Mouvement des Planètes. i55

44* . La parallaxe annuelle (i) ou la parallaxe du grand orbe ,en latin prostaphœresis orbis , est la différence de ces deux lon-gitudes , et c’est le premier phénomène que produit notre éloi-gnement du soleil et du centre des mouvemens planétaires.L’angle TSL, formé par la distance accourcie SL de la planeteau soleil, et par la ligne TL, menée de la terre au lieu L de laplanete réduit à l'écliptique , est la parallaxe annuelle. Cetangle TSL est la différence entre la longitude liéliocentrique etla longitude géocentrique ; car si l’on tire la ligne SF parallèle àTL, elle marquera dans le ciel la même longitude que la ligneTL (4 ] 9)) c’est à-dire la longitude géocentrique de la planeteL ; or l’angle LSF, qui est égal à son alterne SLT, est la diffé-rence entre la longitude marquée par SF et la longitude hélio-centrique marquée par SL ; donc l angle SLT, ou la parallaxeannuelle , est la différence entre la longitude géocentrique et lalongiütde liéliocentrique ; c’est aussi l’angle formé dans le plande l’écliptique par les distances accourcies d’une planete ausoleil et à la terre, c’est-à-dire SL et TL , dont l’une marquela longitude liéliocentrique , et l’autre la longitude géocen-trique. Au lieu de la ligne parallèle à SF, on peut prolongerjusqu’aux étoiles les lignes SL et TL; et l’arc intercepté sera ladifférence des longitudes héliocentrique et géocentrique , parce-qu'il n’y a pas un point dans les orbites planétaires qui ne puissepasser pour le centre de la spliere étoilée.

442 . Lorsqu’on connolt l’orbite d’une planete par le moyendes observations rapportées au soleil et des méthodes qui serontexpliquées dans le livre suivant, on est en état de trouver, pourun tems quelconque, la longitude héliocentrique d’une planete ,et son rayon vecteur ou sa distance au centre du soleil, d’où 1 ondéduit sa distance accourcie SL (/fâ)- Si dans le même tems onconnoît aussi la longitude héliocentrique de la terre , qui est tou-jours à six signes de celle du soleil, avec la distance du soleil àla terre, on aura tout ce qui est nécessaire pour calculer lalongitude de la planete vue de la terre. Soit ST la distance dusoleil à la terre, SL la distance accourcie de la planete au soleil,l’angle TSL égal à la différence des longitudes de la planete Pet de la terre T, vues du soleil, qu’on appelle commutation;la résolution du triangle TSL, dont on connoît deux côtés ecl’angle compris fera connoltre l’angle à la terre ou l’angle STL,«ju’on appelle élongation ; cette élongation étant ôtée de la

( 1 ) dijferentia, c’est une différence produite dans la situation do

f’astrt par celle de l'observateur.