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etre dt-cluite du pvincipe de la gravilation univcrselle , il n'a pas scnti , 

 ni soupconne, que sa ineiiic rormulc (L") I'lail <apal)lc do la liii doiuu'r 

 d'luu; inanicri! fori salisliiisaiilc. Car, ricn n'cinpeclie dc ra])pli(pier a 

 loutc masse T circulaiUi' auloiir d'une autre luasse S beaiuoiip plus 

 f^rantle, et Iroublee ]iar une (roisieiiie masse T', qui serait cllc-memc 

 troiiblce dans son iiiouvcnienf cllipliqite au/onr ilu corps S jtar d'aulres 

 masses T", T'", etc. : c'est dans celle tieiniere consideration (|iic con- 

 siste ['essence de la rause de I'equation seculaire de la Lune, qui ecliap- 

 pait ici a Lagrange , comme clle lui avail echappe dans ses autres recher- 

 ches, loujours bornucs a Taction direclc et reciproque </e trois corps 

 seulemcnt. En ellel, en supposanl que ics letlres S, T, Z'' reprtscntent, 

 respectivement, les masses de la Terre, de la Lune elduSokil; et ks 

 lettres a, a' les distances moyennes de la Lune et du Soleil au centre 

 lie la Terre, Ton aura 



(?)(J)"=(^)^ 



le rapport — etanl celui dcs moycns nlou^en)ents de la Tcitc autour 



du Soleil, et de la Lune auloiir de la Terre. D'apres cela , la for- 

 innle (L"j donne 



(L'") i = —\m\n\c'\lt , 



n' 

 en faisant — =nt = o, o-^/^Soi . La grandeur du coeflicienl 



»= 17325593", 54 



(en prenant pour unite de temps I'annee Julienne) rend cette valeur 

 de £ fort sensible, apres quelqucs siecles, quoique Ion ait en develop- 

 pant la valeur seculaii-e de e'', produite sur I'excentricite e' de I'orbite 

 clliptique de la Terre par raction des autres planetes, 



I e"dl=. — I 1.0,000072963 . 



La formule (L'") est prcciscmcnt cclle qui a ete annoncee par 

 Laplace dans une Note publico a la tete du Volume de TAcademie des 

 Sciences dc Paris pour I'anncc 1785, et presentee le 19 novembre de 

 I'anhee 1787 a la meme Academic pour etre publice en 1788 dans Ic 



