ORBITE SOLAIRE CIRCULAIRE

Les anciens regardaient le? cercle comme k figure la plus parfaite de toutes, et qui seule convenait aux corps célestes. Ils voyaient que les étoiles circompolaires la décrivaient perpétuellement, que les autres étoiles en décrivaient des arcs plus Où moins considérables. Ils trouvaient cette figure dans le soleil lui-même, le plus majestueux et le plus brillant des astres. La lune leur parut l'affecter constamment depuis son croissant jusqu'à son pleiii; il ne leur en fallait pas davantage pour s'attacher au cercle comme à la figure voulue par les corps célestes. Ils cherchèrent donc à représenter le mouvement du soleil dans une orbite circulaire; mais. les observations leur ayant appris que son mouvement n'était pas uniforme, ils s'efforcèrent de le représenter par deux cercles enfermés dans un troisième. Foy. fig. de l'article VIII.

i°. Le plus extérieur, dont la terre était supposée le centre, était celui du monde, ou du ciel, ou du zodiaque.

2° Le second avait son centre à une distance donnée de celui de la terre. Cette distance était leur excentricité (double de celle des modernes ). Ce cercle était supposé celui que le soleil aurait parcouru d'un mouvement uniforme; il a été appelé èquant à cause de l'égalité supposée de ce mouvement.

d'hipparqve. ' a 35

3° Le déférent, ainsi appelé parce que l'on supposait que le s&leil se mouvait sur ce cetclé ; triais d'un mouvement inégal: ' ' : ""■•'■

. Ces deux cercles Qi>t été appelés excentriques , par rapport à la terre , parce que leur centre n'était point celui de la terre. ,. . :

Le «entre de l'excentrique du mouvement uniforme était distant de celui de la terre de toute Fexce'ntricité , tandis que le centre de l'excentrique du gouvernent inégal ne l'était que de la demie exceniricite. , '

Ces deux cercles étaient décrits avec le même rayon. , . . ~ ■ .

La ligne droite qui passait par ces trois centres, et qui se terminait aux cercles excentriques, était la ligne des apsides, dont une extrémité était l'apogée et l'autre le périgée.

L'excentricité était égale au sinus de la plus grande équation de l'orbite solaire. Cette équation diminuait selon son rapport avec l'anomalie moyenne, et devenait nulle dans le périgée et dans l'apogée. Elle se calculait sur l'équant. Les anciens appelaient prostaphérèse cette équation , parce que tantôt elle s'ajoutait au mouvement moyen, tantôt elle en était soustraite.

Cette théorie des orbites circulaires , adoptée pour représenter les lieux vrais du soleil, a été abandonnée lorsque des observations très exactes ont fait voir qu'elle ne s'accordait pas avec les diamètres du soleil. Elle donnait plus d'une minute de trop pour le dia-

mètre apparent du soleil périgée; car en partant de l'excentricité qu'elle offrait , et du diamètre du soleil apogée qu'elle employait, on trouve :

ioooo — 345; ioooo + 345 ::3i' 20": 3V 34",36

Mais le diamètre solaire périgée des modernes est 3a' 33*,

Écart de la théorie ancienne ........ 1 ' 1 ",36

Elle devait donc être abandonnée comme fausse.

Le génie de Kepler parvint, après des efforts incroyables de calculs, à remplacer ces excentriques par l'ellipse, et cet homme immortel est devenu, par ce succès , le fondateur de la vraie astronomie.

d'hïpparque. 237