DU SOLEIL

De lJ obliquité de V écliptique et des phénomènes qui en dépendent .

Quand on observe avec attention le mouvement apparent du Ciel pendant plusieurs nuits consécutives , on ne tarde pas à s’apercevoir que certains astres ne conservent pas constamment la place qu’ils occupaient à l’égard des autres. On reconnaît sans peine, par exemple, que le Soleil semble avoir un mouvement propre, dirigé en sens contraire du mouvement diurne ; car , si l’on remarque les étoiles qui brillent sur l’horizon un instant après son coucher , on les verra quelques jours après se rapprocher de lui et se perdre bientôt dans ses rayons jusqu’à ce qu’elles reparaissent le matin avant son lever. Le Soleil paraît donc s’avancer vers elles d’occident en orient par une progression lente. Pour mieux expliquer ce déplacement et en apprécier les moindres circonstances , nous supposerons qu’on observe à-la-fois le Soleil à la lunette méridienne et au cercle mural. Gela posé , imaginons que le bord du disque solaire se présente au méridien en même temps qu’une étoile; le lendemain , quand la pendule astronomique mar~

quera midi , on verra revenir la même étoile au méridien ; mais le même bord du disque solaire n’y arrivera qu’environ 4’ après. Le retard nous indique conséquemment que le Soleil s’est déplacé d’environ i° vers l’orient : la valeur moyenne de ce déplacement est de 5g’, 1 3883. Le surlendemain, la différence en ascension droite est de 2° à-peu-près, et ainsi de suite; de sorte que le retard du Soleil , par rapport à l'étoile , devient de jour en jour plus considérable , jusqu’à ce qu’enfin ce retard étant de 24h, le Soleil reparaît au méridien avec la même étoile , après avoir décrit une circonférence entière dans le Ciel. Cette révolution s’opère dans l’espace de 365’, 2 56384 , et cette période a reçu le nom à? année sidérale .

On pourrait donc régler une pendule de deux manières , soit d’après les retours successifs d’une même étoile au méridien, soit d’après les retours du Soleil. Or les astronomes comptent de la première manière , et les vingt-quatre heures qui s’écoulent entre les deux passages supérieurs successifs de l’étoile , constituent le jour sidéral . Pour l’usage civil , on a préféré régler le temps d’après la marche du Soleil , et nous nommons , j our solaire y l’intervalle de deux passages.... D’après ce qui précède , il est évident que le jour solaire est plus long que le jour sidéral; et que deux pendules , dont l’une marquerait le temps

sidéral et l’autre le temps solaire , ne seraient d’accord qu’une seule fois par an.

La lunette méridienne vient de faire recon naître au Soleil un mouvement propre en ascension droite ; le cercle mural en fait connaître un en déclinaison. A chaque retour, au méridien, le Soleil paraît avoir décrit un petit arc le long du méridien , soit pour s’approcher de l’équateur, soit pour s’en éloigner. Deux fois par an il passe à l’équateur, et deux fois il atteint ses plus grands écarts daus l’hémisphère bo*réal et austral.

Le Soleil a donc deux mouvemens apparens propres ; l’un en déclinaison , le long du méridien , l’autre en ascension droite , le long d’un parallèle ; et ces deux directions sont rectangulaires. Or, les notions les plus élémentaires de la mécanique , prouvent que , quand un corps a deux mouvemens rectangulaires, il ne peut les suivre tous deux en même temps ; mais qu’il suit la direction de la diagonale du rectangle , qui a pour côtés deux droites proportionnelles aux vitesses des deux mouvemens. Il en résulte donc que le Soleil suit effectivement une direction oblique au méridien et à l’équateur. En dessinant avec soin dans le Ciel la trajectoire que semble parcourir cet astre, on trouve que c’est une courbé plane qui diffère peu d’une circonférence de grand cercle ; de sorte que le centre du So-

leil ne sort pas d’un plan , passant par le centre de notre Terre, et incliné par rapport à l’équateur sous un angle de 23° 27’ 55” 8. Ce plan se nomme Y écliptique , et l’angle qu’il forme avec l’équateur, obliquité de V écliptique.

Le plan de l’écliptique , dont nous ayons déjà eu occasion de parler, est d’une grande importance en astronomie ; il a aussi ses pôles comme l’équateur, aux deux points du Ciel par lesquels passe la perpendiculaire qu’on lui élève au centre de la Terre. La distance d’un astre à l’écliptique se nomme la latitude de cet astre ; la longitude se compte au moyen d’un arc de l’écliptique, à partir de la ligne où ce dernier plan coupe l’équateur. Cette ligne d’intersection de l’équateur et de l’écliptique se nomme la ligne des nœuds , et les deux points où elle rencontre la voûte céleste , ont reçu le nom de points équinoxiaux , ou simplement équinoxes .

Nous verrons plus loin que la ligne des nœuds se déplace lentement dans le Ciel, contre l’ordre des signes , c’est-à-dire en allant du Bélier vers les Poissons, des Poissons vers le Verseau, et ainsi de suite. Mais vu la lenteur de ce mouvement , nous pouvons , pour le moment , regarder cette droite comme invariable de position , de même que l’axe de la Terre.

La longitude , disons-nous , se compte sur l’écliptique à partir de l’équinoxe de printemps ,

et dans l’ordre des signes de o° à 36o° ; mais les astronomes préfèrent ordinairement prendre pour point de départ le midi du 3i décembre , qu’ils nomment Y époque, et le midi du ier janvier pour les années bissextiles. Pour 1826, par exemple, la longitude moyenne de l’époque était de gs 90 36’ 5”. Le Soleil étant toujours dans le plan de l’écliptiquo, a toujours o° de latitude : quant à la longitude , elle est nulle quand le Soleil se trouve dans le plan de l’équateur ; ce qui arrive vers le 2 1 mars , époque où cet astre se lève avec la constellation des Poissons. On a coutume de dire encore qu’il se lève alors avec le Bélier, désigné par le signe Y , comme cela arrivait autrefois : à partir de là , sa longitude augmente de jour en jour, et le Soleil s’éloigne de plus en plus du plan de l’équateur, en remontant vers le pôle boréal , jusqu’à ce qu’il en soit à environ 66°^ — de distance. Il paraît alors s’arrêter un instant , ce qui a fait nommer cette époque le solstice d’été ; puis il se rapproche de l’équateur, et le traverse encore vers le 2 1 septembre , à 1800 de longitude , au point que l’on est convenu de regarder comme étant dans le signe de la Balance =£=. L’astre alors passe au-dessous de l’équateur dans l’hémisphère austral, atteint le solstice d’hiver, el revient enfin passer à l’équinoxe de printemps après une année.

Le chemin, que semble parcourir le Soleil et

ASTRGN.

les constellations qu’il traverse successivement , 3nt fixé de tout temps l’attention des hommes. Ces constellations , qui sont au nombre de douze, comme les mois de l’année, constituent le Zodiaque, et ont été souvent nommées par les poètes les douze maisons du Soleil. Le Zodiaque présente donc une succession de douze constellations qui enveloppent le Ciel comme une ceinture large d’environ 170 , laquelle est partagée en deux parties égaies par l’écliptique, Nous avons déjà fait connaître deux vers attribués au poète Ausone , qui rappellent les noms et F ordre des constellations zodiacales ; nous allons les répéter ici avec l'indication des signes qui les représentent.

Sunt Arles, Taurus , Gemini, Cancer , Léo, Virgo ;

T G ® ' Si . nje

Libraque, Scorpius , Arcltenens, Caper, Amphora, Pisees ,

Presque tous les peuples anciens employaient les mêmes moyens pour étudier le mouvement propre du Soleil en déclinaison ; ils avaient fort bien remarqué qu’à son passage supérieur, la hauteur de cet astre était moins grande en hiver qu’en été. Ils avaient imaginé, pour ce genre d’observations, des pyramides et des obélisques qu’ils nommaient des gnomons , A mesure que le Soleil se lève , les ombres que les gnomons pro-

jettent derrière eux, se raccourcissent ; et quand le Soleil , au méridien , atteint sa plus grande hauteur, l’ombre est la plus courte. Dans cet instant elle est étendue dans le plan horizontal sur la ligne d’intersection de ce plan avec le méridien , ligne qui s’appelle la méridienne . Si le Soleil avait toujours la même déclinaison, chaque jour à midi l’ombre projetée par le gnomon aurait la même longueur ; mais comme cette longueur varie , on doit en conclure que le Soleil n’est pas toujours à la même hauteur, à l’instant de son passage. Les ombres les plus longues sont projetées au solstice d’hiver, et les plus courtes au solstice d’été , lorsque le Soleil atteint sa plus grande hauteur. A ces deux époques, le Soleil, participant au mouvement apparent du Ciel , décrit des parallèles distans de l’équateur d’environ 28° 28’ ; on les nomme les deux tropiques : celui qui est dans notre hémisphère s’appelle tropique du Capricorne , et l’autre tropique du Cancer, noms qui dérivent des constellations dans lesquelles le Soleil se trouvait autrefois quand il arrivait dans ces positions. Quelquefois les gnomons sont formés par une simple ouverture circulaire pratiquée dans un mur élevé qui donne passage aux rayons du Soleil : alors on juge de la hauteur de l’astre par les distances de son image au pied du même mur. Il existe plusieurs gnomons semblables dans les églises ; on peut

en voir un très -beau à Saint - Sulpice à Paris.

L’écliptique célesie coupe notre globe selon un grand cercle qui forme aussi un angle d’environ 2 3° 28’ avec le plan de l’équateur : on le nomme , par analogie , écliptique terrestre ; et l’on nomme de la même manière tropiques de la terre 7 deux petits cercles parallèles à l’équateur.

Si le Soleil n’avait pas de mouvement en déclinaison, les habitans de l’équateur le verraient toujours à leur zénith quand il passe au méridien ; mais ils ne l’aperçoivent ainsi que deux fois par an, aux époques des équinoxes : alors il éclaire également les deux hémisphères ; pendant le reste de l’année il se trouve de l’un ou de l’autre côté de l’équateur, mais entre les deux tropiques. Il n’y a donc que les habitans situés entre ces deux petits cercles qui puissent voir le Soleil à leur zénith ; tous les autres qui se trouvent à une distance de l’équateur plus grande que 28° 28’, le voient toujours plus bas que qo° , et les ombres de leurs gnomons , à midi , sont toujours projetées dans le même sens; tandis qu’entre les deux tropiques , l’ombre est projetée tantôt vers le nord , tantôt vers le sud. De là , ces dénominations qu’on leur applique quelquefois; amphisciens , qui voient l’ombre de deux côtés ; asciens , sans ombre , quand le Soleil est au zénith : on dit aussi antisciens , des peuples qui ont les ombres opposées ; hétè-

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rosciens , de ceux qui habitent au-delà des tropiques, et qui ne voient jamais l’ombre que du même côté. Les habitans des tropiques seuls voient une fois par an le Soleil à leur zénith , e*. l’ombre de leurs gnomons est alors nulle ; mais pendant le reste de l’année , cette ombre se projette toujours du même côté.

Le point du Ciel où est l’équinoxe du printemps , c’est-à-dire , celui où le Soleil traverse l’équateur pour monter dans notre hémisphère., est , comme nous l’avons dit , le lieu à partir duquel on compte les longitudes sur l’écliptique , et les ascensions droites sur l’équateur. Le temps que l’astre emploie à s’élever jusqu’au solstice , forme le printemps ; les trois autres saisons , Y été, Y automne et Y hiver , sont les intervalles de temps employés par l’astre à parcourir les arcs compris entre les solstices et les équinoxes : ces intervalles sont d’environ trois mois chacun.

C’est à l’inclinaison de l’axe de la Terre sur l’écliptique qu’il faut attribuer l’inégalité des saisons et des jours pendant le cours de l’année. Si elle n’existait point, le Soleil serait toujours dans le plan de l’équateur, nous jouirions d’un printemps perpétuel, et comme aux équinoxes, les jours seraient constamment égaux aux nuits. Mais dans l’état actuel des choses , comme nous venons de le voir, le Soleil , vers les solstices , est à sa plus grande ou à sa moindre hauteur, et

conséquemment il darde ses rayons dans une direction plus ou moins oblique. Or, c’est de cette obliquité même que dépend leur effet ; c’est donc vers les solstices qu’on doit ressentir les plus grandes chaleurs ou les plus grands froids. Il faut ajouter à cela que le Soleil est plus ou moins long-temps sur l’horizon , selon les époques de l’année. Vers le solstice d’été , par exemple , étant à sa plus grande hauteur, il décrit au-dessus de notre horizon un arc beaucoup plus étendu qu’au solstice d’hiver. Il est donc plus long-temps visible; et, en effet, c’est à cette époque aussi qu’on a les plus longs jours. Notre pôle n ( fig . 4) alors est tourné vers le Soleil comme dans la figure 4 ; les rayons a b arrivent parallèlement au plan de Fécliptique , et pendant la révolution de la Terre autour de son axe ns, le Soleil paraît décrire le tropique tt\ Toute la partie enf est éclairée , et les rayons solaires qui effleurent la Terre en c et f ’ établissent deux lignes de démarcation cc et ff que l’on nomme les cercles polaires . Un habitant placé au point n verrait constamment le Soleil pendant six mois; un autre, au point f, au contraire, serait plongé dans l’obscurité pendant tout ce temps. Six mois après, le contraire aurait lieu quand les rayons a b arriveraient dans une direction opposée. On conçoit sans peine , par ce qui précède , que l’inégalité des jours doit devenir

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d’autant plus sensible qu’on approche davantage des pôles.

On a nommé zône torride , la partie de la Terre contenue entre les deux tropiques , et partagée en deux parties égales par l’équateur. Les régions limitées vers les pôles par les cercles polaires , sont les zones glaciales , et les deux zones tempérées sont contenues entre les tropiques et les cercles polaires.

Dans la vue d’expliquer plus facilement les phénomènes célestes , les anciens avaient composé une machine à laquelle iis donnèrent le nom de sphère armillaire ou artificielle. On compte ordinairement dix cercles dans la sphère armillaire , six grands et quatre petits ; les six grands cercles sont l’horizon , le méridien , l’équateur, le zodiaque qui renferme l’écliptique , et enfin les deux colures . Ces derniers cercles se coupent perpendiculairement aux pôles de l’écliptique , et l’un passe par les points équinoxiaux , l’autre par les points solsticiaux. Les quatre petits cercles sont les deux tropiques et les deux cercles polaires. On distingue encore deux lignes droites , l’axe du monde et celui de l’écliptique, et dix-neuf points qu’il suffira d’énoncer : ce sont , le centre de la Terre , le zénith et le nadir, les deux pôles du monde , les deux pôles de l’écliptique , les quatre points cardinaux par rapport à la Terre , les quatre points cardinaux par rapport au Ciel,

c’est-à-dire , les points équinoxiaux et solsticiaux, enfin les quatre points qu’on nomme collatéraux : ce sont les quatre points où les tropiques coupent l’horizon.

Du mouvement de la Terre autour du Soleil .

Nous avons supposé précédemment que le Soleil tournait autour de la Terre ; mais l’expérience nous a déjà appris qu’il ne fallait pas regarder comme réels des mouvemens apparens. Si nous pouvions nous transporter à la surface du Soleil , les autres apparences demeurant les mêmes , ce serait la Terre qui semblerait se mouvoir autour du Soleil. Du reste , il suffira d’un peu d’attention pour se convaincre que tout ce que nous avons vu précédemment s’explique avec la même facilité dans l’une et l’autre hypothèse.

Nous avons dit que quand un jour on aperçoit le Soleil et une étoile dans la même direction , le lendemain le Soleil paraît s’être avancé vers l’orient d’un mouvement propre. Par exemple, le premier jour, le Soleil s était vu de la Terre tr dans la direction de l’étoile e; le lendemain, le Soleil paraîtra avoir parcouru l’arc ss ’ et sera vu dans la direction d’une nouvelle étoile e\ Si l’on suppose, au contraire, que le Soleil est demeuré fixe en s et que la Terre a parcouru, vers l’occident, F arc tt\ les apparences seront les mêmes, et l’é-

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toile e’ sera vue encore dans la direction du Soleil s . 11 s’agit donc de savoir si c’est le Soleil qui décrit l’arc ss’ vers l’orient, tandis que la Terre est fixe en £, ou si c’est la Terre qui décrit l’arc tt7 vers l’occident, tandis que le Soleil est fixe en s.

Nous verrons bientôt que le volume du Soleil est plus d’un million de fois plus grand que celui de la Terre ; il faudrait donc que cette masse considérable fut assujettie à tourner autour d’un corps aussi petit que notre globe. Nous trouverions ici les mêmes difficultés que lorsque nous avons expliqué le mouvement de rotation de la Terre sur son axe. Ajoutons à cela que la translation annuelle de la Terre dans l’espace , loin d’être une complication , pourrait être la conséquénce des forces qui ont produit sa rotation. C’est ainsi qu’une bille , frappée par une force qui ne passe pas par son centre de gravité , tourne rapidement sur elle-même en même temps qu’elle avance dans la direction du choc ; c’est ainsi encore qu’une toupie tourne sur elle-même, en décrivant une ligne sur le sable. Si nous nous en tenons à ces remarques seulement, nous avons déjà des motifs pour nous prononcer en faveur d’une hypothèse plutôt que de l’autre. A mesure que nous avancerons, nous verrons ces motifs de préférence s’appuyer sur ua plus grand nombre de preuves. Ainsi nous admettrons désormais que

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le Soleil étant fixe dans l’espace, la Terre décrit autour de cet astre une courbe plane dans l’intervalle de 365,256384 jours.

Nous conclurons de ce qui précède que le centre de la Terre et celui du Soleil se trouvent toujours dans le plan de l’écliptique ; que le Soleil doit être regardé comme fixe; et que la Terre, dans l’intervalle d’un an, décrit autour de cet astre une courbe fermée qui diffère peu d’une circonférence ; elle a une vitesse qui lui fait parcourir plus de 4oo lieues par minute. Dans le même temps, chaque point de l’équateur décrit un arc de 6,3 lieues. Pendant que la Terre tourne ainsi une fois autour du Soleil, elle fait 365 rotations sur ellemême , et quand elle revient à son point de départ, elle a commencé déjà une 366e rotation. Ces 365 rotations se font autour de l’axe de la Terre, qui demeure toujours parallèle à lui-même.

Du diamètre apparent et de la parallaxe du SôleîL

Les anciens croyaient que les révolutions des astres devaient s’effectuer dans des circonférences , comme étant les plus simples de toutes les courbes connues ; cependant ils sentaient fort bien les difficultés qui naissaient d’une pareille hypothèse. Le Soleil, en effet, ne nous paraît pas toujours de même grandeur ; il n’est donc pas toujours à la même distance, et nous ne pouvons

pas raisonnablement supposer qu’il se trouve au centre d’une circonférence que décrirait le centre de notre Terre. Les anciens , pour expliquer ces apparences , avaient imaginé des systèmes fort ingénieux , mais qui ne faisaient que compliquer, au lieu de simplifier, les prétendues lois de la nature. Ce ne fut que long-temps après , qu’osant s’affranchir des idées reçues jusqu’alors, Kepler s’éleva aux importantes découvertes que nous exposerons bientôt. Nous donnerons d’abord quelques notions qui deviennent nécessaires pour l'intelligence de ce qui doit suivre.

L’angle sous lequel on aperçoit le diamètre d’un astre se nomme le diamètre apparent de cet astre ; on le mesure par le temps qu’il met à passer devant le fil très-fm placé dans une lunette méridienne. Par exemple , si le second bord du Soleil passe au méridien 2’ après le premier, on en conclura que le diamètre du Soleil occupe dans le Ciel un espace d’un demi degré, en comptant £5° par heure. Il faut aussi que l’astre dont on mesure le diamètre apparent soit dans l’équateur, sinon il faudrait faire une correction au résultat précédent. On trouve, de cette manière, que le diamètre apparent du Soleil a pour valeur moyenne 32’, et pour valeurs extrêmes 3i’,5i6 et 32’,5g3. Jusqu’à présent on n’a pas pu trouver de diamètre apparent aux étoiles; l’angle sous lequel on les aperçoit est constamment jtul, même

aux yeux de l’observateur muni des meilleurs instrumens d’optique.

Un spectateur, placé au centre du Soleil, verrait aussi le diamètre de notre Terre sous un certain angle. La moitié de cet angle est ce qu’on nomme la parallaxe du Soleil. En général, on nomme parallaxe d’un astre , l’angle sous lequel on apercevrait le rayon de la Terre, si l’on était placé sur cet astre. On conçoit que plus un astre est éloigné, plus sa parallaxe doit être petite. On peut même , par la connaissance de sa parallaxe et de son diamètre apparent, estimer sa grandeur. Par exemple, nous savons déjà que de notre Terre on aperçoit le diamètre du Soleil sous un angle de 32’ à-peu-près, ou de 1920” ; d’une autre part , on calcule que sa parallaxe est de S’%7 3 , ou, pour nous exprimer. autrement , que du Soleil on verrait le diamètre de la Terre sous un angle de 17 ”,45 (1). Puisque la Terre, vue à même distance que le Soleil, nous paraîtrait cent dix fois plus petite que cet astre, nous pouvons en conclure, sans erreur sensible, que véritablement le diamètre du Soleil est cent dix fois aussi grand que le diamètre de notre globe : comme les volumes des sphères sont dans le rapport des cubes de leurs rayons , il s’ensuit que le Soleil

(1) L’astronome Encke, d’après ses calculs, estime la parallaxe horizontale du Soleil à l’équateur de 8”, 5776, dans sa valeur moyenne.

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est i,33i,ooo aussi volumineux que notre Terre »

On peut encore apprécier l’éloignement d’un astre par la connaissance de sa parallaxe. Par exemple , si le centre du Soleil est en s, le centre de la Terre en et si tr est un rayon de notre globe , l’angle s est la parallaxe du Soleil ; mais alors le triangle rectangle tsr est entièrement déterminé, puisque l’on connaît ses angles et le rayon tr. En calculant combien de fois tr est contenu dans ts , ou combien de fois le rayon de la Terre est contenu dans la distance au Soleil, on trouve 24.096. En estimant le rayon de la Terre à raison de i432 lieues, on trouve que la distance du Soleil est déplus de 34,5oo,ooo de lieues dans sa valeur moyenne. Un homme qui pourrait parcourir 100 lieues par jour, emploierait environ quinze jours à aller jusqu’au centre de la Terre, et un mois à aller et venir. Ce même homme devrait employer 24096 demi-mois à aller jusqu’au Soleil, ou bien environ iooq ans.

La détermination des parallaxes a encore un autre but d’utilité que celui d’apprécier la distance et la grandeur des astres. On voit en effet par la figure 6, qu’il n’est pas indifférent de prendre une observation faite en un point r de la surface de la Terre , comme si elle avait été faite au centre , parce qu’alors les droites ts et tr ne sont pas sensiblement parallèles comme pour les étoiles fixes situées à des distances immenses. Nous allons

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nous occuper de la correction à faire pour rapporter toutes les observations au centre de la Terre.

Le but que Ton se propose, en rapportant toutes les observations au centre de la Terre, est de pouvoir les comparer plus facilement entre elles. On regarde comme le lieu vrai des astres, celui où on les verrait s’ils étaient observés de ce centre ; et par opposition , on nomme lieu apparent le point de la sphère céleste où on les rapporte quand on les voit de la surface de la Terre.

La distance zénithale d’un astre e ( fig . 7 ) , vu du centre de la Terre, serait l’angle e tz , par rapport au point l ; la distance zénithale pour ce même astre , vu de la surface de la Terre , serait e l z. L’excès de ce dernier angle sur le premier serait , d’après les notions élémentaires de la géométrie , l’angle l e /, que l’on nomme la parallaxe de hauteur . La parallaxe de hauteur tend donc à faire voir un astre plus bas que si on P observait du centre de la Terre , et sa valeur est la, différence des distances zénithales prises au lieu d* observation ou au centre du globe . Quand on voudra donc rapporter une observation au centre du globe , au lieu de prendre pour distance au zénith l’angle z le, il faudra le diminuer de la parallaxe de hauteur le t, et l’on aura zt c.

Voici comment on peut calculer la parallaxe de hauteur d’un astre c. On supposera deux observateurs placés en deux lieux de la Terre / et V ,