Commentaires des Principes de Newton - Exposition abrégée, 1
CHAPITRE PREMIER.
Principaux Phénomenes du Syſtême du Monde.
Il ne fera pas inutile avant de rendre compte de la maniere dont la théorie de M. Newton explique les Phénomenes céleſtes, de donner une idée abrégée de notre ſyſtême planétaire.
Il entrera néceſſairement dans cette expoſition des vérités découvertes par M. Newton, mais on remettra aux Chapitres ſuivans à faire voir comment il eſt parvenu à les découvrir ; celui-ci ne contiendra que l’expoſition des Phénomenes mêmes.
Premiere diviſion des corps céleſtes de notre ſystême planétaire en planetes principales & en planetes ſecondaires.Les corps céleſtes qui compoſent notre ſyſtême planétaire, ſe diviſent en planetes principales, c’eſt-à-dire, qui ont le Soleil pour centre de leur mouvement, & en planetes ſecondaires, qu’on appelle ſatellites : ces dernières planetes tournent autour de la planete principale qui leur ſert de centre.
Il y a ſix planetes principales, dont les caracteres & les noms
ſont
Noms & caractéres des planetes principales.☿ Mercure,
♀ Venus,
♁ La Terre,
♂ Mars,
♃ Jupiter,
♄ Saturne ;
On a suivi dans cette énumération des planetes principales, l’ordre
de leurs diſtances au soleil, en commençant par celles qui en
ſont le plus près.
Quelles ſont les planetes qui ont des satellites. La Terre, Jupiter & Saturne, ſont les ſeules planètes auſquelles nous découvrions des ſatellites : la terre n’en a qu’un qui eſt la Lune, Jupiter en a quatre, & Saturne cinq outre ſon anneau, Enumération générale des corps céleſtes qui compoſent notre ſyſtème planétaire.ce qui compoſe notre ſyſtême planétaire de dix-huit corps céleſtes, en comptant le Soleil, & l’anneau de Saturne.
III.
Deuxiéme diviſion des planètes en planetes ſupérieures & planetes inférieures. Les planetes principales ſe diviſent en planètes ſupérieures & planètes inférieures : on appelle planetes inférieures celles qui ſont plus près du Soleil que la terre ; ces planetes ſont Mercure & Vénus ; Quelles ſont les planètes inférieures et quel eſt leur arrangement.l’orbe[1] de Vénus renferme l’orbe de Mercure & le Soleil & l’orbe de la terre eſt extérieur à ceux de Mercure & de Vénus, & les renferme ainſi que le Soleil.
On connoît cet arrangement parce que Vénus & Mercure nous paroiſſent quelquefois entre le Soleil & nous, ce qui ne pourroit pas arriver ſi ces deux planetes n’étoient pas plus près du Soleil que la terre ; Comment on a découvert cet arrangement.& l’on voit ſenſiblement que Vénus s’éloigne plus du Soleil que Mercure, & que ſon orbite renferme par conſéquent celle de Mercure.
Les planetes ſupérieures font celles qui font plus éloignées du Quelles ſont les planetes ſupérieures, & quel eſt leur arrangement. Soleil que la terre, elles ſont au nombre de trois, Mars, Jupiter & Saturne.
On connoît que les orbites de ces planetes renferment celles de la terre, parce que la terre ſe trouve quelquefois entre le Soleil & elles.
L’orbe de Mars renferme celui de la terre, l’orbe de Jupiter Comment on l'a découvert.
celui de Mars, & l’orbe de Saturne celui de Jupiter ; ainſi des trois
planetes ſupérieures, Saturne eſt celle qui eſt le plus loin de la
terre, & Mars en eſt le plus près.
On connoît cet arrangement, parce que les planetes qui ſont le plus près de la terre, nous[2] cachent quelquefois celles qui en font plus éloignées.
IV.
Les planetes ſont des corps opaques. Toutes les planetes ſont des corps opaques ; on eſt aſſuré de l’opacité de Vénus & de Mercure, parce que, lorſque ces planetes paſſent entre le Soleil & nous, elles paroiſſent ſur cet aſtre comme Comment on s'en eſt aperçu. de petites taches noires, & qu’elles ont ce qu’on appelle des phaſes, c’eſt-à-dire, que la quantité de leur illumination dépend de leur poſition par rapport au Soleil & à nous.
La même raiſon nous fait juger de l’opacité de Mars, qui a auſſi des phaſes, & on juge de l’opacité de Jupiter & de Saturne, parce que leurs ſatellites ne nous paroiſſent point éclairés par ces planetes lorſqu’elles ſont entre le Soleil & ces ſatellites, ce qui prouve que l’hémiſphère de ces planetes qui n’eſt pas éclairé du Soleil, eſt opaque.
V.
Les planetes font sphériques. Enfin on connoît que les planetes ſont des corps ſphériques, Comment on l’a découvert.parce que, de quelque maniere qu’elles ſoient placées par rapport à nous, leur ſurface nous paroît toujours terminée par une courbe.
On juge que la terre eſt ſphérique, parce que dans les éclipſes ſon ombre paroit toujours terminée pour une courbe ; que ſur la mer on voit diſparoître petit à petit un vaiſſeau qui s’éloigne, enſorte qu’on commence par perdre de vûe le corps du vaiſſeau, puis ſes voiles, puis enfin ſes mats ; & que de plus, on ne trouve point le bord de la ſuperficie quoique pluſieurs navigateurs en ayent fait le tour, & c’eſt cependant ce qui devroit arriver ſi la terre étoit plane.
VI.
Tous les corps de notre systême planétaire paroiſſent être du même genre, ſi on excepte le Soleil.Tout ce que nous connoiffons des planetes principales nous prouve donc que ce ſont des corps ſphériques, opaques & ſolides.
Le Soleil paroît être d’une nature entierement différente des planetes ; nous ne ſçavons pas s’il eſt compoſé de parties ſolides ou fluides, nous ſçavons ſeulement que ſes parties brillent, qu’elles échauffent, & qu’elles brûlent quand elles ſont raſſemblées dansII eſt vraiſemblable que la ſubſtance du Soleil eſt du feu. une quantité ſuffiſante ; ainſi toutes les vraiſemblances portent à croire que le Soleil eſt un corps de feu à peu près ſemblable au feu d’ici-bas, puiſque ſes rayons produiſent les mêmes effets.
VII.
Dans quelle courbe les corps autour du Soleil, Tous les corps céleſtes font leurs révolutions autour du Soleil dans des ellipſes (c) plus ou moins alongées dont le Soleil occupe céleſtes tournent un des foyers ; ainſi les planetes, en tournant autour du Soleil, font tantôt plus près, & tantôt plus loin de lui ; la ligne qui paſſe par le Soleil, & qui ſe termine aux deux points de la plus grande proximité & du plus grand éloignement des planetes au Soleil, s’appelle la ligne des apſides, le point de l’orbite le plus éloigné du Soleil s’appelle l’aphélie de la planete, & le point qui en eſt le apſides, Paphélie plus près s’appelle ſon périhélie. Ce que c’eſt que la des & le périhélie. Les planetes principales emportent avec elles dans leur révolution autour du Soleil, les ſatellites dont elles font le centre. (c) Efpéce de courbe qui eſt la même qu’on appelle dans le langage ordinaire une ovale ; les foyers font les deux points dans leſquels les Jardiniers placent leurs piquets pour tracer cette efpéce de figure, dont ils ſe fervent ſouvent. En quel ſens les planetes Cette révolution des planetes autour du Soleil, ſe fait d’Occinent autour du dent en Orient. (d) tourSoleil, Des cométes. 14 Il paroît de tems en tems des aſtres qui ſe meuvent en tout ſens, & avec une extrême rapidité quand ils font aſſez près de nous pour être viſibles, ce font les cométes. font des planezes, On n’a pas encore aſſez d’obſervations pour connoître le nombre des cométes, on fçait ſeulement, & il n’y a pas longtems qu’on Les cométes n’en doute plus, que ce font des planetes qui tournent autour du Soleil comme les autres corps de notre monde planétaire, & qu’elles décrivent des ellipſes ſi alongées, qu’elles ne font viſibles pour nous que dans une très-petite partie de leur orbite. VIII. Toutes les planetes obſervent, en tournant autour du Soleil, les Toutes les planetes & les cométes obſervent deux loix de Kepler, dont on a parlé dans l’Introduction. les loix de Kem pler. On fçait que les cométes obſervent la premiere de ces loix, je veux dire, celle qui fait décrire aux corps céleſtes (e) des aires égales en tems égaux ; & on verra dans la ſuite qu’il eſt vraiſemblable, par les obſervations qu’on a pû faire juſqu’à préſent, que les cométes obſervent auſſi la ſeconde de ces loix, c’eſt-à-dire, celle des tems (f) périodiques en raiſon fefquiplée des diſtances. (d) On ſuppoſe dans tout ce qu’on dit ici, le ſpectateur placé ſur la terre. (e) Le mot aire en général veut dire une ſuperficie, ici il fignific l’espace renfermi entre deux lignes tirées du centre à deux points où ſe trouve la planete ; ces aires font proportionnelles au tems, c’eſt-à-dire, qu’elles font d’autant plus grandes ou plus petires, que les tems dans leſquels elles font décrites font plus longs ou plus courts. (f) Le tems périodique eſt le rems qu’une planete employe à faire ſa révolution. dans ſon orbe. Il eſt, je crois, plus à propos de donner un éxemple de la raiſon fefquiplée qu’une définition, ſuppoſé donc que la diſtance moyenne de Mercure au Soleil ſoir 4, celle de Vénus 9, que le tems périodique de Mercure ſoit de 40 jours, & qu’on cherche le tems périodique de Vénus, on cube les 2 premiers nombres 4 & 9, & on a 64 & 7295 on tire enſuite la racine quarrée de ces 2 nombres, & il vient 8 pour celle du premier, & 27 pour celle du ſecond ; on fait enſuite cette régle de trois 8 : 27 ::49 : 135, c’eſt-à-dire, que la racine quarrée du cube de la moyenne diſtance de Mercure au Soleil eſt à la racine quarrée du cube de la moyenne diſtance de Vénus au Soleil, comme le rems périodique de Mercure autour du Soleil eſt au tems périodique cherché de Vénus autour du Soleil qui ſe trouve être 135 dans les ſuppoſitions qu’on a faites, & c’eſt-là ce qui s’appelle la raiſon fefquiplée. I X. terre, En admettant ces deux loix de Kepler que toutes les obſervations ont confirmées, elles fourniſſent des argumens très-forts pour prouver le mouvement de la terre qu’on s’eſt obſtiné ſi long-tems à diſputer ; car, en prenant la terre pour le centre des mouvemens terre, céleſtes, ces deux loix ne font point obſervées ; les planetes ne décrivent point des aires proportionnelles au tems autour de la & les tems des révolutions du Soleil & de la Lune, par exemple, autour de cette planete, ne font point comme la racine quarrée du cube de leur moyenne diſtance à la terre ; car le tems périodique du Soleil autour de la terre étant environ 13 fois plus grand que celui de la Lune, ſa diſtance à la terre devroit être, ſuivant la régle de Kepler, entre, & 6 fois plus grande que celle do la Lune ; or, on fçait que cette diſtance eſt environ 400 fois plus grande, donc, ſi l’on admet les loix de Kepler, la terre n’eſt pas le centre des révolutions céleſtes. S De plus, la force (g) centripete que M. Newton a fait voir être la cauſe de la révolution des planetes, rend la courbe qu’elles décrivent autour de leur centre concave (h) vers lui, puiſque ſon effet eſt de les retirer de la tangente (i) ; or, l’orbe de Mercure & de Vénus font, dans quelqu’unes de leurs parties, convexes à la donc les planetes inférieures ne tournent pas autour de la terre, terre. Il eſt aiſé de prouver la même choſe des planetes ſupérieures, car ces planetes nous paroiffent tantôt (k) directes, tantôt ſtation(g) Le mot de force centripete porte ſa définition avec lui, car il ne veut dire autre chole, que la force qui fait rendre un corps à un centre. (k) Les deux cotés du verre d’une montre peuvent ſervir à faire entendre ces mots concave & convexe ; le côté extérieur à la montre eſt convexe, & celui qui eſt du côté du cadran eſt concave. (i) La tangente eſt la ligne qui touche une courbe, & qui ne peut jamais la couper. (k) On dit qu’une planete eſt directe lorſqu’elle paroît aller ſelon l’ordre des ſignes, c’eſt-à-dire, d’Aries à Taurus, de Taurus à Gemini, &c. ce qu’on appelle encore alles Preuves du mouvement de la 16
naires & tantôt rétrogrades, toutes inégalités apparentes qui n’aupour nous, ſi la terre étoit le centre des révolutions roient pas lieu Découverte qui a confirmé cette réponie. céleſtes. Car aucune de ces apparences n’auroit lieu pour un ſpectateur placé dans le Soleil, puiſqu’elles ne font qu’une fuite du mouvement de la terre dans ſon orbe, combiné avec celui de ces planetes dans le leur. Voilà pourquoi le Soleil & la Lune font les ſeuls corps céleſtes qui nous paroiffent toujours directs ; car le Soleil ne parcourant point d’orbe, ſon mouvement ne peut ſe combiner avec celui de la terre, & la terre étant le centre des mouvemens de la Lune, elle doit toujours nous paroître directe comme toutes les planetes le paroîtroient à un ſpectateur placé dans le Soleil. La planete de Vénus fourniffoit une des objections que l’on faipernik, tirée de ſoit à Copernic contre ſon ſyftême : Si Vénus, lui difoit-on, tourObjection que Pon faifoit à Cola planete de Vénus. noit autour du Soleil, on devroit lui voir des phaſes comme à la Sa réponſe à Lune. Auffi, difoit Copernic, ſi vos yeux étoient aſſez bons pour estre objection. diſtinguer ces phaſes, vous les verriez ; & peut-être les Aftronomes trouveront-ils moyen quelque jour de les appercevoir. Galilée eſt le premier qui ait vérifié cette prédiction de Copernic & chaque découverte qu’on a fait depuis lui ſur le cours des aſtres 9. l’a confirmé. X. Sous quel anLes plans (1) des orbites de toutes les planetes ſe coupent dans. lates plans des des lignes qui paſſent par le centre du Soleil, enforte qu’un ſpectafe coupent. teur placé dans le centre du Soleil ſe trouveroit dans les plans de tous ces orbes. en conſéquence, elle eſt ſtationnaire forfqu’elle paroît répondre quelque tems aux mêmes points du Ciel ; & enfin.elle eſt rétrograde lorſqu’elle paroît aller contre l’ordre des ſignes, ce qu’on appelle encore aller en antécédence, c’eſt-à-dire, de Gemini à Taurus, de Taurus à Aries, &c. (1) Le plan de l’orbite d’une planéte eſt la ſurface dans laquelle elle eſt ſenſée, ſe mouvoir 17 pelle les nœuds
La ligne dans laquelle le plan de chaque orbite coupe le plan de ce qu’on apl’écliptique, c’eſt-à-dire, le plan dans lequel la terre ſe meut, s’ap— & la ligne des pelle la ligne des nœuds, & les points de cette Section s’appellent bite. les nœuds de l’orbite. nœuds d’an oxTous ces plans font inclinés au plan de l’écliptique, fous les angles fuivans. Ces propoſitions font priſes I. Prop. 3. Le plan de l’orbe de Saturne fait avec le plan de l’écliptique un angle de 2º, celui de Jupiter eſt de 1º, celui de Mars eſt un peu de Gregori, LIVA moindre que 2º, celui de Vénus eſt un peu plus grand que 3º, & celui de Mercure, enfin, eſt 7° environ. X I. Les orbes des planetes principales étant des ellipſes dont le Soleil occupe un foyer, tous ces orbes font excentriques, & le font plus ou moins ſelon la diſtance qui eſt entre leur centre & le point où le Soleil ſe trouve placé. On a meſuré l’excentricité de toutes ces orbites, & on a trouvé, Excentricité des que l’excentricité planetes en demi diamétre de la terre. de Saturne eſt de 54207 parties, 25058 Inclinaiſon de ces plans à l’é cliptique. celle de Jupiter de celle de Mars de 14115 celle de la Terre de 4692 celle de Vénus de 500 & enfin celle de Mercure de 8149 parties, en prenant le demi axe du grand orbe de la terre pour commune meſure, & en le ſuppoſant de 100000 parties. planetes en deEn rapportant l’excentricité des planetes au demi diamétre de Excentricité des leur grand orbe, & en ſuppoſant ce demi diamétre de 100000 par— mi diamètre de ties, les excentricités font leur grand orbe, celle de Saturne de celle de Jupiter de celle de Mars de celle de la Terre de 5683 parties, 4822 9263 $700 Diſtances des planetes au SoIcil 18 celle de Vénus de celle de Mercure de ainſi l’excentricité de Vénus eſt preſqu’inſenſible. X II. Proportion du diamétre des difLes planetes ſont différentes en groſſeur ; on n’a le diamétre abt.cs. ait férentes plane— folu que de la terre, parce que cette planete eſt la ſeule dont on pu meſurer la circonférence : mais on connoît le rapport qui eſt entre les diamétres des autres planetes, & en prenant celui du Soleil pour commune meſure, & le ſuppoſant de 1000 parties, celui de Saturne en a celui de Jupiter celui de Mars celui de la Terre celui de Vénus enfin celui de Mercure 694 21000 parties ; XIII. Jupiter à Saturne enfin à 137 181 d’où l’on voit que Mercure eſt la plus petite de toutes les planetes, car on fçait que les volumes des fphéres font comme les cubes de leurs diamètres. 7 12 Les planetes font placées à différentes diſtances du Soleil. En prenant la diſtance de la terre au Soleil pour commune meſure, & en la ſuppoſant de 100000 parties, les ſix planetes principales ſe trouvent rangées autour du Soleil dans l’ordre ſuivant, lorſqu’elles en font à leur moyenne diſtance, Mercure en eſt à Vénus à La Terre à Mars à 38710 72333 100000 152369 20110 913800. 19 la terOn a calculé les diſtances moyennes du Soleil & des planetes Distances des à la terre, en demi diamétres de la terre ; voici celles qu’a donné e M. Caffini, le Soleil, Mercure & Vénus, en font à peu près également éloignés dans leur moyenne diſtance, qui eſt de 22000 demi diamétres de la terre, Mars en eſt à 33500, Jupiter à 115000, & Saturne à 210000. XIV. Tems pério diques des plaSoleil, Les tems des révolutions des planetes autour du Soleil font d’autant plus courts, qu’elles en font plus près ; ainſi Mercure qui en netes autour du eſt le plus près fait ſa révolution en 87 jours, Vénus qui eſt placée enſuite fait la ſienne en 224, la terre en 365, Mars en 686, Jupi& Saturne enfin qui eſt le plus éloigné du Soleil employe 10759 jours à tourner autour de lui, tout cela en nombres rons. ter en 4332, X V. planetes. Outre leur mouvement de tranſlation autour du Soleil, Ies Rotation des planetes ont encore un mouvement autour de leur axe qu’on appelle leur révolution diurne. Moyen employé pour la déQuelles font les planetes dorr On ne connoît la révolution diurne que du Soleil & de quatre planetes, qui font la Terre, Mars, Jupiter & Vénus ; ce font les couvrir. taches qu’on a remarquées ſur leur diſque, (m) & qu’on a vu paroître & difparoître ſucceſſivement, qui ont fait découvrir cette révolution ; Mars, Jupiter & Vénus ayant des taches ſur leur fur— on connoît la rcface, on a appris par le retour des mêmes taches, & par leur dif parition ſucceſſive, que ces planetes tournent ſur elles-mêmes, & Tems des rotaen quels tems ſe font les révolutions ; ainſi l’on a obſervé que tes autour de leur Mars tourne en 23 h 20’, & Jupiter en 9h 56¹. ration. tions des plancaxe.. le tems de la roLes Aftronomes ne font pas d’accord ſur le tems de la révolu— Incertitudes fur tion de Vénus autour de ſon axe, la plus grande partie croit qu’elle tation de Vénus. y tourne en 23 heures environ ; mais M. Bianchini qui a fait une (m). On appelle diſque d’une planete la partie de ſa ſurface qui eſt viſible pour nous. 20 étude toute particuliere des apparences de cette planete, croit fa révolution ſur elle-même de 24 jours. Comme il fut obligé de tranſporter l’inſtrument avec lequel il obſervoit pendant l’obſervation même, à cauſe d’une maiſon qui lui cachoit Vénus, & que cette opération dura près d’une heure, on peut croire que pendant ce tems la tache qu’il obſervoit changea ; quoi qu’il en ſoit, ſon autorité dans cette matiere mérite qu’on ſuſpende ſon jugement juſqu’à ce qu’on ait de plus amples obſervations. M. Delahire a obſervé avec un téleſcope de 16 pieds, des montagnes dans Vénus plus hautes que celles de la Lune. Mercure eſt trop plongé dans les rayons du Soleil pour que l’on fervation de la puiſſe s’affurer par l’obſervation s’il tourne ſur lui-même ; il en eſt On ne peut s’affurer par l’obrotation de Mercure ni de celle de même de Saturne à cauſe de ſon grand éloignement. de Saturne > pourquoi, M. Caffini a obſervé en 1715. avec un téleſcope de 118 p. trois bandes dans Saturne ſemblables à celles qu’on remarque dans Jupiter, mais apparemment qu’on n’a pu ſuivre cette obſervation avec aſſez d’éxactitude, pour en conclure la rotation de Saturne autour de ſon axe. Mercure & Saturne étant aſſujettis aux même loix qui dirigent le cours des autres corps céleſtes, & ces planetes, par-tout ce que nous en pouvons connoître, nous paroiffant des corps de même gie à Mais l’analo— genre qu’eux, l’analogie nous porte à conclure que ces deux plae ces planetes netes tournent ſur leur centre comme les autres, & que peutêtre un jour on parviendra à connoître cette révolution, & en combien de tems elle s’éxécute. tournent auſſi fur leur axe. Des taches du Soleil. X V I. Comment on a découvert la révolution du Soleil ſur ſon axe. pris que cet aſtre tourne auſſi ſur lui-même. Il paroît de tems en tems des taches ſur le Soleil qui ont apIl a fallu bien des obſervations après la découverte de ces taches, avant qu’on en ait pû obſerver d’aſſez durables pour en pouvoir conclure le tems de la révolution du Soleil ſur ſon axe. 21 Keil rapporte dans ſa cinquiéme Leçon d’Aftronomie, qu’on en a obſervé qui employoient 13 jours à aller du limbe occidental du Soleil à ſon limbe oriental, & qu’au bout de 13 autres jours / elles reparoiffoient de nouveau à ſon bord occidental ; d’où il conclut, que le Soleil tourne ſur lui-même en 27 jours environ d’Occident en Orient, c’eſt-à-dire, dans le même ſens que les planctes. Par le moyen des mêmes taches, on a trouvé que l’axe de rotation du Soleil fait, avec le plan de l’écliptique, un angle d’environ 7 dégrés. Le Pere Jaquier a fait dans ſon Commentaire une réflexion fur ces taches, qui mérite d’être rapportée. Voyant qu’aucune obſervation ne prouve l’égalité du tenis de l’occultation, & qu’au contraire, par toutes les obſervations qu’il a parcourues, ces tems paroiffent inégaux, & que le tems de l’occultation pendant lequel elles ſont cachées, a toujours été plus long que celui pendant lequel elles font viſibles, il en a conclu (ainſi que M. Volf, art. 413 de ſon Aftron.) que ces taches ne font pas inhérentes au Soleil, mais qu’elles en font à quelque intervalle. Jean Fabrice (n) fut le premier qui découvrit ces taches (en Allemagne l’an 1611.) & qui en conclut la révolution diurne du Soleil ; enſuite le Jéſuite (0) Scheiner les obſerva, & donna auſſi ſes obſervations, & Galilée vers le même tems fit la même découvertę en Italie. Du tems de Scheiner on voyoit plus de 5o taches ſur la ſurface du Soleil, d’où l’on peut aſſigner la cauſe d’un phénomene rapporté par quelques Hiſtoriens, que le Soleil avoit paru très-pale quelquefois pendant un an entier ; car il ne faut que des taches aſſez grandes, & qui fubfiſtent aſſez longtems, pour cauſer ce phénomene. On ne doute plus à préſent que la terre ne tourne ſur elle(n) Volf Elementa Aftron. Cap. 1 (o) Ce Jéſuite ayant été dire à ſon Supérieur qu’il avoit découvert des taches dans le Soleil, celui-ci lui répondit gravement cela eſt impoſſible, j’ai lût deux ou trois fois Ariſtote, & je n’y ai rien trouvé de ſemblable, même en 23 h 56’, ce qui compoſe notre jour aſtronomique, & cauſe l’alternative de jours & de nuits dont tous les climats de la terre jouiſſent. 22 XVII L’effet du mouvement rotatoire Ce mouvement des corps céleſtes autour de leur centre altére des planetes eſt leur forme, car on fçait que le mouvement circulaire fait acquéd’élever leur équateur, centrifuge, rir aux corps qui tournent une force, qui eſt d’autant plus grande, le tems de leur révolution reſtant le même, que le cercle qu’ils De la force décrivent eſt plus grand, & on appelle cette force, force centrifuge, c’eſt-à-dire, qui éloigne du centre ; donc les parties des planetes acquiérent par la rotation une force centrifuge d’autant plus grande, qu’elles font plus près de l’équateur de ces planetes, puiſque l’équateur eſt le grand cercle de la ſphére, & d’autant moindre, qu’elles font plus près des pôles ; (p) ſuppoſant donc que les corps céleſtes ayent été ſphériques dans l’état de repos, leur rotation autour de leur axe a dû élever les régions de l’équateur, & abaiſſer celles des pôles, & changer par conſéquent la forme : ſphérique en celle d’un ſphéroïde aplati vers les pôles. Ainfi la théorie nous fait voir que toutes les planetes doivent. Quelles font Jes planetes dans lefquelleson s’apperçoit de l’éléxur, être aplaties vers leurs pôles par leur rotation, mais cet aplatiffevation de l’équa— ment n’eſt ſenſible que dans Jupiter & dans notre globe. L’on verra. dans la fuite qu’on peut déterminer la quantité de cet aplatiſſement dans le Soleil par la théorie, mais qu’elle eſt trop peu conſidérable pour être ſenſible à l’obſervation. Les meſures priſes au cercle polaire, en France & à l’équateur, ont donné la proportion des axes (q) de la terre environ de 173 à 174(p) On appelle pôles les points autour deſquels le corps révoluant toutne, & équar zeur le cercle paralléle à ces points, qui partage la fphére révoluante en deux parties. égales. (4) On appelle axe ou.diamétre en général toute ligne qui paſſe par le centre & ſe
- ermine à la circonférence : dans le cas dont il s’agit, les axes font deux lignes qui paf
ſent par le centre, & dont l’une ſe termine aux pôles & l’autre à l’équateur.. 23 Les téleſcopes nous font appercevoir l’aplatiſſement de Jupiter, & cet aplatiſſement eſt beaucoup plus conſidérable que celui de la terre, parce que cette planete eſt beaucoup plus groſſe, & qu’elle tourne beaucoup plus rapidement ſur elle-même que la terre ; on juge que le rapport des axes de Jupiter eſt celui de 13 à 14. XVIII. Les obfervad tions font voir J Mars, Jupiter, Les taches de Vénus, de Mars & de Jupiter étant variables & changeant ſouvent de forme, il eſt très-vraiſemblable que ces que la Terre planetes font entourées comme la nôtre d’un atmoſphére, dont Vénus & le Soles altérations produiſent ces apparences. leil ont des at mofpheres. A l’égard du Soleil comme ſes taches ne font pas inhérentes à ſon diſque, & qu’elles paroiffent & difparoiffent très-ſouvent, on ne peut douter qu’il n’ait un atmoſphère qui l’entoure immédia& dans lequel ces taches ſe forment & ſe diſſipent tour à tement, tour. XIX. Tout ce qu’on vient d’expoſer étoit connu avant M. Newton mais on ne croyoit pas avant lui qu’il fût poſſible de connoître la maſſe des planetes, leur denſité, & ce que peferoit le même corps s’il étoit tranſporté ſucceſſivement à la ſurface des différentes planetes : on verra dans le Chapitre ſuivant, comment M. Newton eſt parvenu à ces étranges découvertes ; il ſuffit de dire ici, qu’il les maſſes du Soleil, de Jupiter, de Saturne & de la que Terre, c’eſt-à-dire les quantités de matiere qu’ils contiennent, font de Saturne & de reſpectivement comme 1. 1067, 3025 & 169282 en ſuppoſant (1) la parallaxe du Soleil de 10" a trouvé Maffe du Soleil, de Jupiter, la Terre.
- que leurs denſités font entr’elles
comme 100, 94, 67 & 400 ; & que les poids du même corps tranſporté ſucceſſivement ſur la ſurface du Soleil, de Jupiter, de 9 (r) La parallaxe du Soleil eſt l’angle fous lequel le rayon de la terre eſt vû du Soleil, ainſi la parallaxe d’un aſtre quelconque par rapport à la terre, eſt l’angle fous lequel le rayon de la terre feroit vû de cer aſtre. Leurs denſités ; Poids du même corps à leur ſurface.
i4
Saturne & de la Terre, feroient de loooo, 543, 529 & 435, reipeaivemenr.
M. Newton a supposé, pour déterminer ces proportions, les demi diamètres du Soleil, de Jupiter, de Saturne & de la Terre, comme 10000, 997, 791 & to9, refpeaivement.
Fouiçnoî c « On verra dans le Chapitre suivant, pourquoi Ton ne peut connoître la denſité ni la quantité de matière de Mercure, de Vénus IBS planetes, , ni c6 quB pefent Ics cotps sur ces trois planetes. X X.
gS « ’“& dS proportions que Saturne est enviroa 500 naS’&’duloI petit quc le Soleil, & qu’il contient jooo fois moins de matière que lui ; que Jupiter est 1000 fois plus petit que le Soleil, & qu’il contient 103 3 fois moins de matière que lui j que la Terre n’est qu’un point par rapport au Soleil, puisqu’elle est i®ooooo fois plus petite que lui ; & qu’enfin le Soleil est plus de 116 fois plus gros que toutes les planetes prises ensemble. XXI.
proportîoMdes En Comparant les planetes entr’elles, on trouve qu’il n’y a que m^”des pia— Meteure & Mars qui Ibientplus petites que la Terre ; que Jupiter t’^ ?, &det’au* est non-seulement la plusgroffe de toutes les planetcs, mais qu’elle ^ptaeies en— pjyj gfofle quctoutcs Ics autres planetes prises ensemble, & que cette planete est plus de deux mille fois plus grosse que la Terre. X X IT.
La Terre, outre son mouvement annuel & son mouvement diurne, a encore un autre mouvement par lequel son axe dérange son (/) parallélisme, & répond an bout d’un certain tems àdif-De iapr&eî— fércns points du ciel 5 ce mouvement cause ce qu’on appelle la n » /** ptUffion des équinoxes, c’est-à-dire, la rétrogradation des points (/) On appelle parallèle une ligne quî conftive toujours la même position par rapz port à quelque point supposé fixe.
cquinoâiaiix, En quel ſens elle ſe fait, & en 25 équinoctiaux, ou des points dans leſquels l’équateur de la Terre coupe l’écliptique ; le mouvement des points équinoctiaux ſe fait quel tems elle contre l’ordre des ſignes, & il eſt ſi lent, qu’il ne s’acheve qu’en 25920 années, il eſt d’un dégré en 72 ans, & de so" en une année s’accomplit. Sa quantité annuelle. environ. M. Newton a trouvé, comme on le verra dans la fuite, la cauſe de ce mouvement dans l’attraction du Soleil & de la Lune, fur la protubérance de la Terre à l’équateur. Année tropique & année fyLa préceſſion des équinoxes fait que les Aftronomes diſtinguent l’année tropique de l’année ſydéralle ; ils appellent année tropique l’intervale de tems qui s’écoule entre les deux mêmes équinoxes déralle. dans deux révolutions annuelles de la Terre, & cette année eſt un peu plus courte que l’année fydéralle, qui eſt compoſée du tems que la terre employe a revenir d’un point quelconque de ſon orbite à ce même point. XXIII. IO, Il reſte à parler des planetes ſecondaires qui font au nombre de fans compter l’anneau de Saturne ; ces 10 planetes font les S Lunes de Saturne, les 4 de Jupiter, & celle qui accompagne la Terre. Les obſervations ont fait voir que les planetes ſecondaires obſervent les régles de Kepler, en tournant autour de leur planete principale. Des planetes ſecondaires, Elles obſervent les régles de Kepler. (t) M. Volf dans ſon Aftronomic, Chap. II. prétend que Simon Marius, Mathésmaticien Brandbourgeois, découvrit en Allemagne trois ſatellites de Jupiter, la même année que Galilée les découvrit en Italie, Il n’y a pas longtems qu’on a découvert les ſatellites de Jupiter & de Saturne, & cette découverte étoit impoſſible avant les té— ter. leſcopes ; (t) Galilée découvrit les 4 ſatellites de Jupiter, qu’il appella les aſtres de Médicis, & qui font d’une grande utilité dans la Géographie & l’Aftronomie. Découverte des ſatellites de Jupi. Et de ceux de M. Hughens fut le premier qui découvrit un ſatellite à Saturne, de 26 & il a retenu ſon quatre autres. c’eſt le 4. M. Caffini le pere découvrit les X XIV. Diſtances des En prenant le demi diamétre de Jupiter pour commune meLunes de Jupiter à cette planete, ſure, ſes 4 ſatellites ſe trouvent placés aux diſtances ſuivantes, & leurs tems périodiques autour en commençant par celui qui en eſt le plus près. de Jupiter. nom, Le premier en eſt à 5, le ſecond à 9, le troifiéme à 14, & le quatrième enfin à 25 en nombre rond, ſelon les obſervations de M. Caffini ſur les éclipſes de ces ſatellites. Leurs tems périodiques autour de Jupiter font d’autant plus longs, qu’ils ſont plus éloignés de cette planete, le premier tourne en 42 h, le ſecond en 85, le troifiéme en 171, & le quatrième en 400, en négligeant les minutes. On ne connoît ni la révolution diurne, ni le diamétre, ni la groſſeur, ni la maſſe, ni la denſité, ni la quantité de la force attractive de ces ſatellites, & juſqu’à préſent les meilleurs téleſcopes les ont fait voir ſi petits, qu’on ne peut gueres eſpérer de parvenir à ces découvertes. Il en eſt de même des cinq Lunes qui tournent autour de Saturne. X X V. En prenant le demi diamétre de l’anneau de Saturne pour commune meſure, les diſtances des ſatellites de Saturne à cette planete, font dans les proportions ſuivantes en commençant par le plus intérieur. 3, le quaDiſtances des Le premier en eſt à le ſecond à 1, ſatellites de Satriéme à 8, & le cinquiéme à 24 en nombre rond, & leurs tems turne à Hodiques autour périodiques font, ſelon M. Caffini, de 45, 65h, 109h, 382h, & de cette planete, 1903 ¹, reſpectivement. ܙܐ le troifiéme à Les ſatellites de Saturne font tous leur révolution dans le plan de l’équateur de cette planete, il n’y a que le cinquiéme qui s’en éloigne de 15 ou 16 dégrés. 27 M. Hughens fur lite de Saturne Pluſieurs Aftronomes, & entr’autres M. Hughens, ont ſoupçonné Conjecture de qu’on découvriroit peut-être quelque jour, ſi on peut perfectionner un fixiéme fatelles téleſcopes, un fixiéme ſatellite de Saturne entre le quatrième & le cinquiéme, la diſtance qui eſt entre ces deux ſatellites étant trop grande proportionnellement à celle qui ſépare les autres ; mais il ſe trouveroit alors cette autre difficulté, que ce ſatellite, qui feroit le cinquiéme, feroit cependant beaucoup plus petit que les quatre qui lui feroient intérieurs, puiſqu’il faudroit de meilleurs téleſcopes pour l’appercevoir. Les orbes des ſatellites de Jupiter & de Saturne, font preſque concentriques à ces planetes. Obfervation de M. Maraldi fur M. Maraldi a obſervé des taches ſur les ſatellites de Jupiter ; mais on n’a pu tirer encore aucune conſéquence de cette obſervation, les ſatellites de qui pourroit, ſi elle étoit ſuivie, nous apprendre beaucoup de choſes ſur les mouvemens des ſatellites.. Jupiter, XXVI Saturne, outre ſes cinq Lunes, eſt encore entourré d’un anneau ; eet anneau n’adhere au corps de Saturne dans aucune de ſes parties, car on voit les étoiles fixes à travers l’eſpace qui le ſépare du corps de cette planete ; le diamétre de cet anneau eſt au diamérre de Saturne environ comme 9 à 4, ſelon M. Hughens, ainſi il eſt plus que double du diamètre de Saturne ; la diſtance du corps de Saturne à ſon anneau eſt d’environ la moitié de ce diamétre, enforte nete. que la largeur de l’anneau eſt à peu près égale à la diſtance qui eſt entre ſon limbe intérieur & le globe de Saturne ; ſon épaiſſeur eſt très-petite, car lorſqu’il nous préſente le tranchant, il n’eſt pas viſible pour nous, & il ne paroît alors que comme une raie noire qui traverſe le globe de Saturne ; ainſi cet anneau a des phaſes. ſelon la poſition de Saturne dans ſon orbe, ce qui prouve que c’eſt c’eſt un corps un corps opaque, & qui ne brille, comme les autres corps de notre des phaſes. fyftême planétaire, qu’en nous réfléchiſſant la lumiere du Soleil. Sa diſtance au corps de la plaSon diamétre. Sa largeur, Son épaiſſeur.. qui a On ne peut découvrir ſi l’anneau de Saturne tourne ſur lui-même,. De l’anneau de Saturne. Il n’adhere point au corps de cette planete, De la découverte de cet anneau. Ce qu’on en penfoit M. Hughens. Idée de Gra gori ſur cet anneau, 28
car il ne paroît aucun changement dans ſon aſpect d’où l’on puiſſe conclure cette rotation. C’eſt à M. Hughens qu’on doit la découverte de l’anneau de Saturne, qui eſt un phénomene unique dans le ciel ; avant lui les avant Aftronomes avoient obſervé des phaſes dans Saturne, car ils confondoient cette planete avec ſon anneau ; mais ces phaſes étoient fi différentes de celle des autres planetes, qu’on ne pouvoit les expliquer : on peut voir dans Henelius les noms qu’il donne à ces apparences de Saturne, & combien (u) il étoit loin d’en ſoupçonner la vérité. Le plan de cet anneau fait toujours, avec le plan de l’écliptique, un angle de 23º, ainſi ſon axe reſte toujours paralléle à lui-même dans ſa tranſlation autour du Soleil. Comment on en eſt affuré, ne, M. Hughens, en comparant les différentes apparences de Satura trouvé qu’elles étoient cauſées par un anneau dont il eſt entouré, & cette ſuppoſition répond ſi bien à tout ce que les téleſcopes y découvrent, qu’aucun Aftronome ne doute à préſent de l’éxiftence de cet anneau. Gregori, en parlant de l’idée de M. Hallei que le globe terreſtre pourroit bien n’être qu’un aſſemblage de croutes concentriques à un noyau intérieur, a conjecturé que l’anneau de Saturne étoit formé de pluſieurs croutes concentriques qui ſe font détachées du corps de la planete, dont le diamétre étoit auparavant égal à la ſomme de ſon diamétre actuel, & de la largeur de l’anneau. On conjecture encore que l’anneau de Saturne n’eſt peut-être qu’un aſſemblage de Lunes que la grande diſtance nous fait voir comme contigues, mais tout cela n’eſt fondé ſur aucune obſervation. Les Satellites de & de On ſçait par les ombres des ſatellites de Jupiter & de Saturne Saturne font des ſur leurs planetes principales, que ces ſatellites ſont des corps corps ſphériques. ſphériques. (u) Henelius in opufculo de Saturni nativa facie diſtingue les différens aſpects de Saturne par les noms de monafphericum, trifphericum, fpherico-anfatum, ellipti-coanfa cum, fpheri-cocufpidatum, & il ſubdiviſe encore ces phaſes en d’autres.
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XXVII.
Notre terre n’a qu’un satellite qui est la Lune, mais ſa proxi— oeiaiime. mité faitqn’on a pouffé bien plus loin les découvertes sur ce fateliite que liir les autres.
La Lune fait là révolution autour de la terre dans une ellipfe « Ç couthe qu elle
dont la terre occupe un des foyers > cette ellipſe change sans décrit autour Uc
- ’^ la terre*
ceſſe de position & d’espéce, & on verra dans les Chapitres suivans, que le Soleil est la cause de ces variations. La Lune lùit la première des deux régies de Kepler en tournant autour de la terre, & elle ne s’en dérange que par Taâioa du Soleil lùr elle 5 elle fait ſa révolution autour de la terre, d’Occidenc en Orient, en 27 jours 7 ** 4j’, & c’est ce qu’on appellerons ^ mois périodique.
Le diſque de la Lune que nous voyons est tantôt entièrement éclairé du Soleil, & tantôt il ne Teft qu’en partie î là partie éclairée nous paroît plus ou moins grande félon là position par rapport au Soleil se à la terre, & c’est ce qu’on appelle ses phaſes 3 Sesphafes. elle ſubit tontes ses phalès dans Telpace d’une révolution qu’on appelle synodique, se qui est composée du tems qu’elle employé à aller de la conjonâion avec le Soleil à ſa prochaine conjonction, sonmoUfyno. ce mois fynodiquc de la Lune est de 25 ? jours i environ. Les phalès de la Lune prouvent qn’çjle est un corps opaque, se ta tune cii un corps opaque
qu’elle ne brille qu’en nous réfléchiſſant la lumiere du Soleil. &rpiiérique. On connoît que la Lune est. un corps Iphérique, parce qu’elle comment on nous paroît toujours terminée par une courbe. Notre terre éclaire la Lune pendant ses nuits de même que la ta terre éciaîre la tune pendant
Lune nous éclaire pendant les nôttès, se c’est par la lumiere réflé— ses nuits, chie de la terre, qu’on voit la Lune lorsqu’elle n’est pas éclairée par la lumiere du Soleil.
Comme la surface de la terre est environ 14. fois plus grande que celle de la Lnne, la terre vûe de la Lune doit paroître 14 fois Projottion de — , cette illumina*.
plus brillante, & envoyer 14 fois plus de rayons à la Lune, que tion. Inclinaiſon du plan de l’orbite de la Lune..
la Lune ne nous en envoye, en fuppoſant cependant que ces deux planetes ſoient également propres à réfléchir la lumierc. Si l’orbite de la Lune n’avoit d’autre mouvement que celui de fa tranſlation autour du Soleil avec la terre, l’axe de cet orbite demeureroit toujours paralléle à lui-même, & la Lune, étant dans La ligne des apſides de la Lune Ce que c’eſt ſon apogée & dans ſon périgée, feroit toujours aux mêmes diſtances e le périgée & l’apogée. de la terre, & répondroit toujours aux mêmes points du ciel ; mais la ligne des apſides de la Lune ſe meut d’un mouvement angulaire autour de la terre ſelon l’ordre des ſignes, & l’apogée & le périgée de la Lune ne reviennent aux mêmes points qu’au bout d’en-Tems de la ré viron 9 ans, qui eſt le tems de la révolution de la ligne des apſides eſt volution de cette ligne. de la Lune. Révolution des nœuds de la Lune.. Le plan de l’orbite de la Lune eſt incliné au plan de l’écliptique ſous un angle de 5% environ. Le grand axe de l’ellipſe, que la Lune décrit en tournant autour de la terre, eſt ce qu’on appelle la ligne des apſides (x) de la Lune. La Lune accompagne la terre dans fa. révolution annuelle autour du Soleil. L’orbite de la Lune coupe l’orbite de la terre en deux points, qu’on appelle ſes nœuds ; ces points ne font pas toujours les mêmes, mais ils changent perpétuellement par un mouvement rétrogreffif, c’eſt-à-dire, contre l’ordre des ſignes, & ce mouvement eſt Tems de cette tel, que dans l’eſpace de 19 ans les nœuds ont fait une révolution révolution, entiere, après laquelle ils reviennent couper l’orbe de la terre ou l’écliptique aux mêmes points. Excentricité de la Lune, L’excentricité de l’orbe de la Lune change auſſi continuelle… ment ; cette excentricité eſt tantôt plus grande & tantôt moindre, enforte que la différence entre la plus petite & la plus grande excentricité, ſurpaſſe la moitié de la plus petite.. (x) On appelle ligne des apſides pour la Lune, la ligne qui paſſe par l’apogée & par le périgée ; l’apogée eſt le point de l’orbite le plus loin de la terre, & le périgée eſt le point de cet orbite qui eſt le moins éloigné. On nomme en général apſides, pour tou tes les orbites, les points les plus éloignés & les plus proches du point central.. 3 I
On verra dans les Chapitres fuivans comment M. Newton a trouvé la cauſe de toutes ces inégalités de la Lune. Son mouvement autour de Le ſeul mouvement de la Lune qui ſoit égal, eſt ſon mouvement de rotation autour de ſon axe ; ce mouvement s’éxécute pré— ſon axe. ciſément dans le même tems que ſa révolution autour de la terre, ainſi ſon jour eſt de 27 de nos jours, 7h 43. Cette égalité du jour & du mois périodique de la Lune, fait En quel temsil qu’elle nous préſente touiours le même diſque à peu près. s’exécute. L’égalité du mouvement de la Lune autour de ſon axe, combinée avec l’inégalité de ſon mouvement autour de la terre, fait que la Lune nous paroît ofçiller ſur ſon axe, tantôt vers l’Orient, & tantôt vers l’Occident, & c’eſt ce qu’on appelle ſa libration ; par ce mouvement elle nous préſente quelquefois des parties qui étoient cachées, & nous en cache qui étoient viſibles. Cette libration vient du mouvement elliptique de la Lune, car fi cette planete ſe mouvoit dans un cercle dont la terre occupât le centre, & qu’elle tournât ſur ſon axe dans le tems de ſon mouvement périodique autour de la terre, elle préſenteroit toujours éxactement à la terre la même face ſans aucune variation. Libration de la Lune. Sa cauſe. On ne connoît point la forme de la partie de la ſurface de la Lune qui eſt de l’autre côté de ſon diſque par rapport à nous, & il y a même des Aftronomes qui veulent expliquer ſa libration en donnant une forme conique à cette partie de ſa ſurface que nous ne voyons point, & qui nient ſa rotation ſur elle-même. La ſurface de la Lune eſt pleine d’éminences & de cavités, c’eſt ce qui fait qu’elle réfléchit de toutes parts la lumiere du Soleil, car fi elle étoit unie comme un de nos miroirs, elle ne nous réfléchiroit que l’image du Soleil. La Lune eſt éloignée de la terre dans ſa moyenne diſtance de Diſtance de la 60 demi diamétres de la terre, environ. Lune à la terre. Le diamètre de la Lune eſt au diamétre de la terre comme 100 Son diamétre, à 365, farmaffe eſt à la maſſe de la terre comme 1 à 39, 788, & fa denſité eſt à la denſité de la terre comme 11 à 9. Sa maſſe. Sa denſité, Ce que les corps Fefent ſur la Lune,
Enfin le même corps qui pefe trois livres à la ſurface de la terre, peferoit environ une livre à la ſurface de la Lune.
On connoît toutes ces proportions dans la Lune, & non dans les autres ſatellites, parce que cette planete offre un élément qui lui eſt particulier ; c’eſt ſon action ſur les eaux de la mer que M. Newton a fçu meſurer & employer à la détermination de ſa maſſe Nous rendrons compte dans un des Chapitres fuivans, de la més thode qu’il a ſuivie pour y parvenir.