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dari? le premier cas , comme on le voit par ma Table 23 : 

 ainfi pour ce cas ou pour cette difpofition de l'orbite de 

 la Lune par raport au Soleil, cette orbite doit être diffé- 

 rente de celle du premier cas , & elle doit changer peu à 

 peu à proportion que fon Apogée ou fon Périgée fe rap- 

 proche de la conjonûion au Soleil. 



Dans ce cas du plus grand éloignement de la Lune à la 

 Terre dans fon Périgée , tout l'axe entier ^B de fon orbite 

 Elliptique fera donc de 12 125 centièmes du demi- diamè- 

 tre de la Terre 5 mais T B fera de ^769 & l'excentricité 



cr de 2937. 



Si l'on pofe maintenant pour ce cas l'angle ^FL de 

 45°, & par conféquent TFM fera de 135°, onaura dans 

 le triangle JiW r les deux côtés, MF de 1 211^ ÔcfTde 

 587 avec l'angle compris TFM de 155°, on trouvera par 

 la réfolution de ce triangle l'angle F MT ou fon égal 

 MFL de 1° Si 4:3" > & l'angle iWTf de 43° ô'i?". Mais 

 l'angle FLT de 3° 47' 26" qui eft double de FMT , fera 

 l'équation du centre pour le moyen ^FL de 45°, & l'an- 

 gle du vrai fera ^TL de 41° 12' 34". Cette équation du 

 centre eft plus grande que celle de Kepler de plus de 

 23', ce qui ne peut pas fervir. 



Aufll fi l'on cherche l'angle TGF dans la moyenne di- 

 ftance la Lune étant en G dans ce cas ; on aura dans le 

 triangle reftangle CTG le côté TG de 60^2 7 & le côté 

 CT qui eft l'excentricité, de 2^3 -j- , d'où l'on trouvera 

 l'angle TGC de z° ^6' 30" Se fon double TGF feroit l'é- 

 quation du centre dans ce point. Mais cette équation e(l 

 trop grande & elle ne peut être tout au plus que de 4.» 

 59' o" comme on l'a pofée cy devant , mais Kepler la 

 fait de 5°; il faudroit donc chercher aufll dans ce cas 

 un point S autour duquel fe feroit le moyen mouvement» 

 comme nous avons fait pour l'autre cas que nous avons 

 examiné d'abord. 



Pour trouver ce point S nous aurons dan« le triangle 

 TGS , l'angle TGy de4° $90". Nous aurons auflll'angle 

 GTS de 37° 13.' so'qui eft le complemem de l'angle TGC 



