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REVUE DES QUESTIONS SCIENTIFIQUES 
Souvent on multiplie les deux membres de la rela- 
tion (2) par le coefficient m propre à la première pla- 
nète considérée, coefficient qui, pour cette planète, 
joue le rôle de M dans le cas du Soleil, de ni dans le 
cas des autres planètes ; ordinairement, au lieu de (2), 
on écrit donc : 
ou, en appelant P tout le second membre, 
(4) wj = P. 
La formule (3) ou, ce qui est la même chose, la for- 
mule (4), est la formule que nous avions particulière- 
ment pour objet d’établir. 
De même que les formules (1) et (2), les relations (3) 
et (4) sont des relations géométriques, en ce sens que, 
pour former les sommes indiquées dans les seconds 
membres, on doit avoir égard à la direction et au sens 
des vecteurs en même temps qu’à leurs grandeurs. 
Pour les autres planètes et pour le Soleil lui-même, 
on écrit des relations analogues à (3) ou à (4). 
Nous définirons bientôt le coefficient f qui entre 
dans les formules (1), (2) et (3). Pour le moment, bor- 
nons-nous à dire que c’est un nombre appelé la con- 
stante newtonienne. 
Le coefficient M qui entre dans les mêmes formules, 
est un nombre qui est la mesure de ce qu’on appelle la 
masse du Soleil ; m , qui entre dans (2) et (3) est un 
nombre qui est la mesure de la masse de la planète 
dont on étudie le mouvement : m ' — sont à leur tour 
les mesures des masses des autres planètes. 
vements relatifs des planètes autour du Soleil), on peut se borner à la for- 
mule (il, c’est-à-dire, ne pas avoir égard à j 0 . Nous devons cependant recon- 
naître que (2 bis ) e>t plus exact que (i) : grâce à l’introduction du ternie jo, 
on tient compte, en effet, de l'accélération, par rapport aux axes stellaires, 
dont tout le système solaire peut être animé à l'instant considéré. 
