Ici, Kepler essaie de déterminer une hypothèse pour la compréhension de la première inégalité, utilisant les mêmes techniques que « les anciens ». Heureusement pour nous, la Partie 1 a rendu claire la différence entre la première et la seconde inégalité. En résumé, le mouvement des planètes par rapport aux étoiles fixes (la voûte céleste) est composé de deux mouvements inséparable : la première inégalité est le mouvement de la planète par rapport au zodiaque, la seconde inégalité est l’impact du Soleil sur le mouvement de la planète. C’est comme cela que les choses apparaissent à nos yeux. Dans le système copernicien, la première inégalité est simplement le mouvement propre de la planète, et la seconde est due au mouvement de la Terre, qui a un impact sur l’endroit où nous voyons les autres planètes. Le terme « inégalité » peut nous sembler étrange, il n’a été donné à ces mouvements que parce qu’ils sont non-uniformes.

Pour éliminer l’effet qu’a le mouvement de la Terre sur nos observations des planètes, une méthode a été développée : utiliser les observations des moments d’opposition. C’est le moment où le Soleil, la Terre et la planète se trouvent sur une même ligne droite, c’est-à-dire que nous voyons la planète exactement comme le Soleil la voit. Nous sommes ainsi capables d’effectuer des observations en prenant le point de vue du Soleil. Cette technique a été utilisé par Ptolémée, Copernic, et Brahe, et maintenant Kepler. Pour Ptolémée l’objectif n’était pas de voir la planète depuis le Soleil, mais d’aligner son épicycle de telle sorte à ce que la planète apparaisse dans la même direction que le centre de l’épicycle.

La difficulté dans la détermination des oppositions est que le Soleil, la Terre et la planète se trouve rarement sur la même ligne : ces astres ne voyagent pas sur le même plan, l’orbite de Mars se situant sur un plan incliné par rapport à celui de la Terre. Donc, comment déterminer les moments d’opposition ? C’est la question à laquelle Kepler répond dans le chapitre 9.

Nous devons également déterminer l’inclinaison de l’angle entre le plan de l’orbite terrestre et celui de l’orbite martien. Ce problème est abordé dans les chapitres 12 et 13. Mais d’abord, dans le chapitre 11, Kepler amène la question de la parallaxe. Fermez un œil et regardez autour de vous en tournant votre tête. Le changement de position de votre œil change la relation entre les objets qui se trouvent dans votre champ de vision. La Terre tourne sur elle-même tous les jours, et nous devons déterminer notre différence de position dans l’espace entre le matin et le soir, puisque nous nous trouvons en 12 heures sur le côté opposé de la Terre. Kepler conclut que cette parallaxe est trop infime pour qu’on la prenne en compte dans les calculs.

Kepler construit ensuite un tableau des oppositions, utilisant le Soleil apparent (plutôt que le faux, le Soleil moyen, utilisé par tous les autres astronomes). Nous verrons comment il détermine la longitude moyenne dans le chapitre 15.

Il est maintenant prêt à s’attaquer au mouvement de la planète Mars, suivant la méthode (et les mauvaises suppositions) des anciens. En travaillant sur l’échec de l’hypothèse suppléante (chapitres 16-21), Kepler prouvera la non-existence des mouvements uniformes dans l’univers créatif de Dieu. Le chapitre 21 démontre comment une hypothèse fausse peut nous sembler vraie. Et si la géométrie elle-même échoue, que nous reste-t-il ? La solution est dans la Partie III.

Animations

Chapitres 8 à 15 – Oppositions : et si on se plaçait sur le Soleil ?

Chapitre 8 – Les données de Tycho Brahe

Chapitre 9 – Projection de la position de Mars sur l’écliptique

Chapitre 11 – La parallaxe

Chapitres 12 et 13 – Nœuds et inclinaison

Chapitre 13 – Seconde méthode : à partir des nœuds

Chapitre 15 – Construction des longitudes moyennes

Chapitres 16 à 21 – Hypothèse suppléante et méthode des latitudes

Chapitre 21 – Complément sur l’hypothèse suppléante