tion et pour le lieu de l’observateur, les longitude et latitude apparentes du centre de l’astre ; il est aisé de reconnaître qu’on aura
Quant à et ce sont évidemment les coordonnées du point où le plan de l’écliptique est percé par le rayon visuel. Il sera donc possible d’en déterminer les valeurs si, comme nous devons le supposer, l’on connaît, pour l’époque la situation de la terre par rapport à l’écliptique, et celle de l’observateur sur sa surface. Cette manière de calculer et aura, comme on le voit, l’avantage d’éliminer l’erreur provenant tant de la parallaxe inconnue de l’astre que de la petite latitude que le centre de la terre peut avoir, par rapport au plan moyen de l’écliptique.
Si l’on a trois ou un plus grand nombre d’observations, peu distantes entre elles ; en comptant les depuis une époque à peu près moyenne entre celles des observations extrêmes ; on pourra, à l’aide des procédés connus d’interpolation, ou, mieux encore, par les méthodes indiquées (Tom. VI, pag. 242), construire les valeurs générales de fonctions rationnelles et entières de t, et en conclure ensuite, par deux différentiations consécutives, celles de Toutes ces valeurs seront ainsi suffisamment approchées, pour l’époque à laquelle on devra s’arrêter de préférence, afin de simplifier les calculs. Il sera donc permis, dans tout ce qui va suivre, de considérer toutes ces diverses fonctions comme absolument connues.
Si, comme on paraît y devoir être autorisé, dans une recherche de la nature de celle-ci, qui est purement approximative, on se permet de négliger la parallaxe de l’astre, ainsi que la petite latitude du centre de la terre ; et deviendront proprement des longitude et latitude géocentriques, pour l’époque De plus, si l’on désigne par le rayon vecteur de la terre, et par sa longitude, ou celle du soleil augmentée de deux angles droits, on aura
