ſant, ſurpaſſe l’action de ce même aſtre ſur la Lune lorſqu’elle eſt pleine & gibbeuſe.
Dans les autres diſtances du Soleil à la terre, la plus grande variation eſt en raiſon compoſée de la raiſon doublée directe du temps de la révolution ſynodique de la Lune (pour le temps donné de l’année) & de la raiſon inverſe triplée de la diſtance du Soleil à la terre. Ainſi dans l’apogée du Soleil, la plus grande variation eſt de , & dans ſon périgée, elle eſt de , ſuppoſé que l’excentricité du Soleil ſoit au demi diamètre tranſverſal du grand orbe comme à .
Nous avons trouvé juſqu’à préſent la variation de la Lune en ſuppoſant que ſon orbe ne ſoit point excentrique, & que lorſqu’elle eſt dans ſes octans elle ſoit toujours à ſa médiocre diſtance de la terre. Mais comme la Lune par ſon excentricité eſt tantôt plus près & tantôt plus loin de la terre qu’elle ne l’eſt dans l’orbe qu’on vient d’éxaminer, ſa variation pourra être un peu plus grande, ou un peu moindre que la précédente : j’en laiſſe l’excès ou le défaut à déterminer aux aſtronomes par les Phénomènes.
PROPOSITION XXX. PROBLÈME XI.
Que S déſigne le Soleil, T la terre, P la Lune, NPn l’orbe Fig. 6. de la Lune, Npn la projection de cet orbe dans le plan de l’écliptique ; N & n les nœuds, nTNm la ligne de ces nœuds prolongée infiniment ; PI, PK des perpendiculaires abbaiſſées ſur les lignes ST, Qq, Pp une perpendiculaire abbaiſſée ſur le plan de l’écliptique ; A & B les ſyzygies de la Lune dans ce plan ; AZ une perpendiculaire à la ligne des nœuds Nn ; Q & q les quadratures de la Lune dans le plan de l’écliptique, & pK une perpendiculaire à la ligne Qq des quadratures.
La force du Soleil pour troubler les mouvemens de la Lune eſt compoſée de deux forces (par la Prop. 25.) l’une proportionnelle à la ligne LM de la figure de cette Propoſition, & l’autre à la
