LIVRE III, C H A P. II

lerre. En parcourant l’arc h! kl, la planëte se rapproche de la ferre, et se trouve en m en opposition au soleil C: puis cllé devient stationnaire, rétrograde, etc. comme ci-dessus, en décrivant à chaque opposition un pareil noeud Imn 68. 69.). Ainsi, en supposant la terre immobile, la roule des planètes est une courbe extrêmement compliquée, ne se fermant 'jamais, et étant composée d'une infinité de noeuds. Kepler a déterminé avec soin, par des observations continuées pendant seize ans, l’orbite relative de Mars autour de la terré (')j et l'on n'a qu'a jetpr un' coup d’oeil sur la figure qu'il a dessinée, pour se convaincre de l'improbabilité que ce soit la mrie roule: une pareille irrégularité et profusion de l'espace est contraire h 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 l'écliptique, étant tantôt plus tantôt moins grande, il s’en suit, ou que leurs orbites ne sont pas dans un plan, mais des courbes h double courbure, ou que l'intersection de ce plan avec celui de l'écliplique ne passe pas par foeil , c'est-à-dire que la planète ne tourne pas autour de la teiTC, qui est meme hors du plan de son orbite, et par conséqueirt regarde cette orbite de côté. 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.

§. ^1. Le problème principal de l'astronomie, ntrouver pour un lems • donné le lieu apparent des corps célestes relativement à la terre”, se réduit à déterminer le point de l'oibite relative «bedej, dans lequel la planète se trouvera h l'époque donnée. Pour résoudre ce problènic, il tant connaître Ja nature de la courbe u b c d ef, et la loi suivant laquelle la planète la décrit: il faut au moins déduire des observations, les règles suivant lesquelles le lieu relatif de la planèle h, c'est-à-dire sa distance T/j et l’anglo ATA, peuvent être trouvés par le calcul ou par une construction. On n'.i qu'à regarder la courbe a b c d ejg h, pour être frappé de sa ressemblance ii\oc^ïi‘picycloide; du moins on ne saurait imaginer une manière plus simple

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ASTRONOMIE RATIONNELLE

du consiruire cette courbe, que par la supposition que la planète te ment sur la périphérie d'iin cercle ou épicycle, dont le centre décrit en même feras un cercle autour de la terre. Dans un feras, où l’on n’admettait que le cercle et la ligne droite, pour la solution des problèmes de géométrie, il était très-naturel d’essayer, si cette hypothèse pouvait être modifiée de mamère 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 fraie 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 Ptolémée, 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 j4lmogcstt rirrmiis)^ 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 est la plus courte de toutes; les autres planètes furent disposées, suivant les durées de leurs révolutions, dans l’ordre suivant: 5, $, Oi <?>

(,)uelques philosophes grecs, comme Platon, placèrent l’orbite solaire immééiatement 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 apgaraitre précisément dans le disque solaire, ainsi que la nouvelle lune éclipse rarement 16 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

Cl} JUi. JX- Cf, 1,