LIGNE DES APSIDES
ver la forme réelle de l'orbite que le Soleil paratt
ire autour de la Terre, il suffit de placer, sur un papier, le Soleil en des points déterminés par ses vitesses angulaires aux différentes époques de lannée, et de représenter ses distances à Ja Terre par des lon- Bueurs inversement proportionnelles aux diamètres apparents en ces points, ou Proportionnelles aux distances. Le trait continu qui passera par les extrémités de ces longueurs représentera l'orbite solaire, et l'on reconnaît qu’elle est une ellipse dont la Terre occupe l’un des foyers (g. 30).
CR Fig. 30.—Orbite solaire.
Une ellipse peut être plus ou moins aplatie ou s’éloigner plus ou moins de la forme circulaire, Pour fixer
et le demi-grand axe ; pour l’ellipse solaire, ce rapport est
le demi-grand axe du foyer au centre
84, Ligne des apsides. Périgée et apogee, etc. —Le grand axe AA’ (fig. 20) de l'ellipse solaire s’appelle la Zigne des apeides. On donne le nom de
périgée (du grec, près de la Terre) à l'extrémité A
la plus rapprochée de la Terre, et d'apogée (loin de
la Terre) à l'extrémité A’ la plus éloignée, Nous démontrerons plus loin que le mouvement du Soleil n’est qu’apparent et que c’est la Terre qui, en réalité, décrit la courbe elliptique annuelle autour du Soleil. En A, la Terre, à son minimum de distance du Soleil, est à son périhélie (près du Soleil), et en A’ à son aphélie (loin du Soleil).—La droite yy est la iiyne des équinowes, le point 7 étant l'équinoxe du printemps, et y' l'équinoxe d'automne; la droite gg, perpendiculaire sur la première, est la ligne des solstices, g’ étant le solstice d'hiver et g le solstice d’été.—L'on voit que la ligne des solstices ne coïncide pas avec la ligne des apsides; elle fait avec celle-ci un angle d'environ 10°, Le Soleil est donc plus près de la Terre en hiver qu'en été.
85, Principe des aires.—On sait que les lignes AT,7YT, ST, etc., menées de la Terre au Soleil dans la suite des positions de cet astre sur son orbite elliptique, sont appelées rayons vecteurs du Soleil, L'on voit alors que le rayon vecteur A T, dans le déplacement du Soleil de A à y, décrit une aire ou surface A T y. de même que le rayon T y. après le déplacement de y à S, a décrit l'aire y T S, et ainsi de suite pour les autres positions. Képler a démontré que toutes les aires, décrites par le rayon vecteur du Soleil pendant des temps égaux, sont égales entre elles. Ce résultat est désigné sous le nom de principe des aires, que l'on énonce de la manière suivante :
Les aires décrites par le rayon vecteur du Soleil en des temps égaux sont égales entre elles, ou bien,
Les aires décrites par le rayon vecteur du Soleil sont proportionnelles aux temps employés à les décrire,
86. Conséquence du principe des aires, —Nous avons vu plus haut (51) que le mouvement du Soleil sur lécliptiqne n’est pas uniforme ; cette particularité
