manière est d’autant plus commode que, si l’on veut ensuite rapporter le même point à un autre point donné, il n’y a qu’à prendre pour coordonnées rectangles les différences des premières coordonnées et de celles qui déterminent ce second point donné relativement au premier ; c’est ce qui est évident de soi-même, à cause de la perpendicularité mutuelle des coordonnées.
2. Comme les mouvements des planètes sont donnés dans les Tables par rapport à l’écliptique, ce qui se présente de plus naturel pour déterminer la position d’un astre quelconque est de supposer que le centre de la Terre soit l’origine des coordonnées de cet astre ; que les abscisses soient prises dans la ligne de l’équinoxe du printemps, d’où l’on compte les longitudes ; que les premières ordonnées soient perpendiculaires à cette ligne dans le plan de l’écliptique, et du côté de l’orient, et que les secondes ordonnées soient perpendiculaires à ce plan, du côté du pôle boréal.
Et, si l’on nomme la longitude de l’astre, sa latitude, et sa distance au centre de la Terre, on aura évidemment
3. Les coordonnées déterminent le lieu vrai de l’astre par rapport au centre de la Terre ; pour avoir celles de son lieu apparent pour un observateur placé sur la surface de la Terre, c’est-à-dire du lieu de l’astre vu par cet observateur, il n’y aura qu’à soustraire des mêmes coordonnées celles qui déterminent la position de l’observateur par rapport au centre de la Terre et au plan de l’écliptique.
Soient donc les coordonnées dont il s’agit, qu’on suppose parallèles respectivement aux coordonnées de l’astre et qui dépendent du lieu de l’observateur sur la surface de la Terre ; on aura sur-le-champ pour les coordonnées du lieu apparent du même astre ; en sorte que cet astre paraîtra à l’observateur comme paraîtrait un astre vu du centre de la Terre, dont le lieu vrai serait déterminé par les coordonnées
