ET L'EVOLUTION DU SYSTÈME SOLAIRE 



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conclure que la Terre en reçoit de 10 à 20 millions 

 par 24 heures. A 5 grammes chacune, cela 

 ferait 50 ou 100 tonnes. Ce n'est là sans doute 

 qu'une limite inférieure, car nous laissons de 

 côté les météores télescopiques, peut-être une 

 centaine de fois plus nombreux (pie ceux visibles 

 à l'œil nu, sans parler des poussières invisibles. 

 En tenant compte de tous ces facteurs, on arrive 

 ainsi facilement au chiffre déjà respectable de 

 2 millions de tonnes par an 1 . 



La chute constante de celle matière n'est pas 

 un rêve de calculateur : on trouve en fait dans la 

 neige, dans les grêlons, au fond des océans, des 

 globules ronds, microscopiques de fer, etceux-ci 

 renferment — comme le fer météorique — des 

 traces de nickel et de cobalt; leur origine ne 

 peut, par suite, être que cosmique 2 . Toute pro- 

 venance industrielle serait d'ailleurs fort impro- 

 bable, car les échantillons ont été prélevés sur 

 de hautes montagnes, en pleine mer ou dans les 

 régions polaires. 



Certes, cet apport de matériaux solides parait 

 bien insignifiant; mais ce que le phénomène a 

 de très remarquable, c'est qu'il est tout à fait 

 irréversible. Le moindre petit grain de fer, une 

 fois tombé du ciel sur la Terre, y reste pour 

 toujours. Nous avons affaire à un processus qui 

 se poursuit sans doute depuis que le Système so- 

 laire existe, toujours dans le même sens et sans 

 contre-partie possible. De là vient tout son inté- 

 rêt : voyons maintenant ses conséquences. 



III. — Effets séculaires 



DBS CHUTES DB METEORITES 



Eh bien! ces effets, disons-le tout de suite, ils 

 sont précisément de nature à établir, dans le 

 Système solaire, sur des points importants, 

 l'état de choses qui y règne et dont l'ordre har- 

 monieux a si longtemps fait l'admiration des 

 hommes. 



Laissons de côté l'augmentation lente de la 

 masse terrestre qui, si rien ne la compensait, 

 allongerait peu à peu la durée du jour et, en 

 rapprochant la Terre de l'astre central 3 , avance- 

 rait l'échéance fatale où, avec toutes les planètes, 

 elle viendrait tomber sur le Soleil. Ces faits, qui 

 tendent à réduire les dimensions absolues du 

 Système, ont été souvent étudiés. 



1. Radau : Annuaire des Longitudes, 1903, p. A. 47. — 

 Un spécialiste russe, Kleiber. arrive même par des considé- 

 rations d'ordre différent au chiffre de 200 millions de tonnes 

 par on. 



2. Stanislas Meunier : Géologie comparée, p. 37. 



3. Ceci tient à deux causes : la gravitation est augmentée 

 (puisque les masses le sont) et la nuée des météorites agit 

 comme un milieu résistant : elle tend donc, par un para- 

 doxe qu'illustre la comète d'Encke, à raccourcir le grand axe 

 et avec lui la durée de l'année. 



Nous avons vu que les orbites des m< 

 sont presque toutes directes : c'est assez naturel, 

 même en l'absence de tonte hypothèse lui leur 

 origine. Dans un chaos de corps d'orbites va- 

 riées, des qu'une prédominance est établie dans 

 un sens, les chocs mutuels qui ne peuvent man- 

 quer de se produire ont pour résultat de suppri- 

 mer les mobiles de vitesses opposées : l'énergie 

 cinétique perdue par ces derniers à chaque choc 

 est plus forte; leurs grands axes diminuent plus 

 vite et le Soleil a plus tôt fait de les attirer à lui. 



Mais ce n'est pas tout. Lorsque deux corps 

 quelconques, décrivant autour du Soleil des 

 ellipses de même sens, — comme les planètes, 

 les comètes périodiques et les météorites, — 

 viennent à se rencontrer pour n'en former plus 

 qu'un, l'orbite finale possède une excentricité 

 qui peut être plus grande, mais qui est en géné- 

 ral moindre que celles des orbites primitives. 



De même, l'inclinaison de l'orbite finale sur le 

 plan invariable du maximum des aires tend, par 

 suite du choc, à devenir nulle. 



Les deux propositions qui précèdent' sont ri- 

 goureuses dans les limites de leur énoncé : elles 

 dérivent des lois ordinaires de la Mécanique, 

 en particulier de celles des aires et des forces 

 vives. Elles ont d'ailleurs des analogues dans la 

 théorie des milieux résistants 2 et leur démons- 

 tration, au moins dans le cas le plus simple de 

 deux astres de masse inégale, mais de même lon- 

 gueur de grand axe et de même excentricité ini- 

 tiale 3 , n'offre aucune difficulté. 



Si donc l'on admet que les planètes actuelles 

 se sont formées par la réunion de corps plus 

 petits dont les excentricités et inclinaisons 

 n'avaient pas forcément les faibles valeurs que 

 nous observons, — hypothèse assurément fort 

 vraisemblable, — on entrevoit une explication 

 possible ' et toute simple des caractères les plus 

 frappants de notre système : les orbites directes, 

 circulaires et de même plan. — Il n'y reste alors 

 plus rien pour justifier au même degré ce besoin 

 d'une synthèse unique qui a inspiré Laplace et 

 ses successeurs. 



Les mêmes principes permettent aussi de 



1. F. R. Moulton : Introduction to Astronomy, éd. 1914, 

 pp. 471 et 475. Voir aussi T. C. Chamberlin : Scientia, vol. XVI, 

 1914, N. xxxvn-5. 



2. La chose est bien connue pour la première. Pour la 

 seconde, un savant suédois, M. H. von Zeipel, a établi ce 

 beau théorème : Une résistance de milieu, par cela seul 

 qu'elle diminue l'excentricité d'un petit astre, tend à limiter 

 son inclinaison, en raison des perturbations séculaires des 

 grosses planètes plus éloignées que lui du Soleil (Astron. 

 Nachrichten,l. CLXXXIII. 1910, n' 4390). 



3. Ceci concerne surtout la proposition sur la diminution 

 des excentricités ; l'autre est immédiate. 



4. Dont le développement soulève, cela va sans dire, bien 

 des problèmes accessoires. 



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