180°, en sorte que les deux nœuds sont diamétralement opposés ou contenus l’un et l’autre dans une ligne droite passant par le Soleil. De là on tire la conséquence que les plans des orbites (car les orbites de toutes les planètes sont à peu près planes), coupent l’écliptique suivant des lignes droites passant par le Soleil. Des observations faites quand la Terre est située dans la ligne des nœuds, servent à trouver les valeurs exactes des inclinaisons des orbites au plan, de l’écliptique, mais je dois passer rapidement sur tous ces détails, n’ayant pour but dans ce chapitre que d’indiquer l’esprit de la méthode que les astronomes ont suivie pour arriver au résultat qu’ils avaient en vue.
Dès qu’il est démontré que les planètes se meuvent dans des ellipses, il y a lieu à distinguer les deux extrémités des grands axes dans lesquels ces astres sont à la moindre et à la plus grande distance du Soleil. Le sommet du grand axe le plus voisin du Soleil, s’appelle le périhélie, l’extrémité opposée porte le nom d’aphélie ; c’est, d’après la seconde loi de Kepler, au périhélie, que le mouvement angulaire, vu du Soleil, est à son maximum ; c’est à l’aphélie que le mouvement est le plus petit de tous.
Par la comparaison des mouvements héliocentriques, on peut donc parvenir à déterminer la position des extrémités des grands axes de toutes les orbites planétaires. On trouve ainsi que ces extrémités ne sont pas fixes dans le Ciel, mais qu’elles se déplacent sensiblement d’année on année. Il en est de même des positions des lignes des nœuds.
Par la comparaison des vitesses au périhélie et à l’aphé-
