trouvera soumise à trois forces, l’une suivant 
et égale à
![{\displaystyle {\frac {\mathrm {M} (1+a)}{[(1+a)^{2}+b^{2}+c^{2}]^{\frac {3}{2}}}}-1-a,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/3718a1aaa759afae2e2b8f6b491dc3d3ab2a1a83)
l’autre suivant 
et égale à
![{\displaystyle {\frac {\mathrm {M} b}{[(1+a)^{2}+b^{2}+c^{2}]^{\frac {3}{2}}}}-b,}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0fba035c3446c1b64837cc305998a7a204a873c1)
la troisième suivant 
et égale à
![{\displaystyle {\frac {\mathrm {M} c}{[(1+a)^{2}+b^{2}+c^{2}]^{\frac {3}{2}}}}.}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/ba4a5d6881424c07df34dbd9ceb20261612fb47c)
Or il faut que ces forces se contre-balancént, et soient par conséquent nulles dans le centre de la Lune, où 
donc on aura 
savoir 
en sorte que la masse de la Terre devra être prise pour l’unité par rapport à la masse 
de la Lune. Faisant donc 
et regardant 
comme des quantités très-petites, les trois forces précédentes deviendront 
suivant 
suivant 
et suivant .
67. Joignant ces forces à celles que nous avons trouvées plus haut, on aura, pour chaque particule de la Lune dont sont les coordonnées, trois forces dirigées suivant et exprimées par ces formules
lesquelles ont, comme on voit, la forme requise pour l’équilibre d’un sphéroïde elliptique. Il ne s’agira donc que de faire en sorte que ces forces soient proportionnelles à 
(64), ou bien, à cause de
proportionnelles à
