CHAPITRE III

Détermination fondamentale des masses des principaux astres intérieurs, complétée par Intimation de la* moyenne densité de la terre.

Avant de consacrer les trois derniers chapitres de ce traité à

apprécier directement la constitution générale de la mécanique céleste d’après le principe de la gravitation, il faut d’abord caractériser sommairement on préambule indispensable, qui a beaucoup ocoupé les géomètres , quaut à la composition habituelle des gravitations élémentaires.

Puisque toutes les molécules de notre monde gravitent les unes vers les autres , l’action mutuelle de deux astres quelcou-

ques résulte donc toujours du concours final d’une infinité de forces partielles, qu’il est nécessaire décomposer çn une seule, afin de se former une idée nette de cet effet total , comparé à d'antres semblables. Mais cette composition offre, par sa nature, de grandes difficultés mathématiques , qui seraient même insurmontables si la figure des corps devenait très-compliquée. Heureusement , la foême presque sphérique de la plupart de nos astres apporte d’extrêmes simplifications à la partie vraiment usuelle de cette étude préliminaire. On peut même se borner le pins souvent à l’emploi des deux théorèmes , éternellement prér deux, par lesquels Newton a ébauché cet ordre de recherches, en y considérant seulement des sphères homogènes, ou du moins composées de conchcsconcentriques homogènes, dont la densité varierait d’ailleurs arbitrairement de l’unc.à l’autre. Envers de tels corps, il C9t aisé de sentir que la résultante générale des gravitations partielles sera toujours dirigée suivant la

ligne des centres -, car, en considérant d’abord l’action d’un tel

globe sur un point extérieur, los actions égales que ce point éprouve de la part de deux éléments sphériques symétriquement placés autour de la droite qui le joint au centre se composent évidemment suivant cette direction , qui devient donc celle de l’action totale du globe j dès lors , un semblable raisonnement, pris en sens inverse, conduira aussi à la même conclusion pour la gravitation mutuelle de deux globes. Une pareille marche détermine également, mais avec plus d’embarras mathématique, l’intensité de la résultante générale. On trouve alors , d’abord à l’égard d’un point, et par suite envers un globe, qu’il existe une telle compensation entre les gravitations provenues des parties les plus rapprochées et celles qui viennent des portions les plus éloignées , que'leur action totale est exactement la même que si toutes étaient réunies au centre correspondant. De là résulte donc le premier théorème de Newton sur la gravitation des globes : l’action mutuelle de tels corps est la la même que si leurs masses étalent entièrement condensées à leurs centres. Le second théorème consiste en ce que tout point placé à l’intérieur d’une couche sphérique homogène s’y trouve toujours exactement en équilibre de gravitation enVrfrs l’ensemble de cette couche. 11 est facile, en effet, de constater géométriquement, d’après la loi fondamentale , que les éléments opposés exercent sur ce point des actions parfaitement équivalentes , par la compensation spontanée entre les masses et les distances. On en conclut que ,1 en dedans d’un globe ainsi constitué, la gravité suit une tout autre loi qu’au dehors, puisqu’elle n’est due , envers chaque point , qu’aux couches placées au-dessous de lui ; d’où il résulterait que , dans l’intérieur de la terre, la pesanteur deviendrait proportionnelle à la distance au centre , si toutes les couches avaient la même densité. Mais, la fausseté reconnue d’une telle supposition, et notre invincible ignorance sur la vraie loi suivant laquelle chaogcla densité en

passant d’une couche à l’autre , ne notis permettent point de déterminer, en aucun cas effectif, en quoi consiste alors la nouvelle loi de Ja pesànteur. .

Sans insister davantage sur ces études purement préliminaires, dont il fallait seulement indiquer ici la nature et la position , commençons directement l’appréciation méthodique des nouvelles notions astronomiques, jusqu’alors ^accessibles, qui résultent de la mécanique céleste.

La première et la plus importante de ces acquisitions consiste dans la détermination positive des masses respectives de nos différents astres. Ce chapitre sera totalement copsaeré à l’examen dccctlc grânde rechêrche, aussi fondamentale pour la mécanique céleste que l’est, en géométrie céleste, l’estimation des distances) puisque ces deux évaluations constituent, par leur nature, les deux éléments essentiels que le principe de la gravitation assigne à la mesure générale de chaque force astronomique.

Qaoiquc la détermination des masses célestes semble d'abord inaccessible à ceux-là mêmes qui ont déjà compris celle des distances , la théorie de,la gravitation fournit , à oct égard , trois méthodes différentes , qnc nous devons ici caractériser sommaiment, dans l’ordre de leur généralité décroissante ou de leur facilité croissante.

La seule qui convienne pleinement à tous les astres consiste à apprécier, autant que possible , la part effective de chacun d’eux aux perturbations des autres. Cfes modificationsdépendent toujours, envers chaque corps perturbateur, de deux éléments essentielsdont l’un, variable, la distance , est déjà suffisamment connu, en sorte que l’autre , constant , la masse , peut se^ mesurer d’après l’observation do l’effet produit. Mais; oufre sa complication naturelle , ce procédé est souvent incertain, parce que chaque perturbation appréciable n’est pas ordinairement duc à une seule masse : quand elle provient à la fois de plu-

sieurs corps, qui y participent presque également, la répartition du résultat effectif entre les diverses niasses influentes doit devenir fort embarrassante. Toutefois , la Constance naturelle des masses cherchées permet d’appliquer celte méthode à leur détermination simultanée, pourvu qu’on étudie un égal nombre de perturbations distinctes qui leur soient exclusivement , ou du moins essentiellement, attribuables. On pourrait. même, dans la stricte rigueur mathématique , estimer ainsi à la fois toutes les masSes de notre monde , en accumulant suffisamment les perturbations employées : mais les calculs deviendraient alors inextricables. 11 est d’ailleurs évident que la diversité et la multiplicité des perturbations, qui peuvent affecter chacun des six éléments irréductibles du mouvement elliptique de chaque astre , doit offrir à ces péniblesopération^dc nombreux moy ens de vérification. Néanmoins , on né compte pas aussi précisément sur les masses qui n’ont pu être évaluées que de Cette manière que sur celles qui ont comporté l’emploi des autres modes d’eslimation. '

Pour compléter cette sommaire appréciation, il importe, soûs le simple aspect logique, d’y joindre l'indication d’une nouvelle marche proposée, de nos jours, parM. Poinsot,afin de déterminer à la fois toutes les masses inconnues d’après l’exploration spèciale du genre de perturbations le plus propre à une telle recherche, celles relatives aux aires que décrit, en un temps donné, chaque astre de notre monde autour du centre de gravité général , qu’oif peut confondre sans erreur sensible avec le centre du soleil. Un grand théorème universel de mécanique rationnelle apprend que , quoique Chhcune de ces aires puisse isolément varier par l’action mutuelle ’des corps du Système, il s’opère toujours une telle compensation entré toutes ces variations simultanées, que ,1a somme des produits de ces aires par les masses correspondantes demeure nécessairement

invaridblfe, du moins en projetant toutes les aires sur un mémo plan quelconque, cl les prenant d’ailleurs pour additives ou soustractiyes selon le sens de leur description. D’après cela, il suffirait de mesurer, à deux époques distinctes , toutes les airès alors décrites , et l’équivalence des deux sommes ainsi formées fournirait aussitôt une Relation entre les rtiasscs constantes qu’il s’agirait de trouver : si donc le nombre de ces équations devenait égal à celui des inconnues , toutes les masses pourraient être simultanément déterminées par ce seul moyen. Cette méthode , d’ailleurs pleinement rigoureuse , est d’autant plus remarquable, qu’elle reste, par sa nature, entièrement indépendante de la loi effective de la gravitation ; en sorte que, si jamais on l’applique, la conformité de ses résultats avec ceuy déduits dés perturbations ordinaires, où cette loi domine, fournirait une confirmation, aussi décisive qu’inespérée, quoique maintenant surabondante , de l’intime réalité de la théorie newtonienne. Mais la nécessité d’écartér assez les époques comparatives pour qüe les aires partielles aient pu varier , afin que les relations ne deviennent pas insignifiantes, et cif même temps lé grand nombre dé ces comparaisons reculent à quelques siècles l'application effective d’un tel procédé, auquel notre passé astronomique ne fournirait. que bien peu d’éléments, vu l’institution presque récente d’une exploration aussi précise que l’exige une opération aussi délicate : en sorte que cette intéressante conception restera longtemps réduite à un simple office logique, comtno caractérisant le mode le plus rationnel d’une telle recherché générale.

îl faut, en second lieu, Considérer le moyen très-simple heureusement imaginé par le fondateur delà mécanique céleste, et qui convient à toutes les planètes escortées d’un satellite. Cette théthOde consiste à comparer çonvenabienrenl , én un même temps, fâ chute du satellite’ vers la planète à celle du là

planète vers le soleil , en regardant les mouvements comme circulaireset uniformes, ce qui suffit ici presque toujours. Chacune de ces gravitations , alors mesurée par la règle d’IIuyghenssur la force centrifuge, est en raison directe du rayon de l’orbite et en raison inverse du carré 'du temps périodique. A la vérité, avant de lcs.comparcr il est indispensable do les ramener d’abord à la rnéiqc distance, suivant la loi fondamentale; ce qui revient à multiplier phacune de ces fractions par lé carré de son numérateur. On a donc finalement à comparer les rapports qui existent , des deux côtés , entre le cube du rayon de l’orbite et le carré du temps périodique; les masses respectives du soleil et de la planète seront entre elles comme cçs deux fractions, qui mesurent les pesanteurs résultées de ces masses. Toutefois, en instituant ainsi le rapprochement , on néglige la masse du satellite par rapport à celle de la planète , et celle-ci envers celle du soleil, puisque chaque pesanteur n’est pas strictement proportionnelle à la masse de l’astre principal qui la produit, mais à la somme des masses de celui-ci et de celui qui l’éprouve..Or, si l’on opérait une telle rectification, le calcul proposé deviendrait insuffisant comme contenant, outre le rapport cherché de la masse planétaire à la masse solaire, la masse relative du satellite envers la planète; en sorte qu’une telle comparaison ne pourrait déterminer à la fois ces deux inconnues. Néanmoins la constitution effective de notre monde permet toujours de procéder ainsi sans aucune erreur sensible, tous les satellites étant réellement très-petits relativement à leurs planètes, ta masse de Jupiter, déterminée de cette manière par Newton, n’a subi qu’une rectification presque insignifiante, d’après l’ensemble des moyens qui y ont été ensuite appliqués pendant un sièclo et demf.

Examinons enfin, au sujet des masses planétaires, le modèle plus facile et le plus précis, mais aussi le plus particulier de

tous, puisqu’il se- trouve naturellement limité à la planète qu’habite l'observateur. 11 est au fond y très-analogue au précédent ; car il consister comparer aussi , en lin temps donne, la chute de la planète vers lesoleil , estimée comme ci-dessus , à celle, directement observée , des poids qui tombent sur la surface de la planète. La manière de procéder reste donc la même , et la réduction indispensable des deux forces à une commune distance s’accomplit pareillement • il n’y a de différence réelle qu’en ce que la pesanteur explorée , surtout par la mesure ordinaire de la longueur du pendule à secondes , remplace alors, avec beaucoup d’avantage, le satellite précédemment considéré : on ne peut plus éprouver ainsi aucun scrupule à négliger enfièrement la masse auxiliaire. C'est par là que la masse relative de la terre envers le soleil est nécessairement devenue la mieux connue de toutes nos masses planétaires, comme comportant seule l’emploi simultané des trois moyens d’évaluation.

Par ces divers procédés, oh a successivement déterminé,

pendant le dernier siècle, les masses de K>us les principaux

astres de notre monde. On peut assurer aujourd'hui que celles

qui nous sont encore inconnues ne nous offrent réellement

presque aucun intérêt essentiel : car elles ne nous échappent

qu’eo vertu même de leur extrême petitesse , qui , d’une autre part , les prive de toute grave influence mécanique. Si jamais quelqu’une d’entre elles produisait des perturbations appréciables , leur mesure fournirait aussitôt , à son égard', une base d'évaluation. C’est ainsi que l’on ignore essentiellement jusqu’ici les masses des quatre planètes télescopiques , celles de tous les satellites autres que la lune, sauf une certaine approximation envers ceux de Jupiter, et enfin celles de toutes les comètes.

Voici maintenant le tableau numérique des résullatscsscnticls de ces études fondamentales, en prenant pour unité la masse

terrestre. Ainsi se trouve graduellement complétée ici la statistique astronomique qui doit permettre à chaque lecteur de se

rendre familière la vraie constitution géométrique et mécanique de notre monde.

Le Soleil

Mercure

Vénus

La Terre

Mars

Jupiter

Saturne

l/ranus. . r*-. . .

La Lune

Sauf la prépondérance nécessaire de la masse centrale, dont l’énormité était annoncée par la petitesse effective des perturbations planétaires , ces nombres réels ne correspondent à aucune indication rationnelle. Leur ordre d’accroissement ne se lie d’ailleurs ni à l’ordre des distances, ni à celui des volumes. Kepler, qui éprouvait , à un degré si exorbitant, le besoin in stinctif de trouver partout des analogies , avait cru , longtemps avant qu’aucune détermination de ces masses fût devenue possible , qu’elles devaient correspondre aux volumes de telle manière que la densité moyenne décrût toujours en s’éloignant du soleil : il osa même annoncer la loi mathématique de celte variation , en raison inveésc de la racine carrée de la distance. Il serait superflu d’insister sur une conjecture aussi dépourvue de tout fondement, et qui ne mériterait aucune mention, si elle émanait. d’une source moins éminente. Chacun peut d’ailleurs s’assurer aisément, en comparant ces masses aux volumes correspondants , qu’ri n’existe pas même un décroissement continuel des densités.

Ontre l'estimation des densités moyennes, les nombres précédents peuvent être reproduits , sous diverses formes équivalente», par d’autres combinaisons avec quelqu’un dé nos tableaux antérieurs. La plus intéressante de ces combinaisons consiste dans la mesure comparative de l'intensité de la pesanteur à la surface de chaque astre dont la masse et le rayon sont connus. Il suffit alors, suivant la loi fondamentale, de comparer entre elles lès diverses fractions formées en divisant chaque masse par le carré du rayon’ correspondant. C’est' ainsi, par exemple, que la gravité doit être environ 28 fols plus énergique sur le .soleil cl 6 fois plus faible sur la lune qu’elle ne l’est à la surface de la terre (1).

Pour compléter la détermination fondamentale de nos principales masses célestes , il reste à considérer la manière de les comparer à nos propres unités de poids , en expliquant comment la théorie delà gravitations permis également d’estimer ainsi le poids" total de la terre ou sa densité moyenne.

Cette hardie évaluation , presque inutile à l'astronomie, mais fort importante dans l’ensemble de la philosophie naturelle , résulte , comme les précédentes , d’une exacte comparaison entre la pesanteur principale duc à*la masse terrestre et quelque

(1) La tune étant le seul astre assez rapproché pour que des projectiles lancés par les volcans dé sa surface puisseut parvenir- jusqu'à noué , on a été conduit à déterminer, d’après les masses respectives, la force d’impulsloil verticale qui pourrait produire tin tel effet En ayant convenablement égard à la faible pesanteur lunaire et à sa notable diminution graduelle à mesuré que le poids s’approche du point où la pesanteur' terrestre commence à prévaloir, Lagrange a calculé que , pour dépasser un peu ce point , de manière à retomber ensuite spontauément sur. la terre et non sur la lune, il suffirait que la vitesse initiale du' projectile fiU égale. à celle qui résulte de nos plus puissantes bouches à feu. Une impulsion aussi médiocre , d’ailleurs notablement secondée par l'absence de résistabce atmosphérique, a permis de conjecturer que quelques-uns de nos aérolitlies ont peutiétrc une telle origine, quoique rien ne soit d’ailleurs démontré juscju’ici sur un phénomène aussi imparfaitement apprécié) •'

pesanteur secondaire vers quoique masse spontanément'apprécfableà nos pesées directes ou indirectes. Là difficulté consiste à obtenir ainsi des gravitations qui ne deviennent pbs imperceptibles sous rénévitable prépondérance de l’action totale du globe.

On a -d’abord introduit , à cet égard , il y a un sièele , un premier moyen d’appréciation, foqdé sur la minime altération que le Voisiqage des grosses montagnes apporte quelquefois à la direction normale de la pesanteur. Dans le célèbre voyage relatif à la figure de la terré , Bouguer crut reconnaître quelque dérangément occasionné à ce sujet, près de’ Quito., par une roche considérable , dont l’extrême proximité compensait assez * la faible masse relative pour modifier un peu la situation d’équi-" libre du fil-à-plomb. Cette situation , toujours perpendiculaire à la surface générale de la terre, .peut-être exactement prévue d’avance, envers chaque lieu, d’après ses coordonnées géogra- « phiques , en ayant même égard, s’il le fallait, au léger défaut

de sphéricité. Pouvant ainsi connaître le zénith vrai de la station proposée, indépendamment de toute observation directe du filà-plomb, si celle-ci ne fournit pas exactement le même résultat, la différence mesurera la petite déviation résgltépdèlq roche voisine r quand on aura d’ailleurs pris convenablement toutes les précautions propres à garantir qu’elle n’a pas d’autre source. H dévient dès lors possible de déterminer le rapport de la masse de ce corps à celle de la terre , puisque cette déviation permet d’estimer immédiatement le rapport dé la force perturbatrice à la pesanteur ordinaire; car, celte comparaison , où les. centres d’action respectifs sont placés à des distances déjà connues , né contient d’ailleurs d’autre élément inconnu que cette proportion des masses. C’est ainsi que des altérations de 4 à 3 secondes observées par Maskelynê dans la direction du fil-àplomb auprès de certaine? montagnes d’Ecosse, avaient autorisé

à conclure, de l'ensemble d W,tcl calcul, que la moyenne densjté de la terre est environ 4 fois plus grande que celle de l’eau.

Mais, qutre l’incertitude inhérente à la mesure très-délicate

d’une aussi minime perturbation , celte première méthode ne coniporte point assez de précision , parce que la masse comparative y est nécessairement mal estimée, le poids de la roche ne pouvantjôtre que conclu grossièrement de' son volume et de la pesanteur spécifique do ses couches superficielles.

Un second moyen très-préférable résulte de la comparaison de la masse terrestre à une masse purement artificielle , dès lors susceptible d’une scrupuleuse mesure. Toute la' difficulté consiste , en principe , à instituer l'expérimentation de façoü à rendre sensible la minime gravitation qu’un tel corps peut exercer sur un petit poids suspendu de manière à neutraliser l’action prépondérante de la pesanteur proprement dite, par exemple , sur deux balles de plomb placées aux extrémités d’ùn long levier horizontal, exactement soutenu en son milieu par unül métallique vertical. Or, cette manifestation est devenue possible en ÿ employant le précieux instrument que l’illustre physicien Coulomb imagina d’abord, sous le nom caractéristique de balance de torsion, pour la mesure des actions électriques, et qui convient , en général , à l’exacte appréciation de toutes les petites forcesquelconqucs, qui s’y trouvent en équilibre avec la torsion croissante du fil qui supporte le levier qu’elles affectent. Convenablement placées dans cet appareil , deux grosses sphères de plomb , agissant en sens contraire afin de doubler l’effet,, exercent envers les balles qui terminent ce levier une gravitation assez ptanoncéc pour les écarter sensiblement de leur situation primitive , de manière à déterminer une nouvelle position d 'équilibre, autour de laquelle le levier exécute des oscillations horizontales, dont le nombre, en lin temps donné , comparé à sa longueur, permet d’évaluer, c* marne envèrg le pendule

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vertical ordinaire, la force qui fes produit. Tel est le principe général de l'iinnior telle expérience imaginée par Cavendish pour déterminer le poids de la terre , et qu’il accomplit heureusement avec toutes les précautions inouïes qu’exigeait l’c^tréme délicatesse d’une telle opération, et que pouvait seul lui permettre le noble emploi d’une grande fortune. 11 en est finalement résulté que notre globe pèse 5 £ fois autant qu’un pareil globe d’eau ; ou, en d’autres termes , que sa densité moyenne est 5 ï , sensiblement supérieure à celle plus grossièrement déduite du procédé précédent. . .

Cette grande application spéciale de la théorie de 'la gravitation est d’une importance vraiment fondamentale pour l’ensemble des spéculations si restreintes que nous pouvons tenter avec une, vraie rationalité sur la constitution géuéralc du globe terrestre-Un tel, renseignement étant le seul positif que nous ayons pu jusqu’ici obtenir à co sujet, toutes les conjectures correspondantes doivent y être soigneusement subordonnées. Le contrôle général qu’il fournit péul surtpbl sufliro à écarter radicalement des hypothèses inconciliables avec la notable supériorité ainsi constatée de la densité moyenne du globe sur celle des couches qui composent sa surface , formée d’eau en majeure partie. C’est ainsi, par exemple, qu’on renverse aussitôt, les suppositions d’après lesquelles l’intérieur de la terre serait csscUlielletnent vide et entouré seulement d’une mince croûte solide : car, il faut évidemment , d’après la grande expérience de Çavcndish, que la densité des couches terrestres, croisse toujours de la surface au centre , au moins dans l’ensemble des cas. Toutefois , pour ne pas dépasser, à cet égard , les étroites limites d’une logique vraiment positive, que notre puérile curiosité est si souvent tentée de franchir, il importe de noter ici que cette condition nécessaire , quoique excluant beaucoup d’hypolhpses , est naturellement compatible avec une infinité d’autres : elle ne tond

pas même à déterminer réellement l’état physique i\çs couches intérieures , qui pourraient ainsi être indifféremment solides , liquides , ou iRêinc gazeuses. A la vérité , tandis que nous connaissons des liquides plus denses que divers solides , notre expérience ne nous offre jamais de gaz plus denses que des liquides ; et notre imagination . toujours réglée involontairement sur nos impression? ordiuafires, se refuse presque à le supposer. Mais ccUc^ifticullé pe tiçnt , sans doute, qu'au peu de variété de nos circonstances habituelles, d’après lesquelles nous ne pouvons comprimer assez un gaz pour le rendre plus dense que l’eap, sans

l’avoir auparavant liquéfié ou même solidifié , parce que nous

n’opérons pas à qne assez haute température. Si , au contraire, suivant une conjecture très-plausible, les couches centrales du globe sont soumises à , une intense chaleur, l’énorme pression qu’elles supportent perraet'évidemment d’y concilier la supposition de l’état gazeux avec celle d’une forte densité, analogue ou supérieure à celle de beaucoup de solides.

Afin de mieux caractériser f efficacité rationnelle, surtout critique, que comporte la grande notion expérimentale obtenue par Cavendish , quand les conséquences lointaines en sont poursuivies d’après une logique toujours positive , je crois devoir ici l’appliqper spécialement à la discussion sommaire d’une conjecture scientifique, ingénieuse mais superficielle, hasardée par le célèbre Cuvier, sur le véritable état chimique de plusieurs substances regardées aujourd'hui comme simples.

Cet illustre naturaliste , considérant que, parmi ces éléments, quelques-uns étaient extrêmement rares et d’autres fort abondants , a présumé que les premiers, quoique actuellement iudécomposés , ne devaient constituer quç des combinaisons exceptionnelles de certaines substances vraiment élémentaires, attendu que tous les divers éléments réels doivent se trouver à pen près également disséminés. Or, il est certain que cette

conjecture, quelque plausible qu’elle paraisse d’abord ,çst , au fond , irrationnelle, comme contraire à la grande expérience de Cavendish, que l’auteur n’ignoraif pas, puisqu’il la rapporte et l’apprécie dans le mémo écrit où il a' consigné incidemment cet aperçu. En effet , même en accordant le principe» d’aiHeurs très - prccairo ; de l’égale dissémination des vrais éléments terrestres, On doit reconnaître' que Cuvier en a fait ainsi une application radicalement vicicuso, en le restreignant aüxtouches'superficiellès qui seules nous sont appréciables , au lieu de l’clendrc à l’ensemble du globe, envers lequel seulement il peut devenir plausible. Loin que’ nous puissions regarder les divers éléments comme devant être également répandus à la surface de la terre > nous sommes, au contraire, pleinement autorisés, d’après l’expérience de Cavendish , à penser que les substances les plus légères doivent y abonder davantage, tandis que les plus lourdes doivent prévaloir de plus en plus vers le centre : or on peut remarquer que ees matières, signalées comme spécialement rares, sont pour la plupart fortdênses. D’un autre côté, la vie n’étant possible qu’à la surface du globe, les éléments qui concourent surtout à la composition chimique des corps vivants, c’est-à-dire finalement ceux de l’air et de l’eau, principales bases premières de la nutrition , d’abord végétale et puis animale, doivent naturellement se trouver plus répandus à la surface qu’à l’intérieur : or ce sont aussi , en général , les plus légers. Tous les motifs essentiels 'que peut aujourd’hui fournir l’éùsemblc des connaissances naturelles concourent donc à représentée comme pleinement normale la disproportion d’abondance où Cuvier a puisé trop légèrement une induction irrationnelle contre Tétât vraiment élémentaire de certaines substances. Cet exemple est irès-propre à montrer Comment le judicieux emploi du document fondamental obtenu par Cavendish sur le poids réel de notre planète peut fournir

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