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nète sur l’écliptique, $\mathrm {DSL}$ égal à l’angle de position du Soleil, et les angles $\mathrm {VSD}$ et $\mathrm {V'SD}$ seront ceux que nous avons nommés $\varepsilon$ et $\varepsilon '$ dans les n^os 15 et 16.

Fig. 14.

Soient nommées donc

La latitude de la planète au temps de la conjonction

$\Lambda ,\$

L’inclinaison de son orbite relative sur l’écliptique

$\Upsilon ,\$

L’angle de position au moment de l’entrée

$\Pi ,\$

L’angle de position au moment de la sortie

$\Pi '.$

On trouvera d’abord la moindre distance de centre $\mathrm {SR} =\Lambda \cos \Upsilon \,;$ ensuite, faisant l’angle $\mathrm {VSR} =\eta ,$ on aura

$\cos \eta ={\frac {\Lambda \cos \Upsilon }{\mathrm {Z} }},$

et par conséquent

$\varepsilon =\eta -\Upsilon -\Pi ,\quad \varepsilon '=\eta +\Upsilon +\Pi '.$

Connaissant par ce moyen les angles $\varepsilon$ et $\varepsilon '$ et connaissant aussi les déclinaisons du Soleil $p$ et $p'$ pour les moments de l’entrée et de la sortie, on trouvera aisément (14) la position des pôles $\mathrm {H}$ et $\mathrm {H} ',$ que nous nommerons dorénavant pôles d’entrée et de sortie ; ainsi on connaîtra pour chaque lieu de la Terre les angles $\zeta$ et $\zeta '.$

Nous remartperons seulement que, comme l’angle $\varepsilon '$ tombe de l’autre côté du cercle de déclinaison $\mathrm {SD} ,$ il faudra aussi, dans la fig. 7, p. 346, prendre l’arc $\mathrm {SH}$ de l’autre côté de $\mathrm {PS} \,;$ ainsi, l’angle $\mathrm {SPH}$ devra être