MOUVEMENT APPARENT DU SOLEIL

93. Étude partioulière du soleil. — Le soleil participe, comme tous les astres, au mouvement diurne. Chaque matin, il se lève à Torient, monte dans le ciel, atteint son point culminant en traversant le méridien et redescend bientôt pour disparaître à Toccident. G^est là un phénomène bien connu dont on peut suivre les phases successives avec la machine parallactique, par exemple. Mais une étude plus attentive et la comparaison des observations faites pendant plusieurs jours consécutifs permettent bientôt de constater que le soleil se déplace parmi les étoiles. Tandis que celles-ci se lèvent et se couchent toujours à la même place, le point de Vhorizon où le soleil se lève oscille de part et d^autre d'un point fixe ; enfin, la hauteur méridienne est variable d'un jour à Tautre. 11 faut donc que le soleil ait un mouvement propre sur la voûte céleste. Nous allons montrer comment des observations convenablement conduites mettent ce mouvement en évidence, puis nous déterminerons ensuite la trajectcvi^e apparente du soleil sur la voûte étoilée. Pour plus de clarté, nous constaterons séparément le mouvement en déclinaison et le mouvement en ascension droite.

9k, Mouvement du soleil en déclinaison. — Soient G la position de l'observateur, CZ sa verticale, HH' son horizon et PEP'E' le plan méridien (fig. 67). Représentons la ligne des pôles par PP' et Féquateur par EE'. Le plan de Téquateur et

GOSMOGI^PHIE ÉLÉMENTAIRE.

Fig. 67.

celui de Phorizon se coupent suivant la ligne eo perpendiculaire à nsy et les quatre points », e, s, o, sont les quatre points

cardinaux. (La flèche indique le sens du mouvement diurne apparent des étoiles.)

Supposons que la position de l'observateur soit telle que le soleil se lève en e le 21 mars.

Les jours suivants, le point de lever ira en s'éloignant du point e; vers le 22 juin,rastre se lèvera en S' au nord du point e, puis il y aura rétrogradation. Le soleil se lèvera de nouveau en e vers le 21 septembre ; puis , les jours suivants, le point de lever ira en s'éloignant du point e, vers le sud. Supposons qu'il atteigne le point S vers le 22 décembre ; à partir de cette époque, le point de lever se rapprochera du point e qu'il atteindra de nouveau le 21 mars, et ainsi de suite, de sorte que le point où le soleil se lève oscillera continuellement entre S et S'. Il en résulte que la hauteur méridienne du soleil et par conséquent sa déclinaison sont variables. Tant que le lever est compris entre les deux points S et e, la déclinaison est australe et varie depuis la valeur de l'arc DE jusqu'à zéro ; elle devient ensuite boréale et varie entre zéro et la valeur de l'arc D'E, de sorte que la variation totale de la déclinaison est égale à l'arc DÛ'.

95. Mouvement en ascension droite. — Le mouvement en ascension droite n'est pas plus difOcile à constater. Il suffirait presque pour se convaincre que ce mouvement a lieu, du moins en apparence, de remarquer le changement continuel d'aspect que le ciel étoile présente pendant la nuit dans l'intervalle d'une année. Supposons, pour fixer les idées, qu'on observe le lever du soleil plusieurs jours de suite vers le commencement de mai. A cette époque de l'année, la constellation du Taureau se lève un peu avant le soleil ; la différence entre les instants précis des levers va en augmentant, et bientôt, un mois après environ, le lever des GémeaiLœ précède de peu d'instants celui du soleil. Ce dernier écart augmente à son tour, et la constellation du Cancer succède à celle des Gémeaux, et ainsi de suite, de sorte que toutes les constellations du zodiaque précèdent successivement, à un mois d'intervalle, le lever du soleil. Or, le» étoiles qui compo-

86nt ces différents groupes conservent entre elles les mêmes distances ; elles se lèvent et se couohent toujours aux mômes points de rtiorizon. Le soleil, au contraire, se lève et se couche en des points différents, ainsi que nous Tavons constaté plus haut. Le soleil a donc un mouvement apparent en ascension droite, et ce mouvement est dirigé en sens inverse du mouvement diurne.

96. Coordonnées du soleil. — Telles sont les conséquences auxquelles conduisent des observations suivies, quand bien même elles auraient été faites avec des instruments susceptibles de peu de précision. Entrons maintenant plus avant dans la question, et voyons comment on peut déterminer chaque jour la position exacte du soleil à Taide de son ascension droite et de sa déclinaison. Le soleil ayant des dimensions appréciables, c*est le mouvement de son centre que nous devons étudier, «t par conséquent ce sont les coordonnées du centre qu'il s'agit d'obtenir. Occupons-nous d'abord de la déclinaison.

Au moment où l'astre passe au méridien, on mesure avec le mural la distance zénithale du bord supérieur, puis celle du bord inférieur; dans chacune de ces observations, le fil horizontal de la lunette doit être tangent intérieurement au bord du disque. Si l'on corrige alors de la réfraction les distances zénithales apparentes des deux bords, leur moyenne donne la distance zénithale du centre, et par suite sa déclinaison. En effet, soient 2r le diamètre du fil de la lunette et d et df les résultats obtenus après la correction. La distance zénithale du bord supérieur est d — r et celle du bord inférieur d' -{-r: on a donc pour la distance zénithale du centre :

(Il reste encore à lui faire subir une correction dont nous ne pouvons nous occuper ici.)

Quant à l'ascension droite du centre du soleil, on l'obtient par un procédé analogue. Lorsque le soleil traverse le méridien, les deux bords de son image viennent passer successivement devant le fil vertical central de la lunette méridienne. Comme précédemment, on amène ce fil à être tangent intérieurement à chaque bord. On note alors l'heure sidérale de chaque contact, et leur demi-somme est l'heure sidérale du passage du centre au méridien. On n'a plus qu'à convertir ce temps en degrés d'après la règle connue.