TOME II

rendre indépendante des grandes théories mathématiques la démonstration de la loi fondamentale de la gravitation, d’après des raison nemens vagues et essentiellement métaphysiques sur les émanations et les attractions, dont l’idée première est empruntée à Képler. Outre le vide profond de ces considérations absolues , il est clair qu’une telle manière de procéder tend à faire radicalement disparaître tout ce qui constitue l’admirable réalité de la découverte newtonienne, sa parfaite harmonie mathématique avec les lois géométriques des mouvemens célestes, seul fondement positif de la mécanique des astres.

Considérons maintenant, d’une manière directe, l’établissement vraiment rationnel de cette conception fondamentale, en réservant à l’analyse transcendante sa grande et indispensable part dans une telle opération.

11 est d’abord évident, comme je l’ai déjà indiqué, que la première loi de Képler prouve , sans aucune incertitude etdela manièrela plussimple, que la force accélératrice de chaque planète est cons- ' tamment dirigée vers le soleil. On n’a pas besoin , pour s’en convaincre , de recourir à la théorie dynamique des aires. Une figure très élémentaire suffit à démontrer, comme l’a fait Newton , que la force accélératrice, quelque énergique qü’on l’i-

ASTRONOMIE

magine, ne saurait altérer en rien la grandeur de l’aire qui serait décrite, en un temps donné, autour du soleil, parle rayon vecteur de l’astre, en vertu de sa seule vitesse actuelle , si sa direction passe exactement par le soleil, taudis qu’elle la changerait inévitablement dans toute autre supposition. Ainsi, la constance de cette aire, première donnée générale de l’observation, dévoile la loi de la direction. La principale difficulté du problème, celle qui fait la gloire essentielle de Newton , consiste donc dans la découverte, d’après les deux autres theoremes astronomiques de K.épler, de la loi relative à l’intensité de cette action continuelle que nous concevons dès lors exercée, sans nous enquérir de son mode, par le soleil sur les planètes.

Dans la première ébauche de sa conception , Newton a pris pour base la troisième loi de Képler, en considérant d’abord les mouvemens comme circulaires et uniformes , ce qui suffisait en commençant. L action solaire, des lors égale et contraire à la force centrifuge de la planète, devenait ainsi nécessairement constante aux divers points de l’orbite, et ne pouvait varier qu’en passant d’une planète à une autre. Les théorèmes d’Huvghens sur la force centrifuge dans le cercle, dont la démonstration est presque élémentaire , con-

a38 PHILOSOPHIE POSITIVE.

\ duisaient immédiatement a saisir la loi de cette

variation. Car, la force centrifuge étant, d’après ces théorèmes, proportionnelle au rapport entre ' r\ le ra^ori de l’orbite et le quarré du temps périodique,’elle variait évidemment d’un astre a 1 autre , inversement au quarre de sa distance au soleil , en vertu de la constance, établie par Képler, du rapport entre le cube de cette distance et ce meme ' quarré du temps périodique, pour toutes les planètes. Telle est la considération mathématique • qui mit réellement Newton , a 1 origine de ses recherches , sur la voie de cette loi fondamentale , à la simple indication de laquelle ne contribuèrent nullement les raisonnemens métaphysiques antéi '•% v.v rieurs, dont il n’avait même probablement alors

: , aucune connaissance.

Mais, quelque précieuse que fût l’ouverture donnée par cette première approximation, le nœud essentiel de la difficulté n’eri continuait h • pas moins à subsister dans son intégrité. Car, il

!.. 1 fallait surtout expliquer comment cette loi sur la

F, variation de l’action solaire s accordait avec la

nature géométrique des orbites, découverte par Kepler. A la vérité , l’orbite elliptique présentait l deux points remarquables, l’aphélie et le périlié-

L • lie, où la force centrifuge était encore directe-

' . ment opposée, et , par conséquent , égale à l’action

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ASTROKOMIli.

du soleil, dont le changement devait naturellement y être, en même temps, plus prononcé. La courbure de l’orbite était, évidemment, identique en ces deux points; cette action se trouvait donc simplement mesurée , d’après ces mêmes théorèmes d’Huygbens, par le quarré de la vitesse correspondante. Dès lors, un raisonnement facile déduisait immédiatement de la première loi de Kepler, que le décroissement de l’action solaire , du périhélie a l’aphélie, s’opérait encore inversement au quarré de la distance. Ainsi, la loi indiquée par un premier rapprochement entre les diverses planètes, se trouvait pleinement confirmée par une exacte comparaison entre les deux positions principales de chacune d’elles. Mais tout cela était encore évidemment insuffisant , puisque le mouvement elliptique n’était nullement pris en considération. Toute autre courbe que l’ellipse eût incontestablement donné le même résultat, à la simple condition d’avoir, en ses deux sommets, une égale courbure.

Ces deux considérations préliminaires sont , néanmoins, les seules parties de la démonstration qui puissent être rendues vraiment sensibles à toutes les intelligences qui n’ont, en mathématique , que des notions purement élémentaires. Quant a la mesure de l’action solaire dans toute

a3o PHILOSOPHIE POSITIVE.

l’étendue de l’orbite, qui constitue la portion essentielle et réellement décisive de cette démonstration , l’analyse transcendante y est absolument indispensable. En continuant à procéder dans le même esprit, c’est-à-dire d’après la comparaison de l’action solaire à la force centrifuge , la première a dès lors besoin d’être décomposée , en un point quelconque, suivant la normale correspondante , avant de pouvoir être appréciée par la seconde, qui ne lui est plus directement antagoniste, et dont l’évaluation exige, d’ailleurs, la théorie exacte de la courbure de l’ellipse. Par l’ensemble de ses découvertes, en géométrie et en mécanique, qu’il lui eût suffi de combiner, le grand Huyghens touchait certainement au principe de cette détermination capitale. Mais enfin , il n’a point eu réellement l’idée de cette combinaison : et, ce qu’on doit surtout remarquer, l’eût-il même conçue , il n’aurait , sans doute , pu la suivre complètement qu’avec le secours de l’analyse différentielle, dont nous savons que Newton est l’inventeur aussi bien que Leibnitz.

A l’aide de cette analyse , on mesure facilement, et de diverses manières, l’énergie de l’action solaire eu tous les points de l’orbite, et l’on reconnaît aussitôt qu’elle varie toujours inversement au quarré de la distance , et qu’elle

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ASTRONOMIE. *5i

est indépendante de la direction. Enfin, le meme calcul démontre que sa valeur propre pour cliaque planète, rajhenée, suivant celte loi, à l’unité de distance, est proportionnelle au rapport entre le quarré du temps périodique et le cube du demi-grand axe de l’ellipse ; ce qui prouve exactement, d’après la troisième loi de Képler, l’identité de cette valeur à l’égard de touLes les planètes , sur lesquelles l’action du soleil ne change donc qu’en vertu de la seule distance , quelles que soient les grandes différences de leurs dimensions. C’est de là que Newton a déduit cette importante conséquence, qui complète l’établissement de la loi fondamentale, que l’action solaire est, en chaque cas, proportionnelle, à distance égale, à la masse de la planète; de la même manière que, par l’identité de la chute de tous les corps terrestres dans le vide, ou par l’exacte coïncidence de leurs • oscillations, on avait déjà constaté évidemment la proportionnalité entre leurs poids et leurs niasses.

On voit ainsi comment les trois grandes lois de Képler ont concouru, chacune pour sa part essentielle, à établir exactement, d’après les règles de la mécanique rationnelle, celte loi fondamentale de la nature. La première démontre

la tendance continuelle de toutes les planètes vers le soleil ; la seconde lait connaître que cette tendance, la même en tous 'kens , change avec la distance.au soleil, inversement à son quarré; enfin, la troisième apprend que cet effort, nullement spécifique’, est toujours simplement proportionnel, pour une même distance, à la masse de chaque planète. Il serait sans doute inutile de prévenir expressément que les lois de Képler ayant lieu exactement de la même manière , dans les mouvemens des satellites autour de leurs planètes, il en résulte nécessairement les mêmes conséquences dynamiques pour l’action continue exercée par chaque planète sur chacun de ses satellites , en raison directe de la masse de celui-ci, et en raison inverse du quarré de sa distance à la planète.

Afin de compléter cette démonstration capi- • taie , Newton jugea sagement qu’il devait reprendre, en sens inverse, l’ensemble de la question, en déterminant, a priori , les mouvemens planétaires qui résulteraient d’une telle loi dynamique. C’est ainsi que, par une intégration alors difficile, il retomba complètement sur les lois de Képler, comme cela devait être de toute nécessité. Indépendamment de cette utile vérification mathématique, qui fournit d’ailleurs in-

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ASTRONOMiE.

cidemment quelques moyens de simplifier l’étude géométrique de ces mouvemens, cette analyse inverse fit reconnaître que l’orbite aurait pu être, non-seulement une ellipse , mais une section conique quelconque , ayant toujours le soleil pour foyer. La nature de la courbe dépend uniquement de l’intensité de la vitesse initiale, et nullement de sa direction; en sorte qu’un certain accroissement déterminé, qui surviendrait tout à coup dans la vitesse d’une planète, changerait son ellipse en une parabole , et plus grand encore , en une hyperbole. Ainsi , les orbites devant être , par une nécessité évidente , des courbes fermées, la figure elliptique est donc la seule qui puisse réellement dériver de la loi newtonienne.

Parmi les objections, aussi vaines qu’innombrables, que dut soulever à son origine cette admirable découverte, et que reproduisent encore quelquefois des esprits mal organisés, une seule mérite d’être ici mentionnée, comme tendant à éclaircir la notion fondamentale, et comme ayant beaucoup frappé autrefois, par son apparence très spécieuse, plusieurs philosophes fort recommandables, entre autres le judicieux Fontenelle. Elle est fondée sur la considération que si, pendant une moitié de sa révolution, la pla-

nète se rapproche de plus en plus du soleil , elle s’en éloigne évidemment toujours davantage dans l’autre partie de l’orbite ; ce qui semble impliquer une contradiction frappante avec l’idée d’une tendance continuelle vers le soleil. L’emploi du malheureux mot attraction , beaucoup trop prodigué par Newton et par presque tous ses successeurs, donnait à cette objection une nouvelle apparence de solidité. Aussi quelques newtoniens n’avaient-ils pas hésité d’abord à recourir , pour la résoudre , à cet expédient absurde, de déclarer l’action solaire tantôt attractive et tantôt répulsive. La place lui-même en adonné, ce me semble , une explication peu satisfaisante , puisqu’elle se borne à reproduire, sous un autre point de vue, le fait lui-même, en disant que la planète doit s’approcher du soleil, tant que sa direction forme un angle aigu avec celle de l’action solaire , et s’en éloigner quand cét angle devient obtus. Cette considération exige donc un nouvel examen.

H faut reconnaître , avant tout, qu’elle ne saurait exercer la moindre influence effective sur les calculs de la mécanique céleste, ce qui explique qu’on s’en soit si peu inquiété. Car il n’importe guère aux géomètres que l’action solaire soit, en réalité, attractive ou répulsive,

ASTRONOMIE. 3^0

pourvu que la direction de la force accélératrice de la planète, prolongée s’il le faut, vienne toujours passer exactement par le soleil , ce que la première loi de Képler assure incontestablement. Mais, néanmoins, le doute à cet égard donnerait un caractère trop indécis à la conception fondamentale, pour qu’on ne doive pas le dissiper entièrement.

Afin de mettre l’objection dans un plus grand jour, il convient de considérer le cas hypothétique d’une orbite parabolique ou hyperbolique, qui nous montre l’astre, parti du périhélie, s éloignant toujours et indéfiniment du soleil , quoiqu’on puisse aisément prouver qu’il ne cesse pas un seul instant de tendre vers lui. En effet, on ne doit point constater cette tendance en comparant la position actuelle de l’astre à celle qu’il occupait auparavant , mais à celle qu’il occuperait au même instant , en vertu de sa seule vitesse acquise , si l’action solaire n’existait pas : c’est évidemment le seul moyen d’apprécier l’influence réelle de cette action. Or, d’après ce principe, on voit clairement qu’elle tend , dans tous les cas, à rapprocher l’astre du soleil, puisqu’il s’en trouve toujours effectivement plus près , même avec une orbite hyperbolique , que s’il eût continué son mouvement naturel suivant la tan-

philosophie positive.

gente. La vraie solution de l’objection se réduit donc à remarquer que l’orbite est constamment concave vers le soleil : elle serait évidemment insurmontable, si la trajectoire eût pu être convexe. On rencontre ici la même circonstance que dans le mouvement ascensionnel des bombes, que personne ne s’est jamais avisé d’attribuer à une pesanteur suspendue ou renversée : le projectile, quoiqu’il s’élève, ne cesse réellement de tomber, et tombe de plus en plus, comme dans sa chute ordinaire, puisqu’il est continuellement, et toujours davantage, au-dessous du lieu où l’aurait porté sa seule impulsion initiale, la trajectoire étant constamment concave vers le sol.

Dans 1 exposition habituelle de la conception fondamentale de la mécanique céleste, on néglige aujourd’hui beaucoup trop de considérer les cas hypothétiques où il faut remonter de telle forme idéale des orbites planétaires à telle autre loi correspondante de l’action solaire, et réciproquement. Ce n est pas uniquement pour mieux caractériser sa théorie générale des forces centrales, qui eut été suffisamment expliquée par l’analyse exacte du seul cas naturel, que Newton s’est plu a développer avec tant de soin cette importante considération. Il a probablement senti qu’une telle

ASTRONOMIE. aO?

étude devait réfléchir une nouvelle lumière sur le vrai caractère de la loi effective, en faisant ressortir avec plus d’évidence ses conditions essentielles. Rien n’est plus propre surtout à lui ôter cette apparence d’absolu , qui résulte si fréquemment de l’exposition ordinaire, eu montrant combien il y aurait peu à changer aux orbites planétaires pour que l’action solaire dût suivre nécessairement une loi toute différente. Je dois me borner ici à mentionner à cet égard le cas le plus remarquable et le plus instructif, parmi tous ceux que Newton a envisagés. C’est celui de l’orbite elliptique, mais dont le soleil occuperait le centre, au lieu du foyer. On trouve alors que l’action solaire, au lieu d’être inversement proportionnelle au quarré de la distance , varierait au contraire en raison directe de la distance ellemême. Il serait impossible d’obtenir une plus grande opposition dans les résultats pour une modification, aussi légère en apparence, à l’hypothèse "primitive: et cependant rien n’est mieux démontré. De bous esprits, auxquels la mathématique est étrangère, pourraient même envisager un tel défaut d’harmonie comme devant inspirer d’abord quelques doutes raisonnables sur la réalité de la loi effective, surtout en considérant que, les orbites planétaires étant presque

circulaires, il s’en faut de bien peu que le soleil n’en occupe le centre. Mais, j’ai indiqué à dessein dans la leçon précédente , au sujet de la seconde loi de Kepler, les principales différences astronomiques des deux orbites, pour montrer que leur opposition réelle, sous le simple point de vue géométrique, est beaucoup plus prononcée qu’elle ne le semble au premier aspect, tellement que jamais les astronomes n’ont pu s’y tromper, quelque petites que soient les excentricités. En appréciant celte comparaison , on reconnaîtra facilement, j’espère, que l’harmonie générale et indispensable entre la considération géométrique et la considération dynamique n’est pas plus altérée dans ce cas hypothétique que dans tout autre. Mais, comme l’idée d’une orbite elliptique autour du soleil pour centre, quelque opposée qu’elle soit à toutes nos observations astronomiques, est fort loin, évidemment, de présenter aucune absurdité intrinsèque, on aperçoit ainsi dans tout son jour la profonde inanité nécessaire de tous les prétendus raisonnemens à priori par lesquels tant d’esprits se sont efforcés d’établir, abstraction faite de l’analyse mathématique des phénomènes exactement explorés , l’impossibilité absolue d’aucune autre loi que celle de Newton , relativement à l’action du soleil

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ASTRONOMIE

sur les planètes (i). Que peuvent donc signifier tous ces vains projets de démonstrations élémentaires, contre lesquels je m’élevais" ci-dessus , où l’on ne tient même aucun compte de la forme elliptique des orbites, et où, à plus forte raison, on ne s’est jamais inquiété si le soleil occupe le foyer plutôt que le centre qui en est tout près ?

Je me suis jusqu’ici soigneusement abstenu de qualifier, par aucun terme spécial , la tendance continue des planètes vers le soleil, et des satellites vers leurs planètes, dont l’existence et la loi ont été le seul objet des considérations précédentes. Mais, si ces notions suffisent pour que les phénomènes célestes soient désormais parfaitement liés entre eux , et mathématiquement calculables, c’est surtout par une autre propriété essentielle de la conception fondamentale de Newton qu’ils sont réellement expliqués dans le sens

(i) Il est même évidemment impossible, d’après cela, d'expliquer réelleménl a priori pourquoi an astre tend nécessairement vers le soleil avec d’antant plus d’énergie qa’il en est pins près , quelle qae soit d’aillcars la loi mathématique de cette variation. Car, dans nnc telle hypothèse, l’action solaire angmenterait, an contraire, quand l’astre serait pins éloigné ; en sorte que , s’il en est autrement, il faut l’attribuer uniquement h ce que le soleil occupe le foyer et non le centre de l’ellipse. Comment oserait-on , dès lors proclamer évident à priori, le décroissement nécessaire de cette action & mesure que la distance augmente , sans ancun égard h cette circonstance caractéristique ?

a4<> PHILOSOPHIE POSITIVE.

propre du mot , c’est-à-dire compris, d’après leur exacte assimilation générale avec les phénomènes si vulgaires que la pesanteur produit continuellement à la surface de notre globe. Examinons maintenant ce complément indispensable donné par Newton à sa sublime pensée.

Si notre planète n’avait aucun satellite, cette comparaison capitale serait évidemment impossible , comme manquant de base. 11 eût fallu alors nous contenter de calculer exactement les mouvemens célestes, d’après les règles générales de la dynamique , sans pouvoir jamais les rattacher à ceux qui s’exécutent journellement parmi nous. Quoique l’harmonie universelle de notre monde devint ainsi infiniment moindre, cette conception n’en serait pas moins extrêmement précieuse. Mais l’existence de la lune nous a rendu l’immense service philosophique de lier intimement la mécanique du ciel à la mécanique terrestre, en nous permettant de constater l’identité de la tendance continue de la lune vers la terré avec la pesanteur proprement dite : ce qui a suffi pour démontrer ensuite que l’action mutuelle des corps célestes n’était autre chose que la pesanteur convenablement généralisée , ou1, en sens inverse , que la pesanteur ordinaire n’était qu’un cas particulier de cette action. <-

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Ce rapprochement fondamental est susceptible d un examen mathématique qui ne saurait laisser aucune incertitude à cet égard. Car, d’après l’analyse dynamique du mouvement de la lune , on connaît l’intensité de l’action que la terre exerce sur elle, c’est-à-dire la quantité dont elle tend à tomber vers le centre de notre globe en un temps donné, une seconde par exemple. En regardant le mouvement comme circulaire et uniforme, ce que New ton a d’abord jugé avec raison pleinement suffisant ici, celte évaluation se fait aisément, d apres la règle d’Huvghens sur la mesure de ta force centrifuge; d’ailleurs , on peut aussi l’effectuer, avec un peu plus de peine, en ayant égard au mouvement elliptique et varié. Elle ne dépend que de données parfaitement connues, sur les- ' quelles il ne peut y avoir aucune hésitation le temps périodique de la, lune, sa distance à ta terre, et enfin le rayon de la terre. Cela posé, il suffit d’augmenter celle intensité primitive’ inversement au quarré de 1a distance, suivant la loi fondamentale, pour savoir ce qu’elle devien- < ''ait en supposant 1a lune placée tout près de la surface' de la terre, afin de ta confronter avec 1 intensité effective de la pesanteur proprement dite, que nous savons être exactement ta même dans tous les corps grands et petits, et qui est