ISœuds & Inclinaisons des Planètes. 113

géocentrique répondoient à 19^ -7 de latitude hélio-centrique. M. de la Caille résout ensuite un triangleP A L , {fig. 54) , rectangle en L , dont sangle A estde i° 5 ct, égal à l'inclinaison de sorbite de MarsA P fur l’écliptique A L ( on la trouvera par fart.13 5-7 ), fie le petit côté P L de 19"-f latitude hé-liocentrique de Mars , il a l'autre côté A L ( 3686 )de 604" ou de 1 o’ 4", c’est la distance de Mars à sonnœud vue du soleil ; donc le nœud descendant deMars vu du soleil étoit alors à 7 S 17 0 37' n" ( Mcm.acad. 1747, pag. 146 ).

I 3 34* H fout remarquer dans le calcul précédentqu’en observant plusieurs jours de fuite la latitude deMars, on en pourroit conclure le temps où il avoitété fans latitude, éviter la résolution du dernier trian-gle , & ne supposer point du tout la connoiííance desinciinaison,

I 3 3 5 • On peut aussi employer à la recherche dulieu du nœud, des observations faites à égales distancesdes nœuds, lorsque la latitude héliocentrique d’uneplanète s’est trouvée de la même quantité, car le mi-lieu entre les longitudes héliocentriques trouvées dansles deux cas, fera le lieu du nœud, en le supposantfixe dans l’intervalle des deux observations.

Exemple. Le 13 Mars 169; , à ij h , le vrai lieude Saturne vu de la terre, étoit à 8 S 22 0 f 5 ' 30", 6cfa latitude boréale i° 24' 50" ; le 3 Mai 1699 , à1 j k <yo ', la longitude étoit de ii s i° o^ 50" , ôt falatitude australe i° 22' 20". En réduisant au soleil cesdeux latitudes observées ( 1145), on a pour les lati-tudes héliocentriques de Saturne i° 24' 10", ôc i a24/ 28", que M. Casiini suppose égales, parce qu’unedifférence de 18" n’étoit pas sensible dans les hauteursméridiennes prises avec les quarts-de-cercles de cetemps-là,mais nous aurons égard à cette différence (1336):les longitudes héliocentriques de Saturne calculées pourles mêmes temps ( 1147 ), étoient de S s 17° 4 Z?" ôcio s 2j° 1 6' 49", dont le milieu est 9 s 2i° io' 43",

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Seconde

méthode.