DES MATHÉMATIQUES. Part. I. Liv. IV. i 5 9appercevoir immédiatement, mais ils y parvinrent de la ma-niéré suivante. Us remarquèrent qu’il y avoit une différence con-sidérable entre les intervalles des équinoxes et des solstices, in-tervalles qui auroient dû être égaux, si le mouvement du soleileût été uniforme: Hipparque observoit, par exemple, pf jours~ entre l’équinoxe du printemps et le solstice d’été , et seule-ment 92s de celui-ci à l’équinoxe d’automne. Côtoient 187 joursemployés à parcourir la moitié boréale de l'écliptique ; ainsi iln’en restoit que 178 et près d’un quart pour le temps que lesoleil demeurait dans la partie Australe, et ce temps etoit aussiinégalement partagé par le solstice d’iryver. Ces phénomènes dé-mon troien t que le soleil parcourait cette dernière moitié plusrapidement que la première , et que sa moindre vitesse étoit dansle quart de cercle entre l’équinoxe du printemps et le solsticed’été.

C’étoit un problème proposé dé j a depuis long-temps, com-ment on parviendrait à rendre raison par un mouvement cir-culaire “et uniforme, de cette irrégularité qu’on supposoit n'êtrequ’apparente. Car on étoit persuadé qu’il 11e convenoit pas àla dignité des corps célestes de marcher autrement que d’un pastrès-egal. Tous les astronomes n’étoient peut-être pas coupablesde cette puérile opinion ; on pourroit trouver une cause plusraisonnable de cette loi qu’ils s’étoient imposée de ne fairemouvoir les astres que sur des cercles, et d’une manière uni-forme. Le cercle étoit la courbe la plus simple et celle qui of-frait le plus-de facilité pour le calcul des mouvemens célestes:cette raison sufíisoit pour déterminer l'astronomie naissante àl’employer. On avoit donc imaginé de faire mouvoir le soleildans un cercle excentrique , c’est-à-dire dont le centre n’étoîtpoint occupé par la terre. Qu’on suppose, par exemple , 1 e soleil par-courir uniformément la circonférence circulaire A 1)11 L (/ìg\ 46),et que le spectateur terrestre, aulieu d’être placé à soft centre C,soit en T. II est facile de voir que cet astre, quoique mû tou-jours d’une vitesse égale, paraîtra aller plus lentement dans lapartie la plus éloignée A, plus vîte dans Ta plus voisine B, etd’un mouvement moyen dans les parties intermédiaires. Mais c’é-toit encore avoir peu fait que d’avoir proposé cette solution.II falloit, pour calculer le mouvement du soleil, et son arrivéedans chaque point de son orbite, il falloit., dis-je, déterminerla quantité de cette excentricité , et la position de la ligne desapsides, c’est-à-dire de cette ligne qui détermine dans le cielles termes du plus grand et du moindre éloignement, (fest ceque Hipparque en combinant les intervalles inégaux entreles équinoxes et les solstices. Par ce moyen il trouva la quan-tité de cette excentricité d’une vingt-quatrième du rayon de l’or-

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