jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
les étoiles de ces deux listes d'après le General Catalogue of Trigonometric Parallaxes de L. F. Jenkins (1952). Éclipses. — Les circonstances des éclipses de Soleil et de Lune sont calculées d'après les théories du mouvement de la Lune de Brown et du Soleil de Newcomb avec des valeurs conventionnelles des diamètres des deux astres (voir p. A 91). Occultations. — Les données relatives aux occultations des étoiles et des planètes par la Lune pour Besançon, Bordeaux et Paris, sont fournies par le H. M. Nautical Almanac Office. Ce dernier peut, à la demande, communiquer les éléments des occultations. Satellites
peut, à la demande, communiquer les éléments des occultations. Satellites de Jupiter. — Les éléments relatifs aux satellites de Jupiter sont calculés d'après la théorie de R. A. Sampson (Memoirs of the Royal Astronomical Society, vol. 63, 1921). Ils permettent le calcul des coordonnées de ces satellites par rapport à Jupiter (voir formulaire p. A 104). Les configurations données sous forme de courbe continue en fonction du temps et les prévisions concernant les phénomènes sont déduites des éléments par la méthode d'Andoyer (Bulletin Astronomique, t. 32, 1915, p. 177) légèrement modifiée. Tables de la Polaire. Les tables relatives à l'étoile
modifiée. Tables de la Polaire. Les tables relatives à l'étoile Polaire sont calculées à l'aide de sa position d'après le F.K. 4, du temps sidéral de Newcomb et des corrections de précession, nutation et aberration conformes au système U.A.I. de constantes astronomiques selon un formulaire donné par J. Kovalevsky (Bulletin Astronomique, 2e série, t. 24, 1963, p. 75). Tables de la réfraction. -7Ces tables sont dues à Radau (Annales de l'Observatoire de Paris, Mémoires, t. 19, 1889). Ellipsoïde terrestre; observatoires. — Les données et les facteurs parallactiques relatifs à l'ellipsoïde terrestre et à une liste d'observatoires astronomiques et radioastronomiques sont
terrestre et à une liste d'observatoires astronomiques et radioastronomiques sont calculés sur l'ellipsoïde du système U.A.I. de constantes astronomiques. B. MORANDO Membre correspondant du Bureau des Longitudes Chef du Service des calculs. J. KOVALEVSKY Membre titulaire du Bureau des Longitudes Conseiller scientifique du Service des calculs. ERRATUMS Connaissance des Temps pour 1970 Page 386, étoile 3850, Type spectral. au lieu de A 2, lire A 5 (1). Page 386, étoile 3847, Type spectral : au lieu de A 5, lire A 2 (t). Connaissance des Temps pour 1973 Page v, troisième ligne : au lieu de étoile 754, lire étoile
troisième ligne : au lieu de étoile 754, lire étoile 752. Page 139, demi-diamètre, décembre 17, Oh : au lieu de 8',78, lire 38',78. Page 142, périgées et apogées de la Lune, janvier : au lieu de Apogée le 18, lire Apogée le 28. Pages 209 à 224, deuxième ligne : au lieu de (voir p. 566), lire (voir p. 568). Page 210, longitude héliocentrique tropique : au lieu de 193°,69350, lire 1980,00097. Page 235, quatrième colonne : au lieu de Août 22, lire Août 20. Page 413, quatrième colonne, novembre 17 : au lieu de h Leo, lire h
novembre 17 : au lieu de h Leo, lire h Leo. Page 478, janv. 20, 20b : il n'y pas de conjonction supérieure $ 0. Page 479, juin 5, ( N. L. : au lieu de 5,5h, lire 1, 5il. Pages 545, 547, 549, 551 observatoires : Descendre d'une ligne la colonne des Non jusqu'au N° 273. (1) Même erratum en 1971 (p. 386) et en 1972 (p. 382). LE SYSTÈME U.A.I. DE CONSTANTES ASTRONOMIQUES Le système de constantes astronomiques, conventionnellement utilisé dans le calcul des éphémérides astronomiques, a été modifié par la XIIe assemblée générale de l'Union astronomique internationale
modifié par la XIIe assemblée générale de l'Union astronomique internationale (1964). Le nouveau système a été partiellement introduit dans la Connaissance des Temps à partir de l'année 1968. Il doit être commun à toutes les éphémérides astronomiques internationales. Ce système comprend : I. Deux constantes de définition, valeurs conventionnelles servant aux définitions du système d'unités astronomiques. II. Dix constantes primaires, indépendantes entre elles. III. Onze constantes secondaires, fonctions données des constantes primaires. IV. Les masses des principales planètes. I. Les constantes de définition. Unités. io Nombre de secondes de temps des éphémérides dans une année tropique (1900). s = 31
des éphémérides dans une année tropique (1900). s = 31 556 925,9747. L'unité de temps astronomique, la seconde de temps des éphémérides, est la fraction 1/s de la durée de l'année tropique pour 1900, janvier 0 à 12h temps des éphémérides. 20 Constante de la gravitation universelle k. Vie = 0,01720 20989 5oooo (U.A.I., Stockholm, 1938). Ou encore : 1/k = 3548", 18760 69651 = 00,98560 7668601425. L'unité de masse choisie est la masse du Soleil; l'unité de temps est le jour des éphémérides valant 86 400 secondes des éphémérides. L'unité astronomique de longueur est définie comme étant le rayon
L'unité astronomique de longueur est définie comme étant le rayon d'une orbite circulaire qui serait décrite par une planète de masse infiniment petite, non perturbée, avec une période de révolution de II. Les constantes primaires. 1° Longueur de l'unité astronomique. A = 49 600 x 10^ m. 20 Vitesse de la lumière. c = 299 792 500 m.s^-1 valeur en accord avec celle qui est adoptée par l'Union radio-scientifique internationale et l'Union internationale de Physique pure et appliquée. 3° Rayon équatorial terrestre. a = 6 378 160 m. C'est le rayon équatorial d'un ellipsoïde de révolution représentant au mieux le
rayon équatorial d'un ellipsoïde de révolution représentant au mieux le géoïde. 4° Facteur d'ellipticité géopotentielle. J2 = 0,001082 7. C'est le coefficient du deuxième harmonique dans le développement du potentiel terrestre en harmoniques sphériques. 5° Constante géocentrique de la gravitation. GM = 398 600 x 10^ m^3.s^-2. C'est la constante qu'il faut adopter pour les orbites des satellites de la Terre (M, masse de la Terre avec son atmosphère) si l'on prend pour unités de longueur et de temps respectivement le mètre et la seconde. 6° Rapport de la masse de la Lune à celle de la Terre. p. =
de la Lune à celle de la Terre. p. = 1/81,3o. On prendra: M. = 0,012 3001. 76 Moyen mouvement sidéral de la Lune. Pour 1900, janvier 0 à 12h temps des éphémérides : = 2,661699 489 x 10^- radian par seconde ou zic= 1.752 559 35 1 x 10^9 secondes de degré par siècle. 8° Précession générale en longitude par siècle tropique : ps= 50a5%64 pour 1900,0 (voir p. xvn). 9° Obliquité de l'écliptique. W = 23°27'8",26 pour 1900,0 (voir p. xvn). 10° Constante de la nutation. No=» 9*,2100 pour 1900,0 (voir p. xx). A noter que la précession
pour 1900,0 (voir p. xx). A noter que la précession générale en longitude, l'obliquité de l'écliptique et la constante de la nutation conservent les valeurs qui leur ont été attribuées par la Conférence internationale des étoiles fondamentales (Paris, 1896). III. Les constantes secondaires. 1 0 Parallaxe solaire. La parallaxe horizontale équatoriale du Soleil à une unité astronomique est : On utilisera 8",794 chaque fois que la cohérence interne des calculs avec les valeurs des constantes primaires le permettra. 20 Temps de lumière relatif à l'unité astronomique (Équation de la lumière). 3° Constante de l'aberration. Le facteur Fi= 1,000 142 est
3° Constante de l'aberration. Le facteur Fi= 1,000 142 est le quotient de la vitesse moyenne de la Terre sur son orbite par la vitesse d'une planète non perturbée se déplaçant autour du Soleil sur une orbite circulaire de rayon égal à l'unité astronomique. On utilisera de préférence la valeur arrondie : x = 20",496, sauf si l'on désire assurer une cohérence interne des calculs avec les valeurs des constantes primaires. Fi n'étant pas rigoureusement constant, x varie de +0",0001 par siècle. 4° Aplatissement de la Terre : où m est le quotient de la force centrifuge de la rotation
est le quotient de la force centrifuge de la rotation de la Terre à l'équateur par l'accélération due à la pesanteur à l'équateur : m = 0,0003475. A l'usage des géodésiens, le système géodésique de référence (UGGI, 1967) donne la valeur plus exacte : a = 1/298,247 167427. 5° Constante héliocentrique de la gravitation. Cette constante est à utiliser pour les orbites héliocentriques si l'on prend pour unités de longueur et de temps respectivement le mètre et la seconde. 6° Rapport de la masse du Soleil à celle de la Terre. 7° Rapport de la masse du Soleil à celle
Terre. 7° Rapport de la masse du Soleil à celle du système Terre + Lune. 8° Demi-grand axe perturbé de l'orbite de la Lune. C'est le demi-grand axe de l'orbite variationnelle de Hill. Il diffère du demi-grand axe donné par la loi de Képler par l'introduction du facteur F2 qui dépend du rapport des moyens mouvements du Soleil et de la Lune. D'après Brown : F2= 0,999 093142. 9° Sinus de la parallaxe de la Lune. C'est la parallaxe horizontale équatoriale de la Lune à une distance égale au demi-grand axe perturbé de son orbite. Ce nombre correspond à :
axe perturbé de son orbite. Ce nombre correspond à : "c= 34:36:08. 10° Constante de l'inégalité lunaire. 11° Constante de l'inégalité parallactique. D'après Brown : F3= 4985 3", 2. IV. Masses des planètes. (masse du Soleil = 1) Mercure 1/6 000 000 Vénus 1/4 008 000 Terre + Lune... 1/ 329 390 Mars 1/3 093 500 Jupiter 1/ 1 047 ! 355 Saturne.... 1/3 508,6 Uranus.... 1/ 22 869 Neptune... 1/ 9 314 Pluton 1/36 000 Ces valeurs, adoptées dans les tables des planètes de Newcomb et de Hill et dans l'intégration numérique des planètes extérieures par Brouwer, Clemence et
dans l'intégration numérique des planètes extérieures par Brouwer, Clemence et Eckert (1951), sont conservées à titre provisoire. La masse du système Terre + Lune, en particulier, est différente de celle qui est donnée dans le système U. A. I. de constantes lui-même (voir plus haut, p. xii, 7°). A noter que chacune des valeurs données ci-dessus correspond à la somme des masses de la planète et de ses satellites. LE TEMPS DES ÉPHÉMÉRIDES Le temps des éphémérides est le temps uniforme de la mécanique céleste. Il est défini par l'équation suivante qui donne la longitude géométrique moyenne du Soleil selon
suivante qui donne la longitude géométrique moyenne du Soleil selon Newcomb : Lm = 279°41'48",04 + 129 602 768" + 1",089 T* où T est compté en siècles juliens de 36525 jours des éphémérides de 86 400 secondes des éphémérides (voir p. ix). Par définition (U. A. I, 1958), le temps des éphémérides est compté depuis l'instant, voisin du début de l'année du calendrier A. D. 1900, où la longitude géométrique moyenne du Soleil était 279°41'48",04; à cet instant la mesure du temps des éphémérides était exactement 1900, Janvier 0 à 12 h. ;, AUTRES CONSTANTES DIMENSIONS DE L'ELLIPSOÏDE TERRESTRE.
à 12 h. ;, AUTRES CONSTANTES DIMENSIONS DE L'ELLIPSOÏDE TERRESTRE. a, demi-grand axe ou rayon équatorial; b, demi-petit axe ou rayon polaire; Ellipsoïde de Clarke (1880) Ellipsoïde de Hayford (1909) Système géodésique de référence (U. A. I, 1964; U. G. G. I, 1967) Jusqu'en 1967, la Connaissance des Temps a utilisé l'ellipsoïde de Hayford (la valeur de a depuis 1915 et celle de b depuis 1928). Pour l'ellipsoïde U. A. I. (1964), adopté depuis 1968, voir ci-dessus les valeurs de a et b. ACCÉLÉRATION DUE A LA PESANTEUR (au niveau de la mer et à la latitude ϕ). Système géodésique
de la mer et à la latitude ϕ). Système géodésique de référence (UAI, 1964; UGGI, 1967) La masse de l'atmosphère est supposée concentrée à la surface de l'ellipsoïde. 1° Développements en série. g = g e [ 1 -+A sin 2 ϕ -+B sin4 ϕ] avec g e = 978,03185 gal A= 0,005278895 B = 0,000014462 2° Formule de Pizzetti. RÉFRACTION. Si p. est l'indice de réfraction de l'air dans certaines conditions météorologiques, la constante de la réfraction qui correspond à ces conditions Dans les conditions normales (latitude 45°, altitude 0 m, température 0°C, pression atmosphérique 760 mm de mercure,
0 m, température 0°C, pression atmosphérique 760 mm de mercure, tension de la vapeur d'eau dans l'air 6 mm de mercure), R. Radau (Annales de l'Observatoire de Paris; Mémoires, t. XIX, 1889) adopte cc = 60",4455. Mais, depuis 1915, les tables données dans la Connaissance des Temps utilisent la valeur cc = 60",154, obtenue en combinant les valeurs 60",153 (J. Bauschinger, Munich, 1898) et 60",161 (Courvoisier, Heidelberg, 1904). PARALLAXE SOLAIRE. La valeur conventionnelle de la parallaxe horizontale équatoriale du Soleil à la distance de la Terre égale à une unité astronomique, adoptée par la Connaissance des Temps jusqu'en 1967, était
astronomique, adoptée par la Connaissance des Temps jusqu'en 1967, était "0= 8 ",80 (Conférence internationale des étoiles fondamentales, Paris, 1896). La valeur admise à partir de 1968 est "0 = 8,79405 (voir p. xi). D'où la valeur 2,345504 X 10^4 rayons terrestres équatoriaux ou 1,496 x 10^11 mètres pour l'unité astronomique de longueur. On notera que celle-ci est peu différente de la grandeur du demi-grand axe de l'orbite terrestre et de la distance moyenne de la Terre au Soleil. ABERRATION. La valeur conventionnelle de la constante de l'aberration adoptée dans la Connaissance des temps jusqu'en 1967 était x = 20",47
la Connaissance des temps jusqu'en 1967 était x = 20",47 (Conférence internationale des étoiles fondamentales, Paris, 1896). La valeur admise à partir de 1968 est x = 20",4958 (voir p. xi). A x = 20",47 correspond la valeur de l'équation de la lumière 'tA = 4988,7 et à x = 20",4958 la valeur 'tA = 4998,012 (voir p. xi). Dans les deux cas, on a pris la vitesse de la lumière égale à 299 792 500 m. s-1 (voir p. x). PRÉCESSION ET NUTATION PRÉCESSION. En partant des données fournies par Newcomb et adoptées dans le système U. A. I.
par Newcomb et adoptées dans le système U. A. I. de constantes astronomiques, on peut former le tableau suivant qui renferme toutes les quantités relatives à la précession entre deux époques quelconques (voir H. Andoyer, Bull. astr., t. XXVIII, 1911, p. 67). Les temps t et t' sont comptés à partir de 1900,0 et exprimés en milliers d'années tropicales ; on pose T = t' - t. E et E', A et A' sont respectivement les deux écliptiques et les deux équateurs moyens des époques t et t'; y et y' sont les équinoxes correspondants; N est le noeud (ascendant
y' sont les équinoxes correspondants; N est le noeud (ascendant ou descendant, suivant que O est positif ou négatif) de E' par rapport à E; M est le noeud (ascendant ou descendant) de A' par rapport à A. Soient : cp, l'arc yN; k, l'inclinaison de E' sur E; w, l'obliquité moyenne à l'époque t, ou l'angle de A avec E; W1, l'angle de A' avec E; d, la précession luni-solaire Yl y, en appelant Yl le noeud ascendant de E par rapport à A'; X, la précession planétaire Yl y'; A, la précession générale (en longitude), égale à y'
y'; A, la précession générale (en longitude), égale à y' N — yN; j, l'inclinaison de A' sur A; p, l'arc yM; p, la précession en ascension droite, égale à y" M — yM. On a : sin/cos = (49",64 — 75",36t + 0",34t2) 0 + (19",39 + 0",80/) 02+ 0",1903; sink coscp = (— 468",441 + 11',20t + 511',46t2) 0 + (5",45 — 3",66t) 02+ 0",3503; k = 1",73057/3" + 3286",98t + 56",02+ (8694",55"t) 6 + 3",62; k = (471 ",07 — 6",75t + 0",57/2)0 + (— 3",37 + 0",57t) 02+ 0",o503; w = 23",027'8",26 — 468 ",44 t0",60t2
0",57t) 02+ 0",o503; w = 23",027'8",26 — 468 ",44 t0",60t2 + 1 ",83t3; w1= M + (6",06 — 9",20/) 27'1,73 03; b = (50",37o",84 + 49",30Z— 0",04t2) 6 + (107",20 — 1 ",48t) 021 ",53 03; Z = ( 12",73 — 18",70 t o", 14 /2) 0 + (— 23",87 — 1 ",57t) 02 ",6663; A = (50",256",41 + 22",29t + 0",26/2) 0 + (11 ",i",i5 + 0",26t) 02 + 0",10",83; j = (200",46",85 — 85",33/ — 0",37t2) 0 + (— 42",67 — 0",37t) 02 — 41 ",80"63; P= 90°+ (— 23",042", 53 — 13", 73 —0",o6/2)0 + (30',23 +
(— 23",042", 53 — 13", 73 —0",o6/2)0 + (30',23 + 0",27t) 02—18",0"03; m = (46",85",o6 + 27",45t + 0", 12/2) 0 + (13",73 + 0", 12t) 02 + 36",32"63. On définit la précession générale en longitude pg à l'époque t, comme étant le coefficient 1000 0 dans l'expression de X, et le terme constant de ce coefficient est la constante de la précession pour 1900. Dans le système U. A. I. de constantes astronomiques (1964), on a conservé la valeur de la constante de la précession (50",2564) adoptée par la Conférence internationale des étoiles fondamentales. Le coefficient de 1000 0
Conférence internationale des étoiles fondamentales. Le coefficient de 1000 0 dans l'expression de est la précession luni-solaire annuelle pi à l'époque t. Les coefficients de 1000 0 dans les expressions de p. et j sont respectivement les précessions annuelles m et n en ascension droite et en déclinaison à l'époque t. On a donc : Pg= 50",2564i + 0",22229t + 0",00026t2; Pl= 50",37084 + 0",04930/—0",00004/2; m = 46",0850,6 + 0",27945t + 0",00012t2; n = 20",0468,5— 0",08533t0",00037t2. NUTATION. Les nutations en longitude et en obliquité peuvent se mettre respectivement sous les formes N + dN et Q + dw, en désignant
formes N + dN et Q + dw, en désignant par N et Q les groupes de termes à longue période (période supérieure à 90 jours), par dN et dw les groupes de termes à courte période (période inférieure à 40 jours). On a (Newcomb : Bulletin astronomique, t. XV, 1898, p. 241-246. Woolard : Astronomical Journal, volume 58, 1953, p. 1) : N = (17",2327 + 0",01737T) sin.Q + (0",02088 + 0",00002T) sin 2.Q (1 ",2729 + 0",00013T)sin2L + (0",1261 — 0",00003T)sin(L *) + (0",0214— 0",00005T)sin(L + 1t) — (0",0497 — 0",00012T) sin(3L -7t) + (0",0124 + 0",00001T) sin(2L
(0",0497 — 0",00012T) sin(3L -7t) + (0",0124 + 0",00001T) sin(2L .Q) + (0",0016 — 0",00001T) sin(2L-2t) + (0",0005 — 0",00001T) sin(4L — 2t) + (0",00045 sin(2 d — 2t, — 5t) + (0",0005 sin(L + a*) + (0",0005 sin(L — n — 5t) + 0",0005 sin(2L + 2t—2([—5t) + (0",0005 sin (L + *—5t) + (0",0004 sin(21t-.Q) + (0",0004 sin(2L+ igi+ 5t 2 «.) + (0",0003 sin(3L — n— 5t) + (0",0003 sin (2 d 2gt) + (0",00045 sin(2L + 2gi2 ( ) + (0",0002 sin(2 5t 2L) + (0",0005 sin(2 5t + 2 g,2q) — (0",0003 sin(L + gi
sin(2 5t + 2 g,2q) — (0",0003 sin(L + gi —O — (0",0002 sin (gi + 1t — d ) ; dN = (0",02037 + 0",00002T) Sin 2 E + (0",00675 + 0",00001T) sin g, — (0",03442 + 0",00004T) sin(2 «. .Q) — (0",0261 sin(2 ([ + gi) + (0",0114 sin (2 «. — 5t) + (0",0060 sin(2 C aL) — (0",0149 sin(2L + gl2 d ) + (0",0058 sin(& + gl) — (0",0057 sin(.Q — gl) — (0",0052 sin(4 d — 2L — gl) — (0",0044 sin(2 d + g— 5t) — (0",0032 sin (4 d 2L) + (0",0026
g— 5t) — (0",0032 sin (4 d 2L) + (0",0026 sin(2L + gl) (0",00026 sin(2 1 + 2g1) + (0",0019 sin(2 d — 5t — 9t) — (0",0014 sin(2L + 0i 2 d 5t) (0",0013 sin(2.L + 5t + gl2d) — (0",0005 sin(4 E -2LSI — gl) + (0",0007 sin (2 1 + L — *) — (0",0005 sin (2 d +* — L) — (0",0006 sin(4 d + gl — 2L) + (0",0006 sin(2L + 2g1) + (0",0006 sin(2L — 2 d — 5t) + (0",0005 sin(2L + 0i 9) — (0",0005 sin(2L + 5t — 2 d )
9) — (0",0005 sin(2L + 5t — 2 d ) — (0",0005 sin(4 d — 2L —5t) — (0",0004 sin(2 d + 2 2g1S1) + (0",00028 sin 20i + (0",00025 sin (2 D—2 5t.) (0",0007sin(3L + gi2 — n) — (0",0006 sin(2L — 2 « — g1) — (0",0004 sin(L — 7r — U1) — (0",0004 sin(3L — 2 d— 7C) + (0",0004 sin (L — d ) + (0",0004 sin(2 SI + gi2 d ) + (0",0003 sin(2 d + U12 5t.) — (0",0003 sin(L + — *)— (0",0003 sin(2 « + 7r + gi — L) — (0",0002
sin(2 « + 7r + gi — L) — (0",0002 sin(5t. — 2gi) (0",0002 sin(2L 5t — g1) + (0",0002sin(& + 2gi) — (0",0002 sin(4 d + 5t3L — g1) — (0",0002 sin(4 « + ir — 3L) — (0",0002 sin(2 5t. + U1) + (0",0002sin(2 d + L + gi — n) (0",0002 sin(2 d + 3 <71); + (9",2100 + 0",00091 T) cosft — (0",0904 — 0",00004 T) cos 2 5t. O",5522—o ",00029 T) COS 2L + (o",o216—o ",00006 T) cos (3 L—n) — (O",OO93 — o",oooo3T) cos(L + 7t) — 0",0066 cos(2L — Sl.) + 0",0007 cos
+ 7t) — 0",0066 cos(2L — Sl.) + 0",0007 cos (4 L + 7r) — 0",0024 COS(2 d— ig{— Sl.) + o",ooo8 cos(L + SI —*) + o",ooo5 cos(L — 7c Sl.) + o",ooo3 cos(2L + 2 0,— 2 d— Sl.) + o",ooo3 cos(L + 1t Sl.) + 0",0002 COS (2?: Sl.) + 0",0002 COS (2 L + 2 gi + SI 2(1) + 0",0002 (3L 1t Sl.) + 0",0002 COS(2 D 2 gi); dw = + (o",o884 — o",oooo5T) cos2 « + o",oi83 cos(2 d— Sl.) + (o",on3 — o",ooooiT) cos(2 d + g$— o",oo5o cos(2 d — g1)
o",ooooiT) cos(2 d + g$— o",oo5o cos(2 d — g1) — o",oo3i cos(Sl. + g1) + o",oo3ocos(S% —g) + 0",0022 cos(4 d 2L U1) + 0",0023 COS(2 d + gTj Sl.) + o",ooi4 cos(4 d — 2L) — o",ooi 1 cos(2L + g1) + o",ooi 1 COS(2 « + 2FLFI) — o",ooio COS(2 « Sl. gi) + 0",0007 cos(2L + g12 d — Sl.) + 0",0007 cos(2L + SI + gi — 2 d ) + o",ooo5 cos(4 d — 2L — Sl. — gi) — o",ooo3 COS(2 d + L — rc) + o",ooo3 cos (2 d + 7rL)+
L — rc) + o",ooo3 cos (2 d + 7rL)+ o",ooo3cos(4 d + g1-2L) + 0",0002 cOS(2L + 2 g1) + 0",0003COS(2L 2 « Sl.) — o",ooo3 cos(2L + gi— Sl.) + o",ooo3 cos(2L + SI — 2 d ) + 0",0003 cos(4 d 2L Sl.) + 0",0002 COS(2 « + 2 gi— Sl.). Dans ces formules on a, pour l'instant considéré : T = nombre de siècles juliens (36 525 jours) écoulés depuis 1900, janvier o, 12" temps des éphémérides. L = longitude moyenne tropique m IN: = longitude tropique du périgée Soleil d = longitude moyenne tropique m
tropique du périgée Soleil d = longitude moyenne tropique m St = longitude tropique du noeud ascendant <gi = anomalie moyenne > L = 238° 2' 57",32 + 10 930 687",148 + 1 ",204 86T2o",oo5 936T3, Q = 99° 26' 36",19 + 3637",908 + 1 ",268 64T3, e = 0,4833475 + 0,000164 180T—0,000 000 4676T2—0,000 000 01T7 T3, i = 101 8'31 ",45 — 20",50 + 0",0I4T2, a = 5,202 56, n = 299",1283, R= 4332J,589, R'= 398J,88. SATURNE (Ann. de l'Obs. de Paris; Mém., t. XXIV). L = 266° 33'51 ",76 + 4 404 635",58 + 1", 168 35T°
33'51 ",76 + 4 404 635",58 + 1", 168 35T° — 0",0021 T3, 73= 91° 5'53",38+70 5o",297 + 2",9749T2+0",0I66T3, Q= 112° 47' 25",40 + 31 43",5025 + 0",547 85T2—0",0I9i T3, e = 0,055 8g2 32 — 0,000 345 5oT—0,000000 728T2+ 0,000000 00074T3, i = 2°29'33",o7 — 14",10 + 0",0 5576T2+ 0",0 00I6T3, a= 9,554747, n = 120",4547, R = 10 759j,23, R'= 378j,09. URANUS (Ann. de l'Obs. de Paris; Mém., t. XXVIII). L = 2440, 11' 5089 + 1547 508",765 + 1",137 74T'o",0o2 17G T3, m = 7170 32'55",i4 + 5343",958 + 0",8539T20",002 18T3, Q = 73°28'37",55 + 1795",204 +
5343",958 + 0",8539T20",002 18T3, Q = 73°28'37",55 + 1795",204 + 4",722T', e = 0,046 3444 — 0,000 02658T + 0,000 000 077T2, i = 0°46'20",87 + 2", 251 + 0",1 42 2 T2, a = 19,21814, n = 42",230g, R = 30 6881,45, R'= 369j,66. NEPTUNE (Ann. de l'Obs. de Paris; Mém., t. XXVIII). L= 84° 27'28",78 + 791 589",29 + 1",153 74T2—O",0o2 17G T3, 46° 43'38",37 + 5 128",468 + 1",40694 T20",002 17G T3, Q= 130° 40'52",89 + 3956",1 + O",899 T20",016984 984T3, e = 0,008 997 04 + 0,000 006 33oT — 0,000 000 002T2, i = 1°46'45",27
0,000 006 33oT — 0,000 000 002T2, i = 1°46'45",27 — 34",357 + 0",0 328T2, a = 30, 109 57, n= 21", 5349, R = 6018IJ,3, R'= 367j,49. Éléments des orbites des quatre grosses planètes intérieures, d'après les tables de Newcomb (Astronomical Papers of the American Ephemeris, vol. VI) (1). Les notations sont les mêmes que plus haut (voir p. xx), sauf que T est compté ici à partir de 12h temps des éphémérides du 1er janvier 1900. MERCURE. L = 178° 10' 44",68 + 538106 654",8o + 1 ",084 T2, 75°53'58",9 + 5599",76 + 1 ",061 T2, Q =
T2, 75°53'58",9 + 5599",76 + 1 ",061 T2, Q = 470 8'45",40 + 4266",75 + O",626T2, e = 0, 205 614 21 + 0,000 020 46T — 0,000 000 0 3oT', i = 7°0' 10",37 + 6",699 + 0",0 66T2, a = 0,387 098 60. VÉNUS. L = 342°46' 1",39+ 210669 162",88 + 1",1 148T2, tir = 13° 9' 49",8 + 5088",93 + 3",51 5T2, Q= 75046' 46",73 + 3239",46 + 1'', 476T2, e = 0,006 820 69 — 0,000 047 74T + 0,000 000 091 T2, i= 30°23'37",07 + 3",62 + 0",0 35T, a = 0,723 331 62. LA
3",62 + 0",0 35T, a = 0,723 331 62. LA TERRE. L = 99°41'48",04 + 129 602 768",13 + 1",oggT!, tir = 10° 13' 15",0 + 6189",03 + 1",63T2 + 0",0 12T3, e = 0,016 751 04 — 0,000 041 80T — 0,000 000 126 T2, a = 1,000 000 23. Temps sidéral à midi (12h) temps universel : 18h38m45s,836 + 8 640i848,542 + 0,3,0 929T2 + (N + dN) cosw. Durée de l'année tropique : 3 6 53,2 4 2 198 78 oooo 006 14T. MARS. Éléments corrigés par F. E. Ross (Astron. Papers, vol. IX, Part. II). L