des variations de ces éléments, ni par conséquent d’en fixer les valeurs moyennes, les maxima et minima, les périodes, etc., comme on l’a fait pour Saturne et Jupiter. Ces formules étant semblables à celles des excentricités et des aphélies sont sujettes à cet égard aux mêmes difficultés ; mais de même qu’on a trouvé des limites pour les excentricités, on en peut trouver aussi pour les inclinaisons, en prenant simplement la somme de tous les coefficients des sinus ou cosinus sans égard aux signes.
De cette manière on trouvera pour les limites des tangentes des inclinaisons de Mars, de la Terre, de Vénus et de Mercure, les nombres suivants
auxquels répondent les angles
Ainsi l’on est assuré que les orbites de ces Planètes, quelque variation qu’elles puissent éprouver dans leur position, ne peuvent s’écarter du plan de l’écliptique de 1700 que par des angles d’inclinaison moindres que ceux que nous venons de trouver ; et comme le plus grand de ces angles est au-dessous de degrés, largeur ordinaire du zodiaque, il s’ensuit que les Planètes dont il s’agit doivent demeurer éternellement renfermées dans cette enceinte, et que par conséquent la constitution du système solaire est à cet égard aussi inaltérable qu’à celui de la forme des orbites.
On voit aussi par là que l’obliquité de l’écliptique ne pourra jamais différer, de celle qui avait lieu en 1700, que d’un angle moindre que car en considérant le triangle sphérique formé par l’équateur., par l’écliptique fixe de 1700 et par l’écliptique mobile d’une autre époque quelconque, il est aisé de démontrer par les formules connues que l’angle de cette écliptique mobile avec l’équateur, ou son obliquité, aura pour maximum et minimum la somme et la différence de l’angle de l’écliptique fixe avec l’équateur ou de l’obliquité de 1700, et de l’angle de l’écliptique mobile avec la même écliptique fixe, angle que nous avons vu
