Alowemens des Plane tes. i5S

grand cercle qui seroit vu de son propre centre, exaininons-lasous un autre point de vue, c’est-à-dire par rapport à la terre ,pour pouvoir tenir compte des cliangemens produiLs par lasituation et le mouvement de la terre.

Soit S le soleil ( fig . 5 o), TRN l'écliptique ou i’orl>ite an-nuelle de la terre, dont le plan passe par le soleil, AMDP uneorbite planétaire dont le plan passe aussi par le soleil, mais s’in-cline sur cçlui de l’écliptique, et le coupe sur la commune sec-tion ADN ; il làut concevoir que la partie AOD est relevée au-dessus du plan de notre figure, et que la partie DMA est plon-gée au-dessous du papier. La planète au point A de son orbi eest dans le plan même de l'écliptique; elle est sur la ligne ADNcommune aux deux plans, et qui s’étend en N dans l’éclip-tique aussi-bien que dans l’orbite de la planete; mais en quit-tant le point A, la planete s’élève au-dessus de la future quenous Supposons représenter le plan de l'écliptique ; elle s’élèvede plus en plus jusqu’à ce qu’elle arrive au point ü, où sonorbite est le plus éloignée de l’écliptique, ou le plus relevéeau-dessus de la figure.

4-6. Ce point le plus éloigné est ce qu’on appelle la limiteboréale; après l’avoir passée la planete descend en D vers sonnœud (426), où elle traverse de nouveau le plan de l’écPptique ;et plongeant alors au-dessous de l'écliptique , elle décrit la por-tion intérieure DMA, qu’il faut imaginer abaissée de quelquesdegrés au-dessous de notre plan.

45 y. La partie AOD de l'orbite étant conçue relevée au-dessusdu plan de la ligure, on imaginera une perpendiculaire PLtirée du point P, où se trouve la planete, jusques sur le plande la ligure, qui est le plan de l’écliptique; PL est la hauteurperpendiculaire de la planete au-dessus du plan de l'écliptique ;l’angle PSL, sous lequel paroit,' vue du soleil, cette distanceperpendiculaire de la planete à l’écliptique , est la latitude hé-liocentrique (427) 5 l’angle PTL , sous lequel paroit cette mêmeligne, vue de la terre T, est la latitude géoçentrique. Cette lati-tude est d’autant plus grande que la planete est plus près de laterie. Si PL {fig. 5 i ) est la hauteur réelle de la planete au-dessus de l’écliptique, l’angle S, sous lequel elle est vue du soleil,est plus grand que l’angle T, sous lequel elle est vue dij^a terie,et cela d’autant plus que la distance SP est plus petite que TP.

408. La ligne SP {fig. 5 o et 52 ) est la vraie distance de laplanete au soleil, ou son rayon vecteur ; la ligne SL est sa dis-tance accourus ( diitantia curtata ) , ou la distance réduite à