ORIGINE DES ASCENSIONS DROITES

59% 4,99 et 0h 2% 39°,60. Or, il est clair qu'on peut admettre que le temps compris entre les passages des points S et A, au méridien, est une fraction du temps total 3" 38°,31 compris entre les passages des points S et S', marquée par le rapport de l'arc Am à l'arc mm’; ou bien encore, en raison de la similitude des triangles Sm A, S'm’ À, par le rapport de Sm à Sm +S' "7, c'est-à-dire de 9 28” à 23’ 46” : on pourra donc déterminer ce temps x, qui s'est écoulé entre le passage du point S et celui du point À au méridien, en posant. la proportion suivante : 23’ 46” : 9/28!" :: 3" 38, MH : æ, D'où l’on déduit :

Ainsi, le 214 mars, l’équinoxe A a traversé le méridien, 4m 27%, 44 après le point S, c’est-à-dire à 0! 0" 28°, 40, On voit par là que l'horloge sidérale avançait de 28°, 40 sur l'heure qu'elle aurait dù marquer, si elle eût été réglée, conformément à ce que nous avons dit, de manière à marquer 0} 0" 0* au moment du passage de l’origine des ascensions droites au méridien ; en sorte qu'il n’y avait qu’à la retarder de 28°, 40 pour qu'elle füt convenablement réglée.

Ce mode de détermination de l’avance ou du retard de l’horloge sur le temps sidéral, compté chaque jour à partir de l'instant du passage de l’équinoxe du printemps au méridien, ne peut être employé qu’à l’époque où le soleil passe à l’équinoxe du printemps. On peut bien opérer d’une manière analogue à l'époque où cet astre passe à l’équinoxe d'automne , en se fondant sur ce que l’horloge sidérale doit marquer 42P 0® 05 à l'instant du passage de ce second équinoxe au méridien. Mais à toute autre époque de l’année, on est obligé d’avoir recours à un autre moyen.

On se fonde, pour cela, sur ce que l’on connaît les lois du mouvement du soleil, lois qui ont été trouvées par suite des observations nombreuses de cet astre qu'on a faites depuis un grand nombre d'années ; en sorte qu’on sait très-exactement de combien augmente l’ascension droite du soleil, dans un intervalle de temps quelconque compté à partir de son passage à l’équinoxe de printemps. Si donc on veut trouver l'avance ou le retard de l'horloge sidérale, à une

époque quelconque de l’année, on calcule le nombre de jours, heures, :

minutes, et secondes, dont se compose le temps écoulé depuis le dernier passage du soleil à l’équinoxe du printemps jusqu’au midi du jour où l’on se trouve ; on en conclut, d’après ce que nous venons de dire, la valeur que doit avoir l'ascension droite du soleil, comptée à partir de l’équinoxe du printemps, au moment de ce midi, et par conséquent l'heure que devrait marquer l'horloge sidérale à l'instant

du passage du centre du soleil au méridien, si elle était parfaitement réglée sur le temps sidéral. Il suffit dès lors d'observer l'heure que marque réellement l'horloge sidérale, au moment de ce passage , pour voir si elle est bien réglée ; et, dans le cas où elle ne le serait pas, pour savoir au juste de combien elle avance ou elle retarde. ou

On voit, par ce qui précède, que si l’équinoxe du printemps n’est pas un point visible, dont on puisse par conséquent observer chaque jour le passage au méridien, on peut y suppléer sans peine par l'observation du soleil; en sorte qu'on peut s’assurer de la marche de l'horloge sidérale, à toute époque de l’année, tout aussi bien que si l’équinoxe du printemps pouvait s'observer directement dans le ciel.

$ 141. Longitudes et latitudes célestes. — L'ascension droite et la déclinaison d’un astre sont deux quantités qui servent à définir, d'une manière précise, la place qu'occupe l’astre sur la sphère céleste ; elles se comptent, l’une sur l'équateur céleste, l’autre sur un grand cercle perpendiculaire à l'équateur que l’on nomme cercle de déclinaison: Mais ce moyen de fixer la position d’un astre sur la sphère n’est pas le seul que les astronomes emploient ; souvent ils définissent la position des astres à l’aide de deux autres quantités, analogues à l'ascension droite et à la déclinaison, et n’en différant: qu'en ce qu’elles se rapportent à l’écliptique au lieu de se rapporter à l'équateur. Voici quelles sont ces quantités.

Soient e, fig. 198, un astre quelconque , A BCD l’écliptique , et EE l'équateur; Aa est l'ascension droite, et ae la déclinaison de l’astre. Si l’on mène, par le point e, l’arc e b perpendiculaire à l’écliptique , Parc d’écliptique AD, compris entre l’équinoxe du printemps A {£ et le pied b de Parc eb, est ce qu'on nomme la longitude ecéleste de l'astre e ; l'arc e b luimême se nomme la latitude céleste du même astre. La connaissance des longitude et latitude célestes d’un astre permet évidemment de trouver la position où il se trouve sur la sphère, tout aussi bien que la connaissance de son ascension droite et de sa déclinaison. :

Fig. 198,