Wlais masse solaire , doit done se mouvoir darts line orbite ellif)- 

 Itiquc Ires allong^c > dont la masse predominante occupe un des 

 foyers. 



65. Tandis que la masse solaii*e s'avancc vers son pMastr^, 

 lle s'approche de la forme rieguiierc convenable a son equi- 

 libre , celle d'un sph^roide allonge vers la masse attirante , ct 

 plus cffile de son cote que du cote oppose. 



66. Si , dans son mouvemenit de translation , la masse solaire 

 iTut restee parallele a elle-meme; ce mouvement eutporte, ert 

 avant du rayon vectcur > rhemisphcre eclaire, et laisse en arriere 

 i'autre hemisphere. Mais, a mesure que son grand diametre 

 s'ecarte du rayon vecteur , I'attraction exterieure tend a I'y ra- 

 mener; elle imprime ainsi ,a la masse solaire j autour de son 

 centre, lin mouvement de rotation , en sens inverse acelui dans 

 lequel s'est opere I'ecartement, et, par consequent, dans le 

 m^me sens (Jue s(>h mouvement de translation. 



Pour fixer les ideeSj supposOns un observateuf place, au centra 

 de la masse predonlinante , perpendiculairement au plan de 

 i'orbite solaire > et de telle sorte que le mouvement de la masse 

 solaire ait lieu , pour lui , de droite a gauche. Cela est toujours 

 possible , car si , dans une position > I'observateur voyait le mou* 

 vement s'operer de sa gauche a sa droite , etant renverse il le 

 Verrait de sa droite k sa gauche* 



Parallelement au premier obsefvateur , et dans le m^Jne sens j 

 placons en un second au centre de la masse solaire. L'hemisphere 

 eclaire , porte en avant du rayon vecteur, s'entrouvera ecartd 

 vers la droite de Ce dernier observateur , et tendra a <etre raiiiene 

 vers sa gauche. L'hemisphere obscur , laisse en arriere du rayon 

 vecteur , s'en trouvera encore ecarte sur sa droite , quand il se 

 tOurnera vers lui. Le mouvement genei^al de rotation , alors 

 imprime a la masse , aulour de son centre , est done , cOJtime le 

 mouvement de translation , dirige de droite a gauche. 



67* La Vitesse angulaif e de translation, de la masse solaire^ 

 s'accelere jusqu'a sonperiastre. Cette acceleration nesuit pas une 

 progression uniforme; elle devient de plus en plus rapide , jusqu'ai 

 une certaine distance angulaire du periastre ; distance qui ^ pour 

 une orbite tres allongee, est d' environ 42^. I'acceleration decroit 

 ensuite ^ devient nulle au periastre , pour se changer plus loin en 

 un retardement. 



68. Supposons un instant la masse solaire solidifiee, etadmet- 

 tons provisoirement que I'ecartement variable,de son grand diam^- 



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