Mais voulez-vous être plus conforme aux observations

ïl faudra substituer l’ellipse terrestre aux épicycles, et vous compliquerez le système , mais vous aurez satisfait à la seconde inégalité. Quant à la première, vous y satisferez à peu près en faisant tourner le centre de l’épicycle , non autour de la terre, mais autour d’un point placé à quelque distance. Nous avonsdonné (X. la) les moyensd’estimerl’erreur de l'hypothèse des excentriques pour les planètes dont l’excentricité est fort sensible, comme celles de Mercure, de Mars, de Pallas et de Vesta; or cette excentricité n’est la même pour aucune planète ; il en résulte qu’il n’y a point de centre unique ; que tout le système manque de liaison. Nous devons donc rejeter le système de Ptolémée, comme inexact et insuflisant. Celui de Tycho est moins défectueux ; mais tout ce qu’il a de bon est emprnnté du système de Copernic ; il présente une absurdité physique, le soleil et tout son cortège de planètes, dont quelques-unes sont beaucoup plus lourdes et plus grosses que la terre , circulant autour de la terre , qui n’est en comparaison qu’un atôme. D’ailleurs les ellipses de Képler s’y adaptent moins bien qu’au système de Copernic; il n’y a donc qu’un système pour les observateurs et les calculateurs, et nous placerons le soleil immobile au foyer de toutes les ellipses planétaires. Nous verrons bientôt une preuve certaine que cet arrangement est le seul véritable. «

Rotation des planètes.

i. Il paraît infiniment probable que toutes les planètes, comme la terre , ont un mouvement de rotation sur leus axe. C’est ce qui a été constaté d'abord pour le soleil , ensuite pour Jupiter, Mars et Vénus, plus nouvellement pour

Saturne et Mercure, et l'analogie nous porte à croire que la même chose a lieu pour les planètes telles qu'Uranus , Cérès, Pallas, Junon et Vesta, dont l’éloignement ou la petitesse ont empêché jusqu’ici qu'on ait observé la rotation.

a. Le moyen général pour observer la rotation d’une planète , est de chercher sur son disque un point bien remarquable. Si ce point est stationnaire , c’est-à-dire , s’il occupe toujours sur le disque la même place , sauf les petits changeinens que produiraient à la longue les mouvemens combinés de la terre et de la planète ; il n’y a point de rotation , ou du moins elle est très-lente. Mais si le point remarqué change rapidement de position, il n’y a d’autre moyen d’expliquer le phénomène , que de supposer une rotation.

3. De toutes ceB rotations , la plus facile à reconnaître et à bien déterminer, était celle du soleil. Presqu’en tout tems son disque nous présente des taches visibles dans les moindres lunettes ; il est vrai que leurs formes et leurs dimensions variables nuisent un peu à l’exactitude des ob- «ervations.

La première découverte des taches du soleil a été réclamée par plusieurs astronomes. Galilée les vit dès le mois d’avril t6n , Scheiner les observait au mois d’octobre de la même année; il a consigné ses observations et sa théorie dans un volume in-folio de 8oo pages. Fabricius les avait aperçues à peu près dans le même tems.

4- Les taches du soleil sont des parties noires et irrégulières qu’on aperçoit de tems en tems. Y sont-elles adhérentes, ou flottent-elles sur l’océan lumineux qu’on suppose recouvrir la sphère solide et obscure du soleil ? sont-elles des scories rejetées à la surface du liquide ? sont-elles des rochers, des parties proéminentes? sont-elles élevées audessus de cet océan? sont-elles au-dessous du niveau ? enfin quelle est leur nature? C’est ce dont il est difficile de s’assurer. Aujourd’hui, l’opinion la plus répandue parait être celle de M. llerschel , qui en fait les cratères de volcans

qui , lorsqu’ils sont en éruption , écartent le fluide lumineux et laissent voir les parties solides et obscures; mais sans chercher à résoudre ces questions peut-être insolubles , voyons de quelle manière on observe ces taches et comment on en déduit les élémens de la rotation , c’est-à-dire sa durée , la position de l’axe autour duquel elle s’accomplit, celle de l'équateur , ses nœuds et son inclinaison sur l’écliptique.

5. Une tache placée au milieu du disque se voit dans sa forme véritable, parce qu'elle est sur une surface peu courbe et perpendiculaire au rayon visuel. La même tache, quand la rotation la fait arriver près de l’un des bords, est vue très-obliquement; elle perd beaucoup de sa largeur , sans rien perdre en hauteur ; la forme des taches est non-seulement irrégulière , mais elle est de plus très-variable. Les taches sont plus ou moins noires, plus ou moins entremêlées de parties moins obscures, les bords mal terminés et changeans; on est réduit à observer le centre de figure , et ce centre n’est pas toujours le même.

G. Outre les taches proprement dites , on remarque aussi sur 1$ soleil des points plus lumineux que le reste du disque. On les appelle facules; on a dit que l’apparition des facules précédait quelquefois celle des taches ; mais soit taches, soit facules , l'observation et les calculs sont toujours les mêmes.

7. Pour déterminer le lieu d’une tache sur le disque du soleil, on observe la différence d’ascension droite entre la tache et l’un des bords du soleil ou tous les deux; on mesure aussi la différence de déclinaison entre la tache et les bords supérieur et inférieur du soleil. Vous avez observé les temsdes passages du bord b (fig. 11G) et de la tache T, l’intervalle des tems vous donne l’angle au pôle bPa ; vous trouvez dans la Connaissance des Tems le tems qui répond à l'angle SP b , c’ est-à-dire le tems que le demi-diamètre du

soleil emploie à traverser le méridien ; yods direz :

le tems de SP b : tems observé de ab SPi : aPb , aVb cosdécÀ'. O = a&, Sa — Sb — ab.

Vous mesurez la différence de déclinaison cd entre le bord du soleil et la tache j

c T as Sd = Sc — cd , ST==

tangaST=g,

Sa

cos aST

Soit SE l’écliptique, QV le parallèle à l’équateur; vous connaissez VSE par la formule

tang TSE^= tang a cos 0 ;

car VSE = go° — PSE = complément de l’angle que fait l’écliptique avec le cercle de déclinaison. Vous avez

TSE = TSV — VSE;

si VSE est plus grand que TSE, la tache sera au-dessous de l’écliptique. Si la tache était au-dessous de l’équateur SV , l’angle TSE serait la somme des deux angles et non leur différence ; dans tous les cas , on ee guidera par une figure.