CHAPITRE IL

L^s diffèrens systèmes planétaires.

S <>9- D CS que les premiers astronomes avaient (ait l’observatioM aisée, que tout le ciel étoilé tourne en ^4 heures autour de la terre de gau- * che 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 mouraient plus lentement que le reste du ciel, qu'enfin leur mouvement n'était pas parallèle à celui de* autres astres ou à l'équateur, étant tantôt au nord tantôt au sud de l'équateur: d'où il suivait que leur roule apparente était une spirale. On s’aperçut bientôt, que ce mouvement devenait beaucoup plus simple, 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 premief, et qui n'eût pas pour pôle celui de l’équateur. On désigna ces deux mou* vemens par les noms du premier et du mouvement propre, dont l'un est commun à tons les astres, tandis que celui-ci ne convient qu’à un petit nombre, étant différent pour chacun; l’un est parfaitement régulier, au lieu que l’autre est sujet à plusieurs irrégularités, devenant à dilTérentes époques plus ou moins vite, et même nul ou négalsf, 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 l’écliptique, qui avançait continuellement suivant l'ordre ' des signes. Il en résulta deux vérités importantês, dont on n’aperçut qu’unes i) que ces irrégularités ne dépendaient pas de la longitude des planètes,

ASTRONOMIE RATIONNELLE

mais de leur situation apparente relativement au soleil; a) que probablement 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 héliocentriques qu'on pouvait observer immédiatement, avançaient continuellement et d’uiie manière assés uniforme. C’était 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 considéiables. Les arcs interceptés et les tems écoulés entre deux stations ou o|>posilions , ainsi que les durées des rétrogradations, surtout de celles de Mars, ne se trouvèrent de mémo grandeur, que lorsque ces phénomènes eu- . rent lieu dans la même région du ciel. Leur dilléreuce 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 ce qu'on avait observé à l’égard des premières irrégularités. Cette correction parut donc étrè du même genre, que l’irrégularité du soleil, connue sous le nom d'équation 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. §. -idg.). On appela cette irrégularité

la première, et la seconde celle qui dépend uniquement de la situation apparente des planètes relativement au soleil.

ÿ. 70. En supposant la terre iiimobile en T (Fig. i4-), le soleil mu suivant A, B, C, D, pendant qu'une planèto supérieure tourne autour do lui suivant a b <^d, la planète est stationnaire avant l’opposition en b, elle est rétrograde par l'arc bc dans l'opposition au soleil qui est en A, et elle redevient stationnaire en c (J. 68.). Puis elle devient directe, et s’éloigne de la terre de plus en plus, en parcourant l’arc dej g h, jusqu’à arriver en h à sa conjonction avec le soleil B, et à sa plus grande distance ù la