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 et nous aurons, comme précédemment, 



ox, = const. 



'3 



A la solution du problème serviront maintenant, au lieu des 

 équations (51), les équations suivantes 



dto { - 1 .'(відф dU { <Ш, \ 



Ht -* 1ш ^ ы > = Ä \ sinTe W ~ cos 9 лГ i ' (57) 



dtû„ _— 1 ( cos © dU. . dU 



-т. ho). — ko. = -7- Т-7Г- -j] 1- sin с -Ч7Г 



dt l l A t (sin9 с?ф T dO 



On peut considérer et on considère les seconds membres des 

 deux dernières équations comme des fonctions connues de t. On 

 y prend l'angle ф égal ä zéro; on y remplace l'angle Ѳ par l'in- 

 clinaison moyenne de l'équateur sur l'écliptique, que nous nom- 

 mons par Ѳ,; on y pose, on outre, 



ф = ф -+. to 3 £. 



En nous servant du développement bien connu de la fonction П, 

 en série, ne prenons en considération que ses termes les plus in- 

 fluents. 



Soient: 



M la masse de la lune, celle du soleil étant prise pour l'unité; 

 r t et r 2 les distances moyennes de la terre au soleil et de la 



lune à la terre; 

 J l'inclinaison moyenne de l'orbite lunaire sur le plan œOy; 

 et С les longitudes moyennes du soleil et de la lune; 

 n et ri les moyens mouvements de ces astres; 

 cQ la longitude du noeud ascendant de l'orbite lunaire; 

 v' la vitesse de rétrogradation des noeuds lunaires. 

 Nous aurons 



= Ѳо -+- nt, с = Со -*- (ri—\>% я=я в — v'fc 



