tome II, page 4a

26. Votre horloge ainsi réglée , vous verrez que les étoiles seront fidèles à revenir dans les mêmes teius aux mêmes fils de la lunette. Mais s’il s’en fallait quelquefois d’une fraction de seconde , ou même d'une seconde , vous en concluriez que la petite différence est une irrégularité de la pendule, qui, quelque parfaite qu’on la suppose , est cependant une machine qui n’est pas à l'abri de quelques légeft dérangemens, et vous n’en resterez pas moins persuadé que la révolution des étoiles est constante; et en efFet , on n’a eu jusqu’ici aucune raison d’y soupçonner la moindre irrégularité.

27 . Quand vous aurez assez éprouvé les mêmes étoiles dans la même position de la lunette, vous pourrez changer la position et observer d’autres étoiles , ou les mêmes étoiles dans un autre point de leur parallèle , et toujours vous trouverez la même régularité.

28. Vous en conclurez que toutes les étoiles emploient également 24 heures à faire une révolution entière , quel que soit le point de leur parallèle où on les observe. Vous serez bien tenté de conclure aussi qu’elles décrivent ces cercles d’un mouvement uniforme, vous ne vous tromperiez pas; mais cette conséquence ne vous est pas encore rigoureusement démontrée. Vous êtes au moins endroit de la supposer, en attendant que Vous découvriez quelque irrégularité, s'il en existe.

Une remarque qui ne saurait échapper à l’observateur , c’est que toutes les étoiles avancent tous les jours leur passage à la lunette fixe , que l'étoile qui a passé à 8 heures du soir , passera un mois après à 6 heures, puis à 4 heures, à 2 heures, à midi , ensorte qu’au bout d’un an elle passerait encore à 8 heures , et qu’en 365 jours elle aurait passé 366 fois.

29. Le hasard pourra cependant amener dans votre lunette quelques étoiles qui ne reviendront pas aussi régulièrement aux mêmes points de la lunette , ni aux mêmes instans.

Ces étoiles sont des planètes , ou des astres errans. On les reconnaît d’abosd à ce mouvement particulier, et ensuite à un

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disque sensible et rond le plus souvent, qui empêche de les confondre avec les étoiles fixes : elles sont au reste en petit sombre, et nous en traiterons séparément.

30. Les étoiles, proprement dites, ne sont que des point» lumineux que ne grossissent pas les lunettes , et qui , au contraire , paraissent plus petites dans les lunettes qu'à la vue simple.

31. Les étoiles conservent entr’ elles les mêmes distances, les mêmes configurations; elles occupent toujours la même place dans la sphère étoilée , ce qui se voit par la constance avec laquelle elles reviennent au fil de la lunette , et encore par les observations d’Hipparque , faites il y a plus de aooo ans , et qu’on peut vérifier aujourd’hui.

3a. Hipparque, en donnant la première description qu’on ait eu du ciel étoilé , s’était attaché à désigner les étoiles qui , trois à trois, se trouvent en ligne droite. Ces alignemens qui nous ont été conservés par Ptolémée , ont lieu encore aujourd’hui. Voici en quoi ils consistent:

Tendez un fil et inclinez-le de manière qu’il couvre trois étoiles; au bout d’un certain tems après quelques jours, ou après quelques années , réitérez l’épreuve, elle aura toujours le même succès. Mais nous indiquerons par la suite, des moyens plus sûrs de constater cette immobilité des étoiles.

LEÇON JII.

Premières observations du soleil , idée de la Gnomo* nique ou de la science des cadrans.

r. Le s moyens qui nous ont servi pour les étoiles ne peuvent s’appliquer au soleil. Pour l’observer sans se blesser les yeux , , on visse à l’oculaire, ou l’on tient à la main, un verre coloré qui en adoucit l’éclat.

fl6 ASTRONOMIE.

Dirigez la lunette au soleil , et observez son passage par le centre , dès le lendemain non-seulement il n’y reviendra pas à la même heure, mais il passera au-dessous ou au-dessus du centre, et au bout de quelques jours il n'entrera plus dans la lunette , quoiqu’elle n'ait pas changé de position.

Le soleil change donc de lieu chaque jour dans la sphère étoilée. C'est une vérité dont on peut s’assurer en observant chaque jour à quel point de l’horizon il se lève et se couche. Ces points changent continuellement.

A la fin de décembre il se lève en A et se couche en B ( Gg. i . ) ; le jour n’est que de huit heures, et la hauteur méridienne n’est guère que de 170. Au 23 mars et au 22 septembre , il se lève en H et se couche en R ; sa hauteur méridienne est de 4i°, comme celle de l’équateur ; le jour est de la heures.

Au 23 juin, il se lève en D et se couche en E , le jour est de 1G heures , et la hauteur méridienne de 640 J-. De ces observations , ainsi que de celles des étoiles qui avancent leur passage de 4' par jour , il résulte que le soleil n’est pas attaché à nn point fixe de la voûte céleste , mais qu’il doit en faire le tour en un an en suivant une route qui est oblique à l’axe du mouvement diurne.

Ces remarques ont été faites de tout tems ; elles n’exigent que des yeux et un peu d’attention.

3. Les ombres que projette le soleil nous fournissent un moyen facile pour obtenir la hauteur et l’azimut de cet astre.

Soit S le soleil ( fig. 9 ) , B A un style élevé perpendiculairement à l’horizon , un obélisque , une colonne ou un corps droit quelconque dans une position verticale.

Les rayons lumineux sont toujours des lignes droites; un rayon qui viendra du soleil et rasera le sommet BA , ira tomber sur le plan horizontal en C.

Tout autre rayon qui viendra frapper AB en un point D* sera arrêté par le corps opaque, mais prolongé par la pensée, il arriverait en un point E. Ce point E nS sera pas éclairé directement par le soleil , il sera dans l’ombre ; tous les points

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placés entre A et C seront dans le même cas. AC est ce qu'on appelle l'ombre de AB.