conséquemment que la distance de la Lune à la Terre change perpétuellement, car il serait absurde d’admettre que le diamètre réel de cet astre varie pendant toute l’étendue d’une lunaison et présente dans les lunaisons suivantes des changements analogues ; on voit d’ailleurs avec évidence que ces distances doivent être en raison inverse des diamètres angulaires : c’est dire que le diamètre le plus grand doit correspondre à la moindre distance et le plus petit à la distance maximum. Des mesures distribuées sur tous les points de l’orbite feront connaître les rapports des distances de la Lune à la Terre dans toutes les parties d’une lunaison. Maintenant, si l’on trace sur un plan des lignes droites faisant des angles égaux à ceux que forment entre eux les rayons vecteurs de la Lune dans tous les jours dont se compose une lunaison, si ensuite on porte sur ces rayons des longueurs inversement proportionnelles aux diamètres correspondants de cet astre, on aura une représentation exacte de la courbe que la Lune parcourt. C’est ainsi qu’on a trouvé que cette courbe est une ellipse, au foyer de laquelle la Terre est située. L’extrémité du grand axe de cette ellipse, la plus voisine de la Terre, s’appelle le périgée, l’extrémité diamétralement opposée porte le nom d’apogée. L’apogée et le périgée, considérés tous les deux à la fois, s’appellent les apsides.
La distance du foyer de l’ellipse où la Terre est située, au centre de la courbe décrite par la Lune, distance qu’on appelle l’excentricité, étant exprimée en parties du demi grand axe, est égale à 0,0548442.
La ligne des apsides n’est pas fixe dans le ciel ; elle
