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met 8 minutes 20 secondes et 8 dixièmes à venir du soleil 
jusqu’à nous, nous pouvons calculer le rayon de l’orbite ter¬ 
restre par une méthode, en quelque sorte physique, qui ne le 
cède en rien, au point de vue de la précision, aux meilleures 
méthodes astronomiques de calcul de ce rayon. En second lieu, 
la détermination répétée de cette vitesse, dans les siècles à venir, 
donnera probablement des renseignements sur la variation sécu- 
lairedeia durée de rotation de la terre; en effet, unediminution de 
la durée du jour solaire moyen, qui sert de base à la fixation de 
l’unité de temps, la seconde, devra se traduire dans le cours des 
siècles par une diminution apparente de la vitesse de propa¬ 
gation de la lumière. 
En 1687, Newton publia ses Principes mathématiques de 
philosophie naturelle. Dans cet ouvrage, il établit pour la pre¬ 
mière fois les principes de la gravitation universelle et il formula 
les lois de cette gravitation. Dès qu’il eut eu l’intuition d’une 
force attractive soumise à ces lois, Newton soumit son idée 
au contrôle en comparant l’accélération de la lune dans son 
orbite avec celle d’un corps tombant à la surface de la terre. La 
lune étant en moyenne 60 fois plus éloignée qu’un tel corps, 
elle devait tomber vers la terre avec une accélération 8.600 
fois moindre, et c’est, en effet, ce que le calcul confirma. 
Newton prouva d’ailleurs que la troisième loi de Képler, qui dit 
que les carrés des périodes de révolution des planètes sont pro¬ 
portionnels aux cubes de leurs moyennes distances au soleil, 
s’explique encore par sa loi d'attraction. Enfin, non content de 
montrer que les lois des mouvements planétaires s’accordaient 
avec sa loi, il voulut encore chercher la nature du mouvement 
engendré par une force centrale, inversement proportionnelle 
au carré de la distance au centre d’action, et il trouva que la tra¬ 
jectoire dans ce mouvement est une conique, une ellipse par 
exemple, avec le centre d’action comme foyer. Ceci est d’accord 
avec la seconde loi de Képler. 
