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masse la niasse M tin Soloil, ci pour unité de force le rapport -^'ï on trouve 



que les équations du mouvement de m troublé par m' conservent la forme 

 ordinaire 



avec les analogues enjr et en z. Seulement la fonction perturbatrice R a 

 pour expression 



,xx'-^y/ + zz' A„„,, I 



» Aussi, pour dégager de toute hypothèse la théorie des mouvements 

 planétaires, il suffit d'attribuer des coefficients différents aux doux parties 

 de la fonction perturbatrice, tandis que, dans la théorie newtoniennc, elles 

 ont pour coefficient commun la masse m'. 



» Ces deux parties n'ont pas la même importance. Le terme eu -, est 



de beaucoup le plus influent. De là la concordance approchée que l'on 



obtient par les diverses perturbations. La partie en -j^ ne donne aucun 



terme séculaire dans le développement; car les perturbations séculaires ont 

 été presque exclusivement employées jusqu'ici pour le calcul des masses. 



Le résultat de ce calcul est donc le coefficient de — ^ > de ,» coefficient qui 

 n'a aucun rapport direct avec les masses. 



» C'est au contraire le coefficient de l'autre terme qui donnera, indé- 

 pendamment de toute hypothèse, le rapport de la masse de la planète 

 troublante à celle du Soleil, et c'est uniquement par la considération des 

 perturbations périodiques cpi'on pourra l'obtenir. 



» Pour en revenir au Soleil, il est loin d'être démontré, on le voit, que le 

 noinbre qu'on appelle la masse de cet astre mesure réellement la quantilâ 

 de matière qu'il renferme; il y a au contraire des raisons, au moins plausi- 

 bles, de croire qu'il n'en est rien. 



» Cela étant, nous n'avons plus, relativement à cette masse, que les 

 inductions qu'on peut tirer du volume et de la densité probables. Eu égard 

 à l'énorme pression qui règne au centre, il n'y a rien d'invraisemblable à 

 admettre une densité moyenne égale à dix et peut-être vingt fois celle 

 qu'on admet aujourd'hui, ce (jui multiplierait par le même coefficient les 

 durées trouvées ci-dessus, l'oxygène étant pris au dehors. Si l'on se raj)pol!i', 

 avec cela, que la période stellaire de Soleil a dû commencer tout à fait à la 



C.R., 1874, I" J(emcif»-«.(T. LXXVni, NO 18.) 'o3 



