\ 
m TER 
far les deux fyftèmes , & pour établir le mouve- I 
ment de la terre. Voye^ RÉVOLUTION. 
6 & . Ou-bien les corps célefte s tournent tous au- 
tour de la terre en 24 heures , ou-bien il faut que la 
terre tourne dans le même tems autour de ion axe ; or 
les planètes qui tournent autour du foleU font leur 
révolution en plus ou moins de tems , fuivant que 
leurs orbites font plus ou moins grandes , c'eft-à-dire, 
fuivant qu'elles font plus ou moins éloignées du fo- 
leil ; d'où il s'enfuit que fi les étoiles & les planètes 
tournoient autour de la terre, elles feroient de même 
leur révolution en des tems inégaux , fuivant que 
leurs orbites ou leurs diftances feroient plus ou moins 
grandes ; au-moins feroit-il vrai que les étoiles fixes 
qui font à des diftances fi prodigieufes de la .terre , ne 
fauroientfe mouvoir autour d'elle en 2 4 heures , com- 
me on fuppofe que les font les planètes les plus voi- 
fines. 
7 0 . Dans tous les ouvrages de la nature qui font 
fournis à notre connoiffance , le créateur paroît agir 
par les moyens les plus courts , les plus ailés & les 
plus fimples ; or , fi la terre paroît être en repos , 
6 les étoiles fe meuvent , la vîteffe des étoiles de- 
vra être immenfe, au -lieu qu'il ne faudroit , pour 
expliquer ces mêmes effets , que fuppofer à la terre 
un mouvement plus modéré. 
En effet , la moyenne diftance de la lune à la terre 
eft de 57 demi-diametres de la terre ; ce qui,fuppofant 
le demi-diametre de la terre de 3440 milles géogra- 
phiques , fe monte à 1 96080 milles ; la circonférence 
du cercle diurne de la lune eft donc de 1 23 1 3 80 mil- 
les , & par conféquent fon mouvement horaire de 
483308 milles ; de forte que dans chaque féconde 
( efpece de tems moindre que celui qui eft employé 
à chaque battement d'artere) , la lune , quoique le 
plus lent de tous les corps céleftes , parcourt 3 mil- 
les , c'eft-à-dire plus d'une lieue Ô£ demie. Voyt^ 
Lune. De-plus la moyenne diftance du foleil à la 
terre eft de 22000 demi-diametres de la terre, ou de 
7 5 680000 milles géographiques ; d'où il s'enfuit que 
le mouvement diurne du foleil , lorfqu'il eft dans l'é- 
quateur , devroit être de 475270400 milles, & que 
par conféquent dans l'efpace d'une féconde il devroit 
parcourir 5480 milles géographiques , ou plus de 
2000 lieues ; de-plus , la diftance du foleil à la terre 
eft à celle du foleil à Mars , comme 1 eft à 2 ; à celle 
du foleil à Jupiter , comme un eft à 5 & | ; & à celle 
du foleil à Saturne , comme 1 eft à 9 : ainfi puifque 
les efpaces diurnes , & tous les autres efpaces fem- 
blables décrits dans un même tems , devroient être 
entr'eux comme ces diftances ; Mars devroit donc 
dans unclin-d'œil décrire 8 222 milles, Jupiter 28688 
milles , & Saturne 520652 milles , c'eft-à-dire envi- 
ron 20000 lieues : enfin , les étoiles fixes étant bien 
plus éloignées de la terre que Saturne , leur mouve- 
ment dans l'équateur ou auprès de l'équateur , devra 
donc être par cette raifon beaucoup plus prompt que 
celui de cette planète. 
8°. Si la terre eft en repos , & que les étoiles fe 
meuvent d'un mouvement commun , les différentes 
planètes décriront chaque jour différentes fpirales qui 
s'éloigneront jufqu'à un certain terme vers le nord , 
& retourneront enfuitevers le terme oppofé du coté 
du fud dans des limites tantôt plus & tantôt moins 
étroites. 
Car les différences des diftances des planètes au zé- 
nith varient chaque jour, & elles augmentent jufqu'à 
un certain point vers le nord , & décroiflant enfuite 
vers le fud ; ainfi puifqu'on trouve en même tems la 
hauteur du pôle toujours la même , & que les pla- 
nètes ne retournent pas au même point du méridien , 
on doit conclure de-là qu'elles décriront non pas des 
cercles , mais des fpirales ; à quoi il faut ajouter que 
comme les différentes planètes ne confervent pas 
T E R 
toujours la même diftance de la terré , mais qu'elles 
s'èft approchent quelquefois 9 & que d'autres fois 
elles s'en éloignent , elles décrivent donc de plus 
grandes fpirales à de plus grandes diftances , & de 
plus petites, fpirales à de plus petites diftances : de - 
plus, puifque leur mouvement devient plus lent lorf- 
que la planète éft plus éloignée de la terre , il s'en- 
fuit de-là que les plus grandes fpirales devront être 
décrites en moins de tems que les plus petites; or, 
toute cette complication de mouvemens en fpirale 
peut- elle être admife , lorfqu'on a un moyen fi fimple 
d'y fuppiéer , en admettant le mouvement de la 
terre} 
9 0 . On trouve que la force de la gravité décroît 
àmefure qu'on approche de l'équateur , & cela arrive 
dans tous les corps qui ont un mouvement fur leur 
axe ; & dans ceux-là feulement , parce que c'eft en 
effet le réfultat néceffaire d'un pareil mouvement. 
Foyei Gravite & Figure de la terre. 
En effet , lorfqu'un corps tourne fur fon axe , tou- 
tes les parties, ou tous les corps qui lui appartiennent , 
font un effort continuel pour s'éloigner du centre ; 
ainfi l'équateur étant un grand cercle , & les parallè- 
les allant toujours en diminuant vers les pôles , c'eft 
dans l'équateur que la force centrifuge eft la plus 
grande , & elle décroît vers les pôles en raifon des 
diamètres des parallèles , à celui de réquateur. Or 
la force de la gravité détermine les différentes parties 
vers le centre dufyftème total ; & par conféquent la 
force centrifuge qui agit en fens contraire de la force 
de la gravité , retarde la defeente des graves , & elle 
la retarde d'autant plus qu'elle eft plus grande. Le 
docteur Keiff prouve par le calcul que la force de la 
gravité eft à la force centrifuge vers l'équateur , com- 
me 289 eft à 1 , &: que par conféquent les corps qui 
s'y trouvent y perdent ff^ , partie du poids qu'ils au- 
roient fi la terre étoit en repos. La force centrifuge 
étant donc extrêmement petite vers les pôles , les 
corps qui ne pefentà l'équateur que 288 liy. pefe- 
ront aux pôles 289 livres ; or , on a remarqué en effet 
que la pefanteur eft moindre à l'équateur qu'aux pô- 
les. La terre tourne donc fur fon axe. 
io°. Voici une démonftration du mouvement de 
la terre tirée des caufes phyfiques , nous en fommes 
redevables aux découvertes de M. Newton ; & le 
do&eur Keiff la regarde comme très- concluante, & 
même fans réplique. 
Il eft démontré que toutes les planètes gravitent 
fur le foleil, & toutes les expériences confirment que 
le mouvement foitde la terre autour du foleil,, foit du 
foleil autour de la terre , fe fait de manière que les 
aires décrites par les rayons recteurs de celui de ces 
deux corps qui eft mobile , font égaux en tems égaux, 
ou font proportionnels au tems; mais il eft démontré 
aufîi que lorfque deux corps tournent l'un autour de 
l'autre , & que leurs mouvemens font réglés par une 
pareille loi , l'un doit nécefiairement graviter fur 
l'autre. Or fi le foleil gravite dans fon mouvement 
fur la terre , comme l'a&ion & la réaction font d'ail- 
leurs égales & contraires , la terre devra donc pareil- 
lement graviter fur le foleil. De plus , le même au- 
teur a démontré que lorfque deux corps gravitent l'un 
fur l'autre , fans s'approcher directement l'un de l'au- 
tre en ligne droite , il faut qu'ils tournent l'un & l'au- 
tre fans s'approcher directement l'un de l'autre en 
ligne droite, il faut qu'ils tournent l'un & l'autre au- 
tour de leur centre commun de gravité. Le foleil & 
la terre tournent donc autour de leur centre commun 
de gravité ; mais le foleil eft un corps fi grand par 
rapport à la terre , laquelle n'eft , pour ainfi- dire , 
qu'un point par rapport à lui , que le centre commun 
de gravité de ces deux corps , doit fe trouver dans 
le foleil même , & peu loin de fon centre ; la terre. 
tourne donc autour d'un point qui eft fitué dans le 
corps 
