Comparons maintenant la théorie précédente aux obser

vatioDs, et voyons les conséquences qui en résultent sur la constitution du globe terrestre. Si, dans l'expression de du n"* 6,

le on réduit S.-^.cos. [ft-h^) dans une série ordonnée par rapport aux puissances de t, on aura, en ne conservant que la première puissance,

S. -7". COS. (/f-f-ê)=S.-v--cos. ê — /f.S .csin. ê.

Prenons pour plan fixe celui de Técliptique au commencement de 1760, où nous fixerons l'origine du temps t. Le carré de l'inclinaison de l'écliptique vraie sur ce plan, étant, par le n® 5, iS.c.sin.(/f-+-ê)j'-+-{S.c.cos.(/f-h-€)}S on a

S.c.sin.ê = o, S.c.cos. ê = o; ce qui donne, en négligeant le carré àeft,

S . -TT . COS. (/f -+- ê) = S . -TT . COS. ê.

En retranchant ce terme de h, on aura l'inclinaison moyenne de l'équateur à l'écliptique, au commencement de 1760: mais h

étant arbitraire, on peut supposer qu'il exprime cette inclinaison

le moyenne, et alors il faut augmenter la valeur de h, deS.-r-.cos.ê,

dans les autres termes de l'expression de 6; mais, vu la petitesse de ces termes, on peut se dispenser de cette opération. On aura ainsi

0=^-4-7 — rr-29.cos. (/''f-f-ê')H ^-^^. cos.2i;H 7.X.COS.2V ;

la valeur de 0' du n** 7 deviendra 0=A— f.S.c.f.sin.ê+T — -rr-p.cos.( ft-hS')-\ — / \x »lcos.2i?H — ^.X.cos.avl.