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et D qi écédente donne, si l’on remplace les one 
numériques “2 0.5, ete., par ls symboles a, b, c, etc. 
n 
1 — —— « cos 2 + b cos (2C — 2) + c cos (2O — 2%) + 
D) 
On en tire, en multipliant les deux membres par do et en 
ñno F 
remplaçant do par not : 
notlt = dy | 1 —a cos 2} —b cos (2C—2>) — c cos (20 — 20)... } 
Intégrons en admettant que o— 0 pour t— 0, ce qui suppose 
que & est l'heure sidérale du premier méridien; si l’on prend 
l'intégrale entre 0 et £, et qu'on se rappelle que m, et mm, sont 
les moyens mouvements de la Lune et du Soleil, on aura : 
« 
D—O— —— ] 9, 
Ap—=?— Not son. 
b 
= COS (2C+ Mit—$)sin(p — mit) 
— M 
(47) 
€ 
+ ——— 008 (200 + Mit —?) Sin (9 — ut) +. 
1 — m 
La période de cette variation donne lieu aux mêmes observa- 
tions que celle de la variation de la vitesse angulaire. Elle est 
presque exactement semi-diurne comme cette dernière. 
Tous les ler qui composent le second membre peuvent 
être considérés à fort peu près comme ayant sin © pour facteur, 
puisque tel serait, en effet, le cas, si l’on négligeait m, et m, 
vis-à-vis de n. 
Dans cette hypothèse, qui approche très fort de la réalité, 
la variation de © entre 0" et 6" sera : 
b 
GO a (2C + Gm!) ae 
in (2 Gr 
Es ee (200 + 6m) + 
ou en appelant Ç, et ©, les longitudes moyennes de la Lune 
et du Soleil à 5° sidérales pour le premier méridien : 
sin 2Q4 + — sin 2©4 + 
TNUURE Mo À — m2 
