyennes de Venus, Jupltei- et la Lune par rapport à

TABLES Du èOLHIL.' . ' ' 887

la Terre', les ACtipiis de ces massés dépendent de ces pdS^itionsà notre égArd. On ne tient pas. compte ici de Mercure qai est trop petit, non plus gue de Saturne, ni d’tiranus, qui sont trop éloignés de là T^rre pour exercer une ‘action de plus de i à secondefl, quantités que nous croyonS devoir négliger ici , luàis dont 011 tien\ compte dafiS les tables de Delambre. Nous ne voulons qu’indiquet la construction de ces, tables', et une approximation à 2" ou pris sufiGt à notre objet. ,

Les nombres A, B, sont Içs distances angulaires de Vénus êt Jupiter à la Terre, cés planètes étant, vues du Soleil, elles di^ tarices étant estimées en longitudes moyeùnes. C est celle de la Lune au'Soleil, vus de la Terre; savoir: •

Enfin , N est le supplément à 36o° de la longitude du nœud ascendant de la Lune, servant au calcul de la nutation, comme il va être expliqué. '

Au lieu d’exprimer les arcs A, B, C , N, en degrés, on trouve plus commode de représenter la circonféienco par 1000 ; en . sorte que 25o vaut go®, 5oo vaüt 180®, etc. Quand on trouve une somme qui dépasse 1000, on supprime cette unité du 4* ordre, comme désignant 36o®, ou la circonférence entière. On caleule les noBÏbres de ces colonnes , précisément conlme pour la longitude, afin de trouver les vàleurs de A, B, C, N , pour la date proposée. On entre, avec cés quantités.pour ai’gqmens, dans la table XIV, et l’oii fait la somme des corrections qu’on y trouve,, mais en ayant égard aux signes. La somme est la. correction due aux perturbations, et doit être ajoutée à la longitude vraie. “ Dans tout ceci, les longitudes sont rapportées à l’éqqinoxe ^oyen, c’est-à-dire qu’on suppose que le point T parcourt lentement et, uniformémenl5o",i dans l’aünéetropique.Mais on . sait que le défaut de spbéricité de la’ Terre cause à Son axé un balancement qui Béplacc ce pôiflt Y par petites' Oscillâtiom (n® 3i5^; et puisqu’il faut que les longitudes soierit comptées du point T apparent, tel que le donnent réellement toutes lès causes agissantes, il faut ajouter encore à la longitude raro (Té

388 TABLAS DU SÔLEIÙ. ' -

défJacément', arèc-ion signe. Or, oa a en générât . ^

• ■ . nuiatiori lunaire' en longitude s\n'Çl:

ConimcN èslle supplémenU looode ï’arc Çf, «n pcuUraduire- ' N en degrés’, et le calcul de In nutation est facile à faire ; mais on trouve celte opération effertuée dans l’une des colonnes de la table IV, où la valeur trouvée pour N est l’argument.^ On y prend en outre la riulalion solaire en longit. qui, dàns l’une des colonnes, répond à là date proposée. Ainsi, pour N = 534 ci fe i 7 avril , od a - ef + i “,o i . Cette table dônne encore Içsûuiat'.ons en'asc. dr.’ct en obliquité. ( T. ce qui a ae dit

n. q5 et r48. ) ... ■ . I..

’ Quant à V aberration , on peut la considérer comme .constante ^2o',3 {v. n° 3o8) , elle se trouve comprise dans la tableXlV

avec les secondes de l’époque. ' , >. ^

' ‘Appliquons ceci à notre exemple.

,5ià

api

3 moi». . ■

\o )oars‘. .

djoufs. ..

ao3

la.beures.

. et nup . —

trT

Longit.

snr l’orbite

Longit.

vraie à midi moy.

Ui Conn. des l'erits donne 26» 56' 29",3 i la différ. vlenl^è ce que' nous a^ons adopté dans la table des époques des nombres un . ' peu plus forts que ceux’de Delambre, et négligé quelcpirerpeliles

corrections.' ' . ^ i ‘ i- r

' a66 'Une fol s la longit. vr. connue, nous avons explique, p. 4 1,

commenton peut «ilculer la déclin.“et l’aiç. dr. de l’astre. Quant ‘ ^ ['équation du temps,- prl sait qu’elle est = asC. dr. vr. asc. dr.

ou longit. rpa^ { V. p. 46.) Ad reste*, ’on peut trouver cette ^î^tkm à fort peu près, sa^ passer par l’asc, dr. vr. , a l’aide de la formule suivante: . ^ .

tqu.du iempss=iéqu. du centne-{-pcrturb.-^.csiuiQ-\-ds\piQ: