LIVRE m, C H A p. I

des éloiles que nous voyons dispersées sur ie ciel, n'est rien par rapport à la voye lactée et aux nébuleuses, le système solaire s'évanouit parmi le nombre et la grandeur des étoiles ûxes; mais le globe terrestre, ce point insensible même dans notre système solaire, est la seule échelle qui puisse nous conduire à mesurer ces quantités immenses, la seule base sur laquelle nous puissions nous élever de soleil en soleil jusqu'aux limites les plus éloignées de l'univers. Aucun effort, aucune exactitude, aucune correction, quelque minutieuse qu'elle soit, n'est inutile, si elle peut servir à vérifier cette base, parceque la moindre erreur qui y serait commise, influerait sur toutes les mesures suivantes, et par conséquent croirait à Tinfini. C'est ici que toutes les ressources de la géométrie doivent être emploj^éeS; et l'objet le plus important pour l'astronome sera la théorie des planètes, et principalement le mouvement de la terre.

§. 62. Les Planètes se distinguent des étoiles fixes , par leur lumière plus faible ou plus tranquille, par leurs diamètres sensibles, mais surtout par leur mouvement propre, avec lequel elles paraissent errer d'une étoile à l'autre, et faire le tour du ciel entier. Les particularités les plus remarquables de ce mouvement apparent sont le sujet de ce Chapitre.

Les orbites de toutes les planètes, excepté trois ou quatre qui ne sont visibles qu'avec des lunettes, et qui ont été découvertes dans le siècle présent, ne s'é- carient jamais de plus de 8 ou 9 degrés du plan de l'orbite de la terre, de sorte que les planètes sont toujours renfermées dans une zone qui environne l'écliptique des deux côtés à une distance de 9 degrés, et qui a été appelée lé Zodiaque. La terre étant aussi en mouvement, il est visible que le mouvement apparent des rjlanètes sera fort différent de leur mouvement vrai; mais comme il est modifié par les vrais mouvemens de la terre et de la planète , on pourra trouver par le problème inverse, la véritable route de la planète, son mouvement apparent et le înouvement vrai de la terre étant donnés. La méthode, employée avec tant de succès dans toute l'astronomie, qu-i consiste à commencer par une détermination générale et approximative, pour y fonder des recherches plus exactes et plus détaillées, est singulièrement propre à ce problème. Le premier point à déterminer est la disposition de Torbite en général, le

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centre vers lequel elle tourne sa concavité, et l'ordro de succession q\A a lieu entre plusieurs orbites qui ont un centre commun, (k^s deux points ensemble font ce qu'on appelle assés improprement Svslème du monde-, et les hypothèses, relativement au centre des orbes planétaires, et à l'ordre suivant lequel elles sont disposées autour de ce centre, qu'on a imaginées pour expliquer leurs mouvemens apparens, ont fait naître les dilïérens systèmes dont il sera parlé dans le Chapitre suivant.

Il est naturel, que le mouvement apparent des planètes, étant composé des mouvemens vrais de la terre et de la planète, dont le dernier est encore .inconnu, doit être fort irrégulier. Cependant toutes les planètes, dans la plus grande partie de leurs orbites, vont ainsi que la terre ou le soleil, de droite à gauche, c'est-à-dire de l'ouest par le sud à l'est: et c'est alors qu'elles sont directes. Mais ce mouvement se rallentit peu à peu, jusqu'à devenir nulj alors les planètes sont étatlonnaires. Au bout de quelque tems leur îïiouvement prend la direction opposée, elles reculent vers l'occident, ou sont rétrogrades. Ces phénomènes singuliers que les anciens appelaient la seconde inégalité, reviennent toujours dans le même ordre, à chaque révolution d'une planète, et suffisent pour nous convaincre, que la terre ne peut pas être le centre de leurs orbites: car il serait difficile d'imaginer un autre point, oix leur mouvement paraîtrait plus irrégulier.

§. 63. Ces phénomènes sont communs à toutes les planètes ^ mais il y en a d'autres qui distinguent les unes des autres d'une manière si marquante, qu'il a fallu les diviser en deux classes. Deux d'entre elles, Bîercure. et J^ tnus , ne s"écartent jamais du soleil, soit à l'orient soit à l'occident , audelà d'une certaine limite qu'on appelle leur plus grande digression: elle n'est pas la même dans chaque révolution, la plus grande digression de Mercure changeant de 17° 36' à 28^20', celle de Vénus depuis 44^57' jusqu'à 47'' 48'» Après cette digression elles se rapprochent du soleil, jusqu'à êire en conjonction avec lui: et dans ces conjonctions il arrive quelquefois , qu'on les voit passer entre le soleil et la terre. En les observant continuellement à l'époque où elles se rapprochent du soleil, jusqu'à ce qu'elles disparaissent à cause de la proximité de cet astre,, on pourra déterminer exactement la - direction