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CHAPITRE XXV. 
est considérable, mais très peu d’entre elles atteignent ou dépassent 
une seconde. 
Nous nous bornerons nécessairement, dans ce qui suit, à un exposé 
des méthodes générales à suivre pour déterminer les différentes fonc 
tions R et leur ellet, et à quelques indications sur le calcul approché 
des inégalités les plus importantes. 
150 . Nous allons examiner successivement les effets des diverses 
actions secondaires énumérées au n° 120, et étudier tout d'abord 
1 action des planètes. Celle-ci s’exerce de deux façons : en premier 
lieu, la fonction de forces qui définit le mouvement de la Lune, et 
que nous avons déterminée au n° o, contient une partie proportion 
nelle à la masse de chaque planète (ou système planétaire), et de 
cette partie résulte ce qu’on appelle 1 action directe de cette planète; 
en second lieu, nous devons tenir compte des perturbations qu’il 
faut ajouter au mouvement purement képlérien attribué au Soleil S 
pour représenter son mouvement réel, et puisque ces perturbations 
sont dues aux planètes, on obtient ainsi ce qu’on appelle Y action 
indirecte , et comme réfléchie par la Terre, des planètes. 
A ces actions nous joindrons encore celle produite par le rétablis 
sement de la véritable valeur de la constante /\r. Cette dernière 
action est facile à définir. Comme on a très sensiblement 
M 0+ M ), 
il faut, dans la fonction U du n° 120 . remplacer yM' non plus par n'-a ' 3 , 
mais par n'-a' 3 (i -f- u), en faisant 
.Mo+ M 
M' 
I 
33 oooo 
en chiffres ronds. 
Ceci revient donc à introduire la fonction perturbatrice 
= a/i ! a ! T — 
Li 
(xy 
3 , 
- x- 
8 
Sans en chercher l’effet pour l’instant, envisageons l’action indi 
recte des planètes. Elle résulte, si l’on veut, de la variation séculaire 
t' 0 t de l’excentricité de l’orbite solaire, de la variation séculaire 
o' 0 t du périgée solaire, des perturbations périodiques oe' et ùr 1 de la 
longitude C et du rayon vecteur r\ enfin de la latitude s ' du Soleil au-