Orientation du disque solaire suivant l'heure

1° — Avant d'aller plus loin discutons un amusant petit problème.

Nous rapportons instinctivement les orientations à la verticale: du reste si nous ne possédons pas d'équatorial, c’est toujours la verticale qui nous sert de repère.

. Supposons que le globe solaire ne tourne Pas, que le Soleil nous présente toujours la même face sur laquelle est un repère : comment ce repère est-il placé par rapport à la trace du vertical passant par le centre du disque, suivant les heures, plus précisément suivant les angles horaires A du centre du Soleil?

La solution du problème est au 4° du $ 12 (voir fig. 41). On donne comme paramètres la déclinaison D de l'astre et la latitude

À du lieu d’observation. On demande, én fonction de la distance zéni-.

Astronomie, — H, BouAssE,. 49

290 Aa LE SOLEIL

thale z ou de l'angle horaire Al, l'angle S que font entre eux le vertical et le plan horaire passant par l'astre. On à :

sin À — sin D. cosz + cos D. sinz. cosS, igx. cosD —sinD. cos + sin AL. cotes. ?

S mesure bien la rotation cherchée. En effet le changement d'’orien-

tation résulte seulement de la rotation terrestre; le repère qui se trouve à un instant dans le plan horaire passant par le centre du Soleil, reste dans ce plan. | |

2° — Cherchons la rotation totale du repère entre le lever (ou le |

coucher) de l’astre et son passage au méridien. Pour le passage au méridien, on a évidemment S — 0. Le lever et le coucher sont définis par la condition z= 90°, D'où :

> cos SEE &tosiD |

Calculons pour Paris (A — 48° 30), pour les sôlstices et équinoxes.. Aux équinoxes D—0, cos S Lsin à:

S— 41410 Aux solstices Dee cos D — 0,918 sin\— 0,753, ‘cos S—0,820, S— 34049".

Au pôle, S est identiquemient nul. C'est évident et résulte de læ , formule. Au pôle la déclinaison et la distance zénithale sont complémentaires. RES \ La formule : | sin = sin D.cos z+ cos D. sin z.cos S,

devient : 1—sin? D + cos’ D.cossS, COS == 1, S = 0: A l'équateur À —=0, la rotation totale diurne est de 180°. On à : cos S —0, S = + 90,

En effet au lever de l’astre, le vertical est normal au plan horaire. 3° — Calculons S pour 6 heures du matin ou du soir. On dait=2907

| | cotgS — te. cos D, Pour Paris, aux équinoxes on a :

D=0, coigS — tp); SAM AO

c'est la valeur trouvée plus haut, ce qui est évident, l'angle horaire A — 90° correspondant alors aux couchers et aux levers. Aux solstices, on a :

cotgS — 0.918.1g x — 0,398 SO — 199.97

3° — Reste à déterminer dans quel sens tourne le r, père.

Supposons qu'à midi il soit sur le bord inférieur du disque dans Ie vertical passant par le centre du Soleil. Au lever du Soleil, il nous paraît à droite du vertical, au coucher il nous paraît à gauche (fig. 130, en bas). C’est ce qui résulte de la figure 130, en haut, qui se rapporte au coucher. Le lecteur n’oubliera pas qu'elle représente la sphèré céleste vue du dehors, que par suite l'observateur doit se placer au point T pour juger des sens. Cela revient à retourner la figure 130, en bas,

La rotation du lever au coucher est au maximum de 89 20/ pour la latitude de Paris.

4° — Le plus généralement aujourd'hui, pour l'étude des taches, où utilise une lunette non parallactique avec laquelle on fait des clichés. Comme repère on utilise un fil vertical. Pour ramener dans un azimut invariable la trace du plan horaire qui passe par le centre du Soleil, ik faut tourner le cliché de l'angle S dans le sens convenable. | … Pour les clichés pris avant midi, la rotation est dans le sens des - aiguilles d’une montre; pour les clichés pris après midi, elle est en sens

inverse. Il est avantageux de calculer à l'avance l'angle S pour le lieu de l'observation et une série de déclinaisons et d’angles horaires.

, Nous retrouverons le même problème à propos de l'orientation de Ia ligne des cornes de la Lune.