52 ASTRONOMIE, U V. VI.

remlle de temps moyen entre ces deux momens est de i 82’ i5 1>23' 55", plus long de 16' i3" que la demi-révolution anomalistiquesupposée par la Caille de 182’ i5 h 7' 42" (i3i2),ce qui prouve quele Soleil ne toit pas encore à son apogée dans la première observa-tion. Si l’on fait la proportion (1281), l'excès de la vitesse diurnedu Soleil périgée sur la vitesse du Soleil apogée, qui est de 4', est àla vitesse périgée 61' 12", comme 16' i3"de temps, que nous vou-lons avoir de moins sur l’intervalle des deux observations, sont à4 h 8’ 7": on aura ce qu’il Faut au Soleil le 3o juin pour avancer dùinequantité suffisante; on ajoutera cette quantité au 3o juin 7* 34' 5o",et l’on aura le moment du passage au Soleil par l’apogée ii h 42'57" , temps moyen à Paris. La longitude du Soleil pour cet instant-là est aisée à conclure de l’observation, elle se trouve de 3 S 8° 3() r56"; c’est le lieu de l’apogée du Soleil qui résulte de ce calcul; c’esten même temps le vrai lieu et le lieu moyen du Soleil le 3ojuin1761, 1 i h 42' 67", temps moyen à Paris : d’où l’on tire la longitudemoyenne (i 325) pour le dernier jour de l’année 1749 à midi moyenà Paris , io° o' 46" 5 ( Mém. ac. 1747).

1283. On peut aussi Lrouver le lieu de l’aphélie par des observa-tions qui ne seraient éloignées que d un quart de cercle , lorsqu’onconnoît l’équation du centre, et qu’on s’en est bien assuré par desobservations faites vers les moyennes distances, ou plus exactementdans les points de la plus grande équation ( 1258 et suiv. ). Il suffitde prendre deux observations qui soient faites l’une vers l’aphélie ,l’autre dans la moyenne distance ou à-peu-près, pour connoitreexactement le lieu de l’aphélie. On calculera pour chacune deces observations l’équation du centre, en supposant le lieu del’aphélie tel qu’011 le commît, et l’on prendra la différence de cesdeux équations, si les deux observations sont du même côté del’aplmlie, ou la somme si l’une étoit avant l’aphélie et l’autre après :la différence ou la somme de ces deux équations sera la quantitédont le vrai mouvement doit différer du mouvement moyeu, quiest toujours supposé connu dans l’intervalle des deux observations.Si ce vrai mouvement calculé différé trop du mouvement moyen,c’est-à-dire s’il en diftere plus que le mouvement vrai observé,ce sera une preuve qu’on a supposé le lieu de l’aphélie trop pÆs del’observation faite dans la moyenne distance.

1284. En effet, soit une planete en B ( fig. 78 ) dans samoyenne distance, ayant, comme Jupiter, 5°; d’équation , et en D à6° de son aphélie supposé connu à peu-près, ayant un demi-degréd’équation; la différence de ces deux équations est 5°; c’est la