CHAPITRE VL

Perturbations de la rotation de la terre.

$. Il 4- 1-Je« distancu dei planëtet à U terre lent tigrandea par rapport à la distance de la liine, et leurs masses sont si petites par rapport ë celle du soleil, <]u’il est aisé de prévoir, que leurs actions sur la terre, qui dépendent de sa figure, seront tout à-fait insensibles. Nous ne considérerons donc que rallraclion du soleil et de la lUne, la proximité de la dernière compensant la petitesse de sa masse, attendu que la dUTérence entre les divers diamètres de la terre doit être fort sensible à la distance de la lune. • *

Comme il ne s'agit pas ici du mouvement do translation, on peut regarder l'écliptique comme un plan invariable qui servira è déterminer le déplacement de l'équateur. Soit donc (JF'ig- aS.) £ le pôle de l'écliptique INL, C le pôle de l'équateur AB è une époque quelconque, soient A, B, deux points distans entre eux de 90'', et O le point de la sphère, vers lequel t'axe de rotation est dirigé à la même époque. En nommant donc Mé*, Mc^, les momens d'inertie par rapport aux trois axes principaux A, B, C, on aura a , et c ^ U , parce que tuus les diamètres de l'équateur sont des axes principaux qui ont les mêmes momens d’inertie ($. 87.). Si l’on fait

les équations fondamentales ($. io3.) deviendront:

— .T. ^ P g, , ^—.XlîlîV vrTfT .. — XcolO V V ^ V