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SECONDE PARTIE. — SECTION VII.
Lorsque l’on connaît les valeurs de ces variables, on peut déterminer tout de suite les inclinaisons mutuelles des orbites par les formules de l’article 107 ; mais ces formules se simplifient dans le cas où les quantités 
sont très petites. Dans ce cas, on aura, en négligeant les troisièmes dimensions de ces quantités,
et de là, à cause de 
et ainsi des autres.
110. Il reste encore, pour compléter la théorie des variations séculaires, à considérer la variation du mouvement moyen que nous avons désigné par 
dans l’article 77, et qui, en négligeant le carré de l’excentricité 
qui est supposée fort petite vis-à-vis de l’unité, et accentuant les lettres pour les rapporter respectivement aux planètes 
devient
pour la planète 
on aura de même, pour la planète 
la variation 
en ajoutant un trait aux lettres qui n’en ont qu’un, et ainsi de suite.
On substituera donc dans cette formule, au lieu de la fonction 
la somme 
suivant l’article 100, et comme la fonction 
ne contient point les excentricités 
on aura simplement
![{\displaystyle d\lambda '=-2{\sqrt {\frac {a'}{\mathrm {g} '}}}\left[{\frac {\partial (\Omega ')_{1}}{\partial a'}}+{\frac {\partial (\Omega ')_{2}}{\partial a'}}\right]dt+{\frac {e'}{\sqrt {\mathrm {g} 'a'}}}{\frac {\partial (\Omega ')_{1}}{\partial e'}}dt\,;}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9f94337aed1cd9350641aa85175cd236b847238f)
et, pour avoir une formule uniforme pour toutes les planètes 
il n’y aura qu’à mettre, suivant les remarques des articles 101
