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les étoiles , une bonne observation suffira pour toujours , ficet astre elt errant comme les planètes, il répétera les obser-vations. Les retours au me me point donneront le tems de larévolution , avec une exactitude proportionnée au nombre desrévolutions écoulées dans l’intervalle. Ensuite, pour examinerles circonstances de ce mouvement, ses irrégularités dans ladurée d’une révolution , on multipliera les observations. Onconnoîtra donc son mouvement réel Le vrai, revêtu de toutesses irrégularités. On pourra toujours le comparer au mou -vement que l’aítre auroit, s’il marchoit d’un pas uniforme,Le fi en accomplissant fa révolution , il décrivoit , en temségaux, des portions égales de son orbe. Les tems Le les lieuxoù il est fans latitude , indiqueront les points où cet orbecoupe l’écliptique ; ce font ses nœuds. Les points où fa vitesseest la plus grande Le la plus petite , seront les points où ilest le plus proche Le le plus éloigné du soleil ; c’eít son péri-hélie Le son aphélie. Ce sont les points qui terminent legrand axe de lellipfe, que Képler fait décrire à toutes les pla-nètes autour du soleil. Si l’observateur a suivi constamment lemouvement de chacune de ces planètes, il fera donç en étatde montrer le sens de leur route, dans le ciel ; sangle quellefait avec l’écliptique, les points où elle coupe ce cercle , laposition de cette route elliptique à l’égard du soleil & despoints fixes du ciel, le tems employé à la parcourir entiere,le tems inégal employé à en parcourir les différentes parties.II connoîtra donc son ciel, il pourra en prévoir &L en prédireles phénomènes , Lc st fera en état de dire à l’astronôme phi-losophe , destiné à pénétrer la nature, voilà les vérités qu ellelaisse appercevoir , voilà les faits , c’est à vous de dire lescauses.