C .p % •+■ A . q % ■+■ B . r* = constante -f- id.f\ n dt

Quelque loin que l'on porte l'approximation de la valeur de f\"dl , tout ce qui dépend de la précession ^ des équinoxes , de l'inclinaison 0 de l'axe terrestre à l'écliptique, et de l'angle «r-f- «, nt étant le mouvement de rotation de la Terre , ne peut avoir été introduit que par ces quantités j puisque les coordonnées des astres ne les renferment point. On aura donc d,f\"dt, en faisant tout varier dans cette intégrale, à l'exception des angles introduits parles inégalités du mouvement des astres. Ce qui donne

-jf) , étant uniquement relative à la variation du mouvement des astres. L'équation précédente devient ainsi,

p- + r + »• - (^tt 3 ) (f + ^ + (rrc) (f - -*»

On a pur ce qui précède

ces termes sont du second ordre, en considérant comme «les quantités du premier ordre, celles qui sont de l'ordre /; It étant la précession des équinoxes. En ne conservant donc que les quantités du premier ordre, qui sont multipliées par le sinus x>u le cosinus d'un angle croissant avec une grande lenteur, ou dans lequel le coefficient du temps •oit de l'ordre /j on voit que^vf-r» et f - — r*, u* renferment point de