LIVRE IIÏ, C H A P. IL

terre. En parcourant l'arc hikl, la planète se rapproche de îa terre, et se trouve en m en opposition au soleil C: puis elle devient stationnaire, rétrograde, etc. comme ci-dessus, en décrivant à chaque opposition un pareil noeud Imn (§. Ç>6, 69.). Ainsi, en supposant la terre immobile, la route des planètes est une courbe extrêmement compliquée, ne se fermant jamais et étant composée d'une infinité de noeuds. Kepler a déterminé avec soin ■çix des observations continuées pendant seize ans, l'orbite relative de Mars autour de la terre (^)j et Ton n'a qu'a jeter un coup d'oeil sur la figure qu'il a dessinée, pour se convaincre de l'improbabilité que ce soit la vrais route: une pareille irrégularité et profusion de l'espace est contraire à la marche ordinaire de la nature. Mais cette irrégularité sera encore plus grande, si l'on tient compte aussi de la latitude des planètes. Leur plus grande latitude géocentrique, ou inclinaison à Técliptique, étant tantôt plus tantôt moins grande, il s'en suit, ou que leurs orbites ne sont pas dans un plan, mais des courbes à double courbure, ovi que l'intersection de ce plan avec celui de l'écliptique ne passe pas par Foeil , c'est-à-dire que la planète ne tourne pas autour de la terre, qui est même hors du plan de son orbite, et par conséquent regarde cette orbite de côt€. Il est vrai qu'on peut imaginer des hypothèses, à l'aide desquelles ce mouvement compliqué des planètes sera décomposé en plusieurs mouvemens simples^ mais le mouvement résultant sera toujours le même, si la terre est supposée immobile,

§. 71. Le problème principal de l'astronomie, «trouver pour un tems » donné le lieu -apparent des corps célestes relativement à la terre", se réduit à déterm.iner le point de l'orbite relative abcdef, dans lequel la planète se trouvera à Tépoque donnée. Pour résoudre ce problème, il faut connaître la nature de la courbe ahcdef,%\ îa loi. suivant laquelle la planète la décrit: il faut au moins déduire des observations, les règles suivant lesquelles le lieu relatif de la planète h^ c'est-à-dire sa distance T/i et l'angle hHh, peuvent être trouvés par le calcul ou par une construction. On n'a qu'à regarder la courbe ah cdef^h, pour être frappé de sa ressemblance avec Xépicycloïde: du moins on ne saurait imaginer une manière plus simple

(ij I^s sîçrlla Martis, Cap, I. pcg. 4.

îoo ASTRONOMIERATIONNELLE

de construire cette courbe, que par la supposition que la p'anèté se meut sur la périphérie d'un cercle ou éplcycle , dont le centre décrit en même tems un cercle autour de la terre. Dans un tems, où l'on n'admettait que le cercle et la ligne^ droite, pour la solution des pToblèmes de géométrie, il était très-naturel d'essayer, si cette hypothèse pouvait être modifiée de manière à satisfaire aux observations. En ce cas le calcul devenait d'une extrême simplicité, et l'on n'eut pas besoin de faire des hypothèses ou des recherches sur la vraie orbite des planètes: on s'en tint aux orbites apparentes, en employant les hypothèses seulement pour faciliter le calcul. On adopta conséquemment la disposition des orbites , qui était la plus conforme aux mouvemens apparens autour de la terre. Ainsi naquit le Système de Plolémée, l'auteur astronomique le plus célèbre de l'antiquité. Ce grec, né en Egypte, le digne successeur d'Hipparque dans le muséum d'Alexandrie vers le milieu du second siècle de ' notre ère, a développé ce système dans son AlmagesU {^y.ot,ôi]f/.ii.tixi] ffûvrxits)^ avec la solidité du géomètre et la précision de l'astronome. Suivant ce système, ou cette construction du problème, la terre est immobile au centre commun des orbites de la lune, du soleil, et des planètes. Il était naturel, de donner la première place auprès de la terre, à la lune qui, dans les éclipses solaires , passe entre la terre et le soleil , et dont la révolution «st la plus courte de toutes, les autres planètes furent disposées, suivant les durées de leurs révolutions, dans l'ordre suivant: ^5 $, Q, J", Qi, ^. Quelques philosophes grecs, comme Platon, placèrent l'orbite solaire immédiatement après celle de la lune, en transportant Mercure et Vénus au-delà du soleil, parce qu'on n'avait jamais vu ces planètes sur le disque solaire. Mais Ptolémée fait déjà la remarque, que cette raison est très-faible, parceque les planètes peuvent passer entre le soleil et la terre, sans apparaître précisément dans le disque solaire, ainsi que la nouvelle lune éclipse rarement le soleil. Or les planètes n'ayant point de parallaxe sensible qui pourrait servir à déterminer leurs distance, Ptolémée est d'avis, qu'il est naturel d'adopter l'opinion des anciens philosophes qui assignèrent au soleil sa place entre les planètes qui ne le quittent jamais, et celles qui s'en écartent d'un cercle entier (^). En général il est aisé de voir que, dans le système de

(i) Almag. LU. IJL. C^p, I,