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lorsqu'elle occupe la même position dans le ciel 

 que le Soleil , elle est à son maximum en sens di- 

 rect. Ce n'est par conséquent que dans les époques 

 intermédiaires que se trouvent les points d'arrêt 

 et de station. 



Que conclure de là , si ce n'est que ces trois 

 Planètes ont des excenlriques différens de celui du 

 Soleil, mais jouissent de celte propriété, que les 

 dimensions de leur épicycle respectif sont précisé- 

 ment les mêmes que celles du déférent du Soleil. 



Voilà donc deux grands points trouvés ; d'un 

 côté , nous avons deux Planètes, Vénus et Mercure, 

 dont le déférent est le même que celui du Soleil, 

 mais qui ont chacune des épicycles différens. 



D'un autre côté, nous trouvons trois autres 

 Planètes, Mars, Jupiter et Saturne, qui ont des 

 épicycles] égaux en dimensions au déférent du 

 Soleil , mais exécutant leurs mouvemens sur des 

 excentriques de plusieurs grandeurs. Maintenant, 

 à l'aide d'une proportion géométrique, nous par- 

 viendrons facilement à prouver qu'il est loisible 

 ici de renverser le résultat trouvé , et de donner 

 au déférent de chaque Planète les dimensions de 

 son épicycle, et à chaque épicycle les dimensions 

 de son déférent. Nous aurons donc alors le même dé- 

 férent que celui du Soleil pour Mars, Jupiter et Sa- 

 turne , et des épicycles différens pour chacun d'eux. 



Nous pouvons donc dire ici que toutes les ap- 

 parences planétaires peuvent être expliquées , en 

 supposant que chaque planète accomplit sa pro- 

 pre révolution en un certain laps de temps autour 

 du Soleil , le Soleil tournant lui-même dans l'es- 

 pace d'une année. 



On voit donc combien le système de Ptolémée 

 se trouve tout à coup simplifié; au lieu d'excen- 

 triques particuliers à chaque Planète , nous n'en 

 avons plus qu'un seul, et celui-là est précisément 

 le même que celui du Soleil. Au lieu de rester 

 dans l'ignorance absolue des distances des différen- 

 tes planètes , nous sommes fixés sur chacune d'el- 

 les, sinon d'une manière absolue, du moins dans 

 ses relations avec la Terre et le Soleil ; car le 

 rayon de l'épicycle mesurera désormais la ^dis- 

 tance au Soleil, et le rayon de l'excentrique , la 

 distance du Soleil à la Terre. 



« Une modification aussi simple et aussi natu- 

 » relie du système de Plolémée , dit Laplace, a 

 » échappé à tous les astronomes jusqu'à Copernic ; 

 «aucun d'eux ne paraît avoir été assez frappé des 

 «rapports du mouvement géocentrique des planè- 

 «tes avec celui du Soleil pour en chercher la 

 » cause ; aucun n'a été curieux de connaître leurs 

 «distances respectives au Soleil et à la Terre; et 

 • pendant près de i5oo ans on s'est contenté de 

 «rectifier par de nouvelles observations, les élé- 

 » mens déterminés par Ptolémée sans rien chan- 

 «ger à ses hypothèses. » 



Après cette importante et curieuse découverte 

 de Copernic , qui modifie si profondément le sys- 

 tème de Ptolémée , en étant aux planètes le carac- 

 tère d'irrégularité que leurs mouvemens appareils 

 leur faisaient, supposer, il restait encore un grand 

 point à traiter : c'était de connaître exactement 



leurs relations entre elles et avec le Soleil et la dé- 

 pendance de leurs révolutions. C'est ce que fit 

 avec un rare bonheur et une sûreté de raisonne • 

 ment incompréhensible, Kepler, ce merveilleux 

 esprit qui, dans une époque où les formules trigo- 

 nométriques et de calcul numérique étaient encom- 

 brées de toutes ces difficultés renversées aujour- 

 d'hui par l'emploi si utile des logarithmes , ne 

 craignit pas de dire que cette dépendance était 

 existante , et que les carrés des temps périodiques 

 des Planètes quelconques étaient entre eux comme les 

 cubes de leurs distances moyennes au Soleil. C'est 

 là , nous l'avouons , un de ces efforts puissans du 

 génie qui tient de la divination. Aussi a-ton con- 

 servé à cette belle découverte si féconde en résul- 

 tats , le nom de son illustre inventeur, et c'est 

 sous la dénomination de Loi de Kepler, qu'elle est 

 connue dans le monde savant. 



Depuis cette époque , les Planètes ne nous of- 

 frent plus une simple analogie, une ressemblance 

 générale, comme pouvaient le faire des corps in- 

 dépendans l'un de l'autre , tournant autour du 

 Soleil, chacun selon sa propre nature. Elles de- 

 viennent les membres d'une famille, soumis h. 

 1'impnlsion puissante et invariable d'un même 

 chef; elles forment une chaîne dont tous les an- 

 neaux se lient entre eux suivant une loi com- 

 mune, et témoignent par tous leurs mouvemens 

 de la plus parfaite harmonie ; enfin l'influence qui 

 les domine, s'étend avec une rigueur et une in- 

 flexibilité admirables du centre aux limites les plus 

 éloignées de ce vaste et gigantesque système. 



Nous ne voulons pas nous étendre davantage 

 sur la discussion scientifique du système plané- 

 taire; nous craindrions de fatiguer nos lecteurs en 

 leur donnant des détails trop abstraits. Nous nous 

 contenterons, avant de faire connaître une à une 

 chaque Planète, de résumer ici tout ce que nous 

 avons dit jusqu'à présent. 



Ainsi donc le système planétaire est disposé de 

 manière que le Soleil occupe le foyer commun à 

 plusieurs ellipses décrites autour de lui par les 

 Planètes dans leurs révolutions , et les carrés de 

 ces révolutions sont entre elles comme les cubes 

 des dislances moyennes de ces astres au Soleil. 



Les Planètes sont au nombre de dix , sans 

 compter la Terre : cinq de ces corps ne sont pas 

 visibles à l'œil nu : ce sont des corps opaques ren- 

 voyant la lumière du soleil , aplatis à leurs pôles , 

 ayant leurs axes de rotation légèrement inclinés 

 sur leurs orbites, tournant autour du Soleil d'o 

 rient en occident. On les divise en Planètes infé- 

 rieures et en Planètes supérieures. Les Planètes in- 

 férieures sont celles qui exécutent leurs révolu- 

 tions entre le Soleil et la Terre ; elles sont au nom- 

 bre de deux , Mercure et Vénus ; les Planètes su- 

 périeures sont celles qui sont au-delà de la Terre ; 

 elles sont au nombre de huit : Mars , Vesta , Ju- 

 non , Ccrès , Pallas , Jupiter , Saturne , Uranus. 

 ,. Commençons par les Planètes inférieures , Mer- 

 cure et Vénus. 



Mercure est une étoile de moyenne grandeur, 

 rarement visible à l'œil nu , parce qu'elle est or- 



