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le considérer comme ayant lieu de droite à gauche, pourvu 
que nous tournions convenablement l'observateur. Mais, 
pour les autres mouvements que nous aurons à considérer, 
nous placerons toujours les observateurs parallèlement au 
premier et la tête dirigée dans le même sens. 
A l’origine de son mouvement elliptique, déjà , la masse 
solaire, plus ou moins régularisée, était allongée suivant 
le diamètre dirigé vers la masse prédominante. À chaque 
instant, son mouvement dans son orbite tend à écarter 
de ce grand diamètre le rayon vecteur passant par Îles 
centres des deux masses; rayon qui, Suivant ce mouve- 
ment, tourne avec une vitesse accélérée autour du centre 
de la masse prédominante. Ainsi, la partie du grand dia- 
mètre qui est du côté de cette masse, se trouve en avant 
du rayon vecteur, et la partie opposée reste en arrière. 
Mais, à chaque instant aussi, l'attraction de la masse pré- 
dominante tend à ramener le grand diamètre vers le rayon 
vecteur, en faisant tourner la masse solaire de droite à 
gauche par rapport à l'observateur placé à son centre. Cette 
masse acquiert donc un mouvement de rotation dirigé 
dans le même sens que son mouvement de translation. 
A mesure que la masse solaire s'approche de son péri- 
hélie, ou plus exactement de son périastre (qn’on me passe 
ce néologisme), son allongement devient plus prononcé. 
On conçoit done que , de cette masse nébuleuse d’une ho- 
mogénéité encore imparfaite, l'extrémité tournée vers la 
masse prédominante ait pu se détacher ; et le même phé- 
nomèêne à pu se renouveler plusieurs fois, par suite des 
progrès de l'allongement. C'est ainsi que se sont formées 
les planètes. 
Avant leur séparation, elles participaient au mouvement 
de rotation de la masse solaire; ce qui a constitué à cha- 
