LUIS' 1Ç)Z

lunaison , ce qui constitue son excès sur le mqis lunaire périodique.

En résumant, on trouve que le retard vers l'orient est de 5' 56" par jour pour le soleil , et de 5'i' !\ r i" pour la, lune ; d’où provient par conséquent le retard du passage méridien de ces astres , par rapport aux étoiles , et celui de 48< 46" de la lune par rapport au soleil.

On ne considère, dans ce qui précède ; que des mouvemens moyens, dégagés des inégalités qui les altèrent et se détruisent périodiquement (Jî° u8i).

3 1 1 . Il est une observation essentielle à faire; c'est qu’à mesure que la lune s’élève sur l’ijprizou , son diam. app. change , et l’on doit y avoir égard dans les calculs. En clfct, la distance EC (Jîg- io) de l’astre E au centre C de la terre est à très-peu près la même à son lever que lorsqu’il est au zénith Z, c’est-à-dirc, que ZC = EC. Ür, le triangle ECO ayant le côté OC très-petit relativement g EC (le 6o c ) , EC ne doit guère différer de OE (des 4 cent millièmes de EC à peu près). Quand l’astre E est le soleil ou une étoile, la distance étant immense, cette différence est inappréciable, et l’on peut supposer EC = EO. Blais il n’en est pas de même de la lune ; elle est doue réellement plus rapprochée de ùdus d’un 6o e environ , lorsqu’elle se trouve au zénith Z , et son diam. app. doit y être plus gçand qu’à l’horizon en E, dans le même rapport, c’est-à-dire, d’environ 3o". "Ainsi , quoique la lune à l’horizon nous fasse éprouver une sensation contraire , cette erreur tient à un calcul de nos sens et à l’atmosphère ; on la rectifie , en regardant l’astréavec un tube, ou tout autre instrument.

5i2. L’inspection des taches du disque lunaire fait reconnaître que l’hémisphère qui nous regarde est toujours le même. Au contraire, un habitant placé dans le soleil S ( Jïg . 3) , verra la terre T autour de laquelle tourne la lune L : lorsque celle-ci est en O, au-delà de notre globe , le soleil a l’aspect de la même face que nous , et quand

agâ LÜN

elle est en deçà en O', entre le soleil et nous, il volt l’autre hémisphère, puisque la face vue de la terre est demeurée la même. Ainsi , le soleil S voit tour à tour les divers points de la surface lunaire ; on en conclut qu’en accomplissant la révolution entière de son orbite , la lune a en même temps exécuté précisément un tour entier sur son axe , puisqu’elle a présenté au spectateur en S tous les points de sa surface. La terre tourne sur elle-même, tandis qu’elle est emportée dans son orbe autour du soleil, dans le rapport de 565 i de fois sur son axe à i dans son écliptique , tandis que la lune ne fait qu’un seul tour sur son axe dans 27! 8 h qu’elle emploie à parcourir son orbite. Ou tire de là qu’un habitant de la lune n’a qu’une nuit et un jour pour chaque révolution synodique , qui sont chacune de près de i5 fois 24 heures; de même, il n’aura jamais la vue de la terre , s’il se trouve dans l’hémisphère qui nous est inconnu; au contraire, pour la face qui nous regarde , les phases terrestres changeront graduellement et à vue dans une seule de leurs nuits de près de i5 fois 24 heures. La clarté solaire, disparaissant, sera aussitôt remplacée par celle que réfléchira la terre; la phase augmentera du croissant à la pleine terre, k l’opposition ; notre globe doit y être vu alors sous un angle d’environ 2 0 , c’est-à-dire, avec une surface i3 fois plus gi'andc que la lune ne nous paraît, et réfléchissant i3 fois plus de lumière. A la diminution de la phase terrestre , le soleil reparaîtra du côté de la convexité du disque terrestre. Il est probable que l’habitant de la lune n’a que faiblement le spectacle de la nuit et des étoiles , puisque le jour solaire suit immédiatement celui que notre globe reflète.

La lune paraît être un corps irrégulier, et cette induction est tirée de ce qu’elle présente toujours la même face à la, terre; car, si ce globe a é,té originairement fluide , supposition admise pour les planètes, ce fluide,» dô prendre la figure d’un globe que l’attraction terrestre

LÜN • , . • 297

& alongé dans les deux sens opposés , sous la forme d'une sorte d’ellipsoide ; mais l’hémisphère qui nous est opposé a dû être 4 fois plus alongé que l’autre. Ce satellite constituerait donc un sphéroïde très-irrégulier, et, par l’excès du poids, l’hémisphère qui nous regarde a dû retomber sans cesse de notre côté.

Cette explication ingénieuse , due à M. Lagrange , doit probablement être appliquée de même aux satellites des autres planètes du système solaire (N° 160, 162, 2H9 et 292).

5 i 3 . Hé yélius a observé des sommets de montagnes dans la lune, qui restent quelquefois éclairés,, quoique éloignés de la ligne de lumière de la treizième partie du rayon de la lune : de là on peut conclure que ccs montagnes ont de hauteur la 338 e partie du rayon lunaire, ou une lieue. En effet, soitSBM (Jig. 5 i ) le rayon solaire qui éclaire la lune BED en quadrature., BED le côté éclairé, BH le côté obscur, HM une montagne lunaire ; quand le rayon BM commencera à éclairer le sommet M, si l’on connaît le côté LB et le côté BM= -jij du rayon LB, il est aisé de résoudre le triangle LBM et de trouver LM , dont l’excès sur le rayon est HAI. Le rayon de la lune est -ji- de celui delà terre, qui lui-même est de 3270000 toises ; avec ces données on trouve HM de 2640 toises t c’est-à-dire plus d’une lieue commune.

Galilée supposait cette hauteur encore plus grande; mais Herschel l’a trouvée plus petite j il l’a réduite à 1 5 oo toises. Il assure, dans les Transactions philosophiques de 1787, avoir vu dans la partie obscure de la lune un point brillant qu’il ne peut attribuer qu’à un volcan qui produit alternativement des éruptions , puisqu’on l’a observé depuis.

Il semblerait que ce serait à tort que l’on a donné le nom de mers aux parties obscures de la lune ; l’observation n’a pu jusqu’ici découvrir d’atmosphère autour

— * Tl- v'ffc

. «ni • . . «*

fie ce satellite, et cela supposa naturellement qu'il ne se trouve ni air ni eau.

5i4. LUNETTE., instrument dont on se sert pour

aider la vue à distinguer des objets éloignés. L’astronome a toujours besoin d’une lunette méridienne, ou des passages, dont l’exécution soit parfaite. Il est inutile d’entrer dans le détail de la confection des différentes

pièces qui composent cet instrument important, puisque cette explication appartient à l’art de l’opticien.

La lunette méridienne sert à connaître à chaque instant la marche de la pendule , autre instrument indispensable. On conçoit que le plan de la lunette coupe par moitié tous les cercles diurnes décrits par les étoiles, ainsi que l’horizon, qu’il passe par les deux pôles, et par les zénith et nadir de chaque étoile. Cette lunette dort être établie dans des-massifs solides , afin que l’action solaire ne puisse y produire aucune alteration , comme il arrive souvent en été , même à des maisons fortement construites, qui éprouvent une déviation de plusieurs secondes, par l’action du soleil presque vertical. Pour placer celle lunette , il faut des soins particuliers, et surtout une bonne horloge, qui puisse indiquer de combien elle se trouve hors de la méridienne.

LUNI-SOLAIRE. Voyez Nutation.

On s’est encore servi de ce mot pour désigner une année composée de la révolution du soleil et de la lune. Voyez Année , Cycle, Période. » .

LYNX (le), const. boréàlequi contient 45 étoiles, dont une de la 4 e grandeur, situés aux narines. -Cette const., placée entre le Cocher et la Orande Ourse, est peu icmarquablc.

LYRE (la), const. boréale qui contient ai étoiles, dont la plus brillante désignée a, et nommée la Lyre ( Wéga), a 377 ° 45 ' d’asc, dr., et 384 37 ': fie déclin.

Cette belle étoile forme avec Arcturus et la Polaire un grand triangle dont elle est le sommet de 1 angle

MAR o.gy

droit j ceue constellation est d’ailleurs opposée à la Chèvre , relativement au pôle ; lorsque l’uue est au zénith l’autre est à l’horizon. Au-dessous de IVéga sont trois tertiaires £ y cf, formant un triangle isoscèle (N° 2 o 3 ).

M. V oyez la lettre A.

MACHINE PNEUMATIQUE, constellation australe qui a 11 étoiles , dont i de 5 e et 20 de 6 e grandeur ; la plus belle a est de 5 ? grandeur.

MACHOIRE ( la ) DE LA BALEINE. Voyez cette constellation et n° 1 38 . * •-

MACULES, se dit des taches obscures que l’on observe sur le disque du soleil.

MAGES, nom d’une secte de philosophes de l'Orient, dont la principale étude était l’astronOmie.

MAI, nom du 5 * mois de l’année,, et le, 5 e selon les Romains : on croit que sou nom lui vient de Main, mère de Mercure.

MANFREDI, nom d’un illustre astronome italien $ ses principaux ouvrages sont : i° lzphemerides motuum celestium ab an no 17 15 ad annum ij 5 o , cum introduc tione el variis tabulis ; i° De transitu Mercurü per soient, anno 172O ^ 3 ° De annuis iuerranlium stellarurn aberralionibus . . ’

MARALDI, nom d’un célèbre astronome italien, qui acquit beaucoup de réputation par ses observations ; il était neveu de Cassini , et travailla à la mesure de la méridienne de'France; iil mourut en 1729 : il a laissé un catalogue manuscrit des étoiles fixes plus précis et plus exact que celui de Bayer.

3 i 5 . MARÉES, indique un phénomèpe que l’on ob- ' serve dans les eaux de la mer. Par un temps calme , on voit la mer se soulever pendant environfi heures, et envahir les rivages jusqu’à une hauteur plus ou moins considérable ; elle devient enfin stationnaire , et alors on

3oo JIA R

dit qu’elle est pleine, étale, haute. Bientôt elle redescend pendant 6 heures, pour remonter de nouveau, et offrir éternellement la même suite de mouvemens périodiques.

L’intervalle de temps qui sépare deux marées successives n’est pas constamment le même : sa valeur moyenne est deia h ,4aoG=i2 b 25'i4 / ',i5, ce qui prouve que l’étendue de deux marées consécutives se trouve toujours à peu près renfermée dans les limites du jour lunaire correspondant ; elle est de a 4 h 5 o / 28 " 3 , et excède le jour solaire de près d’une heure. Le concours de l’action solaire à celle de la lune, se faisant dans les syzygies, doit produire des marées beaucoup plus fortes , tandis que dans les quadratures , où ces deux forces se trouvent séparées , et à go” de distance , alors elles sont nécessairement plus faibles.

La distance de la terre à la lune et au soleil produit encore des différences dans l’intensité des marées. La lune périgée ( lorsque son diam. app. est le plus grand ), à laquelle ajoute encore une vitesse pins grande de l’astre , produit une marée beaucoup plus forte : à l’apogée , les effets sont contraires. De même, en janvier , le soleil étant périgée , son action a plus de puissance -, elle serait moins forte à l’apogée ( en juillet) , si l’excentricité de l’écliptique ne balançait pas l’effet. Enfin , une autre considération est que la théorie prouve que l’action de ces astres décroît quand leurs déclinaisons augmentent j ainsi les marées des équinoxes sont les plus considérables, surtout lorsqu’elles arrivent en même temps qu’une syzygie.

M. Laplacé ayant trouvé que l’intensité des forces du soleil n’est que le tiers de celles de la lune , il est naturel d’en conclure que cette dernière est la cause la plus importante du phénomène des marées , et qu’elle en dirige les périodes.

Les configurations des côtes maritimes produisent les

MAU ? 5 o 4

fêtards que l’on observe ; cette considération est essentielle dans Y établissement des ports ( N° 247 ).

" 3 16. On a observé que le soulèvement des eaux retarde de plusieurs heures sur le passage de la lune au méridien , et qu’elles mettent plus de temps à descendre qu’à mon- 1 ter. Des considérations générales peuvent expliquer ces irrégularités; en effet, les deux montagnes qui causent les marées n’ont pas pour axes le rayon vecteur mené de la lune à la terre ; ainsi , le passage méridien de l’astre ne peut pas être le moment ou le phénomène a lieu ; le frottement des eaux sur le fond de la mer, l’adhérence des eaux dont l’écoulement n’est pas instantané, la rotation de la terre , etc. , etc. , sont les causes principales de ce retard ( N° 77 J.

MARKAB, nom d’une des principales étoiles de la const. de Pégase.

317. MARS i , nom d’une des planètes du système solaire , dont l’orbite est extérieure à celle de la terre, et très-excentrique. Son volume n’est que 6 fois celui défia lune , ou le triple de celui de Mercure. Un observateur, placé dans Mars , verrait le diamètre du soleil beaucoup moins grand que nous ne le voyons. La surface de cet astre n’y semblerait que les £ ; la lumière et la chaleur n’y sont non plus que les £ de celles de la terre. La distance de cette planète au soleil est une fois et demie le rayon moyen de l’orbe terrestre , ou 53 millions de lieues.

La lumière de cette planète est obscure et rougeâtre , ce qui fait présumer qu’clle«e trouve environnée par une atmosphère épaisse et nébuleuse. De grandes taches paraissent et se détruisent en des temps plus ou moins longs , et doivent être produites par des changemenS considérables qui laissent un vaste champ aux conjectures. Les bandes de Mars, parallèles à son équateur , ont fait remarquer que cette planète tourne d’occident en orient, en 24 b 3 i / 22 // ; cette rotation s’exécute sur

3 o 2 ' MAR

un axe incliné de Gi° 33 ' sur son orbite. Le temps delà révolution de Mars autour du soleil e$t presque le double de celui de la, terre : on a reconnu que 3 on année est de 686-i aS 1 * 5 o' 4 1 // » 4 • Enfin, l’angle que forment entre eux les deux orljes., celui de Mars et celui de la terre, est de i° 5 i',i , ce qui prouve que cette planète s’écarte très-peu de notre écliptique.

Dans son mouvement écliptique , Mars décrit un arc de In' ij'' par jour , ou environ n° en 21 b Le rayon moyen de J-’orbe terrestre pris pour comparaison , la plus grande distance de Mars à la terre est de î , 5 u , et la moindre, de o, 52 . Dans les oppositions, cette planète est donc très-brillante , et se trouve à près de la moitié de la distance du soleil à la terre ; ce phénomène revient tous les 2 ans et 5 o jours. Au mois d’août 171g ,

Mars était à la fois périhélie et en opposition 5 aussi l’éclat en était extraordinaire; son diam. app. était de 25 ".

Les phases de Mars ne commencent à se faire voir que lorsque celte planète se rapproche du soleil ; mais bientôt son diamètre devient si petit qu’on ne peut l’apercevoir sans lunette ; car , à la conjonction , son diamètre u’est que de 3 " ( N° 293 ).

Suivant que Mars est en opposition ou eu conjonction , cette planète paraît de 1 rc ou de 2 e grandeur. Le i cr mars 1821 , elle avait n 5 dc longitude et se trouvait au-dessous de a du Verseau ; elle parcourt de droite à gauche environ 16 0 par mois, on 6* ii° par an : ces données permettent d’en assigner la place à toute époque. Il suffit deprocéder, pour chaque mois écoulé depuis le i fr mars 1821, de 16 0 de longitude vers l’est, à partir du lieu pris pour point d’origine ; ainsi , après un an , on peut prendre I

le point opposé de l’écliptique ( 6* ou 180 0 de plus) , et en outre procéder de n°à l’orient.

L’explication la plus apparente que l’on puisse donner de la formation des bandes de Mars , et en général de celles des autres planètes, provientdc la disposition pres-

MAS ooj

que perpendiculaire de l’axe sur l’orbite ; de là résulte peu de variation des saisons , un jour partout égal à la nuit, en tout temps, et presque point de différence de. l’été à l’hiver, sur le même parallèle. Cette égalité de température à une même latitude est favorable à la formation des taches ou bandes que l’on voit tant à la surface que dans l'atmosphère de Mars ; les intensités du chaud et du froid , constamment différentes en différens parallèles , et cependant égales entre elles , peuvent permettre aux nuages , aux neiges , ou bien aux matières solides de la surface , de s’étendre eu cercles parallèles à l’équation ou au cercle de la révolution diurne. Ce principe donne aussi la solution du phénomène^ des bandes de Jupiter.

MASKELINE , nom d’un astronome anglais qui fut * ami de Bradley. Ses nombreux travaux conduisirent l’art des observations aune précision qu’il paraît désormais impossible de surpasser. Il contribua à perfectionner les tables du soleil , celles de la lune et celles de toutes les planètes. Cet observateur , toujours attaché à son observatoire , est un modèle à suivre pour ceux qui cultivent cette science j il ne s’absenta qu’une seule fois pour aller mesurer l’attraction des montagnes sur le fil à plomb , dont il prouva la réalité. Maskeline est mort en 1 81 1 j à I’àge de 78 ans. Les manuscrits -qu’il a laissés n’ont pas encore été publiés.

3 ty bis. MASSES DES PLANÈTES. Le tableau suivant offre les rapports les plus exacts des masses des différens corps .de notre système solaire , que l’observation moderne ait pu donner.

MÈD , &o5

MASSE DE LA TERRE. Voyez N° i5ff et ig5.

— DES COMÈTES. Voyez N° i44- MASSUE D’HERCULE. Voyez ce dernier mot.

MAYER (Tobie), l’un des plus grands astronomes du siècle dernier. Il est en quelque sorte le premier qui ait imaginé la méthode des équations de condition, -qui, au lieu de trois observations , permet d’en employer des milliers si on les a , et qui fait arriver d’un seul coup aux conclusions les plus sûres ou les plus probables qui résultent de la totalité des observations. C’est à cotte méthode que l’on doit la précision des tables as-' tronomiques les plus modernes. On doit à Mayer un catalogue des étoiles zodiacales, formé de gg 8 étoiles,qui mérite la plus grande confiance. Ses tables du soleil sont également très-estimées , et ont été faites sur celle? de Lacaille. Scs tables de la lune ont été les premières oii les erreurs n’allaient jamais à deux minutes , au lieu qu’elles étaient de 8 à io dans celles de Newton , de Halley et de Cassini. Elles ont justement rendu célèbre à jamais le nom de Tobie Mayer. Il est remarquable que dans son catalogue d’étoiles se trouve la planète Uranus , que malheureusement il n’avait observée qu’une seule fois , et à un seul fil j une seconde observation eût appelé sou attention sur le mouvement propre de ce corps , et il donnait son nom à la planète qu’Herschel découvrit depuis.

MÉCHAIN , célèbre astronome français. Il découvrit

et calcula les orbites de plusieurs comètes. En 1 79 a , il fut chargé du grand travail dc*la méridienne depuis Dunkerque jusqu’à Barcelone , conjointement avec le célèbre Dclambre. C’est en voulant prolonger cette opération jusqu’aux îles Baléares, et au milieu de cette occupation , qu’il mourut sur les côtes de Yalence. On lui doit plusieurs ouvrages astronomiques très-estimés.

MÉDUSE ( tête de ) , étoile marquée dans la constellation de Persée. Elle est changeante (N° 1 38 ) et

5oG . MËR

environnée d’an groupe de petites étoiles. Voy. Persée.

MÉNALE (le mont), const. australe, placée audessus de la Balance, entre la Vierge et le Serpent. Cette const. , peu apparente , n’est composée que d’ctoiles de 6 e , 7° et 8 e grandeurs.

MÉNISQUE , se dit communément d’un verre convexe d’un côté et concave de l’autre. Lorsqu’on se sert de ce mot en astronomie , on sent facilement toute l’importance qu’il peut avoir : on s’en sert principalement pour parler de la surface terrestre <fung épaisseur donnée.

MER , masse immense d’eau qui recouvre la plus grande partie de notre globe. Les mers balancent sur la terre les forces du soleil , et leur volume est toufours opposé au point du périhélie, c’est-à-dire qu’elles occupent cette partie de notre globe qui se trouve immédiatement sous l’action périhélie du soleil (N° 44)-

Les moi s sont sujettes à divers mouvemens, produits par l’action combinée du soleil et de la lune (N° 3i5).

MERCREDI , le 4 e jour de la semaine; son nom paraît venir de dies Mercurii.

3i8. MERCURE 5 , est un très-petit globe , très-rapproehé du soleil, dout il ne paraît s’écarter que de itr* à 29° : la digression moyenne est de 22 0 -J-. Cette planète se trouve donc souvent engagéé dans les rayons solaires, et dans nos climats elle n’est que très -rarement visible sans lunette. Les oscillations qu’elle fait autour du soleil sont plus ou moins régulières ; leur durée est de 106 à i3o jours, et le plus grand écart est de 58 jgurs. *

Le télescope nous offre Mercure avec des phases , comme la lune. Dans scs quadratures, il paraît sous la forme d’un croissant dont les pointes sont Opposées au soleil , ce qui prouve que cctfe planète est opaque. Dans ses conjonctions supérieure^, c’est-à-dire lorsqu’elle est au-delà du soleil, elle doit nécessairement se trouver

MER ' 3o 7

pleine , et ne nous montrer que son côté obscur dans ses conjonctions inférieures , c’est-à-dire lorsqu’elle se trouve entre notre terré et le soleil. Dans cette dernière situation, elle peut traverser le disque de cet astre, et nous offrir son passage sous l’appareuce d’un point noir. Pour que ce phénomène ait lieu , il faut que le soleil et Mercure soient ensemble au nœud de la planète ce qui u’a lieu que dans les mois de niai et de novembre : les périodes qui le ramènent sout d^£> , 7 y i 3 , 46 et a 63 ans.

L’observation assidue des mouvemens de cette planète a démontré qu’elle décrit autour du soleil une ellipse peu étendue, et qui est toujours renfermée dans celle que décrit la terre par son mouvement annuel. Le rayon de l’orbe, ou la moyenne distance de Mercure au soleil , est les i du rayon de notre écliptique, ou de- 95-27 demi-diam. de la terre, ou enfin de i 3 , 56 r,ooo lieues. Le diam. app. varie avec les distances ,.et il est d’envirôn 7". ^

Le volume de Mercure est le 16 e de celui de la terre* l’ellipse qu’il décrit est très-excentrique * le temps de la révolution entière est de 87J a 5 ** i 5 ' Cette planète tourne sur son axe en 24'“ 5 ' ôo"* l’angle de son orbite avec sou équateur est très-graud. L’observation a fait croire qu’elle est environnée d’une atmosphère trèsd"ense. Newton , en comparant les distances au soleil , a reconnu que dans Mercure la chaleur et la lumière sont 7 fois plus intenses que sur notre globe en été , température supérieure à celle de l’eau bouillante, et que modifient sans 'doute son atmosphère considérable, les grandes variations de saisons que lui fait éprouver la presque perpendicularité de son équateur sur son orbite. de révolution , et enfin la hauteur excessive de ses montagnes , qui out plus de 8000 toises d’élévation.

Mercure 11e peut donc nous paraître que comme une étoile de 3 e ou de 4 e grandeur, presque toujours cachée

$08 AlÊR '

dans les feux du soleil , puisqu’il ue s’écarte an plus que'

de 28° de cet astr e.Voy. sesélémens (N° 1 17 bis et 194).

3 19. MÉRIDIEN, grand cercle de la sphère, qui passe parles pôles du monde et par le zénith du lieu duquel il est dit méridien. Perpendiculaire à l’équateur, ce cercla partage donc le ciel eu deux hémisphères , ( oriental et occidental). Tous les méridiens se réunissent et se coupent aux deux pôles j et ils sont tous coupés en deux parties égales par l’équateur.

On appelle premier méridien celui d’où l’on part pour compter les longitudes ; le choix en est entièrement arbitraire et de pure convention , parce que le ciel ne donne aucun terme fixe sur la terre pour compter les latitudes.

Les différences des méridiens nous apprennent celles des heures que l’on compte en même temps dans ces diflerens pays; en avançant vers l’orient, on gagne sur le temps , et * en procédant vers l’occident , on compte un jour de plus, en supposant que l’on fasse le tour du globe (N° 3 oo). Pour trouver l’instant du passage méridien pour une étoile désignée, voy. N° 272. T

MÉRIDIEN MAGNÉTIQUE. Voyez Boussole, déclin.

320 . MÉRIDIENNE ; le plan de la lunette méridienne qui coupe par moitié tous les cercles diurnes apparens , décrits par les étoiles , divise aussi l’horizon en deux parties égales ; il passe par les deux pôles du monde, et par les points le plus bas et le plus élevé du cours de chaque astre : la ligne suivant laquelle ce plan coupe l’horizon se nomme méridienne ; elle détermine les quatre points cardinaux , puisque les points où elle rencontre le ciel vers le pôle élevé se nomment le nord ou le-^septentrion , et du côté opposé , le sud ou le midi ; une horizontale perpendiculaire à la méridienne , le levant et le couchant.

Ainsi, en général, une méridienne est la section d'une surface quelconque par le méridien.

MÉR 509

O11 suit différentes méthodes pour tracer une méridienne ; elles ont toutes leur mérite ; mais la plus facile est sans contredit la suivante, qu’on obtient par les hauteurs correspondantes du soleil.

Sur une table ou un terrain dont 011 a vérifié l’horizontalité , au moyen du niveau à bulle d’air , on trace une circonférence AM B (Jig . 22); au centre C on place un gnomon ou axe vertical CI. Si l’on observe avant midi l’instant où le soleil projette en B , sur cette circonférence , l’ombre de l’extrémité I et qu’on marque ce point B, qu’en outre on suive l’après-midi le progrès de l’ombre jusqu’à ce qu’elle se termine en A au même cercle, le rayon CM , qui passe par le milieu de l’arc AB ainsi déterminé, est la méridienne horizontale demandée , et chaque jour à midi , l’ombre du style C I se projettera sur CM.

Dans cette opération , ou a l’habitude de tracer plusieurs cercles concentriques, ab , b' a', et de réitérer l’opération pour chacun; les méridiennes obtenues doivent différer très-peu les unes des autres , et on peut compter sur l’exactitude de .leur moyenne. Comme la pénombre peut laisser du doute sur l’extrémité réelle du gnomon, on peut surmonter celui-ci d’une plaque percée d’un petit trou. Le centre de cette image solaire sera l’extrémité demandée ; ou bien , on peut , au lieu de style, se servir d’un fil à plomb, qui correspond exactement au-dessus du centre C, et qui porte sur sa longueur une perle ; on dessine alors l’ombre entière de la perle , dont le centre est l’ombre portée par le ceutre de la boule.

La boussole peut encore servir pour tracer une méridienne . Voyez n° io 3 .

L’époque de l’année la plus heureuse pour tracer une méridienne est celle des solstices ; car le mouvement épliptique.dc la terre est alors rigoureusement nul, tan-;

Sto ' IvIÈR

dis qu’à toute autre époque, le mouv. solaire app. en de»clin. approche de i' de temps par heure.

Lorsqu’il s’agit de tracer une méridienne très-étendue, alors on se sert des étoiles circompolaires ; et comine les précautions à prendre sont aussi nombreuses qu’essentielles pour bien conduire cette opération, on ne saurait mieux làire que de suivre la méthode que M. Biot a donnée dans son Astronomie physique.

, 521. MÉRIDIENNE DU TEMPS MOYEN, se dit d’une courbe qui a la figure d’un 8 resserré, et qui sert à marquer le midi , chaque fois que l'ombre de l’cxtrémité du style d’un cadran vertical atteint cette courbe , dans la branche qui répond au signe actuel.

Comme l’heure vraie ou solaire, marquée sur un cadran , diflère de l’heure moyenne que donne une bonne horloge convenablement réglée, on indique cette différencc sur les cadrans solaires , eu y traçant les lignes horaires de 4' en 4' depuis iô'avant midi jusqu’à i6' après, et aussi dans cette même durée, les courbes des signes de io en io jours j plus les lignes horaires pourront être rapprochées, et plus on atteindra le degré de perfection. Puis , en consultant les Tables de l’équation du temps , qui donnent les diûcrcnces entre midi vrai et midi moyeu, pour chaque jour de l’année (N° 206), on marquera sur chacune des courbes les deux points du midi moyen. Ces points des diverses courbes, unis par un trait contigu , formeront la courbe méridienne du temps moyen , qui va d’un tropique à l’autre , et qui est coupée en 4 points par la méridienne du cadran , aux époques où le temps vrai s’accorde avec le temps moyen. Deux de ces points de section sont si rapprochés qu’ils paraissent n’en former qu’un seul.

Lorsqu’on veut mettre une montre à l’heure moyenne le 25 septembre , en évaluant , à cette date , l’intervalle qui mesure la différence du midi moyen au midi vrai , sur les deux méridiennes du cadran, on trouve que le

MÊT

soleil est en avance de 8': si l’ombre indique ia heures, on en conclut qu’il n’est en effet que ia' 1 — 8' de temps moyen. Les Tables de l’équation du temps donnent cette différence avec plus de précision , et rendent inutile la méridienne du temps moyen ; car on y lit que le a 5 septembre !e soleil avauce de

MÉRIDIONAL , qui est du côté du midi par rapport au lieu dont on parle.

MÉROPE, une des sept Pléiades. Sa lumière est moins vive que celle des autres.

5 il. MESURE NOUVELLE. On a reconnu deux longueurs qui sont propres à servir de mesures : celle du pendule à secondes , et celle du quart du méridien terrestre. Dans le premier cas toute la difficulté consiste dans la pesanteur et le temps , outre que la subdivision qu’on nomme seconde est arbitraire, la longueur du pendule variant avec la latitude. La deuxième longueur doit donc être préférable, et dans l’étendue linéaire, la nature même donne pour unité de longueur, la dixmillionième partie du quart du méridien, qu’on nomme le mètre = 3 pieds n lignes 296. Ce résultat a été confirmé par la mesure de l’are du méridien compris entre Dunkerque et Elle de Formcntera , qui est de 691,470 toises, et qui est environ le de la distance du pôle à l’équateur 5 la *longucur du quart du méridien , étant de 5 ,i3o,74o toises, donne o t ,5i3o74o pour celle du uiètrc. „ .

Cette mesure a servi d’étalon à toutes les autres. Voyez la base du système métrique de feu M. Dclambre.

— DU TEMPS. Voyez Temps.

323 . MÉTEMPTOSE, marque l’équation solaire à laquelle il faut avoir égard pour empêcher que la nouvelle lune n’arrive un jour trop tard. Ce mot- est opposé à celui de proemplose , qui marque l’équation lunaire à laquelle il faut avoir égard, pour empêcher que la nou- Y elle luue n’arrive un jour trop tôt.

3ia MIC

Il faut se rappeler que le cycle des épactcs , qui rc-, vient au bout de 19 ans, et qui fait retomber les néoménies aux mêmes jours, ne saurait être perpétuel pour deux raisons : <° parce qu’au bout de 5 oo ans environ, les nouvelles lunes arrivent un jour plus tôt qu’elles ne doivent arriver, suivant le cycle de 19 ans: 2 0 parce que de 4 années séculaires, il n’y en a qu’une qui soit bissextile, et que par conséquent dans les deux années séculaires qui ne sont pas bissextiles, les nouvelles lunes doivent arriver un jour plus tard que l’épacte ne le donne.

La inétemptosc est le changement qu’on fait au cycle des épactcs dans les années séculaires non bissextiles : et la proemptose est le changement qu’on fait à ce cycle au bout de ûoo ans, à cause du peu d’exactitude du cycle de 19 ans. On 11c fait ces cliangemens qu’à la fin de chaque siècle, parce que le temps est plus remarquable et rend la pratique du calendrier plus aisée (K° 586 ).

MÉTON, nom d’un astronome grec qui s’est rendu célèbre par le cycle de 19 années, correspondantes à 235 lunaisons , qu’il introduisit dans le calendrier. Cet astronome est encore connu pour une observation du solstice d’été de l’an 432 avant notre ère.

324 . MÈTRE, unité linéaire dont la longueur est de o T , 5 i 5 o^ 4 o‘ ( 3 pouces 11 lignes 296) ou la cent millionième partie du quartdu méridien terrestre (N° 522 ) .

3 a 5 . MICROMÈTRE , instrument que l’on adapte aux lunettes , et qui sert à mesurer les diamètres des astres ou de très-petites distances.

Huygens est Le premier astronome qui ait donné l’idée des micromètres , en 1659, dans son Systema Saturnium. Ce micromètre consistait en une petite lame qu’il faisait glissée sur le diaphragme ou petit anneau qni circonscrit l’ouverture.

Auzout, en 1 666, renferma l’image entre deux fLU, dont l’un était mobile.

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