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NACHLASS. 
X — r ' cos PL\ X = r cos (v — w) 
Y' = r' cos FIL', Y — r sin (v — w) 
X' = r' cos ML\ 
on aura 
P = V((X'-X) 2 -f-{Y’-Yf+Z'Z') 
R 
X'-X 
X’ 
p- 
P 3 
y* F 3 
s 
Y'— Y 
Y’ 
H- 
P 3 
y* 
w _ 
Z’ Z' 
[J. p 3 r' 3 
La manière la plus commode de calculer ces coordonnées étant suffisam 
ment connue, il serait superflu de nous y arrêter. 
Puisque dans toutes les recherches précédentes, les différens arcs sont 
toujours censés être exprimés en parties du rayon, il est clair que dans toutes 
les formules homogènes, c. à d. où les arcs ont même dimension des deux 
côtés, on peut aussi supposer les arcs exprimés en secondes, mais que dans 
celles, qui ne le sont pas, il faut ajouter le facteur 206265 du côté où les 
arcs ont une dimension de moins. Ainsi les équations 61, 62, 66, 68, 70, 
74, 75, 76 resteront les mêmes, mais dans les équations 63, 64, 65, 72, 73 
il faudra diviser la seconde partie par 206265, si tous les arcs sont censés 
exprimés en secondes. Au contraire, si l’on voulait en excepter l’arc n, et 
qu’on continuait de l’exprimer en parties du rayon, on devrait multiplier la 
seconde partie des équations 61, 62, 66 etc. par 206265 tandisque les autres 
équations 63, 64, 65 etc. resteraient sans changement. 
Section troisième. 
Méthode de calculer les variations finies des élémens pendant un tems limité. 
17. 
La petitesse des masses perturbatrices comparées à la masse du soleil est 
une circonstance extrêmement favorable dans la théorie des perturbations 
planétaires. En toute rigueur, il faudrait, dans les calculs des variations