PLANÉTAIRES. 43 
les trois équations précédentes, que nous désignerons 
par (A), du mouvement de » autour du soleil deviennent 
PER NCR ne 
d : 
(B) o= + + 
dz 4 : 
de 
Les trois quantités /, f’ et f” sont les forces perturba- 
trices du mouvement de la planète m autour du soleil, et 
ces quantités sont très petites par rapport à la force avec 
laquelle le soleil agit sur la même planète, force dont les 
_ HT Mt 
RTS 
trois composantes sont —— , et cela vient de la 
petitesse des masses #’, m"....m, par rapport à la masse 
du soleil. 
Si on suppose f, f’ et f” égaux à zéro, les équations 
restantes, Savoir : 
dx ua 
VE Je 
dy Hÿ 
(7) VA dé A T° 
d'z 04 
Se de br 
sont les équations différentielles du mouvement non per- 
turbé de » autour du soleil, et ces équations sont, comme 
on le sait, faciles à intégrer. Leurs intégrales sont, en rap- 
pelant que nous faisons pour simplifier r = Yax*+y*+7°, 
