IV

Les nombres qui, dans le tableau précédent, servent à évaluer les masses des corps célestes de notre système, sont tous rapportés soit à la masse du -corps central, soit à celle de notre globe, et cela suffit pour les problèmes de mécanique céleste que peuvent avoir à résoudre les astronomes. Mais on peut, par curiosité, transformer tous ces nombres en kilogrammes, je suppose, ou en tonnes de 1000 kilogrammes, en les comparant aux masses ou aux poids des corps terrestres.

En effet, la densité moyenne de la matière qui forme la Terre étant connue, le poids de notre globe peut être lui-même calculé en kilogrammes. 11 faut entendre j)ar là la somme totale des poids que l'on trouverait si l'on pouvait soumettre à la balance, parcelle par parcelle, toute cette matière, dans les conditions que nous avons eu l'occasion de spécifier. Ce poids, on l'a vu, dépasserait 6000000 de milliards de tonnes.

Pour le poids de la Lune on trouverait :

72 000 000 000 000 tonnes,

et pour celai du Soleil :

1 899 000 000 000 000 000 000 000 000 tonnes !

De tels nombres, que l'imagination chercherait en vain à se représenter, le dernier surtout, n'ont qu'un intérêt, celui de montrer l'énormité des masses des astres, quand on les compare aux masses qui nous sont familières.

Il est plus instructif de comparer la masse du Soleil à celles

réunies de tontes les planètes , que la puissance de sa force attractive contraint à graviter autour de lui. On trouve alors que cette masse équivaut à 740 fois environ toutes les masses planétaires.

Il est non moins intéressant de comparer les densités respeclives des globes des planètes et du Soleil. 11 faut d'abord remarquer que les quatre planètes les plus voisines du Soleil, les plus récemment formées, sont aussi les plus denses; tandis que le groupe des grosses planètes, de Jupiter à Neptune, est caractérisé par une densité notablement inférieure, moindre que le quart de la densité des premières. Quant à la densité du Soleil, elle dépasse un peu celle des grosses planètes. Si les planètes se sont formées, comme la théorie cosmogonique de Laplace le suppose, par l'abandon et la condensation des zones nébuleuses qui formaient à l'origine l'atmosphère du noyau solaire, on comprend que les plus éloignées aient été composées des matières les moins denses : ce sont celles qui ont donné naissance aux plus grosses et aux plus anciennes planètes du système; les plus voisines du Soleil, formées des zones les plus basses et les plus lourdes, devaient produire les planètes les plus denses, ainsi qu'il arrive en effet.

Supposons toute la matière du Soleil, des planètes et de leurs satellites uniformément répartie dans l'espace sphérique embrassé par l'orbite de Neptune : il en résulterait une nébuleuse gazeuse homogène, dont il est facile de calculer la densité. Comme la sphère tl'un pai'eil rayon aurait un volume égal à }»lus de 500 quatrillions de fois le volume terrestre, la densité cherchée ne serait plus qu'un demi-trillionième de la densité de l'eau. La nébuleuse solaire ainsi dilatée serait 400 millions de l'cis moins dense que l'hydrogène à la pression ordinaire, le- (jiiel est, comme on sait, le plus léger de tous les gaz connus.

Ainsi la théorie de la gravitation fournit à l'astronomie physique des données qui jettent un certain jour, non seulement fcur la constitution intime des globes, mais même sur le mode de groupement de la matière primitive.