f — -T-.sin.2i; + 7 — rzr^' — '- — î 7— ^.c.sin. (/ t

i étant une constante arbitraire.

L'expression de B du numéro précédent peut être mise sous cette forme,

= A S.-TT-.COS. {/<-+-€) H- / .%\ /y 'g'- COS. (/'<-f-ê')

Z.tanfi:./( ( m ^ /) 7-2 — . , } COS. 2V-\ 7. A. COS. 2 tM.

En réunissant ces valeurs de \|/ et de avec celle-ci, p=^n, on aura tout ce qui est nécessaire pour déterminer à chaque instant les mouvements de la terre autour de son centre de gravité.

7. Les valeurs de \|/ et de sont relatives à un plan fixe; pour avoir ces valeurs par rapport à l'éclip tique vraie, considérons le triangle sphérique formé par l'éclîptique fixe, par Fécliptique vraie, et par l'équateur. Il est aisé de voir que la différence des deux arcs interceptés entre l'équateur et le nœud ascendant de l'orbe solaire, dans ce triangle, est, à très-peu près, égale au produit de cot. 0, par l'inclinaison de Forbe solaire à Fécliptique fixe, et par le sinus de la longitude de son nœud; cette différence est donc égale à cot. 0. S.c. sin. (^f-l-ê); or, si l'on nomme \|/' la distance de Fintersection de Fécliptique vraie et de Féquateur, à Forigine invariable, d'où Fon compte Fangle \|/ sur le plan fixe, on aura, 'à très-peu près, -^ — \|/' pour cette différence; on aura donc

\|/ — \|/'z=cot.0.2:.c.sin.(/fH-ê);