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lieu, quelle que soit la figure de la terre, en la supposant 
même recouverte d'un fluide d'une profondeur et d'une 
densité quelconque , ainsi que je l'ai fait voir ailleurs. 
Considérons maintenant l'écliptique en mouvement par 
l'action des planètes, et rapportons la position de l'éclip- 
tique vraie et de l'équateur ; a un plan fixe, par exemple , à 
l'écliptique de 1700; © sera l'inclinaison de l'équateur sur 
ce plan, et \; sera la quantité dont les équinoxes ont rétro- 
gradé sur le même plan , depuis l'époque donnée. On sait 
que la tangente de l’inclinaison de l'orbite solaire sur ce plan, 
multipliée par le sinus de la distance de son nœud ascendant 
à l'équinoxe du printems, est exprimée par une suite de 
termes de la forme €. sin. (it + A); nous représenterons 
cette suite par È. c. sin. (24 + À), le caractéristique E des 
intégrales finies servant ici à désigner la somme des termes 
de la forme précédente, dont le nombre est égal à celui des 
planètes. Pareillement, la tangente de l'inclinaison de l'orbite 
solaire , multiplite par le cosinus de la distance de son nœud 
ascendant à l'équinoxe du printems, sera représentée par la 
fonction E. c. cos. (i£ + A), dans laquelle se change 
2. c. sin. (it + A), en augmentant dans cette dernière 
fonction, tous les angles #, de 90°. L'expression précédente 
de 00, dûe à un terme semblable que produit la variation 
du plan de l'orbite lunaire , donnera donc pour la variation 
de 0, qui résulte de l'action du Soleil combinée avec le dépla- 
cement de l'écliptique , 
00 — — ae ZE." cos.(it + A), 
La formule Z.c. sin.(it + A) représente encore la 
tangente de l'inclinaison moyenne de l'orbite lunaire sur le 
plan fixe, muliiplite par le sinus de la distance de son nœud 
ascendant à l'équinoxe, en y ajoutant le terme de la forme 
c. sin. (it + A), dû au mouvement propre des nœuds de 
l'orbite lunaire. (Voyez les Mémoires de l'Académie pour 
l'année 1786 , pag. 251). Nous ferons ici abstraction de ce 
Mém. 1789. | B 
