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cours d’astronomie 
la vitesse v t ; on doit d’ailleurs, à cause de la petitesse du 
rapport -y, appliquer les formules différentielles. 
Si alors on veut obtenir dans un certain système de coor 
données, les différences <]/ — <];, 9 ' — 9 , ou d 9 , des coordon 
nées angulaires de la direction apparente AB et de la direction 
AS 0 , il suffit évidemment de prendre les formules correspon 
dantes relatives à la parallaxe annuelle, et de remplacer les 
seconds membres par leurs dérivées changées de signe par 
b 
rapport au temps, en même temps que ra par y ♦ 
Si donc les coordonnées employées sont les coordonnées 
écliptiques, on aura 
cos pr. d\ = — y j t ^ sin (O — X)J, 
^ = ? sin P jt fl cos (Q - *>]• 
Or le Soleil décrit autour de la Terre une ellipse de demi- 
grand axe 6, d’excentricité e — sin <p, la longitude du périgée 
étant Ter ; de sorte que l’équation de cette trajectoire est 
R cos 2 <p 
b i -f- sin <p cos (Q — *s) ’ 
de plus,fcejmouvement ayant lieu suivant la loi des aires, on a 
R 2 dQ , 
dt =‘ n cos 
n étant une constante égale à , si T désigne le temps de la 
révolution sidérale du Soleil autour de la Terre : la surface 
totale de l’ellipse décrite est en effet 7c6 2 cos <p. 
Il est facile dans ces conditions de voir que l’on a : 
Jt [| sin (O — X )] = [cos (Q — X) + sin ? cos (m — X)], \ 
M \j cos (O — X )] = [— sin (O — X ) — sin ? sin (tït —X)I, 
et par suite, en posant 
bn