monde. Certains points lumineux qu’il aperçut au delà de la partie éclairée de la Lune lui découvrirent l’existence et la hauteur des montagnes de notre satellite. Les taches qu’il vit sur le disque du Soleil lui décelèrent la rotation de cet astre. Il put démêler que l’aspect de Saturne offrait quelque chose de singulier ; mais l’amplification de sa lunette ne suffisait pas pour qu’il lui fût possible d’en distinguer nettement l’anneau : cette découverte et celle de l’un des satellites de la même planète était réservée à Huyghens, secondé par un instrument plus puissant… Cassini ne tarda guère à montrer que Saturne possédait quatre autres satellites. Un grand nombre d’années s’éboulèrent ensuite avant qu’on découvrît de nouveaux astres ; mais les nombreuses observations de Tycho-Brahé, principalement dirigées vers la planète de Mars, préparaient à Képler les moyens de formuler les lois du mouvement elliptique. L’établissement de ces lois constitue l’une des époques les plus remarquables de l’astronomie. Newton y puisa les données qui lui étaient nécessaires pour fonder la théorie de la gravitation universelle, l’un des plus beaux produits de l’esprit humain.
» À partir de ce moment, les astronomes consacrèrent leurs veilles à déterminer exactement les masses relatives des planètes et les éléments de leurs orbites ; ce sont, en effet, les bases qui servent à construire les tables de leurs mouvements. Ces tables ont été calculées avec un labeur immense, à l’aide de formules fournies par l’analyse la plus élevée et la plus subtile : c’est l’œuvre d’une succession de mathématiciens français d’un haut mérite, qui les ont appuyées sur la loi de la gravitation, en vertu de laquelle le Soleil et les planètes s’attirent en raison directe des masses, et en raison inverse du carré des distances.
» Que l’on se représente le Soleil transporté précisément à la place de la Terre, en sorte que son centre occupe le même point que le centre de celle-ci : la surface du Soleil s’étendrait presque jusqu’à l’orbite de la Lune. Aussi l’attraction exercée par cette masse énorme suffit à retenir les planètes dans des orbites qui seraient elliptiques, si la force attractive des planètes elles-mêmes ne venait troubler la régularité de ces courbes. Ces perturbations, très-petites en comparaison de l’étendue des orbites, sont de deux sortes : les unes, qui dépendent de la position relative des orbites, commencent par zéro pour s’élever jusqu’à un certain maximum ; elles décroissent ensuite, et s’anéantissent de nouveau quand les astres reprennent successivement leurs positions respectives. Ces inégalités sont périodiques, et le cours en est
