PtANíHE Viïg.n.

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au dessous de ce plan. Lorsque Venus est, pár exemplesau point N de son orbite, cette Planète se trouve alorsdans le plan de l’Ecliptique : mais si elle s’avance un peuau-delà, comme en P, elle doit pour lors paroître au-dessus ôc s’en écarter de plus en plus, jusqu’à ce qu’elle• parvienne au point L ; car étant éloignée pour lors de 9 o°de l’un ou l’autre nœud, c’est-à-dire Tare N L étant lequart de la circonférence d’un cercle, Venus y paroîtradans fa plus grande distance du plan de l’Ecliptique. C’estce point L ôc son opposé V que l’on a nommé les Limites ,puisque si la Planète se trouve un peu plus près du point nque du point N } elle paroîtra en ce cas se rapprocher del’Ecliptique. Maintenant si d’un point quelconque P del’orbite, on abbaisse sur le plan de l’Ecliptique la perpen-diculaire PE , ôc qu’ontire sur ce plan la ligne SE , il estclair que sangle P SE mesurera la distance de Venus àLa latitude l’Ecliptique. Cet angle se nomme la latitude Heliocentri-Héhocentn- ^ ue} c’est-à-dire, la latitude telle qu’on l’observeroit duSoleil. Voici la Méthode de calculer cette latitude lors-qu’on connoît une sois le vrai lieu de la Planète dans sonVoyez le orbite. Soit NE un arc de l’Ecliptique, P le lieu de la'riquTqu^esti Planète que l’on suppose connu dans le Ciel étoilé, auísi-côtédeiafigu- bien que le vrai lieu N de son nœud, NP l’arc de sonorbite qu’on suppose austì prolongée dans le Ciel: si l’on. imagine un plan perpendiculaire à l’Ecliptique ôc qui passe

par le centre de la Planète, l’arc P E de ce cercle, com-pris entre la Planète ôc le plan de l’Ecliptique fera fa vraiedistance à ce plan, ôc par conséquent, sera la mesure desangle PSE ou P NE ; car dans le Triangle sphériqueP NE rectangle en £, on connoît le côté N P qui est ladistance de la Planète à son nœud ; on connoît aussi san-gle N qui est l’inclinaison donnée du plan de sorbite surle plan de l’Ecliptique ; on aura donc par la Trigonomé-trie le côté P E } c’est-à-dire, la latitude héliocentrique

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krZ. II.