stellaires, que les angles qu’ils sous-tendent vus de la terre. Pour transformer ces angles en mesures de longueur, en lieues ou en mètres, il faudrait avoir la valeur des distances qui nous séparent des étoiles. Lorsque ces distances auront été déterminées, les rayons des orbites en lieues s’en déduiront, et le reste du calcul s’achèvera sans difficulté. Nous avons vu (liv. ix, chap. xxxii, p. 436) que les distances à la Terre ne sont encore connues approximativement que pour un petit nombre d’étoiles.
La science, en s’enrichissant de la connaissance des mouvements des étoiles doubles, a fait un pas immense vers la solution d’un problème qui semblait au-dessus de l’intelligence humaine. Le jour où la distance d’une étoile double à la Terre est déterminée avec exactitude, on la pèse, on sait combien de milliers de fois elle renferme plus de matière que notre globe ; on pénètre ainsi dans sa constitution intime, quoiqu’elle soit placée à plus de 120 millions de millions de lieues de nous ; quoique, dans les plus puissants télescopes, elle se présente seulement comme un point radieux sans dimensions appréciables.
Mathématiquement parlant, la vitesse avec laquelle un boulet tombe vers la Terre, dépend de la somme des masses de la Terre et du boulet. La chute de la Terre vers le Soleil est déterminée aussi par la somme des masses de la Terre et du Soleil ; c’est donc le rapport de ces sommes de masses, et non pas seulement le rapport des masses isolées que le calcul fournit ; mais il est évident, vu l’excessive petitesse du boulet comparé à la Terre, et de la Terre comparée au Soleil, qu’on peut,
