Nous avons obtenu la formule

a étant le demi grand ase de cette ellipse, et T la durée d'une révolution entière. Par conséquent

La masse m variant d'une planète à l'autre, on voit que

— n'est réellemeut pas constant pour toutes les planètes.

Toutefois, comme l'observation démontre que la troisième loi de Kepler est estrêmement approchée, on doit en conclure que m est irès-petit par rapport à M, ou que les masses des planèles sont très-petites, comparées à celle du soleil. En effet, la masse de Jupiter, qui est la

plus considérable de celle du soleil.

Stcbm. — MéC; I.

a58 couas de hécahique.

Le mouvement elliptique n'est pas non plus rigoureusement celui des planètes autour du soleil. Toutes les planètes, en verlu de l'attraction uoirerselle, 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'iniluence de ces asires les uns sur les autres. Cependant, comme les masses des planètes sont extrêmement peliles relativement à celle du soleil, et comme elles sont toujours placées à des distances considérables les unes des autres, il en résulte que le mouvement elliptique n'en est troublé que d'une manière très-faible et souvent insensible. Le calcul de ces variations fait, en grande partie, l'objet de la mécanique céleste,

MASSES DES PLiKÈTGS ICCOUPÀGKÉES DE SATELLITES.