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planets inferieures , que pour les planetes superieuref>. Mais; 

 surtout , on doit renconlrer de plus grandes inclinaisons, dans 

 les plans de rotation, et dans les orbites des satellites , que dans 

 Jes orbites des planetes. 



^..jl70. La comparaison de chaque cas particulier , aVee ces de- 

 ductions , ferait sans doute reconnaitre d'autres causes , dont la 

 combinaison , avec les precedentes , en aurait modifie les effets. 

 La grande inclinaison de I'equateur solaire, par exemple, paraij: 

 devoir etre attribuee a une cause accidentelle : on est conduit a 

 Denser , qu'anterieuresnent ala regularisation de la masse solaire 

 nebuleuse , sa plus grande longueur etait tres inclinee , par rap- 

 port au plan de son orbite. 



Nous laissons biendcs questions a examiner , sur ce point, 

 comme sur beauconp d'autres ; mais nousne pouvons passer sous 

 silence I'anomalie des satellites d'Uranus , dont les mouvemens 

 sont retrogrades. 



1 71 . Les parties extremes de la masse solaire nebuleuse, moins 

 exposees a son attraction centrale , ct d'ailleurs detachees pluS 

 tot , dev^ient offrirune condensation moins avancee, au riioment 

 oil elles onl forme des planetes. Uranus pouvait dohc , conserver 

 encofe son etat de nebulosite irreguliere , quand les parties in- 

 fferieiires de la masse solaire , s'etaient deja distribuees par con 

 chesi-peu-pres homogenes. 



Les nebuleusesirregulielresprescntent , frequemment, delon- 

 gues trainees , etroites , beaucoup plus denses que les parties 

 voisirtes. Supposons qu'nne de ces trainees ait forme , la partie 

 principale de la masse d'Uranus, au moment oh elle s'estdeta- 

 chee ; suppOsOns encore que la direction generale de cette trainee 

 se soit trouvee a-peu-press perpendiCulaire au rayon vecteur ; et 

 chcrchons d'abord Ce qui serait arrive , si, en meme temps , elle 

 eut ete placee , dans le plan du mouvement solaire. Nous ferons 

 d''ailleurs abstraction des differences existantes , entre les mou- 

 vemens angulaifes de translation , du solefl et de la planete ; 

 c'est-a-dire , que nous considererons le centre de gravite dela 

 planete comme se maintenant sur le rayon vecteur. 



172. Le mouvement angulaire du rayon vecteur, ecarte la 

 trainee de la position perpendieulaire , ou nous I'avons supposee 

 d'abord Jcelle de ses extremites ^ qui se troUve en arriere , se 

 rapproche de la partie du rayon vei^teur dont le mouvement absolu 

 est le moins considerable , c'est-a-dire , de la partie du rayoiv 

 vecteur dirig^e vers la masse solaire. --^ . iuinuaifii c^jyaiii.^' e:^ 



