DEUXIEME SECTION
APPLICATION DES THEOREMES PRECEDEMMENT DEMONTRES A LA DETERMINATION DES LONGITUDES GÉOCENT RIQU ES DE JUPITER ET DESATURNE.
Soient {Jiif. 2), à une époque quelconque.
T la Terre;
S le Soleil;
I' une planète;
SR la ligne des nœuds de l'orbite de celle planète
oO-2 NOUVEAl MOYEN DE DÉTKKMINEK
PaiT menons la ligne T.MN parallèle à SR; abaissons de P la perpcndiculairo PQ sur le plan de l'écliplique, et traçons les lignes QS et QT i|ui joignent le lieu réduit de la planète aux points S, T. la ligne QRN perpendiculaire à TN; enfin joignons les points P et H par la droite PH.
Appelons maintenant
s le rayon de l'orbite de la planète;
5 l'argument de la latitude;
■•> l'inclinaison de l'orbite sur l'écliptique;
/• le rayon de l'orbite terrestre;
1 la longitude du Soleil comptée à partir du n(Bud ascendant de la pl;i-
nèle, ou l'excès de la longitude du Soleil sur la longitude du n(eii(l de
la planète.
On aura dans notre tigurc SP = p, RSP = 0, PRQ ^ o) (l'angle SRP dans le plan de l'orbite de la planète et l'angle SRQ dans le plan de l'écliptique sont droits); puis TS = r et NTS = 'b. Enfin soit o la longitude géocentrique de la planète comptée à partir de son nœud ascendant, ou l'excès de sa longitude géocentrique sur la longitude de son nœud; on aura, dans la ligure, QTS = ip, puisque nous avons supposé que Q était le lieu de la planète réduit à l'écliptique.
Cela posé, on a
PU— psiriCi, SR = pcos(/, QR = PR cosw = psin6 cosw,
ON
SM = /sin'J/, TM = /'cosA, ei lange? = 7nïr)
