CHAPITRE XXIX. I2 5
planète à la terre et M son mouvement horaire; il nous reste mainte-nant à mettre dans cette expression la valeur analytique de M, car nousveri’ons que la distance D disparaîtra d’elle-même.
33. Soit R le rayon vecteur de la terre, r celui de la planète, L salatitude géocentrique, D sa distance à la terre, D cosL sera la distanceréduite à l’écliptique. Suivant cette notation, les formules(XXVII.27 )deviendront
D sin L = r sinA. 0)>
R sin T = /• cos A sinP... ( 2 ) >
D cosL =R cos T+ /■ cos A cos P ou D cosL—RcosT=/-cosA cosP (5),180° = S + T+P, d’où o=dS-f-dT-f-dP etdP= —dS — dT(4)-
Soit, de plus,
G = longitude géocentrique de la planète.
<p = longitude héliocentrique sur l’écliptique.
Il = longitude héliocentrique de la planète sur l’orbite.
$ = longit. héliocent, terre = 180°+ O; dQ — d J ...., ( 5 ) ,
S=<p — £ ; dS ~d<p — d& = d$ — dQ ... (6) ,
G= O — T ; dG= dQ — dT = M. (7),
G— <p + P ; dG=-d<p -f-dP et dP = dG — d(p --(8) ,
I = inclinaison de l’orbite.
C = argument de latitude sur l’écliptique.
C'= argument de latitude sur l’orbite.
tangC = cos I tang C' et dC = * ' *. (9) »
cosC' = cosC cos A ou cosC=^~; cos . (10).
COS A 7 COS C COS A ' '
Le mouvement du nœud étant insensible en un jour, ainsi que lemouvement du périhélie, nous aurons
, dC'eosI cos“C
d? = f/C = èos^C
dn = -? C08 ‘ A _
du cos IC0S 2 A
cos 1
C 11 ),
0 2 )>
dC' sin I cos C' dn sin I cos C'
03 ). '
COSA
COSA