Le mouve-ment desnœuds est ré-trograde.
Leur révolu-tion s’acheveen 18 ans2î4j-4 h ï-
Des limitesSi de la latitu-de de la Lune.
Les cerclesde latitude.
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d’autre mouvement que celui qui est commun à l'orbitede la Lune & à la Terre dans leurs révolutions périodi-ques autour du Soleil, cette ligne seroit perpétuellementdirigée au même point du Ciel ou de l’Ecliptique ; ouplutôt elle seroit parallèle à elle-même en quelque lieuque l’orbite se trouvât dans le cours de chaque année:mais parce qu’elle se meut continuellement d’Orient enOccident , ou qu’elle rétrograde contre l’ordre des si-gnes , elle ne peut reparoître aux mêmes points des Cieuxqu’au bout d’une révolution d’environ dix-neuf ans ; ainsiles noeuds ne se retrouvent aux mêmes points de l’Eclip-tique où on les auroit une fois observés de la surface oudu centre delaTerre, qu’après une révolution entiere dontla durée est d’un peu moins que dix-neuf ans.
De tout ce que nous venons de direl’on peut con-clurre qu à chaque lunaison ou chaque révolution de laLune sur son orbite, nous ne devons l’appercevoir quedeux fois seulement dans l’Ecliptique , sçavoir lorsqu’elleest dans l’un ou l’autre noeud : car dans tout autre pointde son orbite, elle se trouve plus ou moins écartée duplan de l’Ecliptique , selon qu’elle sera plus ou moinséloignée des nœuds , & le tems auquel la Lune paroîtradans fa plus grande distance de l’Ecliptique, doit arriverlorsqu’elle sera également éloignée des nœuds, commeenEòcF: on nomme ces deux points/et L/mstef. 1 & la dis-tance de la Lune à l’Ecliptique , s’appelle auísi la Latitu -de. Elle se mesure par l’arc d’un grand cercle perpendi-culaire au plan de l’Ecliptique , ôc que l’on suppose passerpar le centre de la Lune, Comme cet arc nous fait con-noître la plus grande distance entre la Lune 6c l’Eclipti-que , & par conséquent la latitude ; c’est pour cette raisonqu’on a attribué vraisemblablement à ces fortes de cer-cles perpendiculaires à l’Ecliptique, le nom de cercles deLatitude . Or la plus grande latitude possible de la Lune
arrive