ÉPHÉMÉRIDES DU SOLEIL

Perturbation par Jupiter, Perturbation par Saturne,

= l'^^r 35oa o'^r-^r.,. 763

bleXXIX — 2',3i TableXXXI. -i-o',65

b. XXX, ensemble des autres termes. - o', 19

Perturbation - - ti^-ôo

Ajoutant à L les valeurs que nous venons de trouver pour Téqua- »n du centre, les perturbations planétaires et lunaires, la nuta- ► n et l'aberration, on en conclut, pour la valeur de la longitude crehée,

2" Latitude du Soleil. — Par reflet des perturbations planétaires

«^t. lunaires, le Soleil ne se meut pas exactement dans le plan de Té-

elliptique; il s'écarte, de part et d'autre de ce plan, d'un petit arc

cji-Ki constitue sa latitude et que les Tables font connaître. Voici le

e^sàlcul qui donne cette latitude pour le 9 juin 1876, temps moyen

^^ Paris, en ne considérant que les actions provenant des planètes

V €!înus, Jupiter et Saturne, les seules, en effet, qui soient sensibles :

Perturbation de Vénus, Table XLII -v o,o5

» de Jupiter, Table XLlll - 0,14

" de Saturne, Table XLIV --- 0,04

Action de la Lune, arg. A -^ T -i- N -r o,38

Latitude. . -r- o,33

3® Rayon vecteur de la Terre. — La formule qui exprime !a partie elliptique de cette distance est la suivante [voir la Note additionnelle au Chapitre III),

*^ --a[i-i- \e^—(e - -\e^-^. . .) cosÇ — ( l*»* -\e^-^ . .)cos.2Ç— . .],

^ans laquelle a est le demi-grand axe de l'orbite de la Terre, e son ^excentricité et Ç l'anomalie moyenne nt -\- z — w. La Table XXXII, construite sur cette formule, fait connaître cette partie de R, ainsi <|ue sa variation séculaire, pour toutes les valeurs de l'anomalie Ç. ^-'n doit ensuite, si l'on veut obtenir cette distance avec toute la Pï'écision que comporte la théorie, avoir égard aux perturbations "^s planètes et de la Lune, comme on Ta vu précédemment. Voici

un exemple de ce calcul pour la date considérée plus haut, el ayant égard à toutes les influences :

Valeur de R ( Table XXXII ) . . .