CHAPITRE XX

APPARENCES QU OFFRENT LES ASTRES DU SYSTEME SOLAIRE. — ROTATION. PHASES. — ÉCLIPSES.

267. Détermination du mouvement de rotation d'un astre. — On ne peut déterminer que le mouvement d'un point distinct des autres points de la surface de l'astre. Pour la Lune, on n'a que l'embarras du choix : les montagnes, les cirques, les plaines visibles à sa surface, y formant des configurations absolument invariables. Avec moins de netteté, mais cependant sans difficultés bien grandes, on a pu déterminer les durées de rotation de Mars, Jupiter, Saturne. Celles de Mercure et Vénus sont aujourd'hui encore incertaines malgré les travaux récents de Schiaparelli ; celle d'Uranus et Neptune sont inconnues. La rotation du Soleil a été déterminée au moyen des taches qui apparaissent constamment à sa surface, et dont la fréquence offre alternativement un maximum et un minimum dans une période de onze ans, avec laquelle coïncide une période de perturbations des éléments du magnétisme terrestre.

Le mode d'observation qui se présente le plus immédiatement consiste à mesurer la différence en ascension droite et en déclinaison du point que l'on veut observer avec les premier et second bords pour l'ascension droite, avec les bords supérieur et inférieur pour la déclinaison, et, par suite, avec le centre du disque.

On déduit de ces mesures, comme il suit, en supposant l'astre sphérique la longitude et la latitude astrocentrique du point observé.

Soient {fig. 56) :

ENWS, sur la sphère céleste, le disque apparent de l'astre;

A. son centre;

V^NAS son cercle horaire;

P le pôle de Téquateur;

EAW un arc de grand cercle perpendiculaire au cercle horaire;

T le point observé;

PT^ le cercle horaire qui passe par T.

Fig. 56.

-iW

L'arc Tt est la différence mesurée de déclinaison entre les points A et T; l'arc At est le produit de la différence d'ascension droite par le cosinus de la déclinaison de l'astre. Ces deux arcs sont donc connus. On en conclut l'angle TA/ et l'arc AT par les relations

tangTA/=I^.

AT