# L’Encyclopédie/1re édition/PLANETE

PLANETE, s. f. en Astronomie, c’est un corps céleste, qui fait sa révolution autour du Soleil comme centre, & qui change continuellement de position par rapport aux autres étoiles.
C’est de là que lui est venu le nom de πλανήτης, errant, par opposition aux étoiles fixes ; aussi les planetes s’appellent-elles quelquefois étoiles errantes. Voyez Etoile.
Les planetes se distingent ordinairement en principales & secondaires.
Les planetes principales ou premieres, auxquelles on donne le simple nom de planetes, sont celles qui tournent autour du Soleil ; quoique la durée de leurs révolutions ne soit pas la même, elle est constante pour chacune ; telles sont Saturne, Jupiter, Mars, la Terre, Vénus & Mercure.
Nous mettons la Terre au nombre des planetes, en suivant le système qui est aujourd’hui le plus généralement adopté, & presque le seul qui soit reçu parmi les nations les plus éclairées de l’Europe. Mais quand on supposeroit que la Terre est immobile, & que c’est le Soleil qui fait chaque année une révolution dans l’écliptique, il ne sera pas moins vrai de dire qu’un spectateur placé dans le Soleil, verroit chaque année la Terre parcourir le cercle de l’écliptique.
Toutes les planetes se meuvent dans leurs orbites autour du Soleil, & à-peu-près dans le même plan ; leurs mouvemens se font d’occident en orient, c’est-à-dire qu’elles suivent toutes une même direction. Quand nous disons néanmoins que leurs orbites sont à-peu-près dans un même plan, c’est qu’elles sont fort peu inclinées l’une à l’autre, & que la ligne où se coupent les plans de ces orbites, passe toujours par le centre du Soleil. Or il suit de-là qu’un observateur placé à ce centre, seroit toujours dans le vrai plan de l’orbite de chaque planete ; il leur verroit faire exactement leurs révolutions périodiques dans le plan d’un grand cercle de la surface sphérique concave du ciel ; mais il ne pourroit, à la vûe simple juger de leur plus grande ou de leur plus petite distance au Soleil. C’est pourquoi, afin de mieux reconnoître les différentes distances des planetes au Soleil, aussi bien que les principales inégalités apparentes de leurs mouvemens, il est-à-propos de transporter hors du Soleil l’œil de l’observateur. On peut donc le supposer élevé au-dessus du plan des orbites des planetes, ou plûtôt dans la ligne perpendiculaire à l’orbite de la Terre, qui passe par le centre du Soleil, & de plus à la même distance à ce centre que la Terre. L’observateur placé en cet endroit du ciel, pourra juger facilement des différentes distances des planetes au Soleil, & des tems de leurs révolutions.
Les planetes secondaires sont celles qui tournent autour de quelque planete principale, comme centre, de la même maniere que les planetes principales tournent autour du Soleil ; telles sont la Lune, qui tourne autour de notre Terre, & ces autres planetes qui tournent autour de Saturne & de Jupiter, & que l’on appelle proprement satellites. Voyez la théorie des planetes secondaires, aux articles Satellites & Secondaires.
Les planetes principales se distinguent encore en supérieures & inférieures.
Les planetes supérieures sont celles qui sont plus éloignées du Soleil que notre Terre : telles sont Mars, Jupiter & Saturne.
Les planetes inférieures sont celles qui sont plus proches du Soleil que notre Terre, & situées entre la Terre & le Soleil, comme Vénus & Mercure. Voyez l’ordre, la position, &c. des planetes dans les Pl. d’Astron. fig. 44.
Cette figure représente la disposition des planetes dans le système de Copernic ; système qui est le plus ancien de tous, & qui a été enseigné autrefois par Pythagore & ses disciples. Ce philosophe qui l’avoit appris dans l’Orient, le répandit bientôt dans la Grece ; mais le commun des Philosophes embrasserent long-tems après un autre système, qui supposoit la Terre immobile, & qui attribuoit aux cieux tous les mouvemens apparens. Aristote & ceux de sa secte qui ont enseigné dans les écoles pendant les siecles suivans, avoient adopté cette opinion, & l’ont soutenue long-tems, jusqu’à ce que le savant astronome Copernic est venu tirer de l’oubli l’ancien système de Pythagore, l’unique & le vrai système du monde, comme il étoit aisé à tous les bons esprits de s’en convaincre, s’ils eussent réfléchi sur les solides raisons qu’il en a apportées. Ce système a été depuis appellé de son nom. Environ cent ans après, la découverte des lunettes d’approche a fait connoître aux hommes un nouveau ciel : on y a apperçu tant de phénomenes surprenans & inconnus aux anciens, que le système de Copernic a bientôt été reconnu pour le vrai système du monde. Voyez Copernic & Système.
On représente les planetes avec les mêmes caracteres dont se servent les chimistes pour désigner leurs métaux, à cause de quelque analogie ou rapport que l’on supposoit autrefois entre ces corps célestes & les métaux.
Saturne est représenté par le caractere ♄, qui en chimie représente le plomb. Cette planete ne paroit à la vue simple, que d’une lumiere foible, à cause de sa grande distance. Elle acheve sa révolution autour du Soleil, dans l’espace d’environ trente années. Voyez Saturne.
Jupiter marqué par le signe ♃, qui en chimie représente l’étain, est une planete brillante, qui fait sa révolution autour du Soleil dans l’espace d’environ douze ans. Voyez Jupiter.
Mars caractérisé par le signe ♂, qui en chimie représente le fer, est une planete d’une couleur rougeâtre, qui fait sa révolution en deux ans environ. Voyez Mars.
Venus marquée ♀, qui en chimie représente le cuivre, est la plus brillante de toutes les planetes ; elle accompagne constamment le Soleil & n’en est jamais éloignée de plus de 47 degrés ; elle acheve sa révolution en sept mois environ. Voyez Venus.
Quand elle précede le Soleil ; on l’appelle Phosphorus & Lucifer, & quand elle le suit, on lui donne le nom d’Hesperus. Voyez Phosphorus, &c.
Mercure caractérisé par le signe ☿, qui en chimie représente ce qu’on appelle aussi mercure ou vif argent, est une petite planete brillante qui accompagne constamment le Soleil ; sa distance du Soleil n’est jamais de plus de 28 degrés, moyennant quoi elle est ordinairement cachée dans les rayons de cet astre. Elle acheve son cours en trois mois environ. Voyez Mercure & Elongation.
Au nombre de ces planetes, on peut mettre à présent la Terre marquée ♁, faisant sa révolution autour du Soleil, entre Mars & Vénus, dans l’espace d’une année. Voyez Terre.
En faisant attention aux définitions que nous venons de donner, il n’y a personne qui ne puisse distinguer aisément toutes les planetes ; car, si après le Soleil couché, on voit une planete plus près de l’orient que de l’occident, on peut d’abord conclure que ce n’est ni Mercure ni Vénus, & l’on peut déterminer par la différence de couleur & de lumiere, si c’est Saturne, Jupiter ou Mars : on distinguera par le même moyen Vénus de Mercure.
Nature des planetes, en observant les différentes phases & les différentes apparences des planetes, on trouve qu’elles sont toutes parfaitement semblables à la Lune, que l’on a démontré à l’article Lune, avoir une ressemblance parfaite avec notre Terre, d’où il suit que les planetes sont aussi des corps opaques, sphériques, &c. de même que la Terre.
Ce que l’on dit ici des planetes, peut être porté à la démonstration. 1°. Vénus observée avec le télescope paroît rarement pleine ; on lui trouve des phases variables, semblables à celles de la Lune, sa partie illuminée toujours tournée vers le Soleil, c’est-à-dire, vers l’orient, quand elle précede le Soleil, & vers l’occident, quand elle le suit. On observe la même chose par rapport à Mars & à Mercure.
2°. Gassendy le premier, & d’autres après lui, ont observé Mercure sur la surface du Soleil, qu’il paroissoit traverser, semblable à une tache noire & ronde. Voyez Passage. Horrose, en 1639, observa aussi Vénus sur le Soleil, où elle fit voir les mêmes apparences que Mercure.
3°. De la Hire, en 1700, observant Vénus avec un télescope de 16 piés, y découvrit des montagnes plus grandes que celles de la Lune.
4°. Cassini a observé deux taches sur Vénus, quatre sur Mars, semblables à celles que Campani y avoit vues, & plusieurs à la fois sur Jupiter ; par l’observation de ces taches on a trouvé que ces planetes tournoient autour de leur axe : on a même déterminé la vitesse de cette rotation, ou de la période dans l’espace de laquelle cette rotation s’acheve. Par exemple, celle de Jupiter se fait en 9 heures 56′ ; celle de Mars en 24 heures 40′ & celle de Venus en 24 heures. Voyez Tache. Et puisque l’on trouve que le Soleil, la Lune, Jupiter, Mars, Vénus & la Terre tournent autour de leur axe, c’est-à-dire, ont une rotation diurne, il ne faut pas douter que Mercure & Saturne ne fassent la même chose, quoique la grande proximité de Mercure au Soleil, & la grande distance de Saturne empêchent que l’on n’y puisse observer quelques taches, qui serviroient à démontrer cette rotation.
5°. On observe dans Jupiter deux bandes ou deux especes de baudriers plus brillans que le reste de son disque, & qui sont mobiles ; on les voit quelquefois d’un côté, & quelquefois d’un autre, tantôt plus larges, & tantôt plus étroits. Voyez Bandes.
6°. En 1609 Sim. Marius observa le premier trois petites étoiles ou trois petites lunes, faisant leur révolution autour de Jupiter ; & en 1610, Galilée fit la même observation : on remarque à présent que ces petites étoiles disparoissent, quoique le ciel soit très-clair & très-net, quand Jupiter se trouve placé diamétralement entr’elles & le Soleil ; d’où il paroît qu’elles perdent leur lumiere, précisément lorsque les rayons du Soleil, interceptés par Jupiter, ne peuvent pas arriver en lignes droites jusqu’à ces étoiles, & qu’ainsi ce sont, comme la Lune, des corps opaques éclairés par le Soleil : & puisque Jupiter n’éclaire point ses satellies, quand il sont derriere lui, il s’ensuit encore que Jupiter lui-même est privé de lumiere dans la partie de son corps qui ne regarde pas le Soleil.
7°. Quand les lunes ou les satellites de Jupiter sont placés diamétralement entre Jupiter & le Soleil, on apperçoit sur le disque de Jupiter une tache ronde ; il paroît de là que les satellites sont des corps opaques éclairés par le Soleil, qu’ils jettent une ombre sur le Soleil, & que les taches rondes observées sur Jupiter sont les ombres des satellites ; & comme l’on trouve que la figure de cette ombre projettée sur le disque de Jupiter est un cercle, il s’ensuit aussi que cette ombre doit être conique ; c’est pourquoi les satellites ont une figure sphérique, au moins sensiblement.
Maintenant pour résumer cette démonstration, 1°. puisque dans Vénus, Mercure & Mars, on ne voit briller que cette partie de leur disque, qui est éclairée par le Soleil ; & que de plus, Vénus & Mercure paroissent sur le disque du Soleil, comme des taches obscures, quand ils sont entre la Terre & le Soleil ; il est évident que Mars, Jupiter & Mercure sont des corps éclairés par une lumiere empruntée du Soleil : & que l’on doit dire la même chose de Jupiter, à cause qu’il est privé de lumiere dans cette partie de son disque, sur laquelle s’étend l’ombre des satellites ; aussi-bien que dans cette partie qui n’est pas tournée vers le Soleil ; il est donc suffisamment demontré que les satellites sont des corps opaques, & qu’ils réfléchissent la lumiere du Soleil.
C’est pourquoi, puisque Saturne avec son anneau & ses satellites, ne donne qu’une foible lumiere, & considérablement plus foible que celle des étoiles fixes (quoique celles-ci soient infiniment plus éloignées), & que celles de toutes les autres planetes, il est encore hors de doute que Saturne & ses satellites sont des corps opaques.
2°. Puisque Vénus & Mercure ne transmettent pas la lumiere du Soleil, lorsque ces planetes sont placées vis-à vis de cet astre, il est évident que ce sont des corps denses, opaques : ce qui est pareillement évident de Jupiter, qui cache les satellites dans son ombre ; ainsi par analogie, on peut conclure la même chose de Saturne.
Quant à ce que la Lune, qui est aussi un corps dense opaque comme les éclipses de Lune & de Soleil le démontrent, jette une si grande lumiere en comparaison de celle de toutes les autres étoiles, & qu’elle nous paroît d’une grandeur à-peu-près égale à celle du Soleil, cela vient uniquement de ce qu’elle est fort proche de la terre ; car si on l’observoit du Soleil, elle ne paroîtroit pas sous un angle sensible, de sorte qu’à peine seroit-elle visible. Ce seroit donc la même chose si elle étoit aussi éloignée de la Terre qu’est le Soleil ; on ne l’appercevroit guere avec la lunette d’approche que comme un petit point lumineux.
3°. Les taches variables qui paroissent sur Vénus, Mars & Jupiter, semblent prouver que ces planetes ont une atmosphere changeante ; ainsi en raisonnant toujours par analogie, on peut conclure la même chose des autres planetes.
4°. Pareillement on peut conclure des montagnes observées sur Vénus, qu’il y en a de semblables dans les autres planetes.
5°. Puisque Saturne, Jupiter & leurs satellites, Mars, Vénus & Mercure sont des corps opaques qui reçoivent leur lumiere du Soleil, qui sont couverts de montagnes, & environnés d’une atmosphere changeante, il paroît s’ensuivre que ces planetes ont des eaux, des mers, &c. aussi-bien que des terreins secs ; en un mot, que ce sont des corps semblables à la Lune, & par conséquent à la Terre. Par conséquent, selon plusieurs philosophes, rien ne nous empêche de croire que les planetes sont habitées. Huygens dans son Cosmothéoros, a prétendu donner des preuves très-fortes de l’existance des habitans des planetes : ces preuves sont tirées de la ressemblance des planetes avec la Terre, & de ce qu’elles sont, comme la Terre, des corps opaques, denses, raboteux, pesans, éclairés & échauffes par le Soleil ; ayant leur nuit & leur jour, leur été & leur hyver.
M. de Fontenelle a aussi traité cette question dans les entretiens sur la pluralité des mondes ; il y soutient que chaque planete est habitée, & il explique chemin faisant avec beaucoup de clarté, le système de Copernic & les tourbillons de Descartes, qui étoient alors tout ce qu’on connoissoit de mieux. Ce livre a eu la plus grande réputation ; & on le regarde encore aujourd’hui comme un de ceux qui font le plus d’honneur à son auteur. Voyez Pluralité des mondes, au mot Monde.
Wolf s’appuyant sur des preuves d’une autre espece, va jusqu’à faire des conjectures sur les habitans des planetes : par exemple, il ne doute point que les habitans de Jupiter ne soient beaucoup plus grands que nous, & de taille gigantesque. La preuve qu’il en donne est si singuliere, qu’il ne sera peut-être pas inutile de la rapporter ici : on se souviendra que c’est M. Wolf qui parle. « On enseigne dans l’Optique que la prunelle de l’œil est dilatée par une lumiere foible, & retraite par une lumiere forte : donc la lumiere du Soleil étant beaucoup moins grande pour les habitans de Jupiter que pour nous, parce que Jupiter est plus éloigné du Soleil, il s’ensuit que les habitans de cette planete ont la prunelle beaucoup plus large & beaucoup plus dilatée que la nôtre. Or on observe que la prunelle a une proportion constante avec le globe de l’œil, & l’œil avec le reste du corps ; de sorte que dans les animaux, plus la prunelle est grande, plus l’œil est gros, & plus aussi le corps est grand.
« Pour déterminer la grandeur des habitans de Jupiter, on peut remarquer que la distance de Jupiter au Soleil, est à la distance de la Terre au Soleil, comme 26 à 5 ; & que par conséquent la lumiere du Soleil, par rapport à Jupiter, est à sa lumiere par rapport à la Terre, en raison doublée de 5 à 26 ; or on trouve par l’expérience, que la prunelle se dilate en plus grand rapport, que l’intensité de la lumiere ne croît : autrement un corps placé à une grande distance, paroîtroit aussi nettement qu’un autre plus près. Ainsi le diametre de la prunelle des habitans de Jupiter, est au diametre de la nôtre, en plus grande raison que celle de 5 à 26. Supposons-le de 10 à 26, ou de 5 à 13 ; comme la hauteur ordinaire des habitans de la Terre, est de cinq piés quatre pouces environ, (c’est la hauteur que M. Wolf s’est trouvée à lui-même) on en conclud que la hauteur commune des habitans de Jupiter, doit être de 14 piés $\scriptstyle {\frac {2}{3}}$. Or cette grandeur étoit à peu-près celle de Og, roi de Basan, dont parle Moise, & dont le lit de fer étoit long de neuf coudées, & large de quatre. »
Voilà les égaremens où tombe l’esprit humain, quand il se livre à la fureur de faire des systèmes ; car surquoi M. Wolf se fonde-t-il pour avancer que les habitans de Jupiter, supposé qu’ils voient, ont la prunelle plus grande que la nôtre, & que la grandeur de leur prunelle est proportionnelle à la hauteur de leur corps. La lumiere est plus foible dans Jupiter que sur la terre, il est vrai, mais les habitans de Jupiter peuvent être d’une telle nature, que cette lumiere soit aussi forte pour eux que la nôtre l’est pour nous. Il suffit pour cela qu’ils aient l’organe plus sensible ; d’ailleurs est-il vrai que la grandeur du corps soit proportionnée au diametre de la prunelle ? Ne voyons-nous pas tous les jours le contraire dans les animaux ? Les chats ont la prunelle beaucoup plus grande que nous ; les cochons l’ont beaucoup plus petite que les chats, &c.
M. de Fontenelle est bien éloigné de faire des conjectures aussi puériles sur la figure des habitans des planetes ; il pense qu’elle est fort différente de la nôtre, & que nous n’en avons aucune idée ; & il appuie cette opinion par des raisons ingénieuses. « Quelle différence, dit-il, de notre figure, de nos manieres, &c. à celle des Américains ou des Africains ! Nous habitons pourtant le même vaisseau, dont ils tiennent la proue & nous la poupe ? Combien ne doit-il pas y avoir de différence de nous aux habitans des autres planetes, c’est-à-dire de ces autres vaisseaux qui flottent loin de nous par les cieux » ? Cela est beaucoup plus vraissemblable ; mais cependant il n’est pas encore bien sûr (voyez Monde) que les planetes soient habitées.
Mouvement des planetes. Il est évident par une infinité de phénomenes, que les planetes tournent autour du Soleil, comme centre, & non autour de la Terre.
1°. L’orbite dans laquelle Vénus se meut, environne certainement le Soleil, & par conséquent cette planete tourne autour du Soleil en décrivant cette orbite.
On prouve aisément que cette orbite environne le Soleil, par la raison que Vénus est quelquefois au-dessus du Soleil, quelquefois au-dessous, quelquefois derriere, & quelquefois du même côté ; ce qui est évident par les différentes circonstances de ses phases. Voyez Phase.
Elle passe derriere le soleil lorsque vers le tems de sa conjonction, quand elle nous paroît fort proche de ce corps lumineux, on l’apperçoit parfaitement ronde, sa lumiere étant également vive de toutes parts, Comme cette planete ne reçoit d’autre lumiere que celle du Soleil qui l’éclaire d’un côté, pendant que son hémisphere opposé au Soleil demeure dans les ténebres, il est évident que toutes les fois que cette planete nous paroît pleine ou parfaitement ronde, la surface ou la moitié de cette planete que nous appercevons, est précisément la même qui est tournée vers le Soleil, & qu’ainsi Vénus est pour lors à notre égard bien au-delà du Soleil. Au contraire, lorsque dans ses conjonctions au Soleil elle disparoîtra tout-à-fait, ou qu’on ne la verra que comme un croissant fort mince, on en doit conclure que cette planete est alors entre la Terre & le Soleil. Aussi lorsque Vénus est entre la Terre & le Soleil, il doit arriver quelquefois qu’elle passera sur le disque même du Soleil, où elle paroîtra comme une tache noire. Voyez Vénus.
Il n’est pas moins certain qu’elle ne tourne pas autour de la Terre, mais autour du Soleil, parce qu’on l’observe toujours dans le même quart de cercle avec le Soleil, & qu’elle ne s’en éloigne jamais beaucoup au-de-là de 45°. Elle n’est donc jamais en opposition avec le Soleil, ni même en quadrature ; ce qui arriveroit pourtant fréquemment, si cette planete se mouvoit autour de la Terre, & non autour du Soleil.
2°. On peut se convaincre de même, que Mercure tourne autour du Soleil, par les phases de cette planete, qui ressemblent à celle de Vénus & de la Lune ; & par le voisinage de cette planete au Soleil, dont elle s’éloigne encore moins que ne fait Vénus.
D’où il suit que Mercure doit avoir par cette raison une orbite beaucoup plus petite, & que cette orbite renferme le Soleil : c’est la même preuve que pour Vénus, avec cette différence que l’orbite de Mercure doit être renfermée dans celle de Vénus, parce qu’elle est plus petite ; mais le Soleil demeure constamment au centre de l’une & de l’autre orbite. Une autre preuve que Mercure est plus proche du Soleil, c’est que sa lumiere est très-vive & bien plus éclatante que celle de Vénus & des autres planetes.
3°. Il est certain que l’orbite de Mars renferme le Soleil, puisque Mars s’observe en conjonction & en opposition avec le Soleil, & que dans l’un & l’autre cas, sa face entiere est éclairée. Il est vrai que par ces mêmes circonstances, l’orbite de Mars paroît aussi renfermer la Terre ; mais comme le diametre de Mars paroît sept fois aussi gros dans l’opposition que dans la conjonction, il s’ensuit que dans l’opposition, cette planete est sept fois plus proche de la Terre que dans la conjonction. Ainsi il s’en faut beaucoup que la Terre ne soit le centre du mouvement de Mars, au lieu que Mars est toujours à-peu-près à la même distance du Soleil. De plus, Mars vû de la Terre, paroît se mouvoir fort irrégulierement ; il semble quelquefois aller fort vîte, quelquefois beaucoup plus lentement, quelquefois aller en avant, & quelquefois rétrograder. Voyez Rétrogradation. Mais cette planete vue du Soleil paroîtroit se mouvoir à-peu-près avec une égale vîtesse ; d’où il faut conclure que c’est le Soleil & non la Terre qui est le centre de son mouvement. Quand Mars se trouve éloigné du Soleil environ de 90 degrés, alors sa rondeur est un peu altérée, parce que son hémisphere éclairé n’est pas entierement tourné vers nous ; & c’est le seul tems où on puisse l’observer sous cette phase : par-tout ailleurs il paroît assez exactement rond, comme il doit en effet le paroître.
4°. Les mêmes phénomenes qui prouvent que Mars tourne autour du Soleil, & non autour de la Terre, prouvent aussi que Jupiter & Saturne tournent autour du Soleil.
Il n’y a de différence que dans la quantité dont les diametres apparens de ces planetes, & par conséquent leurs distances à la Terre, varient dans le cours de chaque année ; car l’inégalité des diametres ou des distances est beaucoup moins considérable dans Jupiter que dans Mars, & beaucoup moins dans Saturne que dans Jupiter. Mais il suit néanmoins de ces variétés de diametres & de distances, que l’une & l’autre planete font leurs révolutions autour du Soleil dans des orbites qui sont fort au-delà de l’orbite de Mars. De plus, lorsqu’on observe de la Terre les mouvemens de ces deux planetes, ils nous paroissent inégaux & très-irréguliers, ainsi que ceux de Mars.
Enfin il est évident que la Terre tourne autour du Soleil, comme centre, tant par la place qu’elle occupe entre les orbites de Mars & de Vénus, que par les phénomenes des planetes supérieures vues de la Terre ; si la Terre étoit en repos, on ne verroit les planetes, ni stationnaires, ni retrogrades. La Terre se meut donc : or nous avons fait voir qu’elle doit se trouver entre les orbites de Mars & de Vénus : donc le Soleil est à-peu-près le centre : donc la Terre tourne autour du Soleil.
Les orbites des planetes sont toutes des ellipses, dont le foyer commun est dans le Soleil. C’est ce que Kepler a trouvé le premier, d’après les observations de Tycho : avant lui tous les Astronomes avoient cru que les orbites des planetes étoient des cercles excentriques. Voyez Orbite, Ellipse, Excentrique. Les plans de ces orbites se coupent tous dans des lignes qui passent par le Soleil ; & ces plans ne sont pas fort éloignés les uns des autres : en effet ils ne sont que fort peu inclinés entr’eux ; & celui qui fait le plus grand angle avec le plan de l’écliptique ; c’est-à-dire de l’orbite de la Terre, est l’orbe de Mercure, qui ne fait qu’un angle de 6°. 52′. celui de l’orbite de Vénus est de 3°. 23′. celui de Mars de 1°. 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, est appellée la ligne des nœuds, & les deux points où les orbites elles-mêmes coupent le plan de l’écliptique sont appellés nœuds. Voyez Nœud.
La distance entre le centre du Soleil, & le centre de chaque orbite, est appellée l’excentricité de la planete. Voyez Excentricité ; & l’angle sous lequel chaque plan coupe l’écliptique, est appellé inclinaison de ce plan. Voyez Plan, Inclinaison, & Ecliptique.
Pour expliquer le mouvement des planetes autour du Soleil, il ne faut que supposer qu’elles ont d’abord reçu un mouvement de projection uniforme en ligne droite, & qu’elles ont une force de gravitation ou d’attraction, telles que nous l’observons dans tous les grands corps de notre système, car un corps A (Pl. astr. fig. 60. n. 2.) qui tend à avancer uniformément le long d’une ligne AB doit par la force d’un corps C qui l’attire, être détourné à chaque moment de son chemin rectiligne, & obligé de prendre un mouvement curviligne, selon les lois des forces centrales. Voyez Force & Central.
Donc si le mouvement de projection est perpendiculaire à une ligne CA tirée du corps attirant C & que la vîtesse de ce mouvement soit tellement proportionnée à la force d’attraction du corps A que les forces centrale & centrifuge soient égales, c’est-à-dire que l’effort pour tomber vers le corps central C en ligne droite, & l’effort pour avancer dans la direction de la tangente AB se contrebalancent l’un l’autre, le corps A doit faire sa révolution dans une orbite circulaire, x, B, j, s. Voyez Centripete & Centrifuge.
Si le mouvement de projection de la planete ne contrebalance pas parfaitement l’attraction du Soleil, la planete décrira une ellipse ; si le mouvement de la planete est trop prompt, l’orbite sera plus grande qu’un cercle, & le foyer le plus proche sera dans le corps central même : si le mouvement est trop lent, l’orbite sera moindre qu’un cercle, & le corps central occupera le foyer le plus éloigné.
De plus la forme des orbites planetaires dépend non-seulement de la proportion entre le mouvement de projection, & la force attractive, mais aussi de la direction suivant laquelle ce mouvement peut être ou avoir été imprimé. Si la direction étoit suivant la tangente AB comme nous l’avons supposé jusqu’ici, & que les forces centrales se contrebalançassent exactement, les orbites seroient circulaires, mais si la direction étoit oblique, d’une obliquité quelconque, l’orbite de la planete seroit toujours une ellipse ; quelque rapport qu’il y eût d’ailleurs entre l’attraction & le mouvement de projection.
Les mouvemens des planetes dans leurs orbites elliptiques, ne sont pas uniformes, parce que le Soleil n’occupe pas le centre de ces orbites, mais leur foyer. Les planetes se meuvent donc tantôt plus vite, tantôt plus lentement, selon qu’elles sont plus proches ou plus éloignées du Soleil : mais ces irrégularités sont elles-mêmes reglées, & suivent une loi certaine.
Ainsi supposons que l’ellipse BEP (Pl. astr. fig. 61. n. 2.) soit l’orbite d’une planete, & que le Soleil S occupe le foyer de cette ellipse, soit AP l’axe de l’ellipse appellé la ligne des apsides, le point A l’apside supérieure ou l’aphelie P l’apside inférieure ou le périphélie, SC l’excentricité, & ES la moyenne distance de la planete au Soleil. Voyez Apside, Aphélie, Périhélie, &c. Le mouvement de la planete dans son périhelie est plus prompt que par-tout ailleurs, & plus lent au contraire dans son aphelie ; au point E la vîtesse du mouvement est moyenne aussi-bien que la distance, c’est-à-dire ce mouvement est tel que s’il demeuroit uniforme, la planete décriroit son orbite dans le même tems qu’elle employe à la décrire réellement. La loi par laquelle le mouvement est réglé dans chaque point de l’orbite, est qu’une ligne ou un rayon tiré du centre du Soleil au centre de la planete, & qu’on suppose se mouvoir avec la planete, décrit toujours des aires elliptiques proportionnelles au tems. Supposons par ex. que la planete soit en A & que de-là elle Darvienne en B après un certain tems ; l’espace ou l’aire que décrit le rayon SA est le triangle ASB : si on imagine ensuite que la planete arrive en P, & que tirant un rayon SD du centre du Soleil, l’aire elliptique PSD soit égale à l’aire ASB, la planete décrira l’arc PD dans le même tems qu’elle a décrit l’arc AB : ces arcs sont inégaux, & sont à-peu-près en raison inverse de leurs distances au Soleil, car il suit de l’égalité des aires que PD doit être à AB à-peu-près comme SA à SP.
Kepler est le premier qui ait démontré cette loi par les observations, & M. Newton l’a depuis expliquée par des principes physiques : tous les astronomes admettent aujourd’hui & cette regle, & l’explication que M. Newton en a donnée, comme étant la plus propre à résoudre les phénomenes des planetes.
A l’égard du mouvement que toutes les planetes ont dans le même sens d’occident en orient, de leur mouvement de rotation autour de leurs axes, & de l’inclinaison de leurs orbites au plan de l’écliptique, ces phénomenes ne sont pas si faciles à expliquer dans le système newtonien, que leur mouvement autour du Soleil.
Descartes s’étant apperçu que les planetes alloient toutes dans le même sens, imagina de les faire nager dans un fluide très-subtil qui tournoit en tourbillon autour du Soleil, & qui emportoit toutes les planetes dans la même direction. M. Newton ne paroît point donner d’autre raison de ce mouvement commun, que la volonté du Créateur. Il en est de même du mouvement de rotation & de l’inclinaison des orbites des planetes au plan de l’écliptique. Tous ces mouvemens, dit-il, n’ont point de causes méchaniques. Hi motus originem non habent ex causis mechanicis. La raison qu’il en apporte, c’est que les cometes se meuvent autour du Soleil dans des orbites fort excentriques, & vont indifféremment en tous sens, les unes d’orient à l’occident, d’autres du midi au nord, &c. Il est certain que si le mouvement commun de toutes les planetes d’occident en orient, étoit causé par un tourbillon dont les couches les entraînassent, les cometes qui descendent fort loin dans ce tourbillon devroient aussi se mouvoir toutes dans le même sens : or c’est ce qui n’arrive pas. A l’égard de la rotation des planetes autour de leurs axes, dans le même sens qu’elles tournent autour du Soleil, c’est un phénomene que Descartes a tenté d’expliquer aussi par les tourbillons ; mais la plûpart de ses partisans l’ont abandonné là-dessus. On lui a objecté qu’en vertu de la construction de ses tourbillons, les planetes devroient tourner sur elles-mêmes en sens contraire, c’est-à-dire d’orient en occident ; & il ne paroît pas que jusqu’à-présent l’hypothese des tourbillons ait pu satisfaire à cette partie du système général du monde.
M. Bernoulli, dans le tom. IV. de ses œuvres in-4$^o$. imprimées à Lausanne en 1743, explique le mouvement de rotation des planetes dans le système de Newton, d’une maniere assez ingénieuse. Cet auteur remarque que tout corps à qui on imprime un mouvement de projection suivant une direction qui ne passe pas par son centre de gravité, doit tourner autour de son centre de gravité, tandis que ce centre va en avant, suivant une direction parallele à celle de la force qui a imprimé le coup. Il suffit donc pour imprimer la rotation des planetes, de supposer que le mouvement de projection qui leur a été imprimé d’abord suivant l’idée de M. Newton, avoit une direction qui ne passoit point par leur centre de gravité. A l’égard de l’inclinaison des orbites des planetes sur le plan de l’écliptique, voyez Inclinaison ; & sur les aphélies des planetes, voyez Aphélie.
Les Cartésiens font sur le mouvement des planetes, une objection qu’ils croient victorieuse contre le Newtonianisme. Si le Soleil, disent-ils, attiroit les planetes, elles devroient s’en approcher sans cesse, au lieu que tantôt elles s’en approchent, tantôt elles s’en éloignent. Il est facile de répondre que les planetes à la vérité tendent à s’approcher du Soleil par leur gravitation vers cet astre, mais qu’elles tendent à s’en éloigner par leur mouvement de projection, qui les feroit aller en ligne droite : or si le mouvement de projection est tel, que les planetes en vertu de ce mouvement s’éloignent plus du Soleil que la gravitation ne les en approche, elles s’éloigneront du Soleil nonobstant la gravitation, mais moins à la vérité que si la gravitation étoit nulle. C’est en effet ce qui arrive, comme le calcul le fait voir, quand les planetes sont arrivées à leur périhélie, où leur vîtesse de projection est la plus grande, & où par conséquent elles tendent à s’éloigner le plus du soleil en vertu de cette vîtesse. Il est vrai que le Soleil les attire aussi davantage dans ce même point ; mais comme le calcul le prouve, il ne les attire pas autant que leur vîtesse de projection les éloigne. Voilà une des grandes objections cartésiennes résolue sans replique ; on peut en voir une autre de la même force à l’article Flux & reflux de la mer, tom. VI. p. 490.
Calcul du mouvement & du lieu d’une planete. Les périodes & les vîtesses des planetes, ou les tems qu’elles mettent à faire leurs révolutions, ont une analogie singuliere avec les distances de ces planetes au Soleil. Plus une planete est proche du Soleil, plus sa vîtesse est grande, & plus le tems de sa révolution est court ; la loi générale est que les quarrés des tems périodiques sont comme les cubes des distances des planetes aux centres de leurs orbites. Voyez Période, Distance, &c.
On doit la découverte de cette loi à la sagacité de Kepler, qui la trouva pour les planetes premieres : les Astronomes ont trouvé depuis qu’elle avoit aussi lieu pour les planetes secondaires. Voyez Satellite.
Kepler n’a déduit cette loi que des observations & de la comparaison qu’il a faite entre les distances des planetes & leurs tems périodiques ; la gloire de la découvrir par les principes physiques, étoit réservée à Newton, qui a démontré que cette loi est une suite de la gravitation. Voyez Gravitation.
Le mouvement ou la distance d’une planete par rapport à son apogée, est appellé l’anomalie de la planete ; ce mouvement se mesure par l’arc ou l’aire que la planete a décrite depuis son apogée. Voyez Anomalie. Quand on compte le mouvement de la planete depuis le premier point d’aries, son mouvement est appellé mouvement en longitude ; or ce mouvement est ou moyen, c’est-à-dire égal à celui que la planete auroit si elle se mouvoit uniformement dans un cercle ; ou vrai, c’est-à-dire, celui même par lequel elle décrit actuellement son orbite, & ce mouvement est mesuré par l’arc correspondant de l’écliptique. Voyez Longitude, &c.
Par-là on peut toujours trouver le lieu d’une planete dans son orbite, l’intervalle de tems depuis qu’elle a passé par son aphelie, étant donné, car supposons que l’aire de l’ellipse soit tellement divisée par la ligne SG, que l’aire elliptique entiere soit à l’aire ASG comme le tems de la révolution de la planete, est au tems donné en ce cas G : sera le lieu de la planete dans son orbite. Voyez Anomalie & Lieu. Les phénomenes des planetes inférieures sont leurs conjonctions, élongations, stations, rétrogradations, phases, & éclipses. Voyez Conjonction, Élongation, Station, Rétrogradation, Phase & Eclipse. Les phénomenes des planetes supérieures, sont les mêmes que ceux des planetes inférieures ; il y en a seulement un de plus dans les supérieures, savoir l’opposition. Voyez Opposition, &c.
A l’égard des phénomenes particuliers de chaque planete, on les trouvera aux articles de chacune. Voyez Jupiter, Mars, &c.
On trouvera de même aux articles Systeme solaire, Diametre, Demi-diametre, &c. les proportions générales, les diametres, les distances des différentes planetes.
Configuration des planetes. Voyez Configuration. Volf & Chambers. (O)
Planete, en terme de Vannerie, est un instrument dont on se sert pour applatir un brin d’osier à tel degré qu’on veut. Cet instrument est plat & d’environ quatre pouces de long sur deux de large. Son tranchant est monté sur une espece d’oreille placée de côté, au-dessus d’une lame de fer à ressort qui couvre l’instrument dans toute sa longueur & toute sa largeur, & est près ou loin de cette lame à proportion qu’on ferme ou qu’on ouvre une petite vis qui est dessous l’instrument, & sur laquelle est appuyée cette lame à ressort. Voyez les Planches.