celle de l’équation du centre du Soleil, avec un signe contraire. Cette inégalité, qui dans son maximum est de 0°,2074, se confond, dans les éclipses, avec l’équation du centre du Soleil, et dans le calcul de l’instant de ces phénomènes, il est indifférent de considérer séparément ces deux équations, ou de supprimer l’équation annuelle de la théorie lunaire, pour en accroître l’équation du centre du Soleil. Par cette raison, les anciens astronomes donnèrent à l’orbe solaire une trop grande excentricité, comme ils en assignèrent une trop petite à l’orbe lunaire, à raison de l’évection.
Cet orbe est incliné de 5°,7185 à l’écliptique ; ses points d’intersection avec elle, que l’on nomme nœuds, ne sont pas fixes dans le ciel ; ils ont un mouvement rétrograde ou contraire à celui de la Lune, mouvement qu’il est facile de reconnaître par la suite des étoiles que la Lune rencontre en traversant l’écliptique. On appelle nœud ascendant celui dans lequel la Lune s’élève au-dessus de l’écliptique, vers le pôle boréal, et nœud descendant celui dans lequel elle s’abaisse au-dessous, vers le pôle austral. La durée d’une révolution sidérale des nœuds était, au commencement du siècle, de 6793j,39108, et la distance moyenne du nœud ascendant à l’équinoxe du printemps était de 15°,46117 ; mais le mouvement des nœuds se ralentit de siècle en siècle. Il est assujetti à plusieurs inégalités, dont la plus grande est proportionnelle au sinus du double de la distance de la Lune au Soleil, et s’élève à 1°,8102 dans son maximum. L’inclinaison de l’orbe est pareillement variable ; sa plus grande inégalité, qui s’élève à 0°,1627 dans son maximum, est proportionnelle au cosinus du même angle dont dépend l’inégalité du mouvement des nœuds ; mais l’inclinaison moyenne paraît constante dans les différents siècles, malgré les variations séculaires du plan de l’écliptique.
L’orbe lunaire et généralement les orbes du Soleil et de tous les corps célestes n’ont pas plus de réalité que les paraboles décrites par les projectiles à la surface de la Terre. Pour représenter le mouvement d’un corps dans l’espace, on imagine une ligne menée par toutes les positions successives de son centre ; cette ligne est son orbite, dont le
