TROISIEME PARTIR , CHAPITRE NEUVIÈME

spéciale, dune hypothèse purement provisoire , qui, suscep* tible d’une plus prompte institution , vienne fournir bientôt une première ébauche de l’orbite cherchée^ destinée surtout à mieux diriger l'exploration qui doit conduire a la détermination finale. Tel est l’office secondaire que l'astronomie moderné , après la grande rénovation de Kepler, a utilement conservé à l’antique principe du mouvement circulaire et uniforme, envisagé dans toute sa simplicité primitive, sans aucun pénible amendement, parce qu’on n’y voit plus qu une première' approximation des théories planétaires. Deux positions , contrôlées tout au plus par une troisième, suffisent alors à déterminer, autour du soleil , le plan de l’orbite , son diamètre , et même la vitesse de l’astre. Surtout envers une nouvelle planète , cette indication provisoire , outresa valeur propre pour suppléer actuellement à la théorie-elliptique, pourra sedlc caractériser la partie du ciel où il faut diriger f exploration qui doit y conduire. En écar- * tant irrévocablement le principe fondamental de l’ancien régime astronomique, la raison moderne n’a donc pas renoncé à utiliser l'aptitude positive qui lui était inhérente; en l’incorporant au système nouveau de la géométrie céleste, elle en a même augmenté l'efficacité réeHc, par cela seul qu’elle ne lui a conservé qu'un sens relatif et un office temporaire , ce qui a permis de le dégager des complications dont les anciens avaient dû surcharger sa -notion absolue.

Après celle appréciation du problème des planètes, principal objet de 1 astronomie , il devient aisé de comprendre la difficulté supérieure que doit offrir, en général , l’élude des satellites. Lies lois de Kepler loursont, sans doute , également applicables, mais seulement en ce qui concerne leurs mouvements relatifs autour des planètes correspondantes , comme si celles-ci étaient immobiles. Or celte manière de les étudier, qui rentrerait, en effet , dans le cas précédent .jiq saurait suffire à nos prévisions

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astronomiques , nécessairement affectées par' le déplacement simultané delà planète. C’est pourquoi le problèmedes satellites est d’une nalure'pluS compliquée que celui des planètes, comme

imposant T obligation de déterminer le résultat tinal d’un mouvement elliptique accompli autour d’un loyer qui lui-méme est animé d’un mouvement analogue, quoique moins prononcé: celte indispensable combinaison produit alors spontanément des embarras semblables à ceux qu’engendraient artificiellement les anciens épicyçles. En vertu de sa difficulté supérieure , celle seconde étude géométrique est , en général , moins avancée que la précédente. D’une autre part , elle a heureusement beaucoup moins d’importance, excepté envers la lune : tous les autres satellites sont tellement lointains qu’ils ne sauraient comporter une exploration aussi complète et aussi exacte que celle des planètes , ni , par suite., exiger des prévisious aussi précises. 11 faut donc être peu surpris que la théorie de notre satellite, Seule vraiment ca pi laie pour nous , et où les moindres erreurs deviennent appréciables à raison d’une extrême proximité, ait toujours constitué,, à tous les âges de la science , le principal embarras des astronomes.

La première approximation s’accomplit, envers les satellites, comme à l’égard des planètes , en supposant le mouvement circulaire et uniforme, mais en négligeant , en outre, le déplacement de la planète pendant une révolution entière du satellite. Or, il est aisé de concevoir que cette dernière supposition doit être fort inégalement satisfaisante’ dans les différents cas effectifs, suivant la disproportion plus ou moins faible des temps périodiques respectifs. 11 n’y a presqu'auvune erreur immédiate à procéder ainsi, par exemple, pour le premier satellite de Jupiter, qui circule en moins de deux jours autour d’une planète qui emploie douze ans à parcourir son orbite^ mais une telle approximation pourra, au contraire, devenir très-grossière en d’au-