STÖRUNGEN DER PALLAS. EXPOSITION D’UNE NOUVELLE METHODE ETC. 
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ou un minimum, on doit avoir — — ~r-\-~r= 0. Cela donne pour r deux 
valeurs, savoir r = a -f- [aa — ap) et r = a — \J[aa — ap), d’où il est évident, 
que 2 a est le grand axe, et ~ a a ap ? laquelle quantité nous ferons = e, 
l’excentricité. On a donc 
p = a{l — ee) 
^2 arrdr* 
m{aaee — {a — r) 2 ) 
Pour intégrer cette équation, nous ferons 
donc supposant, ce qui est permis, que E aille toujours en croissant, il sera 
d t = y/~.rd£ = y/-£-(l-ecosE)àE. 
Ainsi en faisant 
18) 
E — e sin E — nt = e, 
19) 
l’équation ndt = (1 — e cos E) dE montre que £ sera une constante. On voit 
que E représente ce que les astronomes nomment l’anomalie excentrique, nt-\-z 
l’anomalie moyenne, n le mouvement moyen dans l’unité du tems, £ l’époque 
de l’anomalie moyenne pour le tems zéro. De plus il est clair que dans le 
tems d’une révolution E doit croître de 360° ou de 2tc, 2 tu étant la péri 
phérie du cercle dont le rayon est 1 : ainsi nommant T ce tems, on aura 
ce qui revient au théorème de Kepler. 
Par là on a encore la mesure des masses, lorsqu’on a choisi 1 unité du 
tems et de l’espace, savoir 
4Tn:a s 
Ainsi choisissant pour l’une le jour solaire moyen et pour 1 autre la 
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