jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
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(5t. — 2gi) (0",0002 sin(2L 5t — g1) + (0",0002sin(&amp; + 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 (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$— o",oo5o cos(2 d — g1) — o",oo3i cos(Sl. + g1) + o",oo3ocos(S% —g) + 0",0022 cos(4 d 2L U1) + 0",0023 COS(2 d + gTj Sl.) + o",ooi4 cos(4 d — 2L) — o",ooi 1 cos(2L + g1) + o",ooi 1 COS(2 « + 2FLFI) — o",ooio COS(2 « Sl. gi) + 0",0007 cos(2L + g12 d — Sl.) + 0",0007 cos(2L + SI + gi — 2 d ) + o",ooo5 cos(4 d — 2L — Sl. — gi) — o",ooo3 COS(2 d + L — rc) + o",ooo3 cos (2 d + 7rL)+ o",ooo3cos(4 d + g1-2L) + 0",0002 cOS(2L + 2 g1)
(2?: Sl.) + 0",0002 COS (2 L + 2 gi + SI 2(1) + 0",0002 (3L 1t Sl.) + 0",0002 COS(2 D 2 gi); dw = + (o",o884 — o",oooo5T) cos2 « + o",oi83 cos(2 d— Sl.) + (o",on3 — o",ooooiT) cos(2 d + g$— o",oo5o cos(2 d — g1) — o",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)+ 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 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° — 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+
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 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° — 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 + 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 — 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.
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 — 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 = 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 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
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 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 = 293°44'51",46+ 68 9io 111",33 + 1",II8 4T2, T3= 3 34° 13' 5",53 + 6626",73 + 0",4675T20",0043T3, Q = 48°47' 1 l ",19 + 2775",57 + 0",0 5T2 + 0",0 192T3, e= 0,093 31290 + 0,000 092 064T + 0,000000077T2, i = 10 51' 1 ",20 — 2",43 + 0",0 454T2, a = 1,523 688 40. Éléments elliptiques des orbites de Pluton et des quatre principales petites planètes. Les notations sont les mêmes que celles utilisées p. xx et p. xxvii. PLUTON. Éléments osculateurs calculés d'après l'intégration numérique par D. Brouwer, G. M. Clemence et W. J. Eckert (Astronomical Papers of the American Ephemeris, vol. XII). Époque de l'osculation : 1960 sept. 2. 3 ,Oh T. E. CÉRÈS ('). PALLAS (D). JUNON (D). VESTA (D). (1) Éléments osculateurs calculés d'après l'intégration numérique par P. Herget (Astronomical Papers of the American Ephemeris, vol. XVI). Époque de l'osculation : 1965 août 28, oh T. E. Éléments de l'orbite de la Lune. Dans ce qui suit, ((, 11t1, SI sont les longitudes moyennes tropicales de la Lune, du périgée lunaire et du noeud
192T3, e= 0,093 31290 + 0,000 092 064T + 0,000000077T2, i = 10 51' 1 ",20 — 2",43 + 0",0 454T2, a = 1,523 688 40. Éléments elliptiques des orbites de Pluton et des quatre principales petites planètes. Les notations sont les mêmes que celles utilisées p. xx et p. xxvii. PLUTON. Éléments osculateurs calculés d'après l'intégration numérique par D. Brouwer, G. M. Clemence et W. J. Eckert (Astronomical Papers of the American Ephemeris, vol. XII). Époque de l'osculation : 1960 sept. 2. 3 ,Oh T. E. CÉRÈS ('). PALLAS (D). JUNON (D). VESTA (D). (1) Éléments osculateurs calculés d'après l'intégration numérique par P. Herget (Astronomical Papers of the American Ephemeris, vol. XVI). Époque de l'osculation : 1965 août 28, oh T. E. Éléments de l'orbite de la Lune. Dans ce qui suit, ((, 11t1, SI sont les longitudes moyennes tropicales de la Lune, du périgée lunaire et du noeud ascendant de l'orbite lunaire; est l'anomalie moyenne de la Lune (9,i=C ^î)», e i désignent l'excentricité et l'inclinaison sur l'écliptique de l'orbite lunaire, ou, plus exactement, les constantes qui figurent sous ce nom dans la théorie correspondante; P est la constante de la parallaxe lunaire et D la distance correspondante de la Lune à la Terre, ou distance moyenne, exprimée en rayons équatoriaux terrestres : si r est généralement la distance de la Lune à la Terre, exprimée de la même façon, sinP ou i/D est la partie non périodique du développement de i/r; la définition de T est donnée page xxin. Éléments, d'après les tables de E. W. Brown (New Haven, 1919). (tables employées par la Connaissance des Temps de 1926 à 1959). i = 270° 26' ",71 + 1732 564 406",0 + 7",14T2 + 0",0 068T3, 1t1 = 334° 19' 46",40 + 14 648 522",52 + 1 7T20",045T3, A = 259° 10' 59",79 — 6962 91i",23 + 7",48T2 + 0",0 08T3, e= 0,054900 489, i = 5°8'43",47, P = 57'2",70, D = 60,26659. Éléments, d'après E. W. Brown, corrigés par Spencer Jones. (éléments employés par la Connaissance des Temps depuis 1960). d = 270°26'2",99 + 1732 564 379",3
de la Lune à la Terre, ou distance moyenne, exprimée en rayons équatoriaux terrestres : si r est généralement la distance de la Lune à la Terre, exprimée de la même façon, sinP ou i/D est la partie non périodique du développement de i/r; la définition de T est donnée page xxin. Éléments, d'après les tables de E. W. Brown (New Haven, 1919). (tables employées par la Connaissance des Temps de 1926 à 1959). i = 270° 26' ",71 + 1732 564 406",0 + 7",14T2 + 0",0 068T3, 1t1 = 334° 19' 46",40 + 14 648 522",52 + 1 7T20",045T3, A = 259° 10' 59",79 — 6962 91i",23 + 7",48T2 + 0",0 08T3, e= 0,054900 489, i = 5°8'43",47, P = 57'2",70, D = 60,26659. Éléments, d'après E. W. Brown, corrigés par Spencer Jones. (éléments employés par la Connaissance des Temps depuis 1960). d = 270°26'2",99 + 1732 564 379",3 + 1 7T2 + 0",0 068T3, Si = 250°10'59",79— 6962 91 ",23 + 7",48 + 0",0 8oT3, g. = 250°6'16",59 + 1717 915 856",8o + 33",0 9T2 + 0",0 518T', On en déduit, pour l'époque 1900,0, d'après les éléments de E. W. Brown, corrigés par Spencer Jones, pour l'époque 1950,0. Brown, corrigés par Spencer Jones : Révolution sidérale de la Lune : 27J,321 6614; Moyen mouvement diurne sidéral : 13° 10' 3411,889 902; Accélération séculaire sidérale : -5", 1915; Révolution tropique : 27J,321 582 1; Moyen mouvement diurne tropique : 13° 10' 35 ",0.27 494 Révolution anomalistique : 27^5545509; Moyen mouvement diurne tropique du périgée : 6' 41" 0.54 689; Moyen mouvement diurne sidéral du périgée : 6' 40", 917 094; Accélération séculaire sidérale du périgée : 38",28; Révolution draconitique : 27J,212 220 4; Moyen mouvement diurne tropique du noeud : - 3' 10", 634 120; Moyen mouvement diurne sidéral du noeud : - 3' 10", 771 714; Accélération séculaire sidérale du noeud : 6",37; Révolution synodique (d'après les tables du Soleil de Newcomb) : 29J,530 5887; Rapport de la masse de la Lune à celle de la Terre : 3^33 (d'après Brown); la valeur 81 10 adoptée dans le
Brown, corrigés par Spencer Jones : Révolution sidérale de la Lune : 27J,321 6614; Moyen mouvement diurne sidéral : 13° 10' 3411,889 902; Accélération séculaire sidérale : -5", 1915; Révolution tropique : 27J,321 582 1; Moyen mouvement diurne tropique : 13° 10' 35 ",0.27 494 Révolution anomalistique : 27^5545509; Moyen mouvement diurne tropique du périgée : 6' 41" 0.54 689; Moyen mouvement diurne sidéral du périgée : 6' 40", 917 094; Accélération séculaire sidérale du périgée : 38",28; Révolution draconitique : 27J,212 220 4; Moyen mouvement diurne tropique du noeud : - 3' 10", 634 120; Moyen mouvement diurne sidéral du noeud : - 3' 10", 771 714; Accélération séculaire sidérale du noeud : 6",37; Révolution synodique (d'après les tables du Soleil de Newcomb) : 29J,530 5887; Rapport de la masse de la Lune à celle de la Terre : 3^33 (d'après Brown); la valeur 81 10 adoptée dans le système U. A. I. de constantes astronomiques (voir page x) est utilisée depuis 1972 dans toutes les tables de la Lune. Éléments relatifs au Soleil, à la Lune, aux grosses planètes et aux satellites. Nous donnons ci-après les notations utilisées dans les formules figurant plus loin. s désigne le demi-diamètre équatorial apparent d'un astre vu d'une distance égale à l'unité astronomique de longueur (excepté pour la Lune). Lorsque l'astre présente un aplatissement plus sensible, s' est le demi-diamètre polaire. t et j désignent respectivement en années julienne et en jours moyens, le temps compté à partir d'une époque indiquée. Les lettres n et R désignent le moyen mouvement diurne et la durée de révolution associés à l'argument cité immédiatement auparavant. Éventuellement, R' désigne la durée de révolution synodique correspondante. Dans les éléments relatifs aux satellites, m désigne la masse du satellite, celle de la planète étant prise pour unité. Le demi-grand axe de l'orbite, exprimé en unités astronomiques de longueur, est noté a, tandis que a' représente le demi-grand axe apparent, exprimé en secondes de degré et vu d'une distance égale à l'unité astronomique de longueur. Cette deuxième notation n'est utilisée que lorsque a" est suffisamment faible pour qu'il ne
équatorial apparent d'un astre vu d'une distance égale à l'unité astronomique de longueur (excepté pour la Lune). Lorsque l'astre présente un aplatissement plus sensible, s' est le demi-diamètre polaire. t et j désignent respectivement en années julienne et en jours moyens, le temps compté à partir d'une époque indiquée. Les lettres n et R désignent le moyen mouvement diurne et la durée de révolution associés à l'argument cité immédiatement auparavant. Éventuellement, R' désigne la durée de révolution synodique correspondante. Dans les éléments relatifs aux satellites, m désigne la masse du satellite, celle de la planète étant prise pour unité. Le demi-grand axe de l'orbite, exprimé en unités astronomiques de longueur, est noté a, tandis que a' représente le demi-grand axe apparent, exprimé en secondes de degré et vu d'une distance égale à l'unité astronomique de longueur. Cette deuxième notation n'est utilisée que lorsque a" est suffisamment faible pour qu'il ne puisse y avoir d'ambiguïté sur la manière de passer de a à a". L'excentricité de l'orbite est notée e. Lorsqu'elle n'est pas indiquée, c'est qu'on la suppose nulle dans le calcul des éphémérides (sauf pour les quatre anciens satellites de Jupiter). Un plan (P) est défini soit par rapport à l'écliptique (E) ou l'équateur (A) d'une date qui sera chaque fois précisée, soit par rapport à un plan auxiliaire (P') lui-même préalablement défini. Désignons par N, Ni, N2 les noeuds ascendants de (P) respectivement sur (E), (A), (P'); N' et N'a ceux de (P') sur (E) et (A). Si y est le point vernal, les longitudes de ces divers noeuds, comptées d'abord soit sur l'écliptique, soit sur l'équateur, sont désignées de la manière suivante : Les inclinaisons correspondantes sont désignées par : i, inclinaison de (P) sur (E) i1, inclinaison de (P) sur (A) i2, inclinaison de (P) sur (P') i', inclinaison de (P') sur (E) i2, inclinaison de (P') sur (A). Soit n le périastre d'une orbite située dans (P). Les distances du périastre sont désignées par : Les longitudes du périastre sont désignées par : La longitude du périastre pourra aussi être définie sous la forme 6 +
l'écliptique (E) ou l'équateur (A) d'une date qui sera chaque fois précisée, soit par rapport à un plan auxiliaire (P') lui-même préalablement défini. Désignons par N, Ni, N2 les noeuds ascendants de (P) respectivement sur (E), (A), (P'); N' et N'a ceux de (P') sur (E) et (A). Si y est le point vernal, les longitudes de ces divers noeuds, comptées d'abord soit sur l'écliptique, soit sur l'équateur, sont désignées de la manière suivante : Les inclinaisons correspondantes sont désignées par : i, inclinaison de (P) sur (E) i1, inclinaison de (P) sur (A) i2, inclinaison de (P) sur (P') i', inclinaison de (P') sur (E) i2, inclinaison de (P') sur (A). Soit n le périastre d'une orbite située dans (P). Les distances du périastre sont désignées par : Les longitudes du périastre sont désignées par : La longitude du périastre pourra aussi être définie sous la forme 6 + W2. Soit M un point du plan (P). Les distances de M aux noeuds sont désignées par : Soit u la valeur moyenne de u, éventuellement augmentée de certaines inégalités de longue période indiquées; les longitudes moyennes suivantes peuvent être définies : Toute autre longitude moyenne sera exprimée sous la forme d'une somme d'arcs précédemment définis. Tous ces arcs sont comptés dans le sens direct quand ils sont situés dans un plan de référence ou un plan auxiliaire, et dans le sens du mouvement quand ils sont situés dans le plan d'une orbite. SOLEIL. La valeur adoptée dans le calcul des éclipses par le Congrès international des Éphémérides astronomiques est : s = 15'59",63 (Auwers). Dans le calcul des éphémérides, la Connaissance des Temps prend, d'après Auwers, en tenant compte de l'irradiation : s = 16' 11 18. Si (P) est l'équateur solaire et M l'origine des longitudes héliographiques (comptées dans le sens direct), on a, d'après Carrington : Nota. — La formule donne la valeur apparente de u. LUNE. À la distance moyenne D de la Lune à la Terre, soit 60,26659 rayons équatoriaux terrestres d'après Brown (voir p. xxvii), on a, avec la valeur P= 2",70 (voir P.
forme d'une somme d'arcs précédemment définis. Tous ces arcs sont comptés dans le sens direct quand ils sont situés dans un plan de référence ou un plan auxiliaire, et dans le sens du mouvement quand ils sont situés dans le plan d'une orbite. SOLEIL. La valeur adoptée dans le calcul des éclipses par le Congrès international des Éphémérides astronomiques est : s = 15'59",63 (Auwers). Dans le calcul des éphémérides, la Connaissance des Temps prend, d'après Auwers, en tenant compte de l'irradiation : s = 16' 11 18. Si (P) est l'équateur solaire et M l'origine des longitudes héliographiques (comptées dans le sens direct), on a, d'après Carrington : Nota. — La formule donne la valeur apparente de u. LUNE. À la distance moyenne D de la Lune à la Terre, soit 60,26659 rayons équatoriaux terrestres d'après Brown (voir p. xxvii), on a, avec la valeur P= 2",70 (voir P. XXVII) : s = 15' 32",58 (Newcomb). Le rayon linéaire correspondant k de la Lune, exprimé à l'aide du rayon équatorial terrestre, est par suite : k = 0,272 488 05. Ces valeurs sont adoptées actuellement dans le calcul des éphémérides de la Lune et des éclipses. Si (P) est l'équateur lunaire et M l'origine des longitudes sélénographiques (comptées dans le sens direct), on a, en appelant SI la longitude moyenne du noeud ascendant de l'orbite lunaire, L la longitude moyenne de la Lune, et en négligeant la libration physique : La longitude et la latitude sélénographiques moyennes du cratère Mœsting A sont, d'après F. Hayn : A =—5° 10' 13", p =— 3° 10' 58", et sa distance au centre de la Lune correspond à un demi-diamètre apparent de 15'34",71, pour la parallaxe MERCURE. s = 3 ",34 (Le Verrier) VENUS. s = 8 ", 41 (Auwers) MARS. Si (P) est l'équateur de Mars et M l'origine des longitudes astrographiques (comptées dans le sens rétrograde), on a, en prenant pour plan auxiliaire (P') le plan de l'orbite de Mars, d'après Lowell et Crommelin : D'après Marth : U2= 325°,845 + nj (Époque : 1909 janvier 15,5), n = 3500,892
l'équateur lunaire et M l'origine des longitudes sélénographiques (comptées dans le sens direct), on a, en appelant SI la longitude moyenne du noeud ascendant de l'orbite lunaire, L la longitude moyenne de la Lune, et en négligeant la libration physique : La longitude et la latitude sélénographiques moyennes du cratère Mœsting A sont, d'après F. Hayn : A =—5° 10' 13", p =— 3° 10' 58", et sa distance au centre de la Lune correspond à un demi-diamètre apparent de 15'34",71, pour la parallaxe MERCURE. s = 3 ",34 (Le Verrier) VENUS. s = 8 ", 41 (Auwers) MARS. Si (P) est l'équateur de Mars et M l'origine des longitudes astrographiques (comptées dans le sens rétrograde), on a, en prenant pour plan auxiliaire (P') le plan de l'orbite de Mars, d'après Lowell et Crommelin : D'après Marth : U2= 325°,845 + nj (Époque : 1909 janvier 15,5), n = 3500,892 02, R = 1j,025 956 6. D'après Ashbrook : U2 = 325°,845 + nj n = 3500,891 962 R = 1j,02.5 956 8. (Époque : 1909 janvier 15,5), D'après H. Struve, on a aussi pour l'équateur de Mars : JUPITER. Si (P) est l'équateur de Jupiter et M l'origine des longitudes astronomiques (comptées dans le sens rétrograde), on a, en prenant pour plan auxiliaire (P'), le plan de l'orbite de Jupiter, d'après Damoiseau et Souillart : Système 1 (région équatoriale). — D'après Marth : U2 = 65°,07 + nj (Époque : 1915 janvier 1,5), n = 8770,90, R = 0,410 o69 5. Système II (rotation aux latitudes élevées). — D'après Marth : U2= 42°,30 + nj (Époque : 1915 janvier 1,5), n = 870°,27, R = 0,413 664 7. Système III utilisé en radio-astronomie (1957). — On a : U2 = 1790,241 + nj (Époque : 1915 janvier 1,5), n = 8700,544 3, R = 0,413 534 37 = 9h 55m29s,37. En prenant pour (P') un plan fixe (orbite de Jupiter pour 1900,0) défini par : on a encore, d'après Sampson : SATURNE. Durée de la rotation de Saturne : 10h,24. Si (P) est le plan de l'anneau, confondu avec