i33o5 + — 7",oa. . 0.84656 — a6ga

a69g",8 Équ. du centre. = + o®44^54"8

t ' Long. raoy. = agi. 37. a 1,9

, Longitude suH’orSite..’. . L = 09a. aa. 14,7

y(rgum, de latit. — Lj 017.10.44,7

•, Double = 74.05.09,4.

277. I^a Ys^leur de L ain^i obtenue est l’arc rc (fig. 42)» mesuré sur l’orbite de la planète , iedf. Mais il faut compter les longit. vraies sur l’écliptique sq ,k partir du point vernal T supposé en s, dans le sens bqh, . . Menons l’arc cq perpendiculaire à ce cercle bijh , e\. passant par la planète c; la latitude de cet astre sera l’arc cq ~ A; sa longit. vraie sera l’arc sqzzsl : il s’agit de calculer ces deux arcs. ’

Comme l’angle i', inclinaison de l’orbite sur l’écliptique, est toujours très petit, la difiFérencè entre les arcs bc, bq , est aussi fort petite, et l’on trouvé plus commode d’évaluer celte différence , plutôt que de chercher directement l’arc bq , parce qu’il suffi* de 1» développer en série , et' d’en prendre le premier terme : c’est ce qu’on appelle la réduction de l'écliptique. On

trouve que cette difierence , ovt'bc — * bq = L — l, est

héduction à l’écliptique = D sin 2 ( L — Q )'.

Dest ici un coefficient constant, dont la valeur, exprimée en secondes, a pour log. un nombre donné table XVI, pour chaque planète. {V. k cet égard la tiote de la p. 894 dè VUranographie.)

D’après cela, om trouve pour la longitude vraie l de la planète/ comptée sur l’éeliptique , depuis le point vernal s.

Z = L— Dsin2(L— Q);

le dernier terme, est ici exprimé en sebondes d’arC, et donne la petite correctiôn que doit épi-ouver l’arc L, calculé précédeintaent, [tour devenir i. ''

4oo tables des planètes.

Quant à la latitude a, ou l’arc cq^ en résolvant le triangle sphérique rectangle bcq (équ. n, page 3) , on trouve >.

. sin A 3çsin^ siu (L — Q ).

L’inclinaison b de l’orbite et la longit. Q du nœud sont connues par les opérations antérieures, et le calcitl est. très facile. L’arc L — Q est ce qii’on appelle l’argument de latitude', parce qu’il fait connaître celle-ci. ,

Du reste, les longit et latit. .vraies dont il s’agit ici sont héliocentriques , c’est-à-dire telles qu’on les observerait du centre du Soleil. • ' . . ‘

Ainsi dans notre exenaple^ où l’on a ù = 3°a3' 27", on trouve .

D a.aSjao — «in h 8.7719303

«in a(t^Q). 9/98^ «in (L — Q).. 9-'^i6387 —

a.aio97 — sinx...^. ...... 8.5535690 —

Rciluciion = — i74"i'7 = — a'54"a, x = — a‘'3'o",5.

L = 9'aa^aa. 14,7

l = 9. aa. ig. 30,5. '