Nous avons obtenu la formule

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

r.a masse m vanant d'une planète â l'autre, on voit que

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

Toutefois, comme Tobservation démontre que la troisième loi de Kepler est extrêmement approchée, on doit en conclure que m est très-petit par rapport à M, ou que les masses des planètes sont très-petites, comparées à celle du soleil. En efiet, la masse de Jupiter, qui est la

plus considérable de toutes les planètes* n'est pas

* ^ ' i looo

de celle du soleil.

Stoui. — Mée,^ 1. 17

Le mouvement elliptique n'est pas non plus ri^toureusement celui des planètes autour dd soleil. Toutes les planètes, en vertu de Tattraction 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 Tinfluence de ces astres les uns sur les autres. Cependant, comme les masses des planètes sont extrêmement petites 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 soîuvent insensible. Le calcul de ces variations fait, en grande partie, Tobjet de la mécanique céleste.

MASSES DES PLAKETES ACCOMPAGKÉES DE SATELLITES.