JO

ratt décrire une ellipse plus ou moins allongée, suivant qu'elle est plus ou moins voisine du plan de l'écliptique, mais dont la grand axe est invariablement le double de 20", 253.

L’aberration pour le soleil serait constamment 20 ',253, si la terre, dans sa révolution annuelle, parcourait un cercle. L’ellipsité de l’orbite la fait varier de 19", 9 à 20",6. Elle se trouve dans la Connaissance des temps, pour tous les mois de l’année, de cinq en cinq jours.

L’aberration ayant lieu dans le plan de l’éeliptique, afTeetc d’autant la longitude. Les corrections que l’on doit faire subir aux ascensions droites et aux déclinaisons, pour détruire l'efTet de ce phénomène, sont données par les formules

J ÎO'.ÎS .. , „ ,

rf.av = (cus.Jl.cos.M.cos.w + sin./R. sin.tü)

cos.D '

— SO'.îb. sin.D (cos.SV sin.M — sin.-H cos.M.cos.üj + col.D. cos.M.sia.ia)

Ce sont CCS formules qui ont été préparées pour pouvoir être réduites en tables.

Indépendamment des tables générales de nutation et d’aberration, on a construit des tables particulières pour un grand nombre d’étoiles principales.

515. Parallaxe. On désigne sous ce nom la correction i fairë à un angle observé sur la terre, pour le ramener au centre du globe.

Parallaxe de hauteur. Soient C le centre, O le lieu de l’observation {fig. 61, planche XXIV), S' le soleil à une hauteur quelconque, S le même astre à l’horizon .sensible de 0. Désignons par P, l’angle OSC ou la parallaxe horizontale; par P', celle qui est relative à la position S' ; par R le rayon de la terre et par K sa distance du soleil :

Ou aura, dans SOC,

sin.l’ ; sin.yO" ; : U : K ou stn.p = -jjdans S’ OC, sin.P' ; 5in.[t80'--6) R : R

d’où sinl>'=Bs,n.â et par suite sin.P'«=siD.P.sin.s.

P et P' sont assez petits pour qu’on puisse admettre la même Relation entre P et P' qu’entre leurs sinus.