ASTRONOMIE

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mêmes ; si cela est , on en conclura que la longitude dunœud est constante , et n’éprouve de variation que cellequi résulte de la précession des équinoxes. Si l’on y dé-couvre un mouvement très-lent , on déterminera la va-leur de N par des passages observés à des intervallesaussi rapprochés qu’il sera possible; et en répétant la mômeopération à des époques éloignées , la différence des ré-sultats donnera le mouvement du nœud ; c’est ainsi quenous avons déterminé , dans le second liyrc, le mouvementdu périgée du soleil.

Ces calculs feront connoître encore un autre élémenttrès-important pour la théorie de la planète , c’est sadistance à la terre, que nous avons représentée par r ,et dont le rapport avec le rayon II de l’orbe terrestrese trouve aussi déterminé par ces opérations.

On pourrait opérer de même sur passages observésdans l’autre nœud; l’on en déduirait sa longitude, qui devraitdifférer de JV de deux angles droits ; mais la distance S P dela planète au soleil pourrait bien n’être pas la même etégale à r. Cette comparaison donnera donc déjà quelqueindication sur la nature de l’orbile.

Enfin , on pourrait combiner des observations faites aunœud descendant avec des passages observés dans le nœudascendant ; mais si l’on n’avait , pour déterminer N,que deux passages ainsi opposés, on ne pourrait pas yparvenir sans hypothèse, parce que le rapport des dis-tances r et r' resterait indéterminé. Dans le système solaire,où les orbites des planètes sont peu excentriques , oi>pourrait, par une première approximation, supposer queles deux distances de la planète au soleil, dans ses deuxnœuds , sont égale* entre elles : mais cela ne peut être vrai,en général, que pour les orbites circulaires.

J’ai çxposé cette méthode avec quelque étendue, partf,

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