ÉTUDE DU MOUVEMENT APPARENT DU^ SOLEIL
séniihale observée de 53* 43', quand le thermomètre indique + Î5* et le baromètre 0,785, /e 15 janvier 1858?
Distance zénithale observée = 53"* 43'
Réfraction calculée =+ i'i7",6
Distance zénithale apparente. ... = 53*44' 17'^6 Parallaxe en hauteur = — 7",03
Distance zénithale vraie = 53*44' 10",57
109. Distance approchée du Soleil â la Terre. — Ayant déterminé,
comme nous le verrons plus loin, la parallaxe horizontale P, il est facile
d'avoir pour ce moment la distance du Soleil au centre de la Terre.
De la relation sin P = -, on déduit P = ^r--, — -^ en raison de la peti- R R sm V '^
tesse de P, et par suite, R = ;r— : — -t. ' P sm 1"
En remplaçant P par 8",6 et sin 1" par -..-.. , qui est son rapport
zOu2t54, 8 au rayon des tables, on obtient
p r rx 206264 ,8
En faisant le calcul, on trouve
R = 24000 r, environ.
Remarque. — Lorsque Ton veut déterminer, de la manière que nous Tavons indiqué (40), la parallaxe d'une étoile, on trouve toujours que (N-|-N') = /, c'est-à-dire que la valeur de P est nulle; ce qui justifie ce que nous avons déjà admis : que la distance des étoiles à nous est infiniment grande.
ÉTUDE ou MOUVEMENT APPARENT DU SOLEIL.
110. Voici l'ordre que nous suivrons, en général, dans r étude du mouvement des corps célestes pour trouver les lois de ce mouvement.
Nous étudierons d'abord, à la vue simple, le mouvement de tastre par rapport à l'horizon et au méridien et ensuite quant aux étoiles; nous verrons quelles constellations il parcourt et comment il les parcourt. Nous appellerons cette première élude /premier mode d'observation.
Pour obtenir, d'une manière plus rigoureuse, la courbe que décrit Tasire sur la sphère céleste, nous déterminerons chaque jour, au moyen des
430 ASTROMOMIE. ^ GiOllÉTRlE CÉLESTE.
instrumenté â notre disposition, la déclinaison et l'ascension droite de cet astre.
Nous porterons ces coordonnées sur le globe céleste où nous avons représenté toutes les étoiles; ce sera le second mode d'observation.
Enfin, comme nous reconnaîtrons, d'une manière générale, que la courbe que décrit dans l'espace le corps céleste est plane, nous déterminerons la forme de cette courbe et le mouvement de l'astre dans sa trajectoire^ en rapportant^ généralement sur un plan, les distances de l'astre à un centre fixe que nous serons logiquement amenés à considérer. Ce sera le troisième mode d* observation^ duquel nous déduirons les lois que nous cherchons. Ainsi^ envisageons le mouvement du Soleil suivant ces trois modes.
PREMIER MODE O* OBSERVATION
lli. 1* Relativement à Phorizon. — ^ Si Ton se suppose placé sur une montagne située au milieu d'une grande plaine, de manière que l'horiion visible soit circulaire, et qu'on observe le lever d'une étoile, on sait (12) que ce lever a toujours lieu au même point de r horizon; on sait aussi que si l'on observe ensuite la hauteur de Tétoile lorsqu'elle passe au méridien, cette hauteur est toujours la même à très-peu prèf, en laissant toutefois de côté les variations des coordonnées de ces astres, variations qui ne peuvent modifier ce que nous disons qu'au bout d'un grand nombre d'années.
8i l'on considère le Soleil, il n'en est point ainsi.
Supposons-nous dans l'hémisphère nord, le 21 mars, par exemple ; le Soleil se lève en un certain point de l'horizon et se couche, à peu prèsy au point diamétralement opposé. Ces deux points sont les vrais points Eht et Ouest.
Le lendemain, le Soleil se lève et se couche en deux points un peu plus rapprochés du Nord de l'horizon.
Le surlendemain, les points où le Soleil se lève et se couche sont encore plus rapprochés du Nord, et ainsi de suite, jusqu'au 22 juin environ. A cette époque, il parait, pendant quelques jours, se leVer et se coucher aux mêmes points de l'horizon ; puis ensuite, les levers et les couchers se rapprochent symétriquement du Sud. Au 23 septembre environ, il se lève et se couche aux mêmes points qu'au 21 mars ; il continue ensuite à se lever et se coucher en des points de plus en plus rapprochés du Sud, jusqu'au 22 décembre, époque à laquelle, pendant quelques jours, il paraît se lever et se coucher aux mêmes points de l'horizon. Puis, les points de ses levers et de ses couchers se rapprochent du Nord pour se retrouver ce qu'ils étaient au 21 mars.
Ainsi, les points des levers et des couchers du Soleil oscillent autour des points Est et Ouest et vont du Sud au Nord pendant six mois et du Nord
ÉTUDE DU MOUVEyBNT APPARBMT DU SOLBIL. 43!
EU Sud pendant les six autres mois de l'année. C'est la durée de cette piriode qtii constitue l'année.
L'amplitude de cette oscillation des levers du Spleil autour du point Est dépend de la latitude du lieu.
La vitesse du mouvement de ce déplacement journalier des points de lever et coucher est, comme nous venons de le dire^ maximum au il mars et au 21 septembre, minimum et à un moment nulle au 21 juin et au SI décembre, époques désignées, pour cette raison, sous le nom de sol^ stkes (solstat).
V Relativement au méridien. — Si nous obscr\'ons aussi, à partir du SI mars, l'élévation maximum du Soleil au-dessus de Yhorizon, nous voyons que du 21 mars au 21 juin cette élévation va en augmentant^ qu'elle M ensuite en diminuant du 2i juin au 22 décembre^ en acquérant au 22 se/>tembre environ la même élévation qu'au 21 mars ; puis enfin, au 22 décembre réiévation recommence à augmenter jusqu'au 24 juin et ainsi de suite. Nous remarquons aussi que l'intervalle de temps qui s*écoule entre deux passages consécutifs du Soleil au méridien n'est pas toujours le même.
Ainsi, le point de réiévation maximum du Soleil oscille^ dans le cours de Tannée et pour un mênie lieu^ entre deux limites fixes. Ce point atteint une position moyenne au 21 mars et au 22 septembre, époques auxquelles la vitesse du mouvement de ce point est maximum.
3* Relativement aux étoiles. — Comparons actuellement le mouvement du Soleil relativement aux étoiles.
En considérant, pendant quelques jours, une étoile qui se couche, peu après le coucher du Soleil^ nous voyons que Tintervalle qui sépare cett^ ^oile de Yhorizon et par suite du Soleil va de jour en jour en diminuant, et que cette étoile finit par ne plus pouvoir être aperçue, parce qu*elle se trouve, un certain jour, plongée dans la lumière solaire qui enveloppe le coucher du Soleil.
Si nous observons, au contraire, une étoile qui se lève avant le Soleil, en admettant que nous considérions une étoile assez dégagée de la lumière crépusculaire pour être aperçue, nous voyons que, de jour en jour, cette étoile, au moment du lever du Soleil, est de plus en plus écartée de l'horizon et par suite du Soleil. Nous remarquons donc que les étoiles qui se couchent paraissent se rapprocher du Soleil^ et que les étoiles qui se lèvent paraissent s'en éloigner.
Ce mouvement des étoiles se continue pendant toute l'année, et l'on peut remarquer un certain nombre de constellât iops situées sur une zone de la sphère céleste, qui viennent successivement se plonger dans la lumière tolaire, peu après le coucher du Soleil^
132 ASTROKOIIIE. — GÉOllÉTniB CÉLESTE.
Conclusion.
Un certain nombre de constellations de la sphère céleste paraissent donc passer derrière le Soleil dans le cours de l'année, ou réciproquement.
Ce mouvement des étoiles par rapport au Soleil peut s'expliquer de trois manières :
i* En admettant que toute la voûte céleste, i^est-à-^ire toutes les étoiles ont un mouvement propre de VEst à l'Ouest indépendant du mouvement diurne;
^ Que le Soleil a un mouvement propre d'Occident en Orient sur cette zone des constellations qu'il parcourt;
3» Ou enfin^ que la Tetre, indépendamment de son mouvement diurne^ a un mouvement propre de translation autour du Soleil d'Occident en Orient, translation qui constitue par le fait^ un mouvement élémentaire de VEst à V Ouest, comme celui que paraissent avoir les étoiles.
La première hypothèse ne peut pas rationnellement être admise» parce qu'elle n'explique pas les oscillations des points du lever et du coucher du Soleil.
Nous prouverons dans la suite que la dernière hypothèse est hi seule admissible. Pour le moment^ nous allons continuer, à l'aide de la lunette méridienne, du cercle mural et de la pendule sidérale^ à déterminer d^une manière plus précise le mouvement apparent du Soleil.
DEUXIÈME MODE d'oBSERVATION.
113. Déterminons tous les jours, à l'aide de la lunette méridienne, comme nous Tavons indiqué (55), l'heure que marque la pendule sidérale au moment où le centre du Soleil, dont le disque est circulaire, passe au uicridien.
Déterminons aussi, à l'aide du cercle mural, la distance polaire de cet astre.
Consignons ces observations sur un registre. Ce registre sera pour nous la Connaissance des temps; les éléments qui s'y trouvent ont été déterminés d'avance par le calcul; nous supposerons, dans l'étude que nous voulons faire, que ce sont les éléments déduits de nos observations.
Considérons actuellement le globe céleste, sur lequel nous avons représenté toutes les étoiles.
Soient PF (fig. 81), l'axe du monde, QQ' l'équateur.
Soit aussi M une des étoiles qui passent au méridien en même temps que le Soli'il, le jour où nous avons cqmmencé nps observations.
Si sur k- ecrclc de déclinaison PMCP' de rétoile. nous picnons un arc
