CHAPITRE Vin

9E LA nGURE DES CORPS CÉLESTES.

Figure qui cornaient à téquilibre d'une nuisse fluide douée d!un mouvement de rotation. — Cas où le fluide est homogène* — Cas où il est composé de couches homogènes j de densités {variables de la^ur^ face €ui centre, — La figure elliptique satisfait dcms les deux cas aux conditions de téquilibre. — Varia^ tions de la pesanteur à la surface du sphéroïde. — Conséquences quien résultent relativement à la terre^ — -application de la théorie précédente à Jupiter.

^ la. Pour traiter cette question dans toute sa généralité, il faut supposer que les planètes ont été originairement fluides, de manière qu'elles ont pu prendre toutes les figures possibles, et déterminer quelle est celle à laquelle elles ont dû s'arrêter, pourarriver à Fêta t d'équilibre, sous l'influence de toutes les forces qui agissaient sur elles. Imaginons d'abord, pour rendre la question plus simple , une^ planète qui n'aurait point de mouvement de rotation , et qui serait formée d'un fluide homogène dont tous les éléments s'attirent mutuellement en raisoû inverse du carré des distances. Les différentes parties du fluide, pour se mettre en équilibre, se- seront dispo« sées autour du centre de gravité de la masse, en couches sphériques dont la densité ira en augmentant de la sur-

Sdi PRÉCIS

face au centre» à raison de la pluâ gtande pression que supportent les couches qui avoisinent ce point ; quant à la pesanteur à la surface du fluide, c'est-à-dire à la résultante des attractions qu'exercent toutes les parties du fluide sur un point placé à sa surface , elle sera constante et identiquement la même que si la masse entière de la planète ne formait qu'un point matériel placé à son centre de gravité. ( Voir la note page 523. )

Mais la figure des corps célestes est plus compliquée y le mouvement de rotation dont ils sont doués les écarte de la figure sphérique. La force centrifuge qui en résulte, va en augmentant à mesure que Ton s'éloigne des pôles , où cette vitesse est nulle ; les molécules ont donc à l'équateur une plus grande tendance que partout ailleurs à s'écarter de l'axe de rotation , et la masse fluide » en vertu de son mouvement de rotation, doit prendre la forme d'un sphéroïde renflé sous l'équateur et aplati aux pôles. La pesanteur à la surface de ce sphéroïde n'est plus dirigée vers son centre , et son intensité varie des pôles à l'équateur; pour déterminer dans ce cas la figure q]ai convient à l'équilibre, il faudrait connaître à priori la loi de ces variati<ms, qui elle-même dépend de la densité des molécules dont le fluide est composé et de leur arrangement mutuel, c'est-à-dire de la forme mêmedu corps qu'on s'est proposé de déterminer. Cette liaison réciproque des deux prindpales inconnues du problème, le rend très-difficile à traiter par la théorie, et l'on n^est parvenu à le résoudre, qu'en formant d'abco'd une hypothèse sur la figure et la constitution de la masse fluide , et en déterminant ensuite dans cette supposition la loi d'attraction de toutes ses parties, et les conditions à remplir pour^que l'équi-

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iibre puisse avoir lieu avfsc la figure arbitraire que Yim. a dioisie%

L ellipse étant après le cercle la plus simple des courbes que nous puissions concevoir , On dut d'abord supposer aux corps célestes la figure de sphéroïdes engendrés par la révolution d'une ellipse qui tourne autour de son petit axe, ou, selon l'expression géométrique, la figure d'ellipsoïdes de révolutions aplatis à «leurs pAies. Newton , en partant de cette supposition , trouva que, dans le cas d'une égale densité de tous ses éléments, le rapport des deux axes de l'ellipsoïde terrestre devait être celui de 229 à 230. Dans un ellipsoïde de révoluticm , on appelle eltiptidté ou aplatissement l'excès du plus grand des deux axes, pris pour une unité, ^ur le plus petit. L'aplatissement de la terre regardée comme homogène , serait donc ainsi de 7—.

ai 3. Newton, en donnant à la terre et aux planètes une figure déterminée , supposait à priori ce qui était en question. L'analyse a depuis justifié ce que cette hypothèse avait d'arbitraire , et elle a montré que la figure elliptique satisfait en effet aux conditions d'équilibre d'une masse fluide homogène , douée d'un mouvement de rotation , et dont tous les éléments sont soumis à leurs «ctions mutuelles. L'aplatissement du sphéroïde dépèûd «H général de la vitesse du mouvement de rotiation et de la loi d'jattraction. Dans le cas de la nature , c'est-à* dire en supposant que toutes les molécules s'attirent en raison inverse du carré des distances , l'analyse prouve que dans les sphéroïdes peu aplatis , l'ellipticité est égale à j du rapport de la force centrifuge à la pesanteur sous 1 equatetir. Nous avons vu n** 173 que ce rap-

port était ~ V^^^ '^ tetre, ce qui donne ^ à peu près pour l'aplatissei^ent du sphéroïde terrestre dans le cas de Vbomogénéité, comme Payait trouyé Newton.

L'analyse montre encore que pour le même mouyement de rotation > il y a toujours deux figures elliptiques qui satisfont àFéquilibre. Le diamètre de Téquateur, dans les deux surfaces, est plus grand que l'axe des pôles , et réquilibre n'est pas possible ayec une figure allongée vers les pôles. Enfin l'analyse assigne à la yitesse de rotation une limite au delà de laquelle l'équilibre ne serait plus possible ayec une figure elliptique. Ain^i , la plus petite durée de la rotation d'une masse fluide homogène de même densité que la terre, serait de 2^ 24' à peu près; c'est-à-dire que si la terre , supposée originairement fluide, ayait tourné sur son centre en moins de 2^ 24', il eût été impo3sibl6 d'assigner une figure elliptique telle que les attractions mutuelles de ses éléments, combinées ayec la force centrifuge , pussent ayoir une résultante perpendiculaire à la surface de la masse fluide, condition nécessaire pour assurer son équilibre.

Il est cependant important d'obseryer que quand bien même la condition précédente ne serait pas remplie à l'origine du mouyement , il ne faudrait pourtant pas conclure que l'équilibre de la masse fluide fût à jamais impossible ayec une figure elliptique. En effet , en tournant autour de son axe, la masse peut s'aplatir de plus en plus sans cesser d'être continue ; la durée de la rotation augmente ainsi progressiyement ^ et elle finit par atteindre la limite qui conyient à l'équilibre. La masse fluide après diverses oscillations se fixe alors à la forme de l'ellipsoïde de réyolution, comme si la condition re-

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lative à la vitesse de rotation avait été satisfaite dès lorigiue.

214. On détermine aisément dans lliypûthèse précé^ dente, les variations de la pesanteur à la surface du sphé^ roïde. En effet, supposons la terre entièrement fluide et homogène , et concevons dans Fintérieur de cette' Inassè deui colonnes fluides partant du centre, et dirigées l'une vers les pôles , l'autre vers un point de l'équateur : il faudra pour qu'il y ait équilibre, que les poids des deut colonnes se contrebalancent exactement; or, la première colonne étant plus courte que la seconde dans le cas de l'ellipsoïde aplati vers les pôles, il faudra par compensation que la pesanteur soit moindre à l'équateur qu'aux pôles. Réciproquement, si la pesanteur va en croissant de l'équateur aux pôles ^ on en pourra conclure, par le même raisonnement, que la figure de l'ellipsoïde est allongée dans le sens de l'équateur. Le calcul montre de plus que les poids des deux colonnes fluides, que nous venons de considérer , sont entre eux comm'e les produits de leur longueur par les pesanteurs aux points de la surface où elles vont aboutir , et comme ces poidà sont égaux dans le cas de l'équilibre, il en résulte que les pesanteurs à la surface du sphéroïde sont réciproquement proportionnelles aux longueurs des colonnes. Par conséquent dans un ellipsoïde homogène la pesanteur aux pôles est à la pesanteur à l'équateur , comme le diamètre de l'équateur esta l'axe des pèles. C'est-à-dire que sur la terre, où dans cette hypothèse le rapport des deux axes du sphéroïde est celui de 230 à 229, la pesanteur aui pôles surpasserait Ae~ 1* pesanteur à l'équateur.

598 PRÉct»

ComparoQs ce résultat aux obsarvatioDs. Nous avons Yu n» 173, que deux causes font varier la pesanteur à la surface de la terre, l'accroissement de la force centrifuge et la diminution de lattraction terrestre des pôles à Téquateur. La force centrifuge diminue la pesanteur en chaque point de la surface du globe, et cette diminution est égale à un 289* de la pesanteur k l'équateur» multi* plié par le carré du cosinus de la latitude. Les variations de la pesanteur, provenant de cette cause, s'ajoutent h celles qui résultent de ce que la terre s'écarte de la figure, sphérique, et la variation totale de la pesanteur des pôles à lequateur d'après les observations du pendule, est égale à 7^, multiplié par le carré du cosinus de la latitude , la pesanteur à l'équateur étant prise pour unité. Cette diminution , en supposant toutes le^ parties de la terre d'égale densité , serait par ce qui précède de ~ , elle est donc plus grande réellement qu'elle ne le serait dans cette hypothèse, et la terre par conséquent n'est pas un sphéroïde homogène comme nous Tavions supposé. II est naturel de penser, en effet, que la densité des couches terrestres va en croissant de la surface au centre , et nous verrons par la suite que cette condition est nécessaire pour assurer la stabilité de l'jéquiiibre des mers, qui , sans cela pourraient abandonner leur lit pour se répandre sur les continents.

ti 1 5 . Gonsidércms donc la question sous un point de vue plus général que nous ne l'avons fait jusqu'ici , et proposons-nous de déterminer la figure d'une masse fluide en équilibre, en la supposant composée de couches hétérogènes ou d'un noyau solide recouvert par un fluide, comme par exemple serait la terre , si elle était dans toute

son éteadue envahie par la mer. Glairaut prouva que > dans ces 4eux cas , 1 équilibre est encore possible avec une figure elliptique plus ou moins aplatie, selon la disposition des différentes couches de niveau et la loi de décroissement de leur densité. Dans les hypothèses les plus probables que Ton puisse faire à cet égard , pourvu que Ton siippose la densité.croissante de la surface au centre , l'aplatissement du sphéroïde est moindre qu'il ne le serait dans le cas de rhomogénéité , et plus grand que les | de celui qui répond à ce cas. Nous avons vu que 1 aplatissement d'un fluide homogène tournant autour d'un axe fixe, est égal à f du rapport de la force centrifuge à la pesanteur à Féquateur; en nommant donc q ce rapport , l'aplatissement d'un sphéroïde composé de couches hétérogènes dont les densités décroissent du centre à la surface , sera compris entre j q tt\q ; la première limite se rapportant au cas où le fluide sejrait homogène , et la seconde au cas où les parties voisines du centre étant infiniment plus denses que le reste du sphéroïde, on pourrait supposer la masse entière réunie en ce point.

Pour la terre, le rapport de la force centrifugea la pesanteur sous Féquateur est égal à ^^^ à peu près ; les Umiteft de son aplatissement , en la regardant comme une masse fliiide dont la densité croit de la surface au centre , seraient donc ^fr ^*^ 577 > nous verrons que cet aplatissement, d'après les évaluations les plus probables^ est en réalité de y~ ; cette valeur tombe entre les deux limites que lui fixe la théorie.

Qtiiint, à la variation de la pesanteur à la surface du sphéroïde , elle suit la loi ordinaire relative aux sphé-^

Foïdes ^lli{>tiques , c'est-à-dire qu^elle est proportiennette au catré du cosinus de la latitude; mais raccroissement total de sa valeur de l'équateur aux pôles est différent , et dans l'ellipsoïde hétérogène, l'excès de la pesanteur aux potes sur la pesanteur à l'équateur , est égal au double de l'aplatissement du sphéroïde, supposé homogène^ moins celui qu'il a réellement.

216. Les observations du pendule donnent —^ à peu pires pour Taccroissementde la pesanteur de Téquateur aux pâles; l'aplatissement de la terre dans le cas de l'homogénéité serait, comme nous l'avons vu, de^f^; en retranchant 'du double de cette quantité ou de 775 la fraction 7— , on trouve ~ pour Taplatissement de l'ellipsoïde terrestre dans l'hypothèse de l'hétérogénéité de ses couches. Nous avons vu que l'aplatissement réel donné par les observa-* tions était 3— à peu près; la différence entre cette valeur et la précédente provient sans doute des irrégularités qui peuvent écarter la terre de la figure elliptique» ou des causes accidentelles qui peuvent altérer la loi de la variation de la pesanteur à sa surface.

L'intervalle compris entre deux lieux situés sur lé même méricîien terrestre , et dont les verticales prolongées interceptent sur la sphère céleste un degré de grai^ cercle, constitue ce qu'on nomme un degré du méridien. Si la terre était sphérique , les degrés seraient tous de même grandeur; mais l'aplatissement de la terre fait que la longueur des degrés, mesurés à sa surface^ diffère suivant qu'ils sont situés près de l'équateur ou dans le voisinage des pôles. Les degrés du méridien croissent de l'équateur aux pôles y tandis que les rayons , menés du centre de la terre à sa surface , vont en diminuant entre

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les mêmes limites, et la loi qui règle ces accroissements et ces diminutions est la même que celle qu^n observe entre les variations de la pesanteur. La longueur du pendule étant proportionnelle à la pesanteur , la même loi doit exister encore entre les variations de ces longueurs dans les différents lieux de la terre. Ainsi les rayons croissent des pôles à Téquateur , et les degrés , Ja pesanteur et les longueurs du pendule diminuent, proportionnellement au carré du cosinus de la latitude. L'excès du rayon de Véquateur pris pour unité , sur le rayon du pôle , est égal à l'aplatissement du sphéroïde , et l'excès du degré du pôle sur le degré de l'équateur pris pour unité est égal à trois fois cet aplatissement. Enfin , l'excès dé la longueur du pendule au pôle sur sa Ion-gueur à l'équateur ^ dii^isé par cette, longueur y est égal a\ du rapport de la force centrifuge à la pesanteur a Véquateur , moins l'aplatissement du sphéroïde {i). On peut donc déterminer 'l'aplatissement de Tellipsoïdç terrestre , soit par la mesure directe des degrés du méridien à sa surface , soit par les variations de la pesanteur déduites des observations du pendule. Nous exposerons, dans le chapitre suivant, les résultats que

(1) Soit et raplatissement de la terre supposée elliptique, ^le rapport de la force centrifuge à la pesanteur sous l'équateur , en désignant par R le rayon terrestre, par G le degré du méridien, par P la pesanteur , et par L la longueur du pendule à^condes , qui correspondent à Téquateur , et par r, c, p, /, les mêmes quantités, relatives à une latitude quelconque x, on aura d'après le texte :

r = R ( 1 — * sin *x ).

c = G ( 1 + 3* sin'x ).

/) = ? [1 + (Ig— A)8in^x].

/ = L{1 + (1^— *)8in^].

Von a obtenus par ces deux moyens; nous dirons seulement ici que la mesure directe des degrés , et les variations de la pesanteur , se réunissent pour donner à la terre une figure qui s'accorde avec celle que la théorie lui assigne, dans les limites des erreurs qu'on peut justement attribuer aux irrégularités dont la surface de la terre est affectée, ou qui ont pu s'introduire à l'origine dans la disposition de ses éléments. En effet, la détermination de la figure de la terre par la théorie suppose qu'elle a exactement conservé la forme qu'elle aurait prise étant fluide pour arriver à l'état d'équilibre ; or^ les hautes montagnes dont sa surface est hérissée, la densité si diverse des éléments qui s'y rencontrent, nous montrent assez que cette supposition s'écarte beaucoup de la réalité. Sans doute des anomalies non moins grandes existent dans les couches intérieures , etTcm peut attribuer à ces causes sans cesse entretenues par les tremblements de terre, par les éruptions volcaniques, par les commotions de toute nature enfin qui agitent encore l'intérieur du globe , et que les phénomènes qui se ' passent à sa surface nous révèlent , les légères différences que présentent» relativement à sa figure, les résultats de Tobservation et ceux de la théorie. f

217. Nous venons de voir que la figure elliptique satisfait aux conditions de^l'équilibre d'une masse fluide douée ^ d'un mouvement de rotation, soit dans le cas de l'homo- ^1 généité, soit dans le cas plus étendu d'un fluide composé ^ de couches hétérogènes dont la densité croît de la surface }\ au centre. Mais la figure elliptique est- elle la seule avec laquelle l'équilibre soit possible , ou, en d'autres termes , ne se pourrait-il pas que les corps célestes , en )

DASTAONOMIE. 603

vertu dçs forces qui les animaient à l'origine du mouvement , eussent pris , pour arriver à Tétatde fixité où ils sont aujourd'hui, des figures très-difiérentes de celles que la théorie précédente leur suppose? Cette question, dans toute sa généralité, surpasse les forces de l'analyse , et jusqu'ici elle n'est parvenue à y répondre qu'en la limitant au cas particulier où l'on suppose la figure primitive de la masse fluide que l'on considère, peu différente de celle de la sphère , et la force centrifuge qui résulte du mouvement de rotation peu considérable. On démontre alors^ par la méthode des développements en séries , que, quelles que soient les densités des différentes couches du fluide , pourvu que leur aplatissement soit très-petit , la masse fluide prend , dans ce cas , la figure d'un ellipsoïde de révolution ; l'ellipticité de ces difiérentes couches diminue tandis que leur densité va en croisssant, de la surface au centre. Or , l'hypothèse sUr laquelle ce résultat est appuyé , est conforme à la nature des corps célestes , puisqu'ils s'écartent en général très-peu de la forme sphérique , et qu'il est permis de présumer que leurs éléments, en. se rapprochant par la condensation, ont conservé entre eux la même disposition quils avaient à l'état fluide. Tous les résultats que nous «venons de déduire des lois de la mécanique relativement à la figure d'équilibre d'une mdisse fluide douée d'un mouvement de rotation, et à la loi de la pe-^ sauteur à sa surface , peuvent donc être regardés comme immédiatement applicables aux corps du système planétaire , en supposant à leurs molécules un état de fluidité parfaite à l'origine du mouvement, a 18. Le système de Tattractionnous fournit des notiou&

précises non seulement sur la figure de la terre , c'est-àdire sur Farrangement mutuel des éléments qui la com^ posent, mais encore sur leur nature intime. Le rapport de la masse de la terre à son volume nous a fait connaître sa densité relative àcelle dusoléil,nol83» maisjusqu'icinous n'avons eu aucun moyen de déterminer sa densité absolue, c'est-à-dire le rapport de sa densité moyenne ccwnparée à celle d'une substance de sa surface qui nous soit connue. Pour la mesurer , on s'est servi de l'attraction qu'une montagne , supposée d'une masse très-considérable , peut exercer sur les corps qui sont placés dans son voisinage. En effet, les montagnes qui couvrent là surface de la terre sont toutes très-petites, il est vrai* relativement à sa masse entière; mais comme nous pouvons approcher aussi près que nous le voulons de leur centre d'action , il en résulte que cette action peut se manifester dans les phénomènes relatifs à la pesanteur. Ainsi, par exemple, le prolongement du fil à plomb dans le voisinage d'une montagne , n'ira pas rencontrer le ciel au zénith de l'observateur ; il s'en écartera en sens opposé des deux côtés de la montagne , en sorte que si tout est semblable de part et d autre, soit relativement à l'éloignement de l'observateur, soit relativement à la. forme de la montagne , la distance angulaire des deux étoiles où aboutira le fil à plomb sera augmentée du double de la déviation. Cet effet sans doute sera très-peu considérable à cause de la faible étendue des montagnes relativement à la masse entière de la terre, mais la précision des observations modernes suffit pour le rendre sensible. Lorsque l'angle de déviation est ainsi déterminé, les principes de la mécanique fournissent une

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fonnule très^simpie qui donne le rapport de la densité de la masse attirante à celle de la terre d'après celui de leurs dimensions' respectives ; on peut donc en conclure la densité moyenne de la terre comparée à la densité moyenne des matières dont la montagne est composée. Cest par une suite d'observations de ce genre que Bouguer , dans le voyage qu'il fit au Pérou pour mesurer la longueur du degré sous l'équateur , détermina Fat* traction d'une montagne très-élevée, et trouva que l'effet qui en résultait sur la déviation du fil à plomb surpassait 6". Maskeline a renouvelé cette expérience sur les montagnes d'Ecosse , et il en conclut que la moyenne densité de la terre était à peu près double de celle de la montagne, et égale à environ quatre ou cinq fois ceile de l'eau.

On voit que cette manière de déterminer la densité de la terre suppose que l'on connaît avec exactitude celle de la montagne sur laquelle on fait l'expérience. Gavendisb s'est servi d'un autre procédé pour l'obtenir. Il l'a déduite de l'attraction qu'exerce une sphère métallique dont la nature et les dimensions sont données, sur les objets extérieurs ; attraction qu'il est parvenu à rendre sensible à l'aide d'un instrument dont on se sert en physique pour mesurer les forces très-petites et qu'on appelle balance de torsion. On conclut de là le rapport de la force d'attraction de la sphère à la pesanteur, et par suite le rapport de la masse de cette sphère à celle de la terre. D'après cette expérience, la densité moyenne de la terre serait à celle de l'eau à peu près comme 11 est à % ce qui s'accorde avec la valeur précédente aussi bien qu'on peut l'espérer d'expériences aussi délicates. Nous

verrons en parlant du flux et du reflux de TOcéan , 4|ue la stabilité delà mer exige que la densité moyenne de la terre surpasse celle de Teau; si cette condition n'était pas remplie, si la mer, par exemple, était formée d'une couche de mercure , Faction du soleil et de la lune au lieu d'oscillations périodiques , y produirait un mouvement progressif qui la ferait sortir de son lit pour se répandre sur les continents. Les notions que nous avons acquises sur la densité moyenne de la terre doivent donc nous rassurer entièrement à cet égard»

Nous avons vu que les variatioifô de la pesanteur à h surface de la terre supposée elliptique , sont propor-^ tionnelles au carré du cosinus de la latitude; c'est à l'aide des observations du pendule que l'on détermine l'intensité de la pesanteur en chaque lieu du globe ; mais si l'observation est faite dans le voisinage de quelques grandes chaînes de montagnes , comn^e près des Alpes ou des Cordilières, par exemple , il en pourra résulter des irrégularités dans la loi de la variation de la pesanteur, et la terre semblera s'écarter sensiblement de la figure elliptique dans une étendue de terrain plus ou moins considérable. Il en serait de même si, par quelque cause fortuite, la densité du terrain , clans le lieu où se fait l'observation , différait beaucoup de la densité générale de la surface terrestre; la pesanteur en serait augmentée ou diminuée plus qu'elle ne devrait Têtre dans l'hypothèse d'une parfaite régularité dans la nature du sol. Il est donc nécessaire , lorsqu'on emploie les observations du pendule à la détermination de la figure de la terre, de mettre le plus grand soin à éviter les deux causes d'anomalie que nous venons de signaler.

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a 19. Jupiter est k seule des planètes dontraplatisse^ ment ait pu être déterminé par l'observation avec quelque certitude; c'est même Vellipticité sensible de cette planète qui donna aux astronomes la première idée de Fa* platissementxlela terre. En supposant toutes les parties de Jupiter d égale densité , on trouve que le rapport du diamètre de Téquateur à l'axe des pôles , serait égal à 1,10967 ; ce rapport, d'après les observations de Pound, serait 1,0771 ; Jupiter est donc moins aplati que dans le cas de Thomogénéité , il est donc composé de couches hétérogènes dont la densité va en augmentant, comme celle de la terre, de la surface au centre. L'aplatissement de Jupiter, d'après les observations, serait 0,07158 ou 77, c'est-à-dire plus de vingt fois celui de la terre , conséquence nécessaire de ce que son mouvement de rotation est beaucoup plus rapide. Ainsi Jupiter s'écarte beaucoup plus que la terre de la figure de la sphère ; en le supposant composé de couchés homogènes dont la densité augmente de la surface au centre , son aplatissement doit être compris, n® 215, entre | et } du rapport de la force centrifuge à la pesanteur à l'équateur de cette planète ; on trouve que ce rapport est égal à ,^ à peu près, ce qui donne ^\ et ~ pour les limites de l'aplatissement , la fraction — tombe entre ces deux quantités; l'aplatissement de Jupiter est donc compris dans les limites que la théorie lui assigne.

Nous avons vu que, dans le cas de l'homogénéité; Tellipticité de la terre serait de ^ ou 0,00&'33/i'; celle de Jupiter dans le inéme cas serait de 0,09883 ; en supposant donc que Jupiter et la terre soient de même densité, leurs aplatissements seront entre eux comme

0,0988à est à 0,00<^334. Si, d'après les observations , on fait raplatisseroent de Jupiter de p^, on trouvera ^ à peu près pour Taplatissement de la terre , ce qui s'é<*loigne peu de la valeur j^ qui est donnée par la mesure des de^és du méridien et par le concours des autres phénomènes. L'analogie que cet accord établit entre la figure de la terre et celle de Jupiter, montre avec évidence que la même loi a présidé à la formation de tous les corps célestes.

Dans le chapitre suivant, nous comparerons la figure de la terre , telle qu'eUe résulterait de la théorie précédente, à celle qu'on déduit des observations directes faites à sa surface. Les autres planètes sont trop éloi-^ gnées , et leur aplatissement est trop peu sensible pour que TobserVation ait pu jusqu'ici fournir les données nécessaires pour établir par rapport à elles une comparaison semblable. Il en est de même de la lune , qui se présente à l'observateur comme un corps à peu près sphériquc, les conséquences qui résultent des lois de sa libration sont les seules donnée^ que nous ayons sur sa véritable figure.

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