Nous avons obtenu la formule

^ étant le detoi grand axe de cette ellipse, et T la durée d une révolution entière. Par conséquent

^t-=:/(M-f-/iî).

*^ masse m variant d'une planète à Fautre, on voit que

^ n^est réellement pas constant pour toutes les planètes.

toutefois, comme l'observation démontre que la troi- ^^èiiie loîde Kepler est extrêmement approchée, on doit ^ïi conclure que m est très-petit par rapport à M, ou que ^^s niasses des planètes sont très-petites, comparées îà ^^lledu soleil. En efiet, la masse de Jupiter, qui est la

plus considérable de toutes les planètes, n'est pas

«« cdle du soleil.

236 COUKS DE MÉCANIQUE.

Le mwivçnient elliptique n'est pas non pluls rigoureusement celui de» planètes autour du soleil. Toutes les planètes, en vertu de rattràction universelle, agissant les unes sur les autres, il en résulte des perturbations dans leurs mouvements apparents, tels qu'on les avait calculés d'abord, en ne tenant pas compte de l'influence de ces astres les uns sur les autres. Cependant, comme les masses des planètes sont extrêmement petites relativement à celle du soleil , et comme ellôs sont toujours pl^' cées à des distances considérables les unes des autres,.1l en résulte que le mouvement elliptique n'en est troublé que d'une manière très-faibic et souvent insensible. Le calcul de ces variations fait, en grande partie, Tobjet d^ la mécanique céleste,