CONCLUSION

En achevant la partie uranologique de la DescriplîoD physiqoe du monde, et en jetant un dernier regard sur l'œuvre que j'ai entreprise, je n'ose dire accomplie , je crois devoir rappeler qu'un aussi difficile travail n'était possible que sous les conditiODS déterminées dans l'introduction du troisième volume du Cosmos. Il s'agissait, en effet, de tracer le tableau des espaces célestes et des corps qui les remplissent, soit que ces corps aient été arrondis en sphéroïdes, soit qu'ils restent à l'état de matière diffuse. Par là cet ouvrage se distingue essentiellement des Traités d'Astronomie que possèdent aujourd'hui toutes les littératures, et dont la matière est plus variée. L'astronomie, le triomphe, en tant que sdence, des théories mathématiques, est fondée sur la base solide de la gravitation et sur le perrectionnement de la haute analyse; elle traite des mouvements réels ou apparents, mesurés dans le temps et dans l'espace; de la position des corps célestes, dans les continuels changements de leurs relations respectives; de la mobilité des formes,

Dl. 9à

3,q,i,i=dbvGoogIe

comme dans les comètes à queue; das variations de la lumière, qui natt et s'éteint dans les lointains sdeils. La quantité de matière répandue dans l'univers demeure constamment la même; mais d'apfès ce que nous savons jusqu'à ce jour des lois physiques qui régnent sur. la sphère terrestre, nous voyons la matière passer par des combinaisons qu'on ne peut ni nombrer ni définir, et s'agiter, sans jamais se satisfaire, dans le cercle perpétuel de ses transformations. Ce jeu incessant des forces de la matière a pour cause l'hétérogénéité au moins apparente de ses molécules, qui, entretenant le mouvemrat dans des portions de l'espace que leur petitesse dérobe à toute mesure, complique à l'inSui tous les pb^omènes terrestres.

Les problèmes astronomiques sont d'une nature plus simple. Libre jusqu'à ce jour de ces cmnplications, la mécanique céleste, appliquée à conûdérer la quantité de matière pondérable qui entre dans la masse des corps, et les ondulations d'où naissent la chaleur et la lumière, est, en raison même de cette simplicité qui ramène tout au mouvement, accessible dans toutes ses parties au calcul maUiématique. Cet avantage donne aux Traités d'Astronomie théorique un grand charme qui n'appartient qu'à eux. On y voit se réfléchir les résultai que l'activité iolellectuelle des derniers siècles a obtenus par la méthode analytique : comment les formes des OHps et leurs orbites ont été déterminées; comment se concilient avec les mouvemente des planètes les iài-

3,q,i,i=dbvGoogIe

b)es oscillatioDg qui jamais n'en troublent l'équilibre; oomment la structure intérieure du système plaaé- (aire et les perturbatioos qu'il subit, deviennent, en se balançant mutuellement, une garantie de préser^ vation et de durée.

Ni la recherche des méthodes à l'aide desquelles on a embrassé l'ensemble du monde, ni la complication des phénomènes célestes, ne rentrent dans le plan de cet ouvrage. L'objet d'une description physique du monde est de raconter ce qui remplit l'espace et répaod le mouvement de la vie oi^aniqae dans les deux, sphères du Ciel et de la Terre, de s'arrêter aux lois naturelles dont le secret a été dévoilé, et de les présenter comme des fiùts acquis, comme les conséquences immédiates de l'induction fondée sur l'expérience. Il ne fallait pas, si l'on voulait retenir un ouvrage tel que le Cosmo» dans ses limites naturelles, et ne point le laisser s'étendre ODtre mesure, essayer d'établir entre les phé- Bomènes un tien théorique. Décidé à ne point excéder ees bonies, j'ai dû apporter d'autant plus de soin, dans la partie astronomique de ce livre, à présenter BOUS leur vrai jour les fôils particuliers et à \es ranger soÎTant l'ordre qui convient. Après avoir considéré les e^iaces célestes, leur température et le milieu résistant dont ils sont remplis, je suis redescendu aux kus de la vision natordle et télescopique, aux hmites de la visibUité, à la mesure malheureusement incomplète de l'intensité luminense, aux moyens nouTeanx que fournit l'optique pour dis-

3,q,i,i=dbvGoogIe

632 — cerner la lamière directe de la lumière réfléchie. Puis vieDoeot : le Ciel des étoiles fixes; le oombre et la distribution probable des Soleils brillaot par eux-mêmes, autant du moins que l'on a pu déterminer leur position; les étoiles variables qui reviennent après des périodes dont on a calculé exactement la durée; le mouvement particulier aux étoiles ûxes; l'hypothèse des corps obscurs et leur influence sur le mouvement des étoiles doubles; enfin les nébuleuses que le télescope n'a pu réduire en ecsaims d'étoiles pressées.

Passer de la partie sidérale de l'uranologie, ou du ciel des étoiles fixes à notre système solaire, ce n'est que passer du général au particulier. Dans la classe des étoiles doubles, des corps doués d'uoe lumière propre se meuvent autour d'un centre de gravité commun; dans notre système solaire, composé d'éléments trèshélérogènes , des corps obscurs gravitent autour d'un coips lumineux, ou plutôt même autour d'un centre de gravité commun, qui se trouve tantôt en dedans, tantôt en dehors du corps centrât. Les divers membres de . notre système sont de nature plus différente que peadant plusieurs siècles on ne fut autorisé à le croire. Le dcHnaine solaire se compose de planètes secondaires el de planètes principales, parmi lesquelles un groupe se distingue par ses orbites entrelacées, de comètes en nombre indéterminé, de la lumière zodiacale et très-

^waisemblablement aussi d'astéroïdes météoriques qui

rreparaissent périodiquement.

Il nous reste encore è énoncer textuellement, en

3,q,i,i=dbvGoogIe

raison des rapports direcU qu'elles ont avec l'objet de ce livre, tes irois grandes lois des mouvements planétaires, découvertes par Kepler. Première loi : Les courbes décrites par les planètes sont des ellipses dont le Soleil occupe un foyer. — Deuxième loi ; Chaque corps planétaire se meut autour du Soleil dans une orbite plane, où le rayon vecteur décrit des aires égales en des temps égaux. — Troisième loi : Les carrés des temps employés par les planètes à faire leur révolution autour du Soleil sont entre eux comme les cubes des dislances moyennes. La seconde loi est quelquefois appelée la première parce qu'elle est la première qui ait été découverte (5). Les deux premières lois recevraient leur application, même quand il n'existerait qu'une seule planète. La troisième et la plus importante, qui ne fut découverte que dixneuf ans plus tard, suppose nécessairement le mouvement de deux corps- planétaires. Le manuscrit de VBartnonice Mundi, publié en 16]9, était achevé dès le 27 mai 1618.

Si les lois des mouvements planétaires furent découvertes au commencement du xvii* siècle, si Newton révéla le premier la force dont les lois de Kepler étaient la conséquence immédiate, à la fin du xvni* siècle revient l'honneur d'avoir démontré la stabilité du système planétaire, grâce aux ressources nouvelles que nous fournissait pour la recherche des vérités astronomiques le perfectionnement du calcul infinitésimal. Les principaux éléments de cette Blabitilé sont : l'invariabilité du grand axe

des orbites planétaires, démontrée par Laplace, par Lagrange et par Poisson; les lentes et périodiqaa variations que subit, dans d'étroites limites, l'eicenlricilé de deux planètes puissantes et très-éloigoées du Soleil, Jupiter et Saturne; la distribution des masses, réparties de telle foçoa que la masse, de Jupiter n'excède pas 1/1048 de celle du corps central auquel sont subordonnés tous tes autres; enfin, œt arrangement eu vertu duquel toutes les planètes, coofonnémeot à leur origine et au plan primordial de la création, accomplissent, dans une direcliOD unique, leur double mouvement de rotation et de révolution, décrivent des orbites dont l'exceolriciié peu considérable est soumise à de faibles changemeuts, se meuvent dans des plans à peu près également inclinés, et accomplissent leur révolution en des temps qui n'ont point entre eux de commune mesure. Ces motifs de stabilité, qui sont la sauvegarde des planètes, dépendent d'une action réciproque, s'eierçant à l'intérieur d'un cercle circonscrit. Si cette condition venait à être troublée par l'arrivée d'un corps céleste venu du dehors et étranger à notre système, soit qu'il déterminât un choc, soit qu'il introduit de nouvelles forces attractives, ce trouble pouirait être fatal k l'ensemble des choses actuellement eiistantes, jusqu'à ce qu'enfin, après un long cooOit, il s' établit un nouvel équilibre (6). Mais l'arrivée possible d'une comète, décrivant è travers des espaces immenses son orbite hyperbolique, ne saurait, bien que l'excessive vitesse puisse suppléer à l'insuffisance de la

3,q,i,i=dbvGoogIe

masse, loquiétw qu'une ioDagiDation rebelle aux considératioDS consolantes du calcul des probabilités. Les Duages voyageurs des comètes à courte période n'offrent pas pluB de dangers pour l'avenir de notre système solaire que les grandes inclinaisons des civiles, décrites par les petites planètes comprises entre Mars et Jupiter. Ce qui ne peut être signalé que comme xme possibilité doit resl^ en dehors d'une Description physique du monde; il n'est point permis à la science d'aller se perdre dans les régioos nébuleuse des rêveries cosmologiques.

3,q,i,i=dbvGoogIe

NOTES

3,q,i,i=dbvGoogIe

NOTES