Dille Inclinazioni ,

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T L 1 P L :: R : t s ang R L T L p } dunque R L : P L " sen ’ R T L : t«g. LTP.Ma nel triangolo PRL, rettangolo in L, si ha gitesi'altra proporzione:R L : P L :: R : tang. PRL » Dunque si avrà sen. RTL : tang.LTP :: R : tang. PRL ; vale a dire , II seno d' elongazione fi ha alraggio, come la tangente della latitudine geocentrica osservata è alla tangentedell' inclinazione ; e questa è la regola .

Esempio . Li 12 Gennajo 1747 a 6 h 6 ’ 33" della mattina il Sig. Dela Gasile osièrvò la longitudine di saturno di 6 * z 6 ° 12' yV , e la sualatitudine boreale 2 0 29' 18"; il sole era allora in 9 S 21° 47', luogo delnodo di saturno a 12' prestò secondo le tavole del Sig. Calimi , il chenon può produrre errar sensibile nel risultato . Applicando a quest’ osser-vazione l’analogia precedente risulta l’inclinazione dell’orbita di saturno2,0 2 9 45'' ( Mem. tcad. 1 747. p. 15 ; ).

525. Quando si determina il luogo del nodo d’unpianeta col mezzo di due latitudini eguali ( 516 )sieno queste prese avanti e dopo il passaggio delpianeta per li suoi limiti, a per il nodo , le stessèosservazioni possono determinare ad un tempo nonsolo il nodo , ma anche l’inclinazione dell’orbita;poiché nel triangolo sferico P A L ( fig. 49 ) si co-noscono i lati AL, PL, o sia la distanza dal no-do , e la latitudine veduta dal sole : si cercherà fangolo A , e si avrà l’inclinazione vera dell’orbi-ta .

Inclinazioni

Mercurio

t 7° 0' di

Venere

3 23 20.

Marte

1 ji 0

Giove

r 19 io

Saturno

1 30 20

L,una

; 8 5 2

52 6. Questo metodo che determina in una volta l’inclinazione ed ilnodo d’un pianeta per via di due latitudini eguali , è meno esatto diquello, in cui si determinano queste due cose separatamente , adoprandoun’osservazione fatta nel nodo per determinare il nodo , ed un’osserva-zione fatta in uno de’ limiti per aver I’ inclinazione . Poiché se questedue osservazioni corrispondenti sono pressò il nodo, esse determinano ma-le l’inclinazione dell’orbita, mentre allora l’inclinazione è piccola , né sideve determinare una quantità maggiore per una minore ; ali’ opposto sequeste due osservazioni sono troppo lontane dal nodo , sono men propriea determinare la posizione , perché la latitudine ivi cambiandosi di pocogiorno per giorno:, il minimo errore nel prender la latitudine ne produceun più grande nel nodo.

527. Ho detto , che 1 ’attrazione di ciascun pianeta fa retrogradare sul-la sua orbita i nodi di tutti gli altri pianeti ( 519 ) e ^e l effetto diquesto moto è di deviare tutte le orbite, e allora non può mancare, che1 inclinazione loro fusi’ ecclittica non si cangi . Sia C B 1 ’ ecclittica ( fig.59 ), AB forbita di saturno, AC quella di giove, A a il moto del no-do di giove fusi’orbita di saturno ; questo moto del nodo succede senzaverun cambiamento dell’ angolo A , o sia dell’ inclinazione mutua delleorbite, il triangolo ABC si cangia in a B t, gli angoli A , B rimanen-do costantiMa non così. l’angolo C ; f angola c riesce maggior , a mi-nore