L’existence d une attraction entre des corps de n’importe 
quelle matière et de toutes dimensions,ainsi admise par Newton, 
fut vérifiée environ un siècle plus tard par des expériences de 
laboratoire. On connaît les recherches classiques de Cavendish, 
au moyen de la balance de torsion ; elles furent suivies de plu¬ 
sieurs autres: Cornu et Baille, puis Boys et Braun employèrent 
la méthode de Cavendish; Wilsing se servit d’un pendule ver¬ 
tical, dont il mesura les déviations latérales; Jolly, Konig, 
Bicharz, Krigar-Menzel, enfin Poynting, se servirent de la 
balance ordinaire, dont l’emploi avait déjà été proposé par Des¬ 
cartes. Ces recherches permirent non seulement de vérifier les 
lois de l’attraction universelle, mais encore de mesurer la con¬ 
stante d’attraction, c’est-à-dire la force attraciive qui s’exerce 
entre deux masses d’un gramme, distantes d’un centimètre; cette 
force est excessivement petite : elle n’atteint même pas le dix- 
millionième de milligramme. 
Une fois résolu en laboratoire, le problème de la gravitation 
universelle fut de nouveau mis à profit par l’astrophysique, qui 
s’en servit pour la détermination de la masse des corps célestes: 
connaissant la constante d’attraction, il suffit en effet de me¬ 
surer l’accélération imprimée au corps attiré par le corps atti¬ 
rant pour déterminer la masse de ce dernier. C’est ainsi que la 
masse de la terre fut déduite de l’accélération due à la pesanteur ; 
la masse du soleil se déduisit de l’accélération du mouvement 
des planètes dans leurs orbites; celle des planètes des mouve¬ 
ments de leurs satellites, ou de l’accélération perturbatrice 
causée par leur attraction sur une autre planète ou sur une 
comète. 
Le domaine de l’application des lois de Newton fut étendu 
bien loin au delà des limites de notre système planétaire : 
connaissant la grandeur des orbites des constituants d’une 
étoile double et leur période de révolution autour de leur centre 
commun, on peut calculer leurs masses. Le calcul a même été 
effectué pour les étoiles doubles dites spectroscopiques, les 
