DE L’ASTRONOMIE MODERNE. 4 Sjen question , pour en examiner les conséquences rigoureuses.Si ces conséquences font les mêmes que les phénomènes obser-vés, le fait supposé est une vérité. Newton plaça donc la forceagissante dans le Soleil, il vit que si cette force peut mouvoirMercure , elle peut s’érendre à Vénus & aux autres planètes ,avec seulement les diminutions que produit la distance. Laforce est connue, mesurée par la vitesse (a) ; une force dimi-nuée sera marquée par une vitesse moindre , il y aura moinsd’espace parcouru dans un tems égal, & les révolutions desplanètes plus éloignées doivent être plus lentes. Cette conclu-sion est déjà conforme aux phénomènes observés des mouve-mens des planètes ; les corps les plus éloignés du soleil sontceux qui mettent plus de tems pour accomplir leurs révolu-tions autour de lui. Ces tems des révolutions doivent doncavoir quelque proportion avec les distances. Newton , à Laidede l’instrumcnt du calcul , parvint à la solution de ce pro-blème : si plusieurs corps tournent dans des ellipses, autourd’un autre corps placé au foyer commun de ces ellipses, &que ces corps soient attirés vers lui par une force unique qui yréside , &c qui soit inversement proportionnelle au quarté desdistances, quelle fera la proportion des tems dans lesquels cesellipses entieres seront décrites ? La solution fut que les temspériodiques , ou les tems des révolutions seroient comme lesracines quarrées des cubes des distances ; & cette conclusiongéométrique est précisément la proportion observée entre cestems (b ), êc la troisième loi des mouvemens célestes décou-verte par Replet.

{a) Supra, p. <7,

(£) Supra, p. 1 il.