*54 ÀSRÉGi d’astrokomii, uv.II.

l’écliptique, plus petite en raison du cosinus de la latitude ourayon (444) î 'I e même PT est la vraie distance de la planete à laterre ; LT est la distance accourcie de la planete à la terre. Laligne PL étant perpendiculaire sur le plan de 1 écliptique, elleest nécessairement perpendiculaire sur toutes les lignes de ceplan , et par conséquent sur TL; ainsi l’angle PLT est un angledroit. Il su Hit de se représenter la ligne PL tombantà-plomb sur lafigure, et l’on verra que les triangles PJ.S, PLT, sont tous deuxrectangles au point L , qui est celui où aboutit la perpendiculairePI, abaissée sur le plan de l’écliptique. J’ai mis pour cet effetÇfig. 5i ) les points T, P, S, L, dans un même plan, quiest supposé perpendiculaire à J’écliptique, pour qu’on voiemieux ces triangles, dont l’un aboutit au soleil, et l’autre à laterre.

409 . De même que l’arc AP, ou l’angle ASP, argument delatitude, est la distance de la planete à son nœud, comptée surl’orbite, ainsi l'angle ASL est la distance de la planete au nœud,réduite au plan de l'écliptique. Cette distance, prise par rapportau nœud le plus proche, est plus petite que la distance mesuréesur 1 orbite (/|3i ), ou plus prlite que l’angle ASP , pareeque laligne PL, qui ionibe perpendiculairement sur le plan de l’éclip-tique , a son extrémité 1, plus près de la ligne des nœuds ASNque son sommet P; ce qui rend l’angle ASL plus petit que l’an-gle ASP. La différence de ces deux distances au nœud, l'unesur l’écliptique et l’autre sur l’orbite, est la. réduction à l’éclip-tique (43 1 ).

44°• Nous avons démontré que les planètes tournent autourdu soleil (4 11 J ; nous verrons dans le livre suivant la manière detrouver les dimensions de leurs orbites par des observationsrapportées au soleil : mais comme c’est sur la terre que nousobservons , il s’agit d examiner dès-à-présent ce qui résulte decette transposition, et ce que nous devons faire pour rapporterau soleil des observations faites sur la terre.

Puisque nous sommes fort éloignés du soleil, nous ne pouvonsappercevoir ni rapporter les planètes à l’endroit auquel nous lesrapporterions si nous étions dans le soleil, et la longitude quenous observons pour une planete ri’est presque jamais celle quenous observerions si nous étions dans le soleil. La longitude vue deI:i terre s'appelle longitude géocentrique ; celle qu’on observeroitsi l’on étoit placé au centre du soleil s’appelle longitude hélio xccntrique (4~7)-