CHAPITRE IL

Les diffèrens systèmes planétaires.

§. 69. J-lès que les premiers astronomes avaient fait robservation aisée, que tout le ciel étoile tourne en 24 heures autour de la terre de gauche à droite, ils ne tardèrent pas à s'apercevoir, que le soleil, la lune, et cinq autres astres, demeuraient chaque jour un peu en arrière relativement aux étoiles fixes, que par conséquent ils se mouvaient plus lentement que le reste du ciel, qu'enfin leur mouvement n'était pas parallèle à celui des autres astres ou à l'équateur, étant tantôt au nord tantôt au sud de l'équateur: d'où il suivait que leur route apparente était une spirale. On s'aperçut bientôt, que ce mouvement devenait beaucoup plus sirnple, s'il était décom-^ posé en deux autres, en attribuant aux planètes, outre le mouvement diurne, commun à tous les astres, un mouvement propre qui fût opposé au premier, et qui n'eût pas pour pôle celui de l'équateur. On désigna ces deux mouvemens par les noms du premier et du mouvement propre, dont l'un est commun à tous les astres, tandis que celui-ci ne convient qu'à un petit nombre, étant différent pour chacun I l'un est parfaitement régulier, au lieu que l'autre est sujet à plusieurs ii-régularilés, devenant à différentes époques plus ou moins vite, et même nul ou négatif, ainsi qu'on l'a vu dans le chapitre précédent. Ce qui devait surtout frapper les observateurs, c'est qu'à chaque nouvelle révolution, les points des conjonctions et oppositions, du mouvement le plus et le moins vite, de la distance la plus et la moins grande, répondaient à un autre point de Fécliptique, qui avançait continuellement suivant l'ordre des signes. Il en résulta deux vérités importantes, dont on n'aperçut qu'une: 1) que ces irrégularités ne dépendaient pas de la longitude des planètes,

gS 'ASTRONOMIE RATIONNELLE

mais de leur situation apparente relativement au soleil j 2) que proba])Ifment leur mouvement, vu du soleil, serait beaucoup plus régulier, et exempt des plus frappantes bizarreries, comme les stations et rétrogradations, attendu que les oppositions, les seuls lieux béliocentriqnes qu'on pouvait observer immédiatement, avançaient continuellement et d'une manière assés uniforme. Celait une preuve forte et évidente, que le soleil est le centre des orbites planétaires; cependant il s'écoula beaucoup de siècles, avant qu'on s'en aperçut. Des observations plus exactes des stations, des rétrogradations, et des oppositions . firent voir de nouvelles irrégularités, quoique bien moins conr sidéral)les. Les arcs interceptés et les tems écoulés entre deux stations ou oppositions, ainsi que les durées des rétrogradations, surtout de celles de Mars, ne se trouvèrent de même grandeur, que lorsque ces phénomènes eu-» rent lieu dans la même région du cieL Leur différence était la plus grande dans les deux points opposés de l'écliptique, et elle diminuait avec la distance à ces deux points. Ces irrégularités qu'on pouvait regarder comme une correction des irrégularités plus considérables qui viennent d'être développées , ne dépendaient donc pas de la situation des planètes relativement au soleil, mais de leur longitude; ce qui était précisément le contraire de Ge qu'on avait observé à l'égard des premières irrégularités. Cette correction parut donc être du même genre, que l'irrégularité du soleil, connue sous le nom d'éguaiion du centre; et il était naturel de penser, qu'elle s'expliquerait de la même manière par la situation' de la planète relativement aux apsides, ou par son anomalie (I. §. i3n— 139.). On appela cette irrégularité la première^ et la seconde celle qui dépend uniquement de la situation apparente des planètes relativem.ent au soleil-.

§. 70. En supposant la terre immobile en T {FIg. 14.)? le soleil mu suivant A, B, C, D, pendant qu'une planète supérieure tourne autour de lui suivant a b c d, la planète est stationnaire avant l'opposition en b, elle est rétrograde par l'arc b c dans l'opposition au soleil qui est en A, et elle redevient stationnaire en c (§. 68.). Puis elle devient directe, et s'éloigne de la terre de plus en plus, en parcourant l'arc defgh, jusqu'à arriver Pli h k sa conionction avec le soleil B, et à sa plus grande distance à U