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EXPOSITION DU SYSTEME DU MONDE.

l’ellipse, le rayon vecteur du point devance à son tour celui dusoleil, et forme avec lui des angles qui sont exactement les mêmesque dans la première moitié, à la même distance angulaire dupérigée, où il revient coïncider avec le rayon vecteur du soleilet le grand axe de l’ellipse. L’angle dont le rayon vecteur dusoleil devance celui du point est ce que l’on nomme équation ducentre. Son maximum était de 2°, 13807 au commencement dusiècle actuel, c’est-à-dire au minuit commençant le i er jan-vier 1801 : il diminue de 53" environ par siècle. Le mouvementangulaire du point autour de la terre se conclut de la durée dela révolution du soleil dans son orbite. En ajoutant à ce mou-vement l’équation du centre, on a le mouvement angulaire dusoleil. La recherche de cette équation est un problème intéressantd’analyse, qui ne peut être résolu que par approximation ; maisle peu d’excentricité de l’orbe solaire conduit à des séries très-convergentes, qu’il est facile de réduire en tables.

Le grand axe de l’ellipse solaire n’est pas fixe dans le ciel; il a,relativement aux étoiles, un mouvement annuel d’environ 36", etdirigé dans le même sens que celui du soleil.

L’orbe solaire se rapproche insensiblement de l’équateur : onpeut évaluer à 14 8" la diminution séculaire de son obliquité surle plan de ce grand cercle.

Le mouvement elliptique du soleil ne représente pas encoreexactement les observations modernes : leur grande précision afait apercevoir de petites inégalités dont il eût été presque impos-sible, par les seules observations, de reconnaître les lois. Cesinégalités sont ainsi du ressort de cette branche de l’astronomiequi redescend des causes aux phénomènes, et qui sera l’objet duquatrième livre.

La distance du soleil à la terre a intéressé, dans tous les temps,les observateurs : ils ont essayé de la déterminer par tous lesmoyens que l’astronomie a successivement indiqués. Le plus