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et que son ascension droite apparente en est augmentée de la quantité

${\frac {\delta s''.\sin({\rm {obliquit{\acute {e}}\ de\ l'{\acute {e}}cliptique).\cos({\rm {ascension\ droite\ duSoleil)}}}}}{\cos({\rm {d{\acute {e}}clinaison\ du\ Soleil)}}}}\,;$

il faut donc diminuer de ces quantités les déclinaisons et les ascensions droites observées du Soleil, pour avoir celles qu’on observerait si la Terre ne quittait point le plan de l’écliptique.

Des variations séculaires de l’orbe terrestre, de l’équateur
et de la longueur de l’année.

31. Nous avons donné, dans le n^o  26, les variations séculaires des éléments de l’orbe terrestre ; mais l’influence de ces variations sur les phénomènes les plus importants de l’Astronomie nous engage à les déterminer avec plus de précision, en ayant égard au carré du temps. $t$ exprimant un nombre quelconque d’années juliennes écoulées depuis 1750, on a trouvé, par la méthode du n^o  58 du Livre II, et en adoptant les valeurs des masses des planètes données dans le n^o  21, le coefficient de l’équation du centre de l’orbite terrestre égal à

$2{\rm {E}}-t.0''{,}579130-t^{2}.0''{,}0000207446,$

$2{\rm {E}}$ étant ce coefficient au commencement de 1750, où $t$ est nul. On a trouvé pareillement la longitude sidérale du périhélie de l’orbe terrestre égale à

$\varpi ''+t.36''{,}881443+t^{2}.0''{,}0002454382.$

Enfin, les valeurs de $p''$ et de $q'',$ pour un temps quelconque $t$, ont été trouvées respectivement égales à

${\begin{aligned}&t.0''{,}236793+t^{2}.0''{,}0000665275,\\-&t.1''{,}546156+t^{2}.0''{,}0000208253.\end{aligned}}$

Nous avons présenté dans les n^os 6 et 7 du livre V les formules de la précession des équinoxes et de l’inclinaison de l’équateur soit à une écliptique fixe, soit à l’écliptique vraie ; mais ces formules supposent