LE VERRIER

PLANÈTES INTRAMERCURÎELLES — 35

être environ le 1/17 de celle de Mercure. Ce corps du reste était J

beaucoup trop petit- pour produire, à lui seul, les irrégularités signalées dans le mouvement de Mercure ; il aurait fallu environ 20 masses égales à celle-là pour produire l'effet voulu. D'autres observations conduisirent à pensertjue le corps en question opérait sa révolution en 42 jours environ. De nouvelles discussions, jointes à d'autres études de la surface solaire, montrèrent enfin à Le Verrier que le problç^me était indéterminé entre certaines limites et que 4 orbites différentes pouvaient rendre compte des phénomènes d'une manière assez satisfaisante, avec une préférence cependant pour le nombre 33 io»",02.

Les observations les plus récentes n'ont rien apporté de bien nouveau à la solution du problème, et voici quelles sont à ce sujet les conclusions de Tisserand (1) :

« 1® Il nous semble qu'il faut renoncer à l'hypothèse d'une

planète unique produisant les dérangements constatés dans

le mouvement de Mercure ; cela paraît résulter de l'ensemble

'des observations faites pendant les éclipses de Soleil, et en

particulier pendant celle du 29 juillet 1878.

« 2° S'il existe des planètes intramercurielles comparables par leurs dimensions au -corps que M. Lescarbault a vu passer (2) devant le Soleil, ces planètes doivent être en très petit nombre; autrement elles n'auraient pu échapj>er aux investigations d'astronomes tels que Caning^on et Sporer, décrivant et mesurant les moindres taches qui paraissent à sa surface.

« 3° Ces planètes ne sauraient produire, à elles seules, les

perturbations du mouvement de Mercure; on est porté

à penser qu'il faudrait un très grand nombre de corps semblables pour produire sur Mercure l'effet voulu.

« 4» Il convient encore de revenir à l'idée émise tout d'abord par Le Verrier, savoir qu'il existe un anneau d'astéroïdes entre Mercure et le Soleil ; les raisons théoriques qui militent en faveur de cet anneau n'ont rien perdu de leur force. Seulement Le Verrier avait ajouté que peut-être quelques-uns de ces astéroïdes seraient assez gros pour être observés dans leurs passages sur le Soleil, ou à la fa-

(1) Notice sur les planètos intramercurielles, Annuaire du Bureau des Longitude*,

(2) La planète nommée Valcaio, en 1859.

veur des éclipses totales ; c'était là une hypothèse, et il nous semble impossible de prononcer sur elle un jugement définitif, en partant des observations faites jusqu'ici.

« H sera utile de fouiller encore les régions voisines du Soleil dans les éclipses totales ; M. Tadd a fait récemment une proposition intéressante en vue de rendre ces recherches plus profitables. M. Tadd remarque d'abord que, si elles n'ont pas donné de résultats satisfaisants, cela tient surtout à ce que l'intervalle de temps pendant lequel on peut observer est trop court. Ainsi supposons un même astronome observant les éclipses totales de Soleil durant un siècle entier ; la somme des moments pendant lesquels il pourra se livrer à la recherche des planètes intramercurielles ne sera guère que d'une heure ! C'est bien peu ; on doit chercher à augmenter la durée des observations, enuti- * lisant le concours de plusieurs astronomes.

« Considérons une éclipse totale de Soleil et, à la surface de la Terre, la ligne de l'éclipsé centrale ; supposons deux observateurs A et B, placés en deux points éloignés sur cette ligne ; l'éclipsé totale n'aura pas lieu au même instant en A et B ; il pourra s'écouler plusieurs heures entre les moments où A et B verront disparaître entièrement la lumière du Soleil. Admettons que les deux observateurs aient la faculté de communiquer par le télégraphe. Si le premier croit avoir découvert une planète intramercurielle, il le signalera immédiatement au second, en lui envoyant la position approchée de l'astre ; ce second astronome pourra diriger à l'avance sa lunette sur la planète supposée et déterminer sa position. Le second observateur pourrait également communiquer avec un troisième, etc. ; telle est la proposition de M. Tadd ; on voit qu'elle aurait pour résultat de multiplier la durée des observations par le nombre des observateurs. »

Étoiles doubles. — La loi de Newton qui avait rendu de si magnifiques services dans l'étude du système solaire, il était réservé au xix« siècle d'en montrer la véritable universalité. Par une généralisation hardie, Newton avait supposé que toutes les masses sans exception s'attirent en raison directe du produit des masses et en

PLANETES INTRAMERCURIELLES - 37

raison inverse du carré des distances; le résultat avait été au-dessus de toute contestation pour les planètes, mais aucune expérience directe ne permettait d'affirmer que la loi vaut encore pour les étoiles. L'observation des étoiles doubles fît entrer la question dans une phase nouvelle. On nomme ainsi deux étoiles très voisines sur la sphère céleste. Les deux étoiles qui composent une étoile double pourraient être en réalité fort éloignées l'une de l'autre ; nous n'avons directement aucune occasion de nous en rendre compte, puisque la distance des étoiles nous est généralement inconnue : pourtant le nombre considérable d'étoiles de ce genre avait porté Herschel à penser que cette connexion apparente ne devait pas être purement fortuite. La démonstration irréfutable de cette hypothèse fut donnée plus tard par le même astronome qui reconnut que les deux étoiles simples qui forment le groupe binaire tournent l'une autour de l'autre, la petite autour de la grande. Ainsi la révolution est de 17 ans pour l'étoile double Pégase, de 35 ans- pour Hercule, de 180 ans pour la Vierge. On a pu reconnaître aussi que l'orbite apparente est une ellipse et que le rayon vecteur, mené de l'étoile principale au satellite, décrit des aires proportionnelles au temps. Les lois de Kepler se trouvent ainsi vérifiées pour ces systèmes ; on peut alors remonter à la loi de Newton et on arrive à cette conclusion que les deux composantes de l'étoile double s'attirent mutuellement suivant la loi de la gravitation qui mérite ainsi d'être appelée universelle.

« Il y a une vingtaine d'années (1), à la fin d'une visite publique à l'Observatoire, une personne qui avait écouté attentivement toutes les explications données sur les divers instruments fit la réflexion suivante : « Vous nous avez bien « montré les instruments propres à mesurer le temps et les u angles, mais je n'ai vu nulle part ceux qui servent à la « mesure des distances des planètes. » La question était moins naïve qu'elle ne le semblait d'abord, et, pour y répondre complètement, il aurait fallu expliquer que le problème ne peut être résolu que d'une manière indirecte, et qu'une solution précise n'est devenue possible qu'après les découvertes de Copernic et de Kepler, qui ont permis d'exprimer toutes les distances du système solaire au moyen de l'une d'entre elles, la distance du Soleil à la Terre. Cette distance peut elle-même être mesurée en rayons terrestres, mais non sans peine, comme le savent particulièrement les astronomes qui ont pris part aux observations des deux derniers passages de Vénus.

« Notre visiteur aurait été encore plus indiscret s'il nous avait demandé à voir les instruments qui servent à peser le Soleil et les planètes ; c'est cependant une conséquence assez simple de la loi de Newton. Ce beau résultat est un de ceux qui frappent le plus les personnes étrangères à l'Astronomie, et il n'est pas facile de le leur faire toucher du doigt, au moins dans une conversation improvisée. »

Rappelons d'abord quelques principes ^impies. La Mécanique élémentaire nous apprend qu'en général l'accélération imprimée à

^1) TissBRAND, Notice sur la mesure des masses en Astronomie. {Annuaire du Bureau des Longitudes.)

un corps est proportionnelle à la masse du corps qui l'attire. Supposons qu'un corps A imprime à un corps a une accélération égale à 1 ; supposons, d'autre part, qu'un corps B imprime à la même masse a, placée toujours à la même distance, une accélération égale à 2 ; on en concluera que la masse B est le double de celle de A.

« Supposons pour un moment qu'on puisse placer un même corps en même temps successivement à la même distance du Soleil et de la Terre ; il sera attiré vers ces deux astres par des forces qui seront proportionnelles à leurs masses : cela est une conséquence de la loi de Newton et de ce que la distance est la même. »

En effet, si dans la formule :

„ «Mm

■on suppose m et r constants, comme cela a lieu ici, puisqu'il s'agit du même corps d'épreuve et de la même distance au Soleil et à la Terre, on voit que la force est proportionnelle à la masse du corps qui attire.

« Les accélérations seront proportionnelles aux masses du Soleil et de la Terre, et il en sera de même des espaces parcourus dans les deux cas pendant la première seconde de chute. Ainsi, si le corps qui sert d'épreuve parcourt 330 mètres en tombant vers le Soleil et 1 millimètre en tombant vers la Terre, et cela pendant la première seconde de chute, on en conclura que la masse du Soleil est 330 000 fois plus grande que celle de la Terre. Mais il n'est pas nécessaire de placer le corps d'épreuve à la même distance du Soleil et de la Terre, car si on le suppose par exemple dix fois plus près de la Terre que du Soleil, il suffira de diviser sa chute sur la Terre par le carré de 10, c'est-à-dire par 100, pour savoir ce qu'elle aurait été dans le premier cas. »

D'après la loi de Newton en effet, lorsque la distance diminue, la force d'attraction augmente ; si la distance est devenue 10 fois plus petite, la force est non pas 10 fois, mais 100 fois plus grande ; par conséquent la chute du corps d'épreuve en une première seconde sera 100 fois plus considérable, et inversement, à une distance 10 fois plus grande, elle eût été 100 fois plus petite.

« Eh bien ! prenons pour corps d'épreuve la lune ; il nous suffira de trouver combien la Lune tomberait sur la Terre ou sur le Soleil, si on l'abandonnait librement à elle-même dans les deux cas. Nous n'avons pas encore la possibilité de réaliser cette hypothèse ; toutefois la question a fait un pas important, et il ne nous reste plus à vaincre qu'une dernière difficulté.

« Soit O la Terre {fig. 4), AC l'orbite que la Lune décrit autour d'elle, A sa position sur cet orbite à un moment quel-

g conque, AB sa vitesse à cet instant, et C la position qu'occupe la Lune une seconde après avoir passé en A.

A partir du point A, le mouvement est déterminé par la combinaison de deux influences : la vitesse que la Lune possède au point A, et l'attraction que la Terre exerce sur elle ; nous aurons le même résultat . r'^'J'~ ^j^P^^^^î;'^" en faisant agir séparément les deux

.'géométrique du problème . '^ *^

des masses. influences. Si l'attraction de la Terre

était supprimée, la Lune se mouvrait suivant la tangente à son orbite et, au bout d'une seconde, elle serait en B. Faisons agir maintenant l'attraction îjur la Lune partant du point B sans vitesse ; elle ne pourra avoir pour effet que de l'amener en C, point où elle se trouve réellement une seconde après avoir passé en A. On peut donc dire que, sous l'influence de l'attraction de la Terre, la Lune, partant de B sans vitesse, est tombée sur la Terre delà quantité BC pendant la première seconde. Quand on suppose, ce qui est voisin de la réalité, que l'orbite de la Lune est un cercle, le calcul de la petite longueur BC est des plus simples ; il n'est pas difficile non plus si l'on veut avoir égard à la forme elliptique de l'orbite; nous ne nous y arrêterons pas.

« Il faut maintenant trouver la quantité dont la Lune tomberait sur le Soleil en une seconde ; mais à cause de la proximité de la Lune et de la Terre, on peut se borner à prendre la quantité dont la Terre tombe sur le Soleil en une

seconde, ce qui se fera par un calcul tout pareil au précédent, en supposant que, dans la figure 4, O représente maintenant le Soleil et A la Terre. On pourrait objecter que c'est la Lune elle-même et non pas la Terre dont il faudrait déterminer la chute, mais cela ne présente aucun inconvénient, car la chute est la même, quelle que soit la masse du corps qiii tombe. C'est comme quand il s'agit de la pesanteur, sous l'influence de laquelle tous les corps tombent dans le vide avec la même vitesse.

« On trouve, en supposant les orbites circulaires, qu'en une minute la Terre tombe sur le Soleil de 10™,60, et la Lune sur la Ter|*e de 4™,90 ; mais la Lune est en moyenne 386 fois plus rapprochée de nous que le Soleil ; si elle était aussi éloignée que le Soleil, elle ne tomberait sur la Terre que d'une quantité égale à 4™,90 divisés par le carré de 386, ce qui donne 0"^,0000328. Donc la masse du Soleil est égale à celle de la Terre multipliée par le nombre

Ainsi la masse du Soleil est 323000 plus grande que celle de la Terre. On remarquera que, pour faire le calcul ci-dessus, on est obligé .''',

de supposer connu le rapport des distances de la Terre au Soleil et à la Lune, / ^* ,^ et, par suite, la distance du Soleil à la .Na ft/^^ Terre (1); suivant que, pour cette der- ^' ' — ^^ nière, on adoptera tel ou tel nombre, Fig. 5. on trouvera des valeurs différentes pour le rapport de la masse de la Terre à celle du Soleil. »

Des considérations analogues, dans lesquelles nous ne pouvons entrer, ont conduit à exprimer les masses de toutes les planètes en

(1) Voici le principe qui sert de base au calcul des distances; il est tiré de la trigonométrie élémentaire. Quand on veut mesurer la distance d'un objet inaccessible C {fig. 5), on prend une base AB de longueur connue ; à chacune des extrémités de cette base, on mesure les angles a et ? ; la résolution du triangle ABC donne ensuite les distances inconnues AG et BC.

C'est en somme ce que l'on a fait pour la Lune, en prenant pour A et B deux points éloignés de la surface de la Terre.

fonction de celle de la Terre prise comme unité. On a obtenu les chiffres contenus dans le tableau suivant :

Mercure . . . 1/16. Mars 1/10. Uranus. . . 14.

Vénus .... 4/5. Jupiter. . . . 310. Neptune. . 17.

La Terre. . . 1. Saturne ... 93. Le Soleil. . 324000.

« Il nous reste à exprimer toutes ces masses au moyen de celle d'un corps déterminé, parmi ceux que nous pouvons manier à la surface de la Terre, et qui aura nécessairement des dimensions très petites, par exemple une petite sphère en plomb. Ji nous suffira de savoir combien de fois cette petite masse est contenue dans celle de la Terre ; nous pourrons remonter ensuite à la plus petite des planètes, Mercure, à la plus grosse, Jupiter, et enfin au Soleil lui-même. De la sorte, toutes les masses du système planétaire auront été comparées à une masse connue placée sous nos yeux.

« Le problème qu'on vient de poser a été résolu par l'expérience célèbre dans laquelle Cavendish a réussi à mettre en évidence l'attraction infinitésimale exercée à la surface de la Terre par une sphère en plomb pesant 158 kilogrammes sur une petite balle placée dans son voisinage. Il a déduit de ses expériences la valeur de cette attraction, et, en la comparant au poids de la balle qui représente à fort peu près l'attraction exercée sur cette balle par toute la Terre, il a pu dire combien de fois la masse de la Terre contenait celle de la sphère de plomb. Il est inutile d'écrire ce rapport, qui serait exprimé par un nombre entier renfermant 23 chiffres et n'offrirait à l'esprit aucune représentation précise. On préfère, en supposant une distribution fictive uniforme de la matière dans tout le globe terrestre, dire combien de fçis la masse d'un volume déterminé de cette agglomération contient la masse d'un volume égal de plomb, ou plutôt d'eau dans les conditions usuelles de la température.

« Le résultat des expériences de Cavendish est alors le suivant' : dans la distribution fictive considérée, la masse d'un mètre cube de la Terre est égale à cinq fois et demie environ la masse d'un mètre cube d'eau. On n'a plus qu'à se représenter le volume de la Terre exprimé en mètres

cubes, pour avoir une idée nette de sa masse, comparée à celle d'un mètre cube d'eau. MM. Cornu et Baille ont repris les expériences de Cavendish, en apportant à son procédé des modifications heureuses et profitant de toutes les ressources de la Physique actuelle ; ils ont remplacé le nombre 5,48 de Cavendish par le nombre 5,56.

« Mais, diront quelques lecteurs, vous nous donnez la « masse du Soleil, celle de Jupiter ; ce sont leurs poids que « nous demandons. » La réponse est facile : il n'y a qu'à conserver les mêmes nombres. On aura ainsi les poids de la Terre, du Soleil et des planètes en fonction du poids de 1 mètre cube d'eau pris pour unité.

« Il faut convenir cependant qu'il paraît singulier de parler du poids de la Terre, puisque c'est elle-même qui produit l'attraction et donne lieu aux poids des corps à sa surface. Mais on peut concevoir qu'on découpe la terre en mètres cubes, qu'on apporte chacun d'eux sur le plateau d'une balance, qu'on l'équilibre avec des poids connus, et qu'ensuite on le reporte là où on l'avait pris; on fera de même pour tous les autres mètres cubes, et l'on arrivera ainsi à peser la Terre pair fractions. La somme des poids sera précisément celle qui résulte des expériences de Cavendish. De même, on peut supposer par la pensée qu'on transporte ainsi successivement tous les mètres cubes dont se compose Jupiter dans le plateau de notre balance ; on arrivera à peser Jupiter, et l'on trouvera le nombre qui résulte de ce qu'on a dit plus haut.

« On est donc en droit de dire que l'on arrive à peser en kilogrammes la Terre, les planètes et le Soleil. »

On a aussi, en se fondant sur les mouvements réciproques des étoiles doubles, dont la distance à la Terre est connue, obtenu le tableau suivant, en prenant comme unité la masse du Soleil :

Centaure 1,8. Aphineus 2,5.

Cassiopée. . . . 8,3. Ëridan 1,5.

- « N'est-ce pas là, ajoute Tisserand, un magnifique résultat, fournissant la preuve directe que les étoiles sont toutes des soleils comparables au nôtre, et qu'inversement le Soleil

n'est qu'une étoile, pas plus importante que celles qui fignrent dans les classes inférieures de nos catalogues !

« Pendant des siècles, on a fait de la Terre le centre du monde, en obligeant les planètes, le Soleil et jusqu'aux étoiles, à tourner autour d'elle. Copernic est survenu, et dès lors la Terre a pris une place des plus modestes dans le cortège des planètes que dirige le Soleil. Voici maintenant que le Soleil, à son tour n'est plus qu'une des innombrables étoiles de la Voie lactée, et cette Voie lactée n*est sans doute elle-même qu'un des amas stellaires répandus à profusion dans l'espace. C'est ainsi que les découvertes successives ont singulièrement diminué l'importance de la Terre dans l'ensemble de la création. L'homme pourrait en concevoir quelque chagrin ; mais il a de quoi se consoler en opposant à sa faiblesse physique la grandeur et la beauté des résultats obtenus par son intelligence, notamment dans le domaine de l'Astronomie : la détermination des poids des corps célestes et celle de leur composition par l'analyse spectrale. »

Conclusion.

Après cette rapide revue d'ensemble des principaux résultats de la Mécanique céleste au xix«^ siècle, il nous est possible de mieux nous rendre compte de sa nature ; c'est dans toute la force du terme xxTiQ science rationnelle. Citons encore Laplace dans son Introduction au Traité de Mécanique céleste :

« Newton publia, vers la fin du dernier siècle, la découverte de la pesanteur universelle. Depuis cette époque, les géomètres sont parvenus à ramener à cette grande loi de la nature tous les phénomènes connus du système du monde, et à donner ainsi aux théories et aux tables astronomiques une précision inespérée. Je me propose de présenter sous un même point de vue ces théories éparses dans un grand nombre d'ouvrages, et dont l'ensemble, embrassant tous les résultats de la gravitation universelle sur l'équilibre et sur les mouvements des corps solides et fluides qui composent le système solaire et les systèmes semblables répandus dans l'immensité des cieux, forme la Mécanique céleste. L'Astronomie, considérée de la manière la plus générale, est un

grand problème de Mécanique, dont les éléments des mouvements célestes sont les arbitraires ; sa solution dépend à la fois de l'exactitude des observations et de la perfection de l'analyse, et il importe extrêmement d'en bannir tout empirisme et de la réduire à n'emprunter de l'observation que les données indispensables, »

Nous avons indiqué en italique à dessein cette expression : « d'en bannir tout empirisme. » Qu'est-ce donc que Tempirisme en matière scientifique, et n'y a-t-il pas quelque chose d'étrange à parler de loi rationnelle, comme si toutes les lois ne dérivaient pas de la constatation des faits? Ces mots ont pourtant un sens bien défini. Une loi est rationnelle si elle comporte deux caractères. D'abord il faut qu'elle soit précise, ou du moins très approchée ; il est nécessaire ensuite qu'elle se rattache, par une déduction quelconque, à l'ensemble des lois connues touchant les phénomènes qu'elle exprime, autrement dit qu'elle fasse partie d'une système.

La loi de Bode (Voir p. 25) n'a aucun de ces caractères ; elle manque de précision ; elle ne se rattache à aucune autre loi astronomique et n'a point par conséquent de fondement théorique : aussi l'appelle-t-on empirique. La découverte de Neptune est venue d'ailleurs en montrer le peu de valeur scientifique. Au contraire tous les théorèmes de la Mécanique céleste se déduisent de la loi de Newton^ et il est exact de dire, en reprenant une idée chère à Leibniz, qu'un esprit assez puissant pourrait lire dans cette loi tout l'ensemble, jusqu'en ses plus infimes détails, de l'Astronomie mathématique. Voilà vraiment une science rationnelle, puisque le propre de la raiàon c'est l'ordre, l'unité dans la variété. Disons enfin qu'on voit ici, mieux que partout ailleurs, que la science ne consiste point en un stérile entassement de faits ; s'il n'y avait point en face de l'expérience, qui ne peut jamais jouer qu'un rôle indicateur, une raison qui crée les théories et enchaîne déductivement les phénomènes, après les avoir, selon l'idée de Descartes, décomposés en leurs principes simples, il y aiuait peut-être pour l'humanité des sensations agréables, des habitudes utiles à la vie, mais il n'existerait pas de Science, au vrai sens du mot.

A la Mécanique céleste mieux qu'à toute autre science s'appliqueraient ces paroles célèbres de Taine (1), dont le ton dithyrambique fait un peu sourire aujourd'hui, mais qui ont du moins le mérite d'indiquer le caractère fondamental de la science véritable, l'unité des principes dans la diversité des explications :

« Au suprême sommet des choses, au plus haut de Téther lumineux et inaccessible, se prononce l'axiome éternel, et le

(1) Les Philosophes classiques au xix» siècle^ p. 370, 6« édit.

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retentissement prolongé de cette formule créatrice compose, par des ondulations inépuisables, l'immensité de l'Univers. Toute forme, tout changement, tout mouvement, toute idée est un de ses actes. Elle subsiste en toutes choses et n'est bornée par aucune chose. La matière et la pensée, la planète et l'homme, les entassements de soleils et les palpitations d'un insecte, la vie et la mort, la douleur et la joie, il n'est rien qui ne l'exprime, et il n'est rien, qui l'exprime tout entière. Elle remplit le temps et l'espace et reste au-dessus du temps et de l'espace. Elle n'est point comprise en eux, et ils dérivent d'elle. Toute vie est un de ses moments, tout être est une de ses formes; et les séries des choses descendent d'elles, selon des nécessités indestructibles, reliées par les divins anneaux de sa chaîne d'or. »

Terminons enfin en signalant le caractère esthétique d'une pareille science, affirmation familière aux savants, mais qui choquera certainement les personnes étrangères à ces spéculations abstraites. C'est qu'il existe plusieurs sortes de beautés, depuis la beauté sensible qui résulte d'une heureuse synthèse de sensations, jusqu'à la beauté proprement intellectuelle, qui comporte l'harmonie des formes et la systématisation des idées. Voici à ce propos les belles paroles d'un physicien contemporain, M. Duhem, sur la valeur esthétique des connaissances scientifiques :

« Partout où l'ordre règne, il amène avec lui la beauté ; la théorie ne rend donc pas seulement l'ensemble des lois physiques qu'elle représente plus aisé à manier, plus commode, plus utile ; elle le rend aussi plus beau. Il est impossible de suivre la marche d'une des grandes théories de la Physique, de la voir dérouler majestueusement, à partir des premières hypothèses, ses déductions régulières; de voir ses conséquences représenter, jusque dans le moindre détail, une foule de lois expérimentales, sans être séduit par la beauté d'une semblable construction, sans éprouver qu'une telle création de l'esprit humain est vraiment une œuvre d'art. »

DEUXIEKE PARTIE

ÊrOLVTTON DU SYSTÈME SOLJirT{E

Nous avoasjusqu'ici étudié l'Astronomie telle que les mathématiques nous permettent de nous la représenter. La loi de Newton en forme le faEte. Noxis y avons rencontré un caractère de rationalité et de précision que l'on chercherait en vain dans les autres sciences dont les approximations enserrent beaucoup moins le réel et dont les théories demeurent, jusqu'ici du moins, relativement isolées. Mais ce système qui constitue notre monde planétaire estil absolument stable? Deux illustres astronomes, Newton et Laplace, l'avaient punsé, à des points de vue différents d'ailleurs.

Newton s'était demandé si l'on ne pourrait pas, suivant les loia de la Mécanique céleste, faire dériver l'état présent du système solaire d'un ëtat différent au point de vue de la configuration et de la répartition réciproque des masses.

Sa conclusion avait été négative ; notre système solaire avait dii sortir tel quel des mains du Créateur. Affirmation qui fut contesta d'abord par Kant, puis ruinée définitivement par Laplace, qui énonça h ce sujet une théorie célèbre connue sous le nom d'Hypothèse de la Nébuieute. Mais il admit à son tour la stabilité dans l'avenir du système solaire. La démonstration mathématique qu'il en donna, et à laquelle nous avons fait allusion plus haut, constitue un de ses plus beaux titres de gloire. Les découvertes de la physique moderne ont fait concevoir des doutes sur la valeur réelle de cette démonstration; il est à peu près certain aujourd'hui qu'elle n'a qu'une valeur de haute approximation.

Nous exposerons d'abord la théorie cosmogonique de Laplace, plus connue sous le nom d'Hypothèse de la Nébuleuse ; puis nous citerons les réflexions qu'a suscitées aux savants modernes, sur le sujet qui nous occupe, l'état de la physique contemporaine.