LIVRE V. - CHAPITRE II. M

lexandrie Tastronome Sosigëne. La connaissance précise du flux et du reflux de la mer parait appartenir à cette époque ; Possidonius reconnut les lois de ce phénomène, qui, par ses rapports évidents avec les mouvements du Soleil et de la Lune, appartient à TAstronomie, et dont Pline le naturaliste a donné une description remarquable par son exactitude.

Ptolémée, né à Ptolémaïde en Egypte, fleurit à Alexandrie vers l'an i3o de notre ère. Hipparque avait donné par ses nombreux travaux une face nouvelle à l'Astronomie, mais il avait laissé à ses successeurs le soin de rectifier ses théories par de nouvelles observations et d'établir celles qui manquaient encore. Ptolémée suivit les vues d'Hipparque et, dans son grand Ouvrage intitulé Almageste, il essaya de donner un système complet d'Astronomie.

Sa découverte la plus importante est celle de l'évection de la Lune. Avant Hipparque, on n'avait considéré les mouvements de cet astre que relativement aux éclipses, dans lesquelles il suffisait d'avoir égard à son équation du centre, surtout en supposant, avec cet astronome, l'équation du centre du Soleil plus grande que la véritable, ce qui remplaçait en partie Téquation annuelle de la Lune. Il parait qu'IIipparque avait reconnu que cela ne représentait plus le mouvement de la Lune dans ses quadratures, et que les observations offraient à cet égard de grandes anomalies. Ptolémée suivit avec soin ces anomalies ; il en détermina la loi, et il en fixa la valeur avec beaucoup de précision. Pour les représenter, il fit mouvoir la Lune sur un épicycle porté par un excentrique dont le centre tournait autour de la Terre, en sens contraire du mouvement de Tépicycle.

Ce fut dans l'antiquité une opinion générale, que le mouvement uniforme et circulaire, comme le plus parfait, devait être celui des astres. Cette erreur s'est maintenue jusqu'à Kepler, qu'elle arrêta pendant longtemps dans ses recherches. Ptolémée l'adopta et, plaçant la Terre au centre des mouvements célestes, il essaya de représenter leurs inégalités dans cette hypothèse. Que l'on imagine en mouvement sur une première circonférence, dont la Terre occupe le centre, celui d'une seconde circonférence sur laquelle se meut le centre d'une troisième cir-

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conférence, et ainsi de suite jusqu'à la dernière que l'astre décrit uniformément. Si le rayon d'une de ces circonférences surpasse la somme des autres rayons, le mouvement apparent de l'astre autour de la Terre sera composé d'un moyen mouvement uniforme et de plusieurs inégalités dépendantes des rapports qu'ont entre eux les rayons des diverses circonférences et les mouvements de leurs centres et de l'astre ; on peut donc, en multipliant et en déterminant convenablement ces quantités, représenter toutes les inégalités de ce mouvement apparent. Telle est la manière la plus générale d'envisager l'hypothèse des épicycles et des excentriques ; car un excentrique peut être considéré comme un cercle dont le centre se meut autour de la Terre, avec une vitesse plus ou moins grande et qui devient nulle s'il est immobile. Les géomètres, avant Ptolémée, s'étaient occupés des apparences du mouvement des planètes dans cette hypothèse, et l'on voit dans V Aimageste que le grand géomètre Apollonius avait déjà résolu le problème de leurs stations et de leurs rétrogradations.

Ptolémée supposa le Soleil, la Lune et les planètes en mouvement autour de la Terre dans cet ordre de distances : la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Mars, Jupiter et Saturne. Chacune des planètes supérieures au Soleil était mue sur un épicycle, dont le centre décrivait autour de la Terre un excentrique, dans un temps égal à celui de la révolution de la planète. La période du mouvement de l'astre sur l'épicycle était celle d'une révolution solaire, et il se trouvait toujours en opposition au Soleil, lorsqu'il atteignait le point de i'épicycle le plus près de la Terre. Rien ne déterminait dans ce système la grandeur absolue des cercles et des épicycles ; Ptolémée n'avait besoin que de connaître le rapport du rayon de chaque épicycle à celui du cercle décrit par son centre. Il faisait mouvoir pareillement chaque planète inférieure sur un épicycle, dont le centre décrivait un excentrique autour de la Terre ; mais le mouvement de ce point était égal au mouvement solaire, et la planète parcourait son épicycle pendant un temps qui, dans l'Astronomie moderne, est celui de sa révolution autour du Soleil : la planète était toujours en conjonction avec lui lorsqu'elle parvenait