intervalle de temps qu’une diminution de à ce qui ne donnerait qu’environ pour la diminution séculaire.
On voit par là que la diminution séculaire est toujours moindre à mesure qu’on la déduit d’observations moins distantes entre elles ; et, si l’on pouvait compter entièrement sur l’exactitude de ces résultats, il s’ensuivrait-que la diminution est variable, et l’on pourrait même en déterminer la loi jusqu’à un certain point ; mais, d’un côté, les observations anciennes, surtout celles qui ont été conservées par Ptolémée, sont reconnues pour trop peu exactes ; de l’autre, l’intervalle de temps écoulé entre les observations modernes est trop peu considérable, et l’erreur inévitable des observations influe trop pour qu’on puisse rien conclure de certain ni des unes ni des autres sur la vraie quantité de la diminution séculaire, et moins encore sur la variation de cette diminution ainsi la théorie paraît le seul moyen sûr que l’on ait jusqu’à présent de fixer cet élément important.
M. Euler est le premier qui ait démontré la diminution de l’obliquité de l’écliptique, en faisant voir que la rétrogradation des nœuds de l’orbite de la Terre sur l’orbite de chacune des planètes principales, causée par l’action de ces planètes, doit nécessairement diminuer l’angle de l’écliptique et de l’équateur, du moins dans la disposition actuelle de ces orbites, disposition qui doit aussi changer à la longue par l’action mutuelle de toutes les planètes.
M. Euler trouve les quantités suivantes
