pe Tetons 
DU SYSTEME SOLAIRE. 15 
Pour obtenir le potentiel des deux masses, il faut multiplier cette expres- 
Sion par dm', et intégrer dans toute l'étendue de la masse M’; on aura 
y ï dm’ 4 A+B+C—51 im! 
= se ge — dw. 
ae A + 5. X dm 
Si l’on convient de placer le point O’ au centre de gravité de M’, et si Pon 
appelle A’, B', C’ les moments principaux d'inertie de M’, relatifs à ce point; 
V’ son moment par rapport à la droite O0" ; et R la distance OO’; la quan- 
tité MT donnera, comme dans le numéro précédent, l'expression 
xi E ATER + Cl = 
ZAR are à 
, . ‘a A ON . 
l'erreur relative étant du même ordre que la quatrième puissance de la 
Parallaxe de M pour M'. 
Il reste à évaluer le terme 
4 A+B+C—5l,, 
= —— —din'. 
2 Pa 
Celui-ci n’étant qu'une fraction du terme principal aD à peu près égale 
au carré de la parallaxe de M' pour M, il suffira, pour conserver le même 
degré d’approximation, de le calculer avec une erreur relative de même 
Ordre que le carré de la parallaxe de M pour M’, en admettant que ces 
deux parallaxes soient comparables; nous y conserverons cependant, par 
Un motif qui sera indiqué plus loin (n° 4), le carré de cette dernière 
Parallaxe. 
Considérons le système d’axes coordonnés rectangulaires O'#', O',', O'£', 
formé par les axes principaux d'inertie de M’ relatifs à son centre de gravité ; 
et, pour définir son orientation par rapport au premier, appelons 
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CANNES 
