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proportion des différentes distances du soleil. Cette question ne 
pourra être décidée qu'au moyen de la troisième loi de Kepler, le 
seul lien qui existe entre les différentes orbites, mais qui ne peut 
être appliquée qu'aux orbites elliptiques, vu que, dans tout autre 
eas, il ne saurait ètre question des révolutions des planètes. On à 
7 8 A2 : 
en vertu de la condition (1), D — HT en marquant donc d'un 
trait toutes les quantités qui se rapportent à une autre planète, 
il viendra 
np 2e fe 
En nommant $ l'aire du A, décrit autour du soleil, on a 
== + et en mettant la surface de l’ellipse entière E à la 
place de 5, et le tems d’une révolution entière T au lieu de £, on 
aura À —= — ce qui étant substitué dans l'équation précédente, 
donnera 
Dole Fe 
— ?T3 : PT 
Mais E=7ab, par la nature de l’ellipse, x étant =3,14..., done 
a? b? «2/3 
DUT p Ts : ?'T*2 0 
et en substituant ° = > 
DD . LH 
Or suivant la troisième loi de Kepler, il est dans tout le système 
solaire L, — %,, d'où il suit | 
TT? — JA? 
=D} 
La fonction qui détermine la nature du mouvement planétaire ;: est 
donc la mème dans toute l'étendue du système solaire; les fon- 
ctions z—> et = , dans les orbites de Mercure et d’Ura- 
nus, ou de telle autre planète, ne diffèrent l'une de l’autre qu'à 
proportion de leurs distances au soleil, r,r/; et la loi du mouvement 
est universelle, non-seulement dans chaque oxbite, mais aussi d'une 
orbite à l’autre. 
* 
6000000 7000000 ®—— 
