LA NOTION ET LA MESURE DE LA FORCE 
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termes devant le premier. En opérant de la sorte, on 
retombe sur la formule (1) qui définissait le mouvement 
képlérien par rapport à des axes héliocentriques res- 
tant constamment parallèles aux axes stellaires, tandis 
que le mouvement défini par la formule (3) se rapporte 
— nous le savons — aux axes stellaires eux-mêmes. 
On en conclut que le mouvement képlérien est sensi- 
blement le même' par rapport aux deux systèmes d’axes 
considérés et qu’il ne diffère que relativement peu du 
mouvement réel ou troublé. C’est grâce à cette circon- 
stance que Kepler a pu découvrir ses lois. 
Après avoir déterminé les forces qui interviennent 
dans le mouvement des planètes, Newton a recherché 
la force qui maintient notre satellite dans son orbite et 
il a constaté que cette force peut elle-même être consi- 
dérée comme une attraction provenant surtout de la 
Terre et agissant, comme dans le cas des planètes, 
proportionnellement aux masses en présence et en 
raison inverse du carré de la distance. Puis il a songé 
au mouvement des corps à la surface de la Terre et il 
a estimé que la chute des corps peut elle-même être 
considérée comme due à une attraction provenant sur- 
tout de la Terre et variant proportionnellement aux 
masses et en raison inverse du carré de la distance. 
Il nous reste à indiquer comment on peut concevoir 
l’extension de la loi newtonienne aux corps qui sont en 
dehors de notre système solaire (étoiles et nébuleuses). 
En réalité, parmi les innombrables étoiles qui scin- 
tillent au firmament, les unes peuvent être considérées 
comme isolées, en ce sens qu’elles ne sont pas accom- 
pagnées de satellites, mais d’autres constituent des 
systèmes binaires, c’est-à-dire composés de deux étoi- 
les : l’une, la principale, l'autre, le compagnon. On 
connaît plus de dix mille systèmes semblables, et le 
mouvement de l'étoile satellite par rapport à l’étoile 
