TROISIÈME PARTIE, CHAPITRE SIXIÈME. 3ii

tuelle, d’au moins un degré, propre à leurs meilleures mesures angulaires ! ne permettrait pas seulement de retrouver aitf«i la véritable époque d'Hipparqueoudc Ptolémée, déjà bien fixée par les documrnts ordinaires. Que seraif-co donc envers les temps étrangers il toute observation vraiment géométrique , et qui seuls pourtant offriraient , sous cet aspect, quelque inléréi . vul'nbsenceou l’insuffisance des autres renseignements? Mars le vico d’un tel procédé chronologique devient encore plus prononcé, quand on joint , à l'inévitable inexactitude des observations, l’erreur, encore plus grande peut être , inhérente aux antiques movens'de transmission.' En effet , celte comparaison astronomique n’est pas habituellement fondée sur des indications numériques directement relatives û la mesürc des ascensions droites ou déclinaisons , qui ne seraient affectées que de l’imperfection propre à l’cxploràtion correspondante. Les seuls cas où un tel mode pourrait offrir quelque utilité historique se rapportent à des temps où , la division régulière du cercle étant encore inconnue ou inusitée, les résultats d’une grossière appréciation visuelle n’étaient consignés que d'après une vague représentation en relief de l’état dn ciel. SKI’ on estime convenablement cette double source d’crreUr, on ne pourra s empéchér do reconnaître ainsi une indécision de dixdégrés au moins sur la position des points équinoxiaux ou solsticiaux , envers les époques auxquelles serait surtout destiné ce procédé Chronologique, qui laisserait finalement , à leur égard , une incertitude de plus de sept siècles , supérieure à celle qui résulte., même dans les plus défavorables occasidns , de l’ensemble des autres modes. Cette manière de comparer les dates ne conviendrait donc qu’aux temps très- modernes, où elle est évidemment inutile : elle perd nécessairement toute véritable efficacité, pour les seuls âges qui en exigeraient l’emploi. Ainsi , collé pensée accessoire de Newton doit être définitivement écartée . comme

résultée d’une appréciation trop superficielle de l'ensemble d’un

sujet étranger aux méditations habituelles de ce grand physi-

cien et géomètre. . . v .

Nous devons maintenant considérer, sous le même aspectcopornicien -, un second ordre de phénomènes astronomiques , qui â fourni la principale base de l’argumentation initiale en faveur du mouvement de la terre : ce sont les rétrogradations et stations exceptionnelles que semble présenter, à certaines époques; le cours d’une planète quelconque.

Dans la première partie de ce traite , on a vu comment se .détermine le sens du mouvement propre à chaque astre intérieur, d’après le retard .croissant qu'offre , de jour en jour, son passage à l’horizon ou au méridien, comparé à celui d’une étoile qui avait d’abord coïncidé , à cet égard , avec la planète : d’où il résulte que Je cours spécial de celle-ci se dirige contrairement à l’apparente rotation diurne de l’ensemble du ciel, et, par conséquent,’ de l’ouest à l’est. Or, quoique tel soit, en effet, l’ordre habituel , il arrive quelquefois quç la comparaison de ces passages donne un résultat inverse, qui montre le mouvement planétaire devenu, pendant quelque temps., rétrograde . c’est-àdire accompli de l’est à l’ouest; le Commencement et la fin de ces époques exceptionnelles présentent -bailleurs naturellement ,

. lors du passagede l’un à l’autre état, suivantla marche ordinaire de tous les phénomênesqui changent de sen*,unesorte de station, durant laquelle lg planète ne semble, douée , comme l’étoile, que du mouvement journalier commun à tout l’univers. Ces anomalies apparentes ont toujours lieu vers le temps où la planète se trouve le plus près possible de la terre : c’est-à-dire, pour une planète supérieure , où plus éloignée du soleil que ne 1. est la nôtre , lots de son opposition avec le soleil ; et , pour une planète inférieure , ou plus près que nous du soleil, au voisinage dosa conjonction inférieure : cçt instant caractérise le mi-

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lieu environ de la rétrogradation , précédée et suivie, à un intervalle pins ou moins grand , mais Gve envers chaque planète, de la station correspondante.

11 est aisé maintenant de concevoir combien Copernic était autorisé à présenter l’ensemble de ces phénomènes comme constituant une irrécusable manifestation du mouvement annuel de la terre , d’où ils, se déduisent , en effet , de la manière à la fois la plus simple et la plus exacte, d’après l’incontestable décroissement que nous avons reiparqué , à la fin de l'avant-dernier chapitre entre les vitesses linéaires des diverses planètes ,-à mesure qu’elles s’éloignent davantage du soleil. Nous pouvons ici , pour celte sommaire appréciation , continuer à regarder les mouvements planétaires comme circulaires et uniformes , et 0us opérés , d’ailleurs , dans le plan de l'écliptique : cctté première ap[>roximation suffit encore aujourd'hui à la plupart des calculs de ce genre , dès lors beaucoup simplifiés.

Comparons d’abord la terre , décrivant le cercle ST (fi g. 1 1), à une planète supérieure , Mars, par exemple, décrivant le cercle SM- A l’instant de l’opposition , où la première est en T etja seconde eù M , leurs routes sont dirigées parallèlement et. dans le même sens. Dès lors , la terre parcourant , en un temps donné , un arc Tf plus grand que celui Mm simultanément parcouru par Mars , il est évident que notre second rayou visuel tm

dirigé vers Mars passera à l’ouest du premier TM , de manière à aboutir, dans la sphère étoilée , qui forme le fond général du tableau planétaire , à une étoile E' plus occidentale que celle ,E qui correspondait au moment de l’opposition. Cette déviation , qui avait dû pareillement exister un peu avant cette situation, se prolongera , mais en décroissant, un certain temps après , jusqu a ce que, l’obliquité croissante,, des directions propres aux deux planètes venant à compenser la constante inégalité de leurs vitesses, les deux rayons visuels T'M' et tm' menés de l’une à

l’autre pendant deux jours consécutifs .se trouvent exactemeht parallèles , ce qui constituera la station apparente , à la suite de laquelle lemouvcmcnt redeviendra direct, puisque chaque situation du rayon visuel sera naturellement placée à l’est de la précédente. On voit que celte disposition normale aura éminemment lieu lors de la conjonction, quand, la terre étant en T, Mars est venu en M".

Il est maintenant facile d’élendre la même explication générale à une planète inférieure', Vénus , pâf exemple , parcourant le cercle SV ; parce qüe les conditions précédentes se trouvent alors doublement renversées, ce qui détermine,1 par june compensation nécessaire , un résultat équivalent : puisque, Si , d’une part , la plauète qbservée tourne plus rapidement que la nôtre, d’une autre part noûs rapportons alors le rayon visuel à inR partie opposée delà voûte céleste. À l’instant de la conjonction inférieure , los deux routes sont parallèles , et Vénus décrit , en un temps donné , un arc V» plus grand quel’arc terrestre simultané T t : d'où il suit encore que notre second rayon visuel Iv se dirige à l'opêst du précédent TV, de manière à indiquer une rétrogradation,' jusqu'à ce que leurs si tuations consécutives T"V", t''v", devenant parallèles , de la mèmè manière que cidessus, l’état stationnaire vienne annoncer le retour immédiat du mouvement direct. Comme dans l’autre cas ou voit que l’état normal est surtout prononcé 1rs de la conjonction supérieure , où, Vénus se trouvant en V', les roules des deux planètes sont parallèles mais opposées , de façon à placer toujours 1^ second rayôn visufel tv à l’est du premier TV'.

Une telle explication, qui ne renferme rien d’arbitraire, confirme certainement , par son exacte correspondance aux phénomènes,, le principe d’ou elle dérive. Inobservation générale vérifie essenlielleoiènt tous ses principaux résultats numériques sur retendue et la position de l’arc de rélrogadalion. 1|