Que Mercure n'eft pas à la moitié de la diftance de la Terre;

Que Vénus eft presqu'à la moitié & démie ; Que Mars eft à une fois & demie de cette distance; Que Jupiter eft plus de cinq fois plus loin; Et que Saturne l'eft plus de neuf fois.

2o. Tems des révolutions de chaque Planète,

De la différente distance des Planètes au Soleil, il réfulte néceffairement auffi une diffé rence dans le tems qu'elles emploient à faire leurs révolutions. La Planète la plus près eft celle qui emploie le moins de tems, & celle qui eft la plus éloignée en emploie le plus, ainfi que l'on va le voir.

Remarque. La révolution de la Terre fe nomme année fidérale (1), parce que c'eft le tems que cette Planète, vue du Soleil, emploie à revenir au même point du ciel, ou, fi l'on veut, à la même Etoile.

Les tems des révolutions des Planètes font

plus confidérables lorfqu'elles font plus éloignées du Soleil, non-feulement parce qu'elles décrivent des orbites plus grandes, mais encore parce que leur vîteffe eft moindre. Saturne par exemple, décrit une orbite prefque dix

(1) Sidérale vient du latin Sidus, Etoile.

fois plus grande que celle de la Terre, & cependant il emploie trente fois plus de tems à la décrire: fa vîteffe n'eft donc à-peu-près que le tiers de celle de la Terre. On conclut facilement de la deuxième des loix de Képler que j'ai expofée dans le paragraphe précédent, que les vîteffes moyennes des Planètes font réciproquement comme les racines carrées de leurs moyennes distances au Soleil.

Toutes les Planètes fe meuvent d'Occident en Orient ; & l'identité de cette direction de mouvement eft une des chofes les plus fingulières du fyftême du monde. Nous verrons, en parlant des Satellites, qu'ils fe meuvent dans le même fens; & c'eft auffi le fens dans lequel les Planètes fe meuvent fur elles-mêmes. Nous verrons encore ci-après que les plans des orbites des Planètes & des Satellites font peu inclinés les uns aux autres, & que ces orbites font, àpeu-près, circulaires; enforte que tout paroît indiquer, avec la plus grande vraisemblance une caufe générale qui a imprimé aux Planètes & aux Satellites les mouvemens qui les animent. Mais quelle eft cette caufe phyfique ? C'eft ce que perfonne n'a pu déterminer jufqu'ici d'une manière fatisfaifante.

3o. Excentricité des différentes Planètes.

Les foyers de chacune des Ellipfes que décrivent les Planètes autour du Soleil, ne font pas à une égale distance des centres de ces Ellipfes. En fuppofant la diftance moyenne de la Terre au Soleil, divifée en 100000 parties, voici le

nombre des parties correfpondantes que renferme l'excentricité de chaque Planète :

4°. Inclinaifon des différentes orbites.

J'ai dit précédemment que les plans des orbites des Planètes, étoient inclinés les uns par rapport aux autres, & que cette inclinaifon s'eftimoit relativement à l'Écliptique.

Cette inclinaifon eft,

Pour l'orbite de Mercure, de 6° 59′ 20′′
Pour celle de Vénus, de

Pour celle de Mars

Pour celle de Jupiter
Pour celle de Saturne

3° 23' 20"

51'

1° 19' 10"

20

30' 10" Remarque. Il ne faut pas perdre de vue ce que j'ai dit, que les excentricités des Planètes, & l'inclinaifon de leurs orbites, ne font pas les mêmes dans les différens fiècles; c'eft pourquoi je préviens que les valeurs précédentes, font celles qui ont eu lieu au milieu de ce fiècle, c'est-àdire au commencement de 1750.

S. VI.

Des mouvemens des Planètes fur elles-mêmes.

Le plus grand nombre des Planètes paroît avoir un mouvement de rotation fur fon axe; voici, du moins, celles dont ce mouvement appelé diurne, est connu:

Vénus fait fa révolution fur elle-même en 23 h. 20'.

,

Il est extrêmement probable, que Mercure & Saturne ont également un mouvement de rotation fur eux-mêmes. Si l'on n'a pu jusqu'à préfent s'en affurer, cela tient pour Saturne au grand éloignement où cette Planète fe trouve de nous, ce qui nous empêche d'obferver fes taches: car, ce n'eft qu'au moyen de la difparition & du retour des taches d'une Planète, que l'on s'affure de fa rotation. Quant à Mercure, comme il eft fort près du Soleil, il nous paroît prefque toujours plongé dans fes rayons, ce qui nous empêche auffi d'y obferver des taches.

Mais l'analogie nous porte à croire que ces deux Planètes font douées d'un mouvement de rotation, ainfi que les autres.

D'ailleurs il eft naturel de penfer que le mouvement de tranflation des Planètes autour du Soleil, & leur mouvement de rotation fur elles-mêmes, viennent de ce que la force primitive, quelle qu'elle foit, qui les a mises en mouvement, n'a pas paffé par leur centre; car, il eft prouvé géométriquement que, pour qu'une

Planète n'eût point de mouvement de rotation, il feroit indifpenfable que cette force eût exactement paffé par fon centre, ce qui eft infiniment peu probable, puifque ce centre eft un point unique.

Les deux points oppofés fur lefquels une Planète tourne, fe nomment Poles (1).

La ligne qui les joint, & qui paffe par le centre de la Planète, fe nomme Axe de rotation.

Le grand cercle qui, fur cette Planète, auroit tous fes points également diftans des deux Pôles, fe nomme Equateur (2).

Tous les cercles que l'on pourroit tracer fur cette Planète, en les faifant paffer par les Pôles, fe nomment Méridiens (fig. 10): p, p, indiquent les Pôles; a, a, l'Axe de rotation, qui eft fuppofé dans l'intérieur de la Planète; e,e,e,e, I'Équateur; pm pm, pnpn, popo, les Méridiens, Je donnerai dans la fuite la raifon de ces dif férentes dénominations.

De la figure des Planètes, & en particulier de celle de la Terre.

Les Planètes, en conféquence de leur mouvement de rotation, prennent une figure applatie à leurs Pôles; en forte que leur diamètre eft moins grand dans ce fens, que dans le fens de l'Équateur. Voici le réfultat des recherches que l'on a faites fur la figure de la Terre,

Pôle vient du grec Пwher, tourner.

(2) Equateur vient du latin Equare, divifer en parties égales,