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dont le rayon vecteur du soleil devance celuidu point , est ce que l’on nomme équation ducentre ; son maximum est la plus grande équa-tion du centre, qui, au commencement de175 o, était de 2°,140g. Le mouvement an-gulaire du point, autour de la terre, se concludde la durée de la révolution du soleil dans sonorbite ; en lui ajoutant l’équation du centre ,on a le mouvement angulaire du soleil. Larecherche de cette équation , est un problèmeintéressant d’analyse, qui ne peut être résoluque par approximation ; mais le peu d’excen-tricité de l’orbe solaire , conduit à des sériestrès-convergentes qu'il est facile de réduire en'tables.

La position du grand axe de l’ellipse solaire ,n’est pas constante. L-a distance angulaire dupérigée , à l’équinoxe du printems , comptéedans le sens du mouvement du soleil, était de3og°,5 'jgo , au commencement de 1750 ;mais il a, relativement aux étoiles, un mou-vement annuel d’environ 36 ",7 , dirigé dansle même sens que celui du soleil.

L’orbe solaire se rapproche insensiblementde l’équateur; on peut estimer à 154 ",3 , la

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