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constante et égale à 7, De plus > Son axe instantané de 
rotation ne s’écarte jamais du premier axe principal , que 
d’une quantité insensible. Soit donc # la vitesse du 
troisième Soleil que, nous imaginons mu dans le plan 
de l'équateur, et v sa distance à l’équinoxé du prin- 
temps rapporté à l’écliptique fixe: z, —.k sera la vis 
tesse du second axe principal relativement à ce Soleil, 
et l’on aura , vi 
dodo (z—k)'ar. 
Mais on a, par l’article IT, 
de—=ndi+ dy, cos. 06; 
on aura donc 
du—=kdi+ d'y, cos. 4. 
Soit v’ la distance du troisième Soleil à l’équinoxe 
réel, c’est-à-dire à l’intersection de Péquateur avec 
Vécliptique vraie ; il est aisé de voir, par ce qui précède, 
Z. c. sin. (fÉ+C) 
que v — v' est égal à , ce qui donne 
SZ71, 
A 7 ZE. c. f. cos. (ft+6) 
s27: 10 
Partant 4 des Sa 
du =Rkdi+ dy, cos. 0 — dr. Enr f on CHÉSESS 
S37, 8 
Soit & : le mouvement sidéral du second Soleil sur 
