CHAPITRE \I

de la terre tiaiis un sens oj)posé à celui du Miouvenicnt du soleil, et qu'elle accomplit celle révolution dans un intervalle d'environ i8 ans |. D'où il suit que la lune se ?neul dans une orbite dont le plan fait un angle constant avec celui de lécliptique, et avec celui (jle r(''qualeur un angle variable <lont les limites sont l'inclinaison de l'écliplique sur Téqualeur, augmentée ou diminuée de 5"9'.

227. Forme et dimensions de V orbite. — Le centre de la lune semble d'abord, comme nous l'avons dit, décrire un grand cercle sur la sphère céleste ; mais l'observation suivie de son diamètre apparent, montre que sa distance au centre de la terre varie d'une manière continue.

Si l'on trace sur un plan des ravons vecteurs faisant entre eux les mêmes angles que ceux qui correspondent aux observations, et qu'on porte sur eux à partir de leur |)oint de concours des longueurs en raison inverse des diamètres apparents, on construira une courbe qu'on poin-ra regarder comme semblable à l'orbite de la lune. On obtient ainsi une ellipse dont le rentre de la terre occupe un lover.

228. Parallaxe de la lune. - i'our obtenir la parallaxe liorizontale d'un astre, on prend sur un même méridien deux [)oints très éloignés l'un de l'autre et dont on connaît les latitudes ; on observe de ces deux points les distances zénithales de l'astre, au moment de son passage à ce méridien. Les deux rayons visuels qui les déterminent et les rayons terrestres menés aux deux points forment un qua- «Irilatère, dont on connaît trois angles et jiar suite le quatrième. Ce dernier est formé par les lignes menées de l'astre aux deux points du méridien, à l'instant du passage; il est la somme des deux parallaxes de hauteur de l'astre à ce moment, en supposant qu'on ait choisi les deu\ points de

3t(i Dr MOIYEMENT PRODUIT PAR LES FORCES.

pari et dautrc de la ligne qui joint l'astre au centre de hi terre. Or ces parallaxes sont les produits de la parallaxe horizontale parles sinus des distances zénithales; et comme leur somme est connue, cette parallaxe le sera aussi.

Si 1 on appliquait ce procédé à des astres trop éloignés, ou trouverait des valeurs insensibles pour la parallaxe ; les étoiles la donneraiehl nulle; le soleil en donne une sensible, mais les erreurs inévitables d'observation donneraient de l'incertitude au résultat; pour la lune, au contraire, dont la distance à la terre est beaucoup moins considérable, on peut avoir confiance dans la valeur trouvée par ce movcn.

Distance de la lune à la terre. — La parallaxe horizontale d'un astre avant pour sinus le rapport du rayon de lii terre à la distance de lastre au centre de la terre, on conclut, de la paralhixc Av la lune, que la valeur moyenne de sa distance à la terre est d'environ soixante rayons terrestres.

Dr MOIVEMEM- DES PLANÈTES.

"1291. Les planètes observées de la terre ofl'rent une marche très irrégulière. Elles semblent se déplacer tantôt dans \v même sens que le soleil, lantùl en sens contraire, après avoir paru quelque temps stationnaires. Ces mouvement x ont été représentés par les anciens astronomes au moyen d<> combinaisons compliquées de mouvements circulaires ; mais enfin on a eu l'idée de chercher quelles apparences elles oflViraient, ainsi (jue la terre elle-même, à un observateur supposé au centre du soleil, et c'est la simplicité de ces mouvements relatifs (pii a fait adopter le svstème de Copernic et abaiulonner celui de Plolémée. Les lois de ce> mouvements soni d'une tr«)p grande iuq>orlance pour qur nous ne donmons pas, au moins, une ulée somui.nrr des méthodes ipii les oui lail découMU.