

AUTOUR DE SON CENTRE DE GRAVITE. s5 I 



et ensuite de la seconde 



i|i '=<|j — à sin. (<\i +1) cot. 6 4- 7 X a sin. (i|< + Z) cot. J 9. 



On a dû conserver le carré de l dans ces valeurs de 8 ' et 

 <|/, puisque nous poussons l'approximation jusqu'aux termes 

 dépendants du carré du temps. Par la même raison , les va- 

 leurs de \s'm.l et Icos.l relatives à l'écliptique moyenne 

 que nous y substituerons , seront de la forme : 



Xsin. l=gt + kt', xcos. l—g't + k' t* ; 



g et g' étant les mêmes que précédemment, et k et h' d'au- 

 tres coefficients constants. Au moyen des équations (18) , on 

 aura de cette manière 



%'=h+g't— (ig-Ç— ig'çot.k—k')t' r . | 



■|>'=ft— gcot.h) — ( 3 , e '2 f , + S^-r~gg' cot.' h + kcot.h)r. (2C 



~ v ° \2{i+io) sin. 2 h °° J ) 



(24) Ces valeurs de 6' et ty' se rapportent aux positions 

 moyennes de l'équateur et de l'écliptique; pour avoir les 

 valeurs de ces angles qui répondent à la position vraie de 

 l'équateur, il y faudra ajouter celles de et ¥ qui sont don- 

 nées par les équations (19); et pour qu'elles répondent aussi 

 à la position vraie de l'écliptique, on y ajoutera encore d'au- 

 tres termes provenant des inégalités périodiques du soleil 

 en latitude. Mais dans la pratique de l'astronomie, on réduit 

 les positions observées de cet astre à l'écliptique moyenne; 

 ce qui dispense de faire subir cette seconde correction aux 

 valeurs de Q' et <]»'. Toutefois, il ne sera pas inutile de former 

 les expressions complètes de ces angles , tels qu'ils résulte- 

 raient de l'observation immédiate. 



3a. 



