EFFETS des INCLINAISONS DES ORBITES PLANETAIRES. 435

Soit S le Soleil ( fig. 55 ), T RN l’écliptique ou l’orbite annuellede la Terre, dont le plan passe par le Soleil; AM DP une orbiteplanétaire dont le plan passe aussi par le Soleil (1118), mais s’in-cline sur celui de l’écliptique, et le coupe sur la commune sectionADN: il faut concevoir que la partie AOD est relevée au-dessusdu plan de notre ligure, et que la partie DM A est plongée au-dessousdu papier ; la planete au point A de son orbite est dans le planmême de l’écliptique, elle est sur la ligne ADN commune aux deuxplans, et qui s’étend en N dans l’écliptique, aussi bien que dansl’oïbite de la planete: mais, en quittant le point A, la planete s’é-lève au-dessus de la figure oue nous supposons représenter le plande l’écliptique; elle s’élève de plus en plus jusqu’à ce qu’elle arriveau point O, où son orbite est le plus éloignée de l’écliptique, leplus relevée au-dessus de la figure.

n36. Ce point le plus éloigné est ce qu’on appelle la Limiteboréale ; après l’avoir passée, elle descend en D où elle traversede nouveau le plan de l’écliptique; et plongeant alors au-dessousde l’écliptique, elle décrit la portion inférieure DMA qu’il fautimaginer abaissée de quelques degrés au dessous de notre plan.Le point A, par lequel une planete passe pour s’élever du côtédu pôle septentrional au norcî de l’écliptique, est le nœud ascen-dant $> ( 1122) , le point D est le nœud descendant^ . La distancede la planete P à son nœud ascendant, c’est-à-dire l’arc A P de sonorbite, ou plutôt l’angle au soleil ASP, est l’argument de latitude(H24). *

n37. La partie AOD de l’orbite étant conçue relevée au-dessusdu plan de la figure, on imaginera une perpendiculaire PL, tiréedu point P,où se trouverala planete, jusques sur le plan de la figure,qui est le plan de l’écliptique; PL sera la hauteur perpendicu-laire de la planete au-dessus du plan de l’écliptique; 1 angle PSL,sous lequel paroît, vue du Soleil, cette distance perpendiculaire dela planete à l'écliptique, est la latitude héliocentrique (i 123); l’anglePTL, sous lequel paroît cette même ligne vue de la Terre T, est lalatitude géocentrique. On voit par là que ces latitudes doivent êtredifférentes, à cause de la différence des distances au Soleil et à laTerre. Si la planete P est élevée au-dessus de l’écliptique STE( fig. 59) d’une quantité PE, elle paroîtra, vue du Soleil, avoirune latitude égale à l’angle PSE; mais si nous sommes en T, surla même ligne STE nous lui verrons une latitude plus grande ; car,l’angle P TE, qui est la latitude géocentrique de la planete, ou l’élé-vation qu’elle nous paroît avoir au-dessus du plan de l’écliptique,