le rayon vecteur. De là une tendance à tourner constamment vers le Soleil les mêmes points de sa surface et, par suite, égalité de durée des mouvements de rotation et de révolution, qui a dû se rencontrer chez toutes les planètes dans la première phase de leur existence. C’est là, nous l’allons voir, un point d’une extrême importance.
La condensation de la nébuleuse continuant sous l’influence du refroidissement et de la gravité intérieure, l’attraction solaire, sensiblement proportionnelle au volume de la nébuleuse homogène, diminue et devient insuffisante à maintenir l’égalité des deux mouvements. La vitesse de rotation augmente, et, si la distance au Soleil est suffisamment grande, la nébuleuse planétaire prend la même forme que la nébuleuse solaire, celle d’un sphéroïde aplati, avec une marée solaire en plus.
M. Roche démontre que, pour que la nébuleuse planétaire sous son premier état puisse persister, il faut que le rapport
dans lequel M est la masse du corps troublant, a la distance des deux astres, et ρ la densité du fluide, soit inférieur à une certaine limite dont il donne la valeur numérique. Or la fonction Mρa³ a varié sans cesse pendant la formation du système planétaire. En effet, a diminue depuis la planète la plus éloignée jusqu’à la plus voisine du Soleil, et ρ a très probablement augmenté. Si la nébuleuse solaire s’était conservée homogène pendant la contraction du système, ρ eût varié en raison inverse du volume et le produit ρa³ fût demeuré constant. Mais nous avons admis forcément la préexistence d’une forte condensation centrale ; l’accroissement de ρ est donc plus grand vers le centre qu’à la périphérie : donc ρa³ diminue à la surface extérieure de la nébuleuse. Ainsi il arrivera que, pour une zone abandonnée et pour la nébuleuse planétaire qui en dérive, U sera une fonction croissante qui pourra atteindre et dépasser la limite où l’équilibre cesse d’exister. À partir de là, l’existence de la planète sous forme ellipsoïdale devient impossible.
Or notre système planétaire semble porter aujourd’hui la trace d’un pareil trouble. Les quatre planètes les plus éloignées sont très grosses et de très faible densité, les quatre autres plus petites
