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soleil=8 ; la latitude de la planete=sp ;& soit c fin 8 ==sin- t.

On aura pour /’aberration en longitude

ïôît 5 cos. p [cos. S + ~~ cos. * J ,

où tôlîï exprime à peu-près id' ( Voye\sechon 111 , n°. i ). L’aberration enlatitude peut se négliger , car elle neva qu a 4" environ pour mercure, & elleest beaucoup moindre pour les autresplanètes.

Les aberrations en ascension droite &en déclinaison se trouvent ensuite com-me au n°. 3 de la section III. Les tuilesdont nous venons de parler ont été insé-rées auíli dans les tuiles de Halley , édit.franp. tome II , p. 166 du texte , & dansles Ephémérides de Vienne , r 757 &

* 75 X-

2 0 . La tuile générale dont j’ai parlé ,& à laquelle il faut avoir recours, sur-toutpour mercure, quand il n’est qu’â quelquesdegrés de ses plus grandes digressions , estconstruite fur ce principe : que l’aberra-tion de la planète ou de la comete esttoujours égale au mouvement géocentri-que de saisie pendant le temps que la lu-mière emploie à venir depuis la planètejusqu’à notre œil. ( Voy. tuiles de Halley,tome II , pag. 16fi. ) Elle est à doubleentrée ; l’argument en marge est le mou-vement géocentrique diurne de la pla-nète ou de la comete de 8^ en 8' , jus-qu’à i°. & de 4' en 4' depuis i Q . jusqu’à2°. 16 . L’argument de front est la distance

á la terre 2 , 3 , 4.co , celle du soleil à

la terre étant — 10. L’aberration est ex-primée en secondes & dixiemes , & quandon la cherche pour une plus grande dis-tance que celle du soleil à la terre, il suf-fit de la prendre dans la tuile , pour unepartie aliquote de lu distance donnée &de multiplier. M. de la Lande a calculécette tuile en ajoutant aux logarithmesdu mouvement diurne de l’astre en minu-tes , & de la distance à la terre le loga-rithme constant 9. 5292 , & voici le précisde la méthode de M. Llairaut, fur laquelleest fondée cette tuile : il est tiré des mém.de l'acud.

Pour calculer l’aberration, soit en lon-gitude ou en latitude, soit en ascension

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droite ou en déclinaison d’une planète ;d’un satellite ou d’une comete , il santcommencer par avoir la distance r de cetastre â la terre , & trouver à cette distancecelle de la terre au soleil s , & à 20' ' une4 e . proportionnelle ; ensuite il faut trou-ver combien l’astre varie ou en longitudeou en latitude, ou pendant que la terrefait un degré , ou pendant un jour , oupendant un autre intervalle de tempsdonné qui ne soit pas considérable , &faire après cela l’analogie suivante : com-me un jour est à cette variation , ainsi letemps que la terre met à parcourir cette4 e . proportionnelle ! 20“ , est à l’aber-ration cherchée.

M. Clairaut avoir proposé cette mé-thode , si commode pour construire unetable , après avoir discuté amplement lesaberrations des planètes , dans le mëmemémoire , & avoir déterminé les formulesqui suivent.

Soit E l’équation du centre, p la dis-tance <S’P de la planète au soleil, 6 l’é-longation STP , t le supplément SPTde l’élongation ajouté à sangle de com-mutation TS P , on aura pour l’aberratioaen longitude.

de vénus , 19" , 88 . cos. S -+• 23", 38-,cos. T.

de mars , 20" cos. S Hr 1 6" , 2 . cos.

1 S 1 7 1 o

( T ±ïO' —j-de jupiter, 20" . cos. fl ^8" , 78 . cos.

{f dz. 2 - )• — p •

de saturne, 20" . cos. S ^6", 48 . coC( 1 , \ sr;S°° .

3. M. Lambert trouvant les tuiles âdouble entrée d’un usage incommode àcause des parties proportionnelles, a donnéune autre forme à une table générale del’espece de la précédente, dans les nou-velles Ephéme'rides de Berlin. CoiííidéranCque si le mouvement diurne est—t minu-tes, & g la distance à la terre en partiesdont la distance du soleil à la terre —