SYSTÈME SOLAIRE

L'ensemble de tous les astres, étoiles^ plant* tes t nébuleuses, comètes y compose le système DU MONDE. Chaque étoile est assurément le centre d'un monde formé de planètes semblables aux nôtres. L'ensemble de notre soleil, des. planètes et des comètes qui l'accompagaent, forment le SYSTÈME SOLAIRE, dont nous allons maintenant nous occuper uniquenitnt.

J.OIS DU MOUVEMENT DES PLANÈTES ALttquR DU SOLEIL.

Si l'on observe attentivement le diamètre dw soleil à différentes époques de l'année, on reconnaît qu'il nous paraît plus gros au mois de décembre, et plus peut au mois de juin qu'à aucune antre époque de l'année. La terre est donc plus prcs du soleil au mois de décembre qu au mois de juin. Si de notre œil nous dirigeons deux lignes vers les extrémités du diamètre du soleil , ces deux lignes formeront un angle cjui sera d'autant plus ouvert que le diamètre nous paraîtra plus grand. Au mois de décembre, cet angle est de 5a secondes, et au mois de juin de 3i. La dis-, lance de la. terre au soleil est proportionnelle à ces deux nombres; elle augmente donc de un Si** en passant de l'été à l'hiver.

La terre ne décrit donc pas un cercle autour du soleil y mais une ellipse (espèce d'ovale ), et le soleil occupe Vun des foyers de cette courbe.

Le point où la terre est le plus rapprochée du soleil s'appelle le PERIHELIE ( du grec péri , sur, près de, et hélios soleil), le point où elle en est la plus éloignée s'appelle VàPHELIE ( des deux mots grecs «/;(), qui marque Féloignement, et hélios soleil. )

En observant le mouvement de la lune autour de la terre, on remarque de même que tantôt elle s'éloigne et tantôt elle se rapproche de nous. A son apogée ( apo , loin de, et gé terre , éloignement de la terre) , son diamètre nous paraît de «9 secondes, et à son périgée {péri, près de, gSla terre, rapprochement vers la t^ire), de 33. l*i^.

lune décrit donc aussi autour de la terre une ellipse dont la terre occupe Vun des foyers.

Même ot>servatioii sur les autres planètes dont nous pouvons suivre le mouvement autour du soleil, et sur les autres satellites autour de leurs planètes. Les comètes aussi décrivent des ellipses dont le soleil occupe le foyer; seulement ces ellipses qui , pour les planètes , sont très-arrondies , et ressemblent presque à des cercles , sont au contraire très allongées pour les comètes , et ressemblent presque à des para^box^es. ( Voyez la signification de ce mot, dans les définitions qui ne trouvent à la fin de ce volume. )

Enfin les étoiles auxquelles on a reconnu des mouvemens propres , se meui^ent aussi suivant des ELLIPSES dont quelques soleils, quelques centres inconnus occupent les foyers. Notre soleil luimême se meut sans aucun doute dans l'espace en obéissant à la même loi.

Nous venons de voir que la terre n'est pas toujours à la même distance du soleil; un autre fait remarquable, c'est qn^elle ne se meut pas toujours ai' ce la même viiesse.

Lorsque Ton compare, d'un jour à l'autre, notre position dans le ciel en la rapportant à quelque étoile zodiacale, on remarque que la terre s'en approche ou s'en éloigne beaucoup plus vite au mois de décembre, où elle est plus près du soleil, qu'au mois de juin, où elle en est plus éloignée. Le mouvement de la lune, celui des autres planètes présentent la même circonstance: toutes semeuvent av te plus de vitesse au périgée qu^à r apogée , et l'on trouve que les arcs que ces astres décrivent dans leurs orbites sont tels que les surfaces comprises

entre ces arcs et les rayons vecteurs {lignes tirées du soleil à laplanète) sont égales pour des temps égaux. Ainsi Y arc décrit par la terre de décembre à janvier est plus grand que celui qu'elle décrit de juin à juillet ; mais la distance au soleil étant moindre en décembre qu'en juin , la surface contenue entre les arcs et le soleil est égale de part et d'autre pour un même intervalle d'un mois. Telle est la SECONDE LOI du mouvement des planètes : les rayons vecteurs parcourent des surfaces égales dans des temps égaux ; en sorte que leur vitesse de translation autour du soleil est d'autant plus grande qu'elles en sont plus près, d'autant moindre qu'elles en sont plus éloignées.

Les planètes se trouvant à l'égard du soleii à des distances très-différentes, les temps de leurs révolutions doivent différer aussi. Une troisième loi établit que les planètes les plus rapprochées se meuvent avec plus de vitesse , et qu'il y a entre leurs mouvemens un rapport constant tel que les carrés des temps de leurs révolutions sont entre eux comme les cubes des grands axes de leurs orbites. Ainsi, connaissant le temps qu'une planète met à accomplir sa révolution autour du soleil, on peut connaître sa distance au soleil; ou bien, connaissant sa distance , on peut calculer sa révolution en la comparant à une autre planète dont la distance et la révolution sont connues.

Résumons ces trois /oïV qui régissent le mouveraent des planètes ; elles sont appelées LOIS DE KEPLER , du nom de l'astronome allemand qui les découvrit.

1*. Les orbites des planètes sont des ellipses , dont le soleil occupe le foyer commun ;

i"". Les rayons ^vecteurs tirés du soleil à la planète , décrivent des surfaces égales dans des temps égaux ;

V", Les carrés des temps des révolutions sont entre eux comme les cubes des distances au soleil,