LIVRE V, CHAR. VIII. 4I

coinmune >eclir>n du plan L/X et de l'écliptique: ainsi les trois lignes T S, /X, N /I, étant parallèles entre elles, on aura

Nnzr — LN, et TNn=:nTS=: O— 0= »•

ya (I ’

Ayant donc abaissé sur T N ' la perpendiculaire nR, il viendra

nR = N/isinTNrt= LNsina, et sinNTnrz:—, ou à très* peu près,

yêt 1 n ' r r »

' TN yài

LN

TÜ

Puisque nous regardons ici l'orbe lunaire comme un cercle, on a TLN = 9o«, LTN = i8o’~(£— 0)=>8u<> — X, =sinLTN=sinX, doM d^ = — sin a sin X = — ^ ^cos (X — 0} — cos (X -f- a}}.

Les principes de dynamique fournissent les équations ($. i-j, i64-) l\zz:2gPèl^, et ^gO~n*a^,

a étant la distance mojenne de la terre au soleil, et n sa vitesse moyenne, de sorte que ndt — àQ est le moyen mouvement de la terre ou du soleil. On a donc

fX=: ^ a3 3Q* = 3ydO*cos et en faisant “ =A,