ο οἳ Z est le second membre de la troisième des équations (A). 
46 A. IVANOF, SUR LE MOUVEMENT DES CORPS CÉLESTES DANS UN [N. $.1Y 
9 5) "ses 1 ah E? 
dT = an (u — esinu) d ( —) + er (2 — & — ecosu) sinude Bis 
[P ee 
Be ο tae: 9 E GAN 
NIS (1 — ecosu) ede. 3 
ER 
Maintenant il faut avoir les formules par lesquelles on puisse deter- 
miner la position de l’orbite troublée aprés l'intervalle quelconque du temps. B 
La position de l'orbite troublée se détermine entièrement par la valeur i de . 
l'angle entre les deux orbites et par l'angle ὁ, que la ligne d'intersection de 
deux orbites fait avec l'axe Oz; cet angle est compté sur l'orbite initiale. 
On sait, que l'orbite décrite par un corps sous l'influence de la force 
perturbatrice peut étre considérée comme ellipse dont les éléments varient | 
constamment. Ainsi, si dans un moment quelconque nous laissons de cóté COEM 
la force perturbatrice, le mouvement sera elliptique, mais l'orbite sera un UM 
peu différente de l’orbite initiale et nous aurons les intégrales suivantes 
Vp + 3p sini sind = dc” 
Vp + δρ sini 6056 = —5c 
+ òp cost = C+ ὃς, 
où δρ, dc, dc’, dc” sont les variations des constantes sous l'influence de la 
force perturbatrice pendant l'intervalle fini du temps. Les équations précé- Nu 
dentes donnent sur le champ 
, “ο 
igi sind = = ; Έως. 
5 Se’ 
tgi οοβό = — —, 
la valeur 3c étant négligée en dénominateur à cóté de c. | 
: ae que dc” et dc sont les intégrales des différentielles sui- | 
vantes 
de en | | 5 
dé =: wZdt; 
Avant d’aller plus loin nous prendrons 1) anomalie excentrique u comme 
variable indépendante. 
Nous avons 
n= r cos(v + à) = r cosv cosa —rsinv acy 
so y= = r sin(v + a = sy sinn C08G + r cosy sine, 
` φῦ v est Panomalie vraie. 
Ἐς Gemeng et astron. T. "a. 418. 
