430 SDR LE SY8TEME DES FORCES 



Quanl à réquation de contiiuiilé, par la substitution de ç, y,, x en fonction 

 de r, <p, I, elle prend la forme 



d^' rf(Aoa) d[^ol>) '/(A„r) 1 2A„« Aof) cos ^ 



^ dl dr rd<p dl r sin j, r r sin f 



Les termes ^^ et -^^^^ proviennent des variations de volume de la 

 molécule qui accompagnent, respectivement, soit la variation de r, soit 

 celle de ^. 



23i. Il reste à introduire dans ces équations les fonctions N, M, T de 

 la distance zénithale z du soleil; et comme les périodes de N, M, T dépendent 

 de celles de 2, il faut commencer par étudier cette dernière fonction elle- 

 même. 



Soient 0^, Oy, Oz trois axes rectangulaires menés par le centre de la 

 terre et indépendants de sa rotation, Oz coïncidant avec Taxe polaire et 

 dirigé vers le nord, Ox, Oy dans l'équateur. ù> étant la vitesse angulaire de 

 la terre et 4 l'angle de yjOx et de xOz dans le sens du mouvement, on 

 aura 



(232) -. /o = «'. 



en supposant /« == pour / = 0. 



Pour /o =f , yiOx et xOz coïncident. 



Faisons passer Oy par l'équinoxe; l'écliptique contiendra Oy et fera avec 

 yOx un angle e égal à son obliquité sur l'équateur. y étant le mouvement 

 angulaire du périgée de l'orbite solaire par rapport à l'équinoxe, ^^ la lon- 

 gitude du périgée à Pépoque l =0, n le moyen mouvement anomalislique, 

 e l'excentricité de l'orbite, la longitude X du soleil sera, en ne prenant que 

 la première puissance de e (et en faisant égal à l'unité le rapport du mou- 

 vement sidéral au mouvement anomalistique, rapport qui multiplie e), 



(233) X =ua-i- (y -^ n)t + iesin ni. 



