TA B

Jonr quelconque donné , saberratîon enascension droite d’une des 280 étoiles , onprend la plus grande aberration n°. z , onajoute son logarithme à celui du cosinusde la différence entre le lieu actuel du soleil& celui de n°. z , diminuée de trois signes;la somme est le logarithme de l’aberrationcherchée.

Que si c’est laberration en déclinaisonqu’on demande, on ajoute le logarithmede la plus grande n°. 3 , au logarithme dusinus de la somme du lieu du soleil actuel, & du lieu n°. 4 soustrait de r 8o°.

On s’apperçoit aisément à présent enquoi les tables de nos Éphémérides diffè-rent de celles des Éphémérides de Vienne.Celles-ci comprennent actuellement au-delàde 200 étoiles de plus que les nôtres , &la table de réduction en aberration actuelleest assurément très-commode ; mais dansles nôtres , on a l’avantage de trouver l’ar-gument annuel , fans avoir besoin de re-courir aux parties proportionnelles, & defaire attention aux différons cas d addi-tion ou de soustraction de trois ou six signes.Nous terminerons cette section en indi-quant deux formules générales de M. Lam-bert, qui font très-faciles à développer,•& demandent seulement qu’on ait enmain des tables quelconques de sinus.

L’ascension droite & la déclinaison étantsupposées connues , soit S sangle de l’é-cliptique avec le méridien ; c le complé-ment de la déclinaison ; s la somme oula différence de la déclinaison de sétoile& de celle du point de sécliptique corres-pondant àl’ascension droite, ( Voy. n °. 3& seif. I n ° 3. ) ; l la différence entrece point & la longitude du soleil. On aura1 aberration en ascension droite . on '

'“f*- jÍ '

T A B

+ ~ cos. ( l-H- xo' 1 cos. ( l>

4:9

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roite , ou~ïu^ n -( J+'S’ )

■+■ iîàiê ^ in> ( s )

& pour f aberration en déclinaison ,—D— T cos. ( 1 4- £ — s)

+ ~coí. (é-4-6’ —V)to"

■+ — Cos. (/ — i’+a)

■— I o cos, { 1 4— s )

Section VIII. Des tables d'aberrationpour ces planètes ù les comètes. On n’abesoin , comme on le verra ci-apres , qued une feule table pour l’aberration désplanètes & des comètes , soit en Jogitude.& en latitude , soit en ascension droite &en déclinaison ; cette table e st généralepour tous ces astres; mais elle est d unusage moins commode que les petitestables particulières de M. Euler, qui ontpour argument l’élongation au soleil : onn’a pu,avec cet argument,se contenter d’uneseule table , parce qu’il a fallu distinguerentre les planètes supérieures £4 les infé-rieures. Outre cela , M. Euler , a qui l’ondoit les premieres recherches dans cettematière , a reconnu dans les mémoires del'académie de Berlin 1746 , qu’on ne pou-vois pas , comme il savoir fait dans lesanciens commentaires de Pétersbourg,ío/ii. H, supposer la distance de mercure ausoleil toujours la même ; !a grande excen-tricité de cette planète faisant varier consi-dérablement ses aberrations, toutes choseségales d’ailleurs : on trouve donc dans”alrnanach agronomique de Berlin , 1748-l T)7- ’

1 (a) L’aberration des trois planètessupérieures , exprimée en secondes, pourchaque 15 e . degré d’élongation au soleildepuis o jusqu’à 12 signes.

{b) L’aberration de venus pour chaquei$e. degré d’élongation depuis o, l’unedes conjonctions , jusqu’à i S d’élonga-tìon ; ensuite pour la plus grande digres-sion , & d’après cela pour chaque 15e. de-gré d’élongation depuis i s 1 J°- jusqu à sau-tre conjonction.

(c) L’aberration de mercure indiquéede la même maniéré, mais pour chaqueV- degré d’élongation depuis o jusqu’à re",

«St dans trois colonnes séparées : savoir 'pour les plus grandes , les moyennes & lesplus petites distances au soleil.

^ 0lc }, ^ formule qui a servi à construireÇ e . S , : ' 0lt ‘ 3 moyenne distance dur°i -i Jì, 2 > celle de la planète au

soleil—C 1 elongation de la planète au

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