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On peut encore obferver de la Terre en ‘4 & À, trois PI. VIII, 
fois la planète dans fes fizygies, favoir, deux fois dans un fig: 9 
même point Z de fon orbite, & une autre fois dans le 
point Z”, de. cette même orbite, oppolé au point B, par-là 
Yon aura le temps de la révolution de la planète, & les 
trois angles BAA, BAA, FA À, fupplémens des Jati- 
tudes géocentriques : dans le triangle B À À, dont tous les 
angles font connus, & le côté À À' eft auffi donné par la 
théorie du Soleil, on pourra calculer ou BA, ou BÀ', en 
forte que par lun des triangles BS A4, BS 4, dont on 
connoîtra deux côtés & l'angle compris, on pourra calculer 
BS; enfin le triangle B 4'S dont tous les angles & le 
côté S A! feront connus, fera facilement connoître la valeur 
de SZ. > 
Cela polé, il eft évident qu’en appelant toûjours À & R', 
les diftances SB, S B', de la planète au Soleil, & F7 & 
Y, les anomalies vraies de ces diftances, on doit avoir 
— cofin. WP’ — cofin. V, puifque W' = 1 80 + F, l'équa- 
s 
e R—R € 
ion — —= ————  —, donne donc — x 
| pen d > à R cofin. V— R' cofin. 4 # d cofin. 74 
| mere par conféquent 2 p —R (1 — < x cofin. V) 
RERO! d 
2 RR!' 
= er: C'eft donc encore une propriété de toute 
fection conique que, fi une de fes cordes pale par fon foyer, 
le produit des deux parties de cette corde, interceptées par * 
le foyer & la fetion conique, eft égal au produit de Ia 
- fomme de ces parties par le quart du paramètre. On pourra 
donc calculer le paramètre de l'orbite planétaire par l'équa- 
RR' 
RER 
de Ia planète par le temps donné de fa révolution, puifque 
( par la règle de Képler démontrée par M. Newton) la dif 
tance moyenne de toute planète, eft à la diftance moyenne 
' du Soleil, comme la racine cube du quarré de la révolution 
4" de la planète, eft à [a racine cube du quarré de la révolution 
Li Mém. 1746. .Rr 
tion p — . De plus on connoït Ia diflance moyenne 
