FORMULES DE PRÉCKSSI^N ET DE NUTATION

passer des ascensions droites et déclinaisons de 1850 aux latitudes et longitudes de la même époque, puis de ces coordonnées écliptiques passer aux coordonnées écliptiques de 1850 -|- U ainsi que nous l'avons indiqué plus haut.

On rapporterait la longitude ainsi obtenue à Téquinoxe vrai^ et, avec cette longitude, la latitude obtenue et l'obliquité co, de récliptique, calculée en ayant égard à la fonction périodique û, on pourrait calculer A>' et D' pour «850 + /.

388 ASTRONOMIE. — XÉOMÉTRIE CÉLESTE.

ETDDE DES PLANÈTES,

310. Classification. — Nous avons vu que les étoiles^ tout eu subissant le mouvement général qui provient de la rotation de la Terre, restaient toutes dans une même position relative sur la voûte céleste.

Or, si Ton examine le Ciel pendant quelques nuits, on aperçoit quelques astres, ayant Tapparence d'étoiles, qui ne conservent pas cotte même position relative.

Ces astres prennent le nom de planètes ou astres errants.

A Tœil nu on aperçoit cinq de ces planètes qui, par suite, étaient connues des anciens.

A l'aide de lunettes astronomiques ou de télescopes, on en voit un pins grand nombre dont la découverte est complètement due aux modernes.

Parmi ces planètes on en distingue deux qui, dans leur mouvement sur la sphère céleste, ne s'écartent jamais beaucoup du Soleil. Les autres s'en écartent jusqu'à la distance de iSO** et font, par rapport à cet astre, un tour entier de la sphère céleste.

Les planètes qui ne paraissent pas s'écarter beaucoup du Soleil prennent le nom de planètes inférieures, les autres sont appelées planètes supérieures; nous en verrons plus loin la raison.

Nous allons étudier le mouvement apparent de ces différents astres.