Planeet, afkomstig van het Grieksche woord omdoler, of dwaalster is de naam van zoodanige hemelligchamen, welke zich langs nagenoeg cirkelvormige (eigenlijk elliptische) banen rondom de Zon bewegen en het licht van laatstgenoemde terugkaatsen, daar zij van eigen licht verstoken zijn. Zij zijn dien naam verschuldigd aan de omstandigheid, dat zij met betrekking tot de vaste sterren gedurig van plaats veranderen en dus langs het uitspansel schijnen rond te dwalen. Sommige planeten overtreffen in helderheid de glansrijkste vaste sterren. Venus is 18-maal zoo helder als Sirius, — Jupiter 3 maal en Mars bij gemiddelde oppositie 2⅓de maal zoo helder.
Zelfs Mercurius kan zich wel eens zoo helder vertoonen als de voornaamste vaste sterren, terwijl de intensiteit van het licht van Saturnus slechts ⅛ste bedraagt van die van het licht van Sirius. Met uitzondering van Venus bezitten de planeten geenszins den vonkelenden glans der vaste sterren, maar een rustig licht, door de reflexie gepolariseerd. In den spectroscoop vertoont het licht der planeten de eigenaardige donkere lijnen van het Zonnespectrum; daarenboven ziet men in de spectra van Mars, Jupiter en Saturnus, vooral echter in die van Uranus en Neptunus, andere donkere strepen, die getuigenis geven van de aanwezigheid van een dampkring. Ook Venus bezit eene atmospheer, zooals uit refractieverschijnselen blijkt. Door den kijker vertoonen de groote planeten zich niet, gelijk de vaste sterren, als lichtstippen, maar als schijven met eene meetbare middellijn, wier schijnbare grootte afwisselend is te gelijk met haren afstand, namelijk bij Mercurius tusschen 4,4 en 12", — bij Venus tusschen 9,5 en 62", — bij Mars tusschen 3,3 en 23", — bij Jupiter tusschen 30 en 46", — en bij Saturnus tusschen 15 en 20".
Op sommige planeten ontwaart men vlekken of strepen, uit wier regelmatige beweging men de omwenteling dier ligchamen om eene bepaalde as kan opmaken, terwijl die aswenteling tevens blijkt uit eene afplatting aan de polen. Voorts ontwaart men bij Mercurius en Venus en eenigermate ook bij Mars eene afwisseling van schijngestalten, evenals bij de maan. Rondom sommige planeten bewegen zich kleinere hemelligchamen, trawanten, wachters, manen of satellieten geheeten. Men vindt er 1 bij de Aarde en bij Neptunus, 2 bij Mars, 4 bij Jupiter en Uranus, en 8 bij Saturnus; deze laatste heeft daarenboven een stelsel van ringen.
De Ouden kenden slechts 5 met het bloote oog zigtbare planeten, Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus. Daarenboven vindt men door sommigen ook de Zon en de Maan als planeten beschouwd. De uitvinding van den verrekijker leidde al spoedig tot de ontdekking der wachters van Jupiter door Simon Marius te Ansbach (29 December 1609) en door Galileï te Padua (7—10 January 1610). Laatstgenoemde aanschouwde in 1610 ook de planeet Saturnus, maar Huyghens bespiedde eerst den 17den December 1657 de ware gedaante van haren ring, nadat hij reeds den 25sten Maart 1655 den 6den wachter van Saturnus ontdekt had. Andere wachters dezer planeet werden opgespoord door Cassini.
Eerst den 13den Maart 1781 ontdekte William Herschel te Bath eene nieuwe hoofdplaneet, namelijk Uranus, en aan hem zijn wij ook de ontdekking der buitenste twee wachters van Uranus en van de binnenste twee van Saturnus verschuldigd, terwijl één van deze eindelijk gevonden werd in 1848 door Lassell te Starfield bij Liverpool en door Bond te Cambridge in Noord-Amerika. De reeds lang berekende planeet Vulcanus binnen den loopkring van Mercurius is eerst voor korten tijd waargenomen. Eene nieuwe reeks van ontdekkingen nam een aanvang bij het waarnemen der Asteroïden (zie aldaar), wier aantal thans ongeveer 170 bedraagt. Eene nieuwe hoofdplaneet, namelijk Neptunus (zie aldaar) werd ontdekt in 1846. De afstanden der planeten van de zon zijn in millioenen geographische mijlen als volgt: die van Mercurius 7,7, — die van Venus 14,5, — die van de Aarde 20, — die van Mars 30,5, — die van de Asteroïden 44 tot 79, — die van Jupiter 104, — die van Saturnus 190,7, — die van Uranus 383,6, — en die van Neptunus 600,1.
Men verdeelt de planeten gewoonlijk in binnen- en buitenplaneten, naar gelang hare loopbanen binnen of buiten den loopkring der Aarde gelegen zijn. Naar haren aard splitst Mädler ze in 3 groepen, namelijk de binnenste (Mercurius, Venus, de Aarde en Mars), — de middenste (de Asteroïden), — en de buitenste (Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus). Met betrekking tot de schijnbare beweging ontwaart men een groot verschil tusschen de binnen- en buitenplaneten; terwijl de eerste zich nooit ver van de Zon verwijderen en zich dus slechts als morgen- en avondsterren vertoonen, kan men de buitenplaneten op verschillende uren van den nacht en op verschillende plaatsen waarnemen. Venus gaat niet langer dan 3 of 4 uur vóór de Zon op of na de Zon onder. Hare elongatie of grootste afstand van de Zon naar het oosten of westen bedraagt 46½0. Wanneer zij ten tijde van hare oostelijke elongatie als avondster aan den westelijken hemel schittert, vertoont zij zich door den kijker als eene halve schijf. Van dien tijd af nadert zij tot de Zon, zinkt gedurig eerder na zonsondergang beneden de kim en ontvangt eene sikkelvormige gedaante, terwijl zij in de nabijheid der Zon onzigtbaar wordt. Gedurende dien tijd neemt de middellijn van Venus steeds in lengte toe, omdat zij tot de Aarde nadert.
Zoodra zij de Zon bereikt, bevindt zij zich tusschen deze en de Aarde en in onderste conjunctie met de Zon. Somtijds ziet men haar als eene kleine, donkere schijf van het oosten naar het westen over de Zon heenglijden (doorgang van Venus). Niet lang daarna wordt zij kort vóór den opgang der Zon als morgenster zigtbaar en zij behoudt de sikkelvormige gedaante, de bolle zijde naar de Zon wendende. Van dag tot dag verschijnt zij nu vóór de Zon aan den hemel, telkens vroeger, en hare schijngestalte wordt grooter, totdat bij de verste afwijking naar het westen de linker helft der schijf verlicht is. Hare middellijn is inmiddels kleiner geworden, daar zij zich van de Aarde verwijdert. Deze vermindering blijft aanhouden, terwijl Venus allengs weder tot de Zon nadert, totdat zij eindelijk in de stralen der opgaande Zon onzigtbaar wordt, weshalve wij hare volkomen verlichte schijf niet kunnen waarnemen.
Zij bevindt zich dan in de bovenste conjunctie met de Zon. Eenigen tijd daarna aanschouwen wij haar des avonds weder aan den hemel, terwijl de grootte harer schijngestalte afneemt, totdat zij alzoo nogmaals hare oostelijke elongatie bereikt. Zij heeft aan het uitspansel regtloopende of terugloopende beweging, naarmate zij de reeks der teekenen van den Dierenriem al of niet volgt. Haar omloopstijd is bijna 225 dagen, terwijl het tijdperk, waarover gemelde verschijnselen zich uitstrekken 582 dagen telt. Het verschil dier cijfers ontstaat door den omloop der Aarde om de Zon. Bij Mercurius ontwaren wij dergelijke verschijnselen in 116 dagen, terwijl deze planeet haren omloop in nagenoeg 88 dagen volbrengt.
Andere verschijnselen ontwaren wij bij de buitenplaneten. Het digtst bij onze Aarde schittert Mars. Evenals Mercurius en Venus bevindt zich ook deze planeet somtijds in conjunctie met de Zon en verdwijnt dan in hare stralen. Zij gaat op kort vóór de Zon en vertoont zich zeer klein. Zij is dan regtloopend en in het bezit van hare grootste snelheid, maar verwijdert zich meer en meer van de Zon, weshalve zij telkens vroeger verrijst. Allengs wordt hare snelheid geringer en haar afstand van de Zon grooter, totdat zij op 137° ten westen van de Zon tot stilstand schijnt te komen. Daarna wordt zij gedurende 70 dagen terugloopend en vertoont zich het snelst, wanneer zij 180° van de Zon verwijderd of met deze in oppositie is. Daarna zet zij haren loop voort tot 137° ten oosten van de Zon, schijnt wederom stil te staan, en nadert vervolgens met eene regtloopende beweging dit hemellicht tot aan het punt van conjunctie, om daarna op de voorgestelde wijze haren loop te hervatten.
Die schijnbare omloop vereischt een tijdperk van 780 dagen. Door den verrekijker aanschouwt men Mars niet altijd als eene volkomene schijf, doch aan deze ontbreekt slechts weinig. Dezelfde verschijnselen, wat de beweging betreft, ontwaart men ook bij de andere buitenplaneten. Het tijdperk, waarin die verschijnselen elkander opvolgen is bij Jupitèr 399, bij Saturnus 378 en bij Uranus 367 dagen; men geeft daaraan den naam van synodische omloopstijden. De afstanden dezer 3 van de Zon bij den schijnbaren stilstand zijn in dezelfde volgorde gemiddeld 117, 108 en 102°. Let men niet alleen op de verandering van plaats in de lengte, maar ook in de breedte, dan worden die verschijnselen veel ingewikkelder; men merkt dan namelijk op, dat de loopbaan op sommige plaatsen zich zelve snijdt, zoodat er oogen of lussen gevormd worden.
Door den schijn misleid, onderstelden de sterrekundigen der Oudheid, dat de bolvormige Aarde in het midden des heelals onwrikbaar haren stand behield, en dat het geheele uitspansel er telkens in een etmaal omheen draaide. Omdat men daarbij eene kringvormige beweging opmerkte, zocht Hipparchus (160-125 vóór Chr.), de vader der wetenschappelijke sterrekunde, ook de schijnbare bewegingen van Zon en Maan tot cirkelvormige loopbanen terug te brengen, maar daar deze zich met veranderlijke snelheid bewogen, plaatste Hipparchus de middelpunten dier cirkels buiten de Aarde. Ptolemaeus (in de 2de eeuw vóór Chr.) bevond echter, dat bij de Maan de excentrieke cirkel van Hipparchus niet aan de eischen der ervaring voldeed. Hij liet dus langs dien cirkel het middelpunt van een tweeden cirkel zich gelijkmatig voorwaarts bewegen, en plaatste op dezen cirkel de Maan. Door eene doelmatige keus der excentriciteit van den vasten cirkel, der verhouding van beider stralen en der snelheden langs die cirkels wist hij op eene vernuftige wijze de waarneming met de theorie te verzoenen. Zulk eene beweging der Maan noemt men de epicyclische. Op dezelfde wijze verklaarde Ptolemaeus de beweging der planeten, welke hij desgelijks den weg der bijcirkels (epicyclen) rondom de stilstaande Aarde deed volgen. Naar zijne meening bewogen zich de Maan, voorts Mercurius, Venus en de Zon het digtst bij de Aarde, en daarop volgden Mars, Jupiter en Saturnus.
Volgens een ander gevoelen, door Vitruvius vermeld, bewogen zich Mercurius en Venus om de Zon en met deze om de Aarde. Ptolemaeus zag zich voorts genoodzaakt, bij sommige planeten het stelsel eener gelijkmatige cirkelvormige beweging te verlaten en aan het middelpunt van den bijcirkel eene ongelijkmatige beweging toe te kennen, en wel op zoodanige wijze, dat deze beweging zich uit een bepaald excentrisch punt (punctum aequans) als gelijkmatig vertoonde. Dit stelsel, door Ptolemaeus in zijn „Almagest” nagelaten, vormde gedurende de middeneeuwen den grondslag der sterrekunde. Toen het aantal waarnemingen grooter werd, bemerkte men echter, dat deze theorie niet naauwkeurig overeenstemde met de ervaring; men plaatste dus op den eersten bijcirkel een tweeden, op dezen een derden enz., en eindelijk beschouwde men den laatsten als de loopbaan der planeet. Op die wijze was het mogelijk, de theorie in overeenstemming te brengen met de ervaring; maar tevens werd de theorie zeer ingewikkeld en willekeurig, daar dezelfde loopbaan eener planeet vaak door verschillende sterrekundigen door verschillende bijcirkels werd voorgesteld. Deze leemten en gebreken bragten Copérnicus tot een nieuw stelsel, dat hij in zijn geschrift: „De revolutionibus orbium coelestium libri sex (1543)” ontwikkelde. Hij plaatste de Zon in het middelpunt der wereld, gaf aan de Aarde eene plaats onder de planeten en deed deze in de rigting van het westen naar het oosten om de Zon loopen, terwijl de Maan zich in dezelfde rigting rondom de Aarde voortspoedt, en deze laatste zich in 24 uren om hare as beweegt.
Uit deze omwenteling kan men zonder moeite de beweging van den sterrenhemel verklaren en de wisseling van dag en nacht, en uit de beweging der Aarde om de Zon, waarbij de Aard-as steeds denzelfden stand behoudt (evenwijdig blijft aan zich zelve) de wisseling der jaargetijden. Door dat stelsel wordt de beweging der planeten, haar teruggang enz. volkomen opgehelderd. De moeijelijkheden, welke deze theorie nog aankleefden, werden geheel en al uit den weg geruimd door de beroemde 3 wetten van Kepler (zie aldaar), en eene halve eeuw na het overlijden van dezen bewees Newton in zijne „Philosophiae naturalis principia mathematica”, dat de grondslag dier wetten gelegen is in de aantrekkingskracht der Zon, welke op de planeten werkt. De aantrekkingskracht der Zon is slechts een bijzonder geval van de wet der zwaarte (gravitatie), welke heerschappij voert in het gansch heelal. Ook trekken de planeten elkander onderling aan, zoodat zij in hare bewegingen niet volkomen gehoorzamen aan de wetten van Kepler. De hierdoor veroorzaakte afwijkingen, die den naam van storingen dragen, zijn intusschen van weinig belang, omdat de massa der planeten zeer gering is in vergelijking met de massa der Zon.
Om de plaats eener planeet aan den hemel te kunnen bepalen door middel der wetten van Kepler, moet men in het bezit zijn van zekere gegevens, die den naam dragen van elementen der loopbaan eener planeet. Deze zijn: De lengte der planeet op een bepaald tijdstip, — de lengte van het perihelium, waardoor de ligging van de groote as der loopbaan wordt vastgesteld — de lengte van den klimmenden knoop, waardoor de snijlijn van het vlak van de loopbaan der planeet met het vlak der ecliptica bepaald wordt, — de helling van den loopkring op het vlak der ecliptica, — de halve groote as harer loopbaan, of haar gemiddelde afstand van de Zon, — de excentriciteit, — en eindelijk de sidérische omloopstijd, namelijk de tijd, waarin de planeet, uit de Zon gezien, een boog van 360° beschrijft.
Reeds vroeg heeft men eene zekere regelmatigheid gezien in de afstanden der planeten van de Zon. Kepler staarde met verbazing op de groote ruimte tusschen Mars en Jupiter en schreef in zijn boek, „Mysterium cosmographicum” genaamd: „Inter Jovem et Martem planetam interposui (tusschen Jupiter en Mars heb ik eene planeet ingelascht)”, en deze uitspraak werd eerst 2 eeuwen later bevestigd. Eene benaderingswet voor de afstanden der planeten is die, welke in 1772 door Titius werd verkondigd. Zij is in deze woorden vervat: „Verdeelt men den afstand van de Zon tot Saturnus in 100 deelen, dan bevat de afstand van Mercurius van de Zon 4 zulke deelen, — Venus 4 + 3 = 7, — de Aarde 4 + 6 = 10, — Mars 4 + 12 = 16, — Jupiter 4 + 48 = 52, — en Saturnus 4 + 96 = 100. Men ziet, dat de cijfers 3, 6, 12, waarbij men telkens 4 moet optellen, ieder keer verdubbelen. Deze wet is zoowel door de ontdekking van Uranus als door die der Asteroïden bevestigd, in de onderstelling, dat men de laatsten als deelen van ééne planeet mag beschouwen, maar de werkelijke afstand van Neptunus is op verre na zoo groot niet als hij volgens de wet van Titius wezen moest.
