сдвинутой относительно центра; #cQ = к ± п, где к — среднее расстояние центра
эпицикла от апогея, п — эксцентрическая аномалия (рис. 11-А).
78.	Определяем сЛш) для верхних планет. Если #cQ — «уравненная долгота»
центра эпицикла, то со = #cQ для Марса, со = к0 — 20° для Юпитера и со = к0 — 
50°
для Сатурна.
    79.	«Уравненная (или истинная) аномалия» планеты а = а+п, где а — средняя
аномалия, п — эксцентрическая аномалия (рис. 11-А, П-В).
    80.	Таким образом, согласно Птолемею, в случае верхних планет широта
определяется по правилу, эквивалентному формуле
сЛа), если 270° < со <, 90°,
сЛа),   если   90° < со < 270°
в = ±с (со) X

[НАМА, р.219]. К северу от эклиптики широта положительна, к югу отрицательна.
    81. В столбце 4 таблицы, приводится значение широты как функции а,
обусловленной обликвацией эпицикла, на среднем расстоянии. Эффект обликваций,
однако, будет различным в апогее и перигее эксцентра. В случае Венеры различие
несущественно, но в случае Меркурия изменение широты от обликваций в апогее
AS = 2;30° - 0;15° = 9/ю х 2;30°, в перигее AS = 2;30° + 0;15° = iVio х 2;30°.
    
    82. Широта, обусловленная инклинацией, определяется по правилу, эквивалент-
ному формуле
   /»,(«. *о) = ±cs(Ko> х сз(а)>
где аргумент функции с5 имеет вид
   
к0~ к0 +
  
90°   для Венеры,
270°   для Меркурия
 
и выполняется следующее правило для знаков:
f > 0,   если 270° <    <  90°,
С5(-к0>\ < 0,   если   90° <    < 270°,

cJa)

> 0, если 90° < « < 270°,
< 0,   если 270° < а <  90°.

См. [НАМА, р.223].
83. Широта от обликвации эпицикла в случае Венеры вычисляется по формуле
   в2(а,      = ±с5(/Со0 X с4(а),
где KQ = к0 И закономерность знаков такова:
    
с5(*о>
>	0,	если 270° < /с^ <  90°,
<	0,	если   90° < ^ < 270°,
>	0,	если    0° < а < 180°,
<	0,	если 180° < а < 360°.
с4(«)
В случае Меркурия
в2(а, Kj = ±с5(/с^) X с4(а),
где     = к0 + 180°, а
<#«) =
9/io х с4(«), если 270° < KQ < 90°,
n/ioxc4(«),   если   90° < KQ s 270°.

Знаки в формуле для в2 у Меркурия совпадают с установленными для Венеры с
тем отличием, что здесь к^ = к0 + 180°.
    84. Плоскости орбит нижних планет меняют свои наклонения относительно
плоскости эклиптики. Когда центр эпицикла находится в апогее и перигее 
эксцентра
(*-0 = 0° или 180°) в его наиболее северной или наиболее южной точках, наклон
i0 = +0;10° для Венеры и г'2 = —0;45° для Меркурия. В точках эксцентра, 
отстоящих
от линии апсид на ±90°, т.е. в узлах, наклон i0 = 0. Наклонение не меняет 
своего
знака при прохождении узлов, а это возможно лишь в том случае, если плоскость
орбиты совершает колебания вокруг линии узлов синхронно с обращением центра
эпицикла по деференту. Можно предположить поэтому, что i0 есть функция к0
следующего вида:
+0,10 х с^/Сд)   для Венеры,
-0;45 х с5(к^)   для Меркурия,
где CjC/Cp) = | cos /с01 > 0.

   Отсюда широта планеты Р3(к^) = СОС (рис. 13-Н, где С — положение центра
эпицикла, соответствующее значению уравненной долготы #с0), обусловленная
наклонением деферента i0(K^) = CDC = АОВ определяется следующим образом. Из
треугольников АОВ и CDC', которые подобны, имеем соотношение      = т^ртг. где