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ronde , fa lumière étant également vive de toutes j 

 parts. Comme cette pianeu ne reçoit d'autre lumière 1 

 que celle du Soleil qui l'éclairé d'un côté , pendant 

 que fon hémifphere oppofé au Soleil demeure dans 

 les ténèbres , il eft évident que toutes les fois que 

 cette planète nous paroît pleine ou parfaitement ronde, 

 la ilirface ou la moitié de cette plamtt que nous a|)- 

 percevons , eft précifément la même qui eft tournée 

 vers le Soleil , & qu'ainfi Vénus eft pour lors à notre 

 égard bien au-delà du Soleil. Au contraire , lorfquô 

 dans fes conj oublions au Soleil elle difparoitra tout-à- 

 fait, ou qu'on ne la verra que comme un croiffant 

 fort mince , on en doit conclure que cette plamtt eft 

 alors entre lâ Terre & le Soleil. Auffi lorfque Vénus 

 eft entre la Terre & le Soleil , il doit arriver quelque- 

 fois qu'elle paflera fur le difque même du Soleil , oii 

 elle paroîtra comme une tache noire. Foj/e^ Vénus. 



. 11 n'eft pas moins certain qu'elle ne tourne pas au- 

 tour de la Terre , mais autour du Soleil , parce 

 qu'on l'obferve toujours dans le même quart de cer- 

 cle avec le Soleil , & qu'elle ne s'en éloigne jamais 

 beaucoup au-de-là de 45°. Elle n'eft donc jamais en 

 oppofition avec le Soleil , ni même en quadrature ; 

 ce qui arriveroit pourtant fréquemment , fi cette 

 plana?, fe mouvoit autour de la Terre , & non au- 

 tour du Soleil. 



2°. On peut fe convaincre de même , que Mer- 

 cure tourne autour du Soleil , par les phafes de cette 

 plajietc , qui reflemblent à celle de Vénus & de la 

 Lune ; & par le voifmage de cette planctc au Soleil , 

 dont elle s'éloigne encore moins que ne fait Vénus. 



D'où il fuit que Mercure doit avoir par cette rai- 

 fon une orbite beaucoup plus petite , & que cette 

 orbite renferme le Soleil : c'eft la même preuve que 

 pour Vénus , avec cette différence que l'orbite de 

 Mercure doit être renfermée dans celle de Vénus , 

 parce qu'elle eft plus petite ; mais le Soleil demeure 

 conftamjnent au centre de l'une & de l'autre orbite. 

 Une autre pi'euve que Mercure eft plus proche du 

 Soleil , c'eft que fa lumière eft très-vive & bien plus 

 éclatante que celle de Vénus & des autres planètes. 



3*^. îl eft certain que l'orbite de Maïs renferme le 

 Soleil, puilque Mars s'obferve en conjonélion & en 

 oppofition avec le Soleil , &que dans l'un & l'autre 

 ■cas , fa face entière eft éclairée. Il eft vrai que par 

 ces mêmes circonftances , l'orbite de Mars paroît 

 auffi renfermer la Terre ; mais comme le diamètre de 

 Mars paroît fept fois auffi gros dans l'oppofition que 

 dans la conjonÛion , il s'enfuit que dans l'oppofition, 

 cette planète eft fept fois plus proche de la Terre que 

 dans la conjonûion. Ainfi il s'en faut beaucoup que 

 îa Terre ne foit le centre du mouvement de Mars , 

 au lieu que Mars eft toujours à-peu-près à la même 

 diftance du Soleil. De plus , Mars vu de la Terre , 

 paroît fe mouvoir fort irrégulièrement ; il femble 

 quelquefois aller fort vite , quelquefois beaucoup 

 plus lentement , quelquefois aller en avant , & quel- 

 fois rétrograder. Voyei Rétrogradation. Mais 

 cç.ttQplaneie vue duSoleil paroîtroitfe mouvoir à-peu- 

 près avec une égale vîtefle ; d'où il faut conclure que 

 c'eft le Soleil & non la Terre qui eft le centre de l'on 

 mouvement. Quand Mars fe trouve éloigné du Soleil 

 environ de 90 degrés, alors fa rondeur eft un peu 

 altérée , parce que fon hémifphere éclairé n'eft pas 

 entièrement tourné vers nous ; & c'eft le feul tems 

 oîi on puiffe l'obferver fous cette phafe : par-tout ail- 

 leurs il paroît afîez exactement rond , comme il 

 doit en effet le paroître. 



4°. Les mêmes phénomènes qui prouvent que 

 Mars tourne autour du Soleil , & non autour de la 

 Terre , prouvent aufli que Jupiter & Saturne tour- 

 nent autour du Soleil. 



Il n'y a de différence que dans la quantité dont les 

 diam.etres apparens de ces planètes , & par confé- 



quent leurs diftances à la Terre , varient dans le 

 cours de chaque année ; car l'inégalité des diam.etres 

 ou des diftances eft beaucoup moins conlidérable 

 dans Jupiter que dans Mars , & beaucoup moins dans 

 Saturne que dans Jupiter. Mais il fuit néanmoins de 

 ces variétés de diamètres 8i de diftances , que l'une 

 & l'autre planète font leurs révolutions autour du So- 

 leil dans des orbites qui font fort au-delà de l'orbite 

 de Mars. De plus, lorfqu'on obferve de la Terre les 

 mouvemens de ces deux planètes , ils nous paroiftent 

 inégaux & très-irréguliers , ainfi que ceux de Mars. 



Enfin il eft évident que la Terre tourne autour du 

 Soleil, comme centre , tant parla place qu'elle occu- 

 pe entre les orbites de Mars & de Vénus , que par 

 les phénomènes des planètes fupérieures vues de la 

 Terre ; fi la Terre étoit en repos , on ne verroit les 

 planètes , ni ftationnaires , ni rétrogrades. La Terre fe 

 meut donc : or nous avons fait voir qu'elle doit fe 

 trouver entre les orbites de Mars & de Vénus : donc 

 le Soleil eft à-peu-près le centre : donc la Terre tour- 

 ne autour du Soleil. 



Les orbites des planètes font toutes des ellipfes , 

 dont le foyer commun eft dans le Soleil. C'eft ce que 

 Kepler a trouvé le premier , d'après les obfervations 

 deTycho : avantluitous les Aftronomes avoientcru 

 que les orbites des planètes étoient des cercles ex- 

 centriques. Voyei^ Orbite , Ellipse , Excentri- 

 que. Les plans de ces orbites fe coupent tous dans 

 des lignes qui paftent par le Soleil ; & ces plans ne 

 font pas fort éloignés les uns des autres : en effet ils 

 ne font que fort peu inclinés entr'eux ; & celui qui 

 fait le plus grand angle avec le plan de l'écliptique ; 

 c'eft-à-dire de l'orbite de la Terre , eft l'orbe de Mer- 

 cure , qui ne fait qu'un angle de 6°. 5Z''. celui de 

 l'orbite de Vénus eft de 3°. 23'. celui de Mars de i®. 

 52'. celui de Jupiter, de 1°. 20'. &: celui de Saturne, 

 de 2°. 30'. 



La ligne dans laquelle le plan de chaque orbite 

 coupe l'écliptique , eft appellée la ligne des nœuds , 

 & les deux points 011 les orbites elles-mêmes cou- 

 pent le plan de l'écliptique fontappellés nœuds. Voye^^ 

 Nœud. 



La diftance entre le centre du Soleil , & le cen- 

 tre de chaque orbite , eft appellée V excentricité de la 

 planète. Foye^ExcENTRiciTÉ ; & l'angle fous lequel 

 chaque plan coupe l'écliptique , eft appellé inclinai- 

 fon de ce plan. Foyc^ Pl AN, INCLINAISON , & ECLIP- 

 TIQUE. 



Pour expliquer le mouvement des planètes autour 

 du Soleil , il ne faut que fuppofer qu'elles ont d'a- 

 bord reçu un mouvement de projeftion uniforme 

 en ligne droite , & qu'elles ont une force de gravi- 

 tation ou d'attradion , telles que nous l'obfervons 

 dans tous les grands corps de notre fyftème , car un 

 corps A ( Pl. ajir.fig. €0. n. %. ) qui tend à avancer 

 uniformément le long d'une Hgne A B doit par la 

 force d'un corps C qui l'attire , être détourné à cha- 

 que moment de fon chemin reftihgne , & obligé de 

 prendre un mouvement curvihgne , félon les lois des 

 forces centrales. Foyei Force & Central. 



Donc fi le mouvement de projedion eft perpen- 

 diculaire à une ligne C A tirée du corps attirant C 

 & que la vîteffe de ce mouvement foit tellement 

 proportionnée à la force d'attraûion du corps A 

 que les forces centrale & centrifuge foient égales , 

 c'eft-à-dire que l'effort pour tomber vers le corps 

 central Cen ligne droite, & l'effort pour avancer 

 dans la direftion de la tangente A B fe contreba- 

 lancent l'un l'autre , le corps A doit faire fa révolu- 

 tion dans une orbite circulaire, at, B , j , f. Voyes^ 

 Centripète & Centrifuge. 



Si le mouvement de projeâion °de la planète ne 

 contrebalance pas parfaitement l'attraction duSoleil, 

 la planète décrira une ellipfej fi le mouvement de la . 



