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ja- 
LES SATELLITES DE NEPTUNE, DE MARS ET D URANUS. 
et les équations (2) deviendront 
^ = p[— cot©' + cot9 cos(0' — 0)], ~ =— psin(ô' — 0). 
Soit a le côté BC du triangle sphérique ABC; on a 
cosep = cosep' cosC -+- sincp' sinC cosa, 
d’où, en différentiant, et remplaçant par sa valeur (5), 
d&L 
p sincp sin(ô' — 0 ) 3=— sincp' sinC sin a 5 
doc p 
sin 9' 
dt 
const. 
Donc le côté a décroît proportionnellement au temps. Dès lors, on aura cet 
ensemble de formules, 
¿> 2 ( i . 
OC IT oc 0 r X X, ) nt COS C, 
a 2 V 2 ' 
cos 9 = cos C cos 9' -+- sin C sin 9' cos a, 
sin 9 sin(0'— 9 ) = sinC sin a, 
sin 9 cos(0' — 0) = cosC sin 9' — sinC cos 9' cosa, 
qui permet de calculer 9 et 0 en fonction de / et des deux constantes arbitraires 
C et a 0 . 
61. Le pôle de l’orbite du satellite décrit d’un mouvement uniforme un petit 
cercle ayant pour pôle le pôle de l’équateur de Neptune ; si donc la trajectoire en 
tière du pôle de l’orbite était connue, rien ne serait plus facile que d’en déduire 
la position de l’équateur. Je me propose de voir s’il est possible de déterminer <p', 
O'et x — - y. t à l’aide des observations dont on dispose actuellement, ou plutôt 
de voir si l’on peut restreindre ces quantités entre certaines limites. J’ai déduit 
des nombres rapportés par M. H. Struve, à la page 62 de son Mémoire, par un 
calcul d’interpolation, les positions suivantes du plan de l’orbite du satellite, 
flf) 
rapportées à l’équateur et à l’équinoxe terrestres de 1887,0 et les dérivées^ 
e* Í? 
dt 
t 0 = 1857 , 18 , 9 0 = 180 0 ,3o, =+o°, i63, 9 o = i25°,io, 
( 7 ) { h = 1870,11,