ce qui donne la masse de Vénus égale à
de celle du Soleil. On en conclut :
Augmentation totale de l’équation du centre du Soleil
![{\displaystyle \ldots \ldots \quad \ \ \ 0{,}12589i}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/9cddc96119e6a2933ee114d0b1bc6d6363298052)
Mouvement de son apogée
![{\displaystyle \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \quad 15{,}167i}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f72c1e9c8d5afc966b43d72579165bf4adab0d5d)
Diminution de l’inclinaison de l’orbite du Soleil sur le plan fixe
![{\displaystyle \quad \,\ 0{,}51120i}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0abffbd07aa0266374c4da4589349e358f8d2186)
Mouvement direct du nœud
![{\displaystyle \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \ldots \quad \ \ 2{,}8838i}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/943798a952395105709037e71edeb6cc94ab503e)
On voit, par ces formules, que l’équation du centre du Soleil n’est pas constante, et qu’elle va en augmentant de
secondes environ par siècle.
LXII.
Méthode pour déterminer la variation de l’obliquité de l’écliptique.
Que
(fig. 4) représente la position de l’écliptique pour une époque donnée ;
celle du plan fixe auquel je rapporte le mouve
Fig. 4.
ment de l’orbite de la Terre, et
celle de l’équateur. Je suppose maintenant que, en vertu de la précession des équinoxes, l’équateur parvienne à un instant donné dans la situation
et que, par le mouvement des nœuds, l’écliptique parvienne dans la situation
. Cela posé, je conçois que l’écliptique
prend la situation infiniment proche
et je fais
et l’angle
étant très petit. Soit de plus l’angle
ou l’angle formé par l’écliptique et l’équateur, égal à
on aura par les analogies différentielles de la Trigonométrie sphérique :