EFFETS DU LENT DÉPLACEMENT DE LÉQUATEUR

Les variations que nous venons d*étudJer devaient, par leur petitesse, échapper aux anciens observateurs. En revanche, les Anciens ont découvert une autre variation bien plus considérable et d'origine toute diflérente, la précession, qui, depuis les temps d'Aristille et de Timocharis, a changé les longitudes des astres de plus de 3o*. Sans cette découverte capitale, dont la Science est redevable au génie d*Hipparque. rAslronomie serait restée à l'état rudimentaire, comme chez les Chinois qui n*ont pas connu la précessioo, bien qu'ils aient eu sous les yeux, pendant des milliers d*anoée$. les effets les plus saillants de ce grand phénomène (*).

Découverte de ces déplacements par Hipparque.

Pour en donner une idée, nous allons comparer les coordonnées d'une même étoile, a de la \ ierge par exemple, observées à de> époques très difierentes.

Dates. L. B.

Hipparque — i4i 174. 7.30 o , ,

Bracllcy 1755 20o.a3.36 87.57.50

Piazzi 1800 201. 3. 6 87.57.43

Obs. de Paris i845 201 .40.49 87.57.33

Ces énormes variations en longitude ne répondent nullement à

(• ) Cfla lit*nt a ce que les Chinois employaient les coordonnées êquatorialf*'^'* cloilc» cl non le> toor.!.>nn '•cs t'clipliques, comme le faisaient les Grec*. On *frr*, p. 2)0, que les elToli de la pr^vessioa, e\lrèmemjnl simples sur les scconJcs. ^''^^ très compii^uis pjur les premières.

EFFETS DU LENT DEPLACEUENT DE L EQUATEUE. 2*27

celles que nous venons d'étudier. L'effet de ces dernières serait de diminuer la longitude de 5' en dix-neuf cent quatre-vingt-six ans, tandis que nous la voyons augmenter de 2 7** 33'. Il y a donc une cause, toute différente des lentes variations de Técliptique, qui fait croître les longitudes dans ce laps de temps de 27**33'h- 5', c'està-dire de 5o" par an. Quant à l'autre coordonnée p, sa petite diminution de 10" environ s'explique par la cause précédente; par conséquent le nouveau phénomène laisse celte coordonnée intacte.

Cet effet, bien plus considérable que le précédent, puisqu'il va à 10000" = 2''47'cn deux siècles, 'ne pouvait échapper aux astronomes grecs. Effectivement Hipparque, en comparant les longitudes observées par lui avec celles des mêmes étoiles, déterminées deux siècles auparavant par Aristille et Timocharis, les trouva toutes augmentées de 2**, 5 environ, tandis que les distances au pôle de l'éciiptique étaient restées sensiblement constantes.

11 faut donc, de deux choses l'une, ou que le point y, origine des longitudes, rétrograde de 5o" par an, ou que les étoiles soient toutes animées d'un mouvement direct, parallèlement à l'éciiptique.

Dans le premier cas, le point vernal appartenant à l'équateur, il faudrait que celui-ci, entraîné avec ce point, mais faisant toujours le même angle avec l'éciiptique, roulât coniquement autour de l'axe de Técliptique. Il en serait de même de la ligne des pôles.

Or, la Terre étant fixe d'après la conviction de toute l'antiquité, le mouvement conique de la ligne des pôles ferait varier continuellement la colatilude géographique de chaque lieu, tandis que l'observation nous montre que ces colatitudes sont absolument invariables.

Donc ce sont les étoiles qui se meuvent lentement autour de l'axe de l'éciiptique, en faisant le tour entier en

-=—=- ^= — V-s •= 20000 ans.

Ce mouvement d'ensemble n'avait rien d'étonnant pour les Anciens, qui se représentaient les étoiles comme des points brillants incrustés dans la concavité du dernier ciel.

On le réalisait géométriquement en imaginant une sphère extérieure à celle des étoiles, tournant en vingt-quatre heures autour de l'axe du monde PP et communiquant ce mouvement diurne à toute la machine céleste. A cette sphère serait fixée, par deux tourillons

aa8 LIVRE V. — chapitre xxit.

E elE', une sphère intérieure porUntles étoiles. Celle-ci serait entraînée par la première dans son mouvement diurne autour des tourillons P et P', mais elles auraient de plus une rotation propre

Fig. 4a

très lente dans le sens direct autour des tourillons E et E', rotation qui devait s'accomplir en vingt-six mille ans(*).

Quant à la Terre, immobile au centre du monde, elle serait constamment percée aux mêmes points /?, p^ par l'axe immobile PP| en sorte que les coordonnées géographiques resteraient invariables, tandis que l'observateur terrestre verrait les étoiles en niasse tourner lentement (indépendamment du mouvement diurne) autour du pôle E de Técliptique.

Le point Y serait immobile, mais les longitudes des étoiles augmenteraient peu à peu, parce qu'elles s'écarteraient peu à peu de ce point dans le sens où les longitudes croissent. Par exemple, les étoiles situées sur le parallèle de 23^ de distance au pôle E de Técliptique délileraient devant le pôle P de Téquateur ou de U dernière sphère, de manière à devenir étoiles polaires. Tune après l'autre, dans la suite des siècles.

( ' ) Il fallait encore une sphère, intérieure à celle des étoiles, qui fût animée d'u mouvement rétrograde en vingt-six mille ans, afin d'annuler les eifels de la préccfsion pour les sphères des sept planètes, plus une sphère extérieure, immobile po«r porter les tourillons PP'. Ptolèmce emploie en effet onze sphères ou cieni cristallins, sept pour les planètes (Lune y comprise), deux pour le mouTement de précessiun, une pour le mouvement diurne {primum mobile), une dernière pow renfermer le tout.

EFFETS DU LENT DEPLACEMENT DE l'ÉQUATEUR. 2^9

Précession des équinozes d'après Hipparqne.

Les Anciens déterminaient la longueur de Tannée de deux manières distinctes qui auraient dû donner le même résultat : la première en observant le retour du Soleil aux mêmes étoiles (lever ou coucher héliaque de certaines belles étoiles); la seconde en observant comme nous Tinstant de Téquinoxe, c'est-à-dire le moment où le Soleil passe par Téquateur par TeiTet de son mouvement propre. La première évaluation est Tannée sidérale, la seconde est Tannée tropique.

D'après la première, la révolution annuelle du Soleil devait s'accomplir en 365J, a56. Hipparque avant déterminé, par les observations d'Aristille et de Timocharis, Tinstant de Téquinoxe deux cents ans avant son époque, compara cette détermination avec les siennes. Il suffisuit d'ajouter îoo fois 365^, 256 à la date de l'ancien équinoxe déterminée par lui-même. Il trouva une différence de 3 jours. Son équinoxe observé arrivait 3 jours trop tôt, c'est-à-dire précédait de 3 jours l'époque ainsi déduite des anciennes observations. C'est là le phénomène appelé précession des équinoxes. Il en

3j résultait pour Tannée tropique une durée trop courte de — ^=0^,014»

c'est-à-dire de 365^,^42.

Si la révolution du Soleil paraît différente selon qu'on prend pour point de départ une étoile ou le point vernal, c'est que l'un ou l'autre de ces points n'est pas fixe. Il faut que le point vernal se meuve en sens rétrograde, chaque année, de l'espace parcouru par le Soleil en 0^,0 i4i c'est-à-dire de

o,oi4 X 59' S'' —^o"

à peu près, ou bien que les étoiles marchent en avant de celte quantité-là.

On retrouve donc ici les mêmes conclusions que par l'étude directe des coordonnées des étoiles. Lorsqu'on croit la Terre immobile, on est forcé de conclure, comme Hipparque Ta fait, que c'est la sphère des étoiles qui tourne lentement en sens direct autour de Taxe de Técliptique. Dès lors, la véritable valeur de

alo LIVRE V. — CHAPITRE XXIV.

rann<*r serait i\innéc tropique, parce qu'elle est comptée à partir (Pun point fixe, le point y*

La précession d'après Copernic.

Quand on admot, au contraire, que la Terre se meut annuellement autour (lu Scileil, en môme temps qu'elle tourne en un joar autour (le la lij;no des pôles, les étoiles doivent être considérée comme dos points distribués dans l'espace à toute distance, et Don comme dos points d'une même sphère reliés entre eux par cette surface mémo à laquelle ils seraient attachés. Dès lors on ne compiTud plus qu'elles soient toutes animées d'un même mouvemeol angulaiiT autour do Taxe de l'orbite terrestre. C'est donc le point ';^ qui se déplace on sons rétrograde sur Fécliptique fixe, de manière À déoriiY .'^60*^ on vingt-six mille ans. El comme ce point estrune dos intorsootion< du confie de réoliptique avec celui de réqoaleur, ooivlos dont Tanglo osl îk 1res peu près constant, il fautqueréquateiir et aussi la ligne dos (Vdes tournent coniquemenlen vingt-six mille ans nulour d'une jvarallolo à l'axe do l'êcliplîque. De la sorte, les longitudes do tous les astres augmenleni de 5o' par an, parce que If jH^iut xonirtl rtvulo chaque annét^ de celle quantité. La vraie réTOlutJou du Soleil osl U sidérale. cVsl-à-*lire36!>J,^j*>; la révolution li>qMquo n'ox* que Ki [htiv^xIo dos n^iours successifs du Soleil au p^^Jut xonutl ou aux >ol>lîiv<.

Fu un nu^t, U prtx>t>^>îon dos ésjuinoxes est due à la rétrogradihsM\ dos |v^iuls t\pnnovi,tux.

i^'jiutrx* jvArt. **>mmo K^ o\V^T\lonntVs gét^graphiques des points d^ U IVnv xvxi^^î-ît uixjirîâWt'S, o\^l le clobe lerreslre tout entier

qx^K xoxix r^ctu^'* à'uvo ojiu<<* re<l<>o înov^nnue à llopemio. lounw \vnujuoîï>.'"\5 au: ^,:r ^îo îax:" ^i-* lV\**!puq«e. à jieii près comnie \uw Usu^><\ >>svxî , Ax.' .io T\^:jfc:?x^n o<: -nxlinosurla verticale, tourne

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