DE LA PERTURBATION DES COMETES. 89 
F=e(cofie cof a+ eee “);g=e (fn à Cof. a — Lee 5 
par-R, & par les valeurs de B&c,onauraef—bg—etang.N cof.a, 
bf+cg=— ERARER Vas APcicfe be) = e(cof.acof » + fin: Lo + fin: o fin. ARRET 
7 cof. + 7 cf.ÿi 
g—b(cf—be)= e (fn. che ep . fin. « cof. À) «Ge bgÿ 
+ f° + g° — EL de forte qu'à caufe de p = e r cof: @? 
Lg ce , les formules (G) du $. r$ deviendront : 
a = r (cofe cof: ( (® — ax) — in. © fin. ( (®— ) cafe +) 
y r (fin. © cof. (p — à) + cof. © Jin. (e — «) ) cof. +) 
Z = 1 fin. À fin. (o — à). 
dans fefquelles 9 — x eft ce qu'on nomme l'argument de 
hütude. 
(20). Si on fait 
& qu'on fe fouvienne que Ce A —=e(s. 17.),il:eft clair 
que l'équation (F) du $. 14 prendra cette forme très-fimple ; 
u — e fin. u — 0 , dans laquelle z fera évidemment ce que f on 
nomme , d’après Kepler, lanomalie excentrique, mais comptée 
du périhélie , & où 6.fera par conféquent lanomalie moyenne, 
Donc comme à = i lorfque : =0, on voit que la conftante 
i n'eft autre chofe que l’époque de l’anomalie moyenne. 
"En appliquant les formules au mouvement de < Terre au- 
tour du Soleil, & prenant la diftance moyenne — — pour l'u- 
14 
aité ; on aura ( en népgli cantm = vis - à - vis de 
(en néplig ES 
Tome X. M 
