CHAPITRE SECOND

Coordonnées du Soleil dans l’ellipse fixe et dans l’eUipse mobile.

°ZrZïlT ‘T orii“ï““i i™ u ***

, sont données en fonction du tems et dans nn Cvct' i constantes arbitraires qui lui est propre. Ainsi il est n ' ^ ern^ e

6 Ulre les valeur5 des coordonnées sous la forme la je^eSSaire en pour les employer dans la théorie de la Lune convenable

L’on sait que la perturbation du Soleil est composée de deux oartes . a première peut etre toujours représentée par les variations^ culaires des élémens de l’orbite elliptique • la seconde • ,

"*r ^r.„;èr.ppl3 P“ ê,re n’^°-

d“V” orbi“

p««»« do"uenc p~ .■ « « a™» .v;,ziT^zrpha

s — y sin(v — ô') ;

e cos( i,' ^ ,

°Vn "epréSente Ia Somrae M' + M" des masses du Soleil et de la Lune

«■" 4. 2Zt P“ “ k dmU8r”'i-“' J« forint., la fonaufe d„

• a> = ^(1-4-yV) ,

«■ (f-fV) e = e ^[i + r'sin’fr-ô')].

°nC’ ” ë,imintant * et * ^expression de « deviendra

“ ~ ^ZÿjO'TZTÿ 1- C0S(„' )) .

L équation taWw'ô'r = (/ - - /f

celle du n.° aG i ' V 1 H“ Y Y tang(r — ô ) que l’on déduit de

40, donne par Ia série connue

v — ri = v — t — xsin(2T — 2Ô') — | x%sin{yr — 4Ô') -+• etc. ,

où l’on a fait

Ÿb + ÿÿ) -*-1

Il suit de là que si l’on néglige les termes multipliés par y4, l’on a (2) “' = | V( 1 ■+• J y'2) cos(v - r) - co*(</