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D E A S T R O N O MÍ A.
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3
obstante esta conformidad , se le hizo poco verosímil
la Fíg.
hypótesi. Entonces se dedicó
á
combinar todas las obser~
;vaciones de_Marte con la mira ·de dar con una hy_rótesi
que le contentase.
6 6 9
Lo primero que. le importaba averiguar eran
·1as
distancias de la tierra al Sol , que sirven de escala
y
térmi~
no.
de comparacion respecto de todas las demás distancias
_que se miden en el cielo. Las distancias del sol á -la tierra
no se podian averigu'ar en distintos tiempos del año, sin de–
terminar primero la excentricidad
AB
de la orbita terres--
tre , esto es , la ~istancia entre
eI
centro del sol supuesto
en
A,
y el verdadero centro del círculo
DEF
que la tierra
anda. Creyeron los Antiguos,
y
Tycho tambien , que para
la orbita del sol
y
de la tierra , 'el centro
B
era el punto
de
igualdad al rededor ·del qual lós movimientos 'de la tier–
ra
parecerian uniformes ,
y
que la linea total
AC
,
que sir~
ve
de base á la equacion
del
centro ó al ángulo
CE.A
es~
taba debajo del centro
B,
ó
entre
B
y
a.
Este era el pri–
mer -punto que. se habla de indagar,
y
bi~n -presto conoció'
I<:epleto la b1seccio'n de la excentricidad ; quiero decir, que
~onoció que el -centro
_B
del círculo que la tierra anda esta–
ba
en . medio de la excentricidad total
CA',
y
que estaba
entre el punto
.A
donde está
el
sol
y
el punto
C,
·dond~
1
'deberíamos estar '
para
ver moviníie11tos iguales desde
la
tierra.
6
7 o
Keplero intentó esplicar la ca~usa del
Equan.}.
1
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