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la liiie, G z= A^ — O, 27293 X 0, 63o6x i5, i“o, 172109-.^ — 2, 69*^9 pieds.
} $. 64^ A l’égard des. autres planètes il faut avoir recours è l’analogie.
Pour peu qu’on ait étudié la nature, on doit être frappé- par lés> analogies
et proportion» qui se présentent partout, là même où l'on s’y attend le moins.
Il eajt donc à présumer,, que la, nature a- suivi certaines- lois et 'proportions
dans- la distribution, de» masses <qui' forment les. corpf. célestes et: en eher-
chant ces lois, on considéra d’abord la densllé des. planètes,, qui' ne parait
dépendre que du rapport des distances (§. 61.).. Les-' densités de Jupiter et ” * % * de Saturne sont à celle- de la^ terre,, comme r à 4 ^ ù 10,. ce qui est
à* peii près le rapport fnverse- des distances- au-- soleil,, i à 5, 2 et i a 9,54.
En f tenant pour base cetta loi,, adoptée pitr Lagrange ('),- on trouvera la
densUé de Mereure = 2, 58332 A. Connaissant le 4emi'diamëOre apparent
à la distance moyenne du soleil,, f z= 5", 3; on aura le volume 'C= z=
0, o565j la masse M “ C a zz o,. i4^958 , et la |.esantcur G ~
^ tD
99>*74 ’g = »4t gfiSa pieds. Mais ces. valeurs sont très-incertaines , parce qu’on ne voit aucune raison physique de- la règle, sur laquelle elles sont fond^, et de laquelle Uranus,. dont la. densité surpasse celle de Saturne^, a’ëcnrte sensibiemenf.. ■ . . ' i
Vénus et Mars approchent assés de la terre , pour qu'il ^ élé' possible- 4e déterminer leurs masses par les perlurbatuns 4e l’orbite lerresti^, et prinmpalement par la diminution de l'obliquité de l’écliptique, qui résulte
' (l) Mitn. J» Btriin, 17BS. 1B8.
1 lO
ASTHONOMIE PHYSIQUE
de leur aciion. Leurs masses par rapport au soleil, sont sulrant M. de La»
place, - =z -rrr, — t — — TTTTrr » suivant M. BurckhardI , — = -T~7rr- ■ " O O 36669a* O 96^3637*
, . M. de Lindenau a conclu des perturbations que l'orbite de Mer*
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cure éprouva par l'action de Vénus, — “ . Nous avons piis le milieu
O ' aôiooou ^ O ’ 36744®
5* 65. La table suivante renferme les résultats des règles précédentes.
Par rapport à la Terre
Musse
Volume
Densité
Chute des graves en i ' j
439, o4 pieds
ia8i,4
o,oia8a
o,oao33
Par rapport au Soleil
3634>®lt
3,7li58
aôtoooo
sa, 4
o,oc6i =
La teule quanlilé absolue- que renfenna la table pr^céJrnfe, est U cbute des graves à la surfaee des (danbtes, exprimée en pieds de France. Pour les masses et densités , la table ne donne que des rapports. On y ▼oit par ex. que le soleil a iô^'}go tois plus de masse que la terre, et que celle-ci est quatre fois plus dense que le soleil; mais elle m’indique pas la quantité de masse contenue dans chacun de ces globes , et l’on ne sait pas ai la terre entière est plus ou moins compacte que l'eau ou Tor. On a essayé de déterminer cela de la mauière suivante. Puisque l’attraction en raison directe des masses et en raison inverse (Tu carré de la distance est nne propriété générale de tous les corps , on parviendrait à connaître la masse de la terre, si l’on pouvait mesurer l’attraction, exercée par un corps dont k masse et la grandeur sont connues. Il est aisé de voir, que cette masse doit être fort grande, afin que aon attraction soit sensible par rapport h celle de la terre, ou à la peaanteur; on a donc choisi, pour cet effet, les grandes masses des montagnes, et l’attraction latérale qu’ellea exercent sur le fil-h-plomb d’un quart -de -cercle, dont la moindre déviation de la poailion verticale devient sensible, par les observations de la hauteur méridienne ' d’une étoile qui peste h peu près par le sénil. Si l’on a observé celte hauteur au nord et au sud d’une montagne, et qu’on ait réduit les deux hauteurs à une seule, en les corrigeant par la différence de latitude entre tes deux points oh l’on a kit les observations, la différence qui se trouver* entre les deux hauteurs malgré cette eoiTection, sera l’effet de l’attraction de la montagne sur le fil-h-plomb ; et il est visible, que ce petit angle peut servir h déterminer le rapj Mt entre les attractions de la montagne et de la terre. Or, si Pinlérieur de la montagne est assés uniforme, et sa forme extérieure assës régulière, U est aisé de mesurer son volume, sa masse, et sa densité; d'où l’on conclura celle de la terre , les dislaftres étant connues. C’est ainsi que Bouguer en Amérique, et Mashelyne en Ecosse, ont trouvé la densité moyenne de la terre deux fois plus grande que celte des montagnes, auprè» desquelles' ils avaient fait ces observstions, ou quatre h cinq fois plus grande que la densité de l’eau. La terre étant aussi quatre fois plu» dense que le soleil il c’en suit q^e la densité moyenne du soleil est h peu près égale h
113 astronomie PHYSIQUE
celle de l’eau. Si ce résultat était tûr, on aurait nue mesure absolue, qui servirait à déterminer la densité et la masse de tous les corps du système solaire, à l'aide des rapports donnés dans la table précédente. Maia ceci même ne serait, rigoureusement parlant, <qu’ua rapport, parce que nous ignorons la densité absolue de l’eau.
