nément de l’équinoxe de cette petite quantité. Si nous supposons, au contraire, la Terre mobile, rien ne nous empêchera d’attribuer un petit déplacement annuel à son équateur.
Pour expliquer les équinoxes, nous avons d’abord admis que l’intersection de l’équateur terrestre avec l’écliptique restait toute l’année parallèle à elle-même ; si nous voulons expliquer dans le même système la précession des équinoxes, nous supposerons que le parallélisme de l’intersection n’est pas parfait, et que sa direction forme après douze mois, avec celle qu’elle avait l’année précédente, un angle de 50″, la nouvelle intersection étant toujours plus orientale que la précédente. Dans cette explication si simple, on n’a pas besoin de faire mouvoir d’un mouvement commun les milliards d’étoiles dont le firmament est parsemé ; tout est représenté, pour me servir d’une expression qui sera bien comprise des mathématiciens, par un déplacement d’un des plans coordonnés, par un déplacement de l’équateur auquel les étoiles sont rapportées.
Si la Terre se meut autour du Soleil, le temps de sa révolution sera égal à la durée de la révolution sidérale de cet astre, c’est-à-dire de 366j,2396.
Nous avons vu que Kepler avait trouvé une loi suivant laquelle les temps des révolutions des planètes proprement dites sont liées à leurs distances au Soleil. Cette troisième loi de Kepler, on se le rappelle, peut être énoncée ainsi : le carré du temps de la révolution d’une planète est au carré du temps de la révolution d’une seconde planète, comme le cube de la distance moyenne de la première planète au Soleil, est au cube de la dis-
