par la méthode de Lagrange. 

Ces éliminations laissent les équations 









2R oy dG 0% dB À 5R 57? 
3e. oc. dt 06, dt | 2 5x oc. 
oR 0% dA LAC Eee SRE 
Mn cn dos ® 
oR 9x dB 0y dA 1 5R 372 
D QUO dc, dit dog 3c. 
où 
LE y EE. 
2. Les constantes elliptiques du mouvement non troublé 
seront notées de la manière suivante : 8, longitude du nœud 
ascendant ; w, obliquité du plan de l'orbite sur le plan de l'éclip- 
tique; w, angle de position du périhélie dans le plan de l'orbite 
à partir du nœud ascendant; a, demi-grand axe de l'orbite 
elliptique; e, excentricité de cette orbite; +: (ci-dessus c;), 
instant du passage de la planète au périhélie. Les axes coor- 
donnés sont écliptiques héliocentriques, et À, B, C, s’écrivent 
_ au moyen de 6, », a, e. 
Le rayon vecteur r est indépendant des paramètres 6, ©, w, 
de sorte que pour c, —0, ou vw, ou vw, ST — 0, et les équa- 
tions (2) se réduisent à 
0R  oy dC 04 dB 


oR _ 02 dA ox dC (3) 
SCO Cdt oc, dt 
3 oR ox dB 0y dA 
deu 20 dl 








ou 
R B 
æ d =-:(2 00 __ 27 2B\deg 
2 Ca g \oC, Op 004, 9Cg/ dt 
R A »'AACG NA 
©) -x(E a Je c,—=0,p,w. (31) 
Ca 5 \OCa C8  9C OCe/ «lt 
R B 2A\d 
3° = PA eu Er 
Ca p Ou o C8 OCa OC8 dt 
EST 
