MOUVEMENT APPARENT DES PLANÈTES

direct; sa vitesse est maxima et son diamètre minimum à la conjonction P3. Elle est de nouveau stationnaire en P^ et son mouvement redevient rétrograde, etc.

Le mouvement des planètes inférieures s*étudie de la même manière. L'opposition est remplacée par la conjonction inférieure, où il se produit un passage de la planète sur le Soleil, si elle est assez voisine du plan de Técliplique pour se projeter sur le Soleil. Les planètes inférieures présentent des phases bien marquées analogues à celles de la Lune.

124. Lois du mouvement des planètes déduites de leur observation méridienne. — Première approximation. — On observe chaque jour aux instruments méridiens le passage du centre de la planète et sa distance zénitale, comme nous l'avons fait pour le Soleil. On en déduit l'ascension droite et la distance polaire de la planète, et ensuite sa longitude et sa latitude.

De ces éléments, on déduit, comme il suit, les lois du mouvement delà planète.

!• De la détermination quotidienne des longitudes, on déduit par interpolation les époques des oppositions de la planète, cVst-à-dire les époques auxquelles la longitude de la planète est égale à celle du Soleil augmentée de 180<*. On constate ainsi que l'intervalle de deux oppositions est à très peu près constant. A ces moments, le Soleil, la Terre et la planète sont en ligne droite. On peut donc, de Tinlervalle des oppositions, déduire le rapport des durées de révolution de la planète et du Soleil (ou de la Terre).

Soit, en effet, n le moyen mouvement diurne du Soleil, n' le moyen mouvement diurne de la planète ; son moyen

mouvement relatif a pour valeur n — n'. Les durées de révolution du Soleil et de la planète sont :

n' Si Ton a mesuré Tintervalle t de deux oppositions, on a :

n — n' "" r — T' d'où :

On a donc un moyen de calculer n' et T', en négligeant les eicentricités. L'exactitude sera assez grande si l'on prend deux oppositions, séparées par un long intervalle de temps, auxquelles la planète sera revenue à la même longitude^

L'intervalle t de deux oppositions s'appelle révolution st/no^ dique de la planète ; l'intervalle T' entre deux retours de la planète à la môme longitude est la révolution tropique. La révolution sidérale, intervalle de deux retours consécutifs de la planète au même point du ciel, se déduit de T en tenant compte du mouvement du point vemal.

L'opposition se définit exactement comme le moment où la longitude de la planète est égale à celle du Soleil augmentée de 180^, sa latitude étant quelconque : on en détermine le mi)ment exact par interpolation entre deux longitudes observées dont l'une est plus grande que 180" -f- © et l'autre plus petite. La longitude hcliocentrlque est à ce moment la même que la longitude géocentrique.