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 » Par suite, tant que le Soleil ne perdra rien de sa masse, nous aurons, 

 en désignant par w la vitesse de rotation, 



/ / N 8 „,TN I -f- San 



(4) -prtR D ^— u = const. 



» Représentons cette constante par/?, et éliminons D entre (3) et (4); en 

 posant, pour abréger, 



Q 2 I + 5a/î i-|-3an 

 ''' 5 iH-5« ■ i + 3/j' 

 il viendra 



•^ M 



On aura donc, pour la force centrifuge à la distance R, 



Si l'on n'admet pas de planètes formées aux dépens du Soleil, nous aurons p 

 en appliquant l'équation (5) à l'état actuel. Pour cela nous accentuerons 

 toutes les lettres (sauf/)) qui se rapportent à cet état. Or on trouve qu'au- 

 jourd'hui le rapport de la force centrifuge équatoriale w'-R' à la pesanteur 



Çj- est celui de i à 28000 ('). On aura donc 

 (6) -^ -- = — ^ ^ 



^ ' M'P" R'^ 28000 R'= ' 



» Il ne reste plus qu'à éliminer la constante p entre (5) et (6), ce qui 

 donne, pour toute époque, 



force rentrifuge i p'' Pv' 



attraction 28000 p R 



S'' 

 » Il suffit de jeter les yeux sur le coefficient ^ pour voir qu'il sera tou- 

 jours compris entre des limites très resserrées, quelque valeur qu'on donne 

 à l'arbitraire n. Il en résulte qu'un Soleil ainsi constitué, et se rappro- 

 chant bien plos de nos idées modernes que celui de Laplace, n'aurait ja- 

 mais abandonné la moindre parcelle de sa masse en se contractant de ma- 

 nière à arriver à l'état actuel. » 



(') En prenant le rayon du Soleil un peu inférieur à la distance périhélie de la comète 

 de 1843. 



