l’univers. C’est là une vue nouvelle, clairement exposée, que bientôt Kepler soumet pour la première fois au calcul. Mais l’illustre auteur des lois des mouvements planétaires ne peut que donner une appréciation inexacte de la gravitation réciproque de la Terre et de la Lune, suivant le rapport de leurs masses. En effet, comme le remarque Delambre, « par une distraction, ou plutôt par une préoccupation difficile à concevoir, Kepler crut que l’attraction devait décroître en raison de la simple distance, quoiqu’il eût solidement établi que l’intensité de la lumière diminue en raison des surfaces sur lesquelles elle se distribue, c’est-à-dire en raison du carré de la distance. » C’est ainsi que Kepler a laissé à Newton la gloire de trouver la cause physique capable de faire parcourir aux planètes des courbes fermées, et de placer dans des forces le principe de la conservation du monde.
CHAPITRE III
détermination de la masse du soleil
Avec les notions préalables exposées dans le chapitre précédent, nous pouvons maintenant aborder la question de la détermination de la masse du Soleil comparée à la masse de la Terre. Un astre qui, à la même distance, produirait vers son propre centre, dans la première seconde, une chute double, triple…, centuple, aurait évidemment une masse double, triple…, centuple, de celle de la Terre. La question se trouve donc ramenée à celle-ci : De combien le Soleil, dans l’intervalle d’une
