ELLIPTICITÉ

Londres et Brassa. . .

Londres et l’île d’Hare.

Brassa et l’île d’Hare. .

Londres et Hic Melville.

oo55o66 oo55o8 2 oo55i5g oo55i5S

3lp

L’observation de ces nombres prouve démonstrativement que la terre tourne sur son axe; car ils montrent que les poids descendent avec moins de force sous l’équateur que sous les pôles ; la pesanteur de la lentille est donc moindre sous la ligne , et elle doit y descendre avec moins de vitesse. Il suit de là une > plus grande distance au centre de la terre , et nécessairement un aplatissement aux pôles , qui ne peut être que le résultat du mouvement de rotation. PENDULE A ÉQUATIONS. Voyez le N° 242. - 370. PÉNOMBRE, se dit lorsqu’un corps opaque ne se trouve éclairé que par une partie seulement d’uu corps lumineux. La pénombre est particulièrement sensible dans les éclipses de lune. La grandeur du disque solaire l’occasione ; car un corps. peut être éclairé par la lumière d’une partie de ce disque, sans l’être par l’astre entier (N° io4 et 35o).

—•Terme de gnomonique, qui a la même origine que

354 PÉIt

le mot précédent ; pour mesurer Nombre de 1 * extrémité d’un style, on surmonte celui-ci d’une boule dont on dessine l’ombre ; il ne s’agit ensuite que de prendre le centre du cercle dessiné pour avoir l’ombre de l’extrémité du style marqué par le centre du soleil.

PERIGEE , se disait autrefois de l’endroit du ciel où une planète se trouve quand elle est le plus proche de la terre. Aujourd’hui ce mot indique la même chose que périhélie, c’est-à-dire, l’endroit du ciel où une planète se trouve la plus rapprochée du soleil.

371. PÉRIHÉLIE. Voyez le mot précédent. Les anciens astronomes substituaient le périgée au périhélie , parce qu’ils supposaient la terre au centre des mouvemens de notre système (N° 49 )-

Lorsque la terre se trouve au périhélie, le diam. app. du soleil est de 32',5 q 5 ; quand au contraire elle est à son apogée, ce diam. est de 5i,5i6.

H eu résulte que dans la i re de ces situations, un spectateur placé dans le soleil verrait décrire à notre globe un arc d’environ 61 / en 24’ 1 , tandis que dans la a®, cet arc ne serait que de 67' , puisque l’espace angulaire décrit chaque jour par notre globe varie avec le diam. app. du soleil, c’est-à-dire , avec l’éloignement. On a donc été forcé d’admettre un ralentissement réel de la terre , à mesure qu’elle s’éloigne du soleil , et une accélération quand clic s’en rapproche , puisque l’inégalité apparente des arcs décrits, vus du soleil, ne peut pas être expliquée par la variatiou daus la distance solaire $ en effet, en comparant les dimensions des rayons vecteurs aux accroisscmens des angles que le soleil semble décrire chaque jour, on reconnaît que ceux-ci sont plus grands qu’ils ne doivent l’être à raison du seul changement de distance. St le rapport des arcs décrits était égal au rapport des diam. app. , qui est l’inverse des distances, c’est-à-dire, si était =* et qu'une

égalité semblable subsistât pour tous les lieux de l’orbite,

Digitizçd by G<$:>gle

on en pourrait conclure que le mouvement annuel est uniforme et que la différence des distances est la seule cause du changement de vitesse apparente; mais puisque les deux fractions ne sont jamais égales, on a conclu que la terre se meut réellement avec plu.l de vitesse au périgée qu’à l’apogée.

Les points du périhélie et de l’aphélie de la terre nesont pas stationnaires; ils ont un mouvement, ainsi que tout l’écliptique , qui est direct , c’est-à-dire, qu’ils tournent dans l’ordre des signes et décrivent par an un arc de n", 8. La longitude de ces points change donc, non-seulement de 5o",i en vertu de la procession , mais encore de ii w ,8 en vertu du mouvement du périhélie ( que l’on attribue à l’action de Vénus et de Jupiter sur l’écliptique); ce qui fait 6i",g par an.

Puisque , durant l’année tropique , le périgée se meut en tournant dans l’ordre des signes, la terre, partant de ce point et revenant à la meme longitude , n’est pas arrivée au périgée , et elle doit encore procéder de tout l’espace de 6i",g, dont ce pointa marché. Lorsque la terre, partant d’un équinoxe, y est revenue, le temps écoulé qui forme^l’année tropique n’est donc pas suffisant pour qu’eh partant de l’apogée, elle s’y retrouve , •puisque ce point ^ dans l’intervalle, a procédé dans le sens du soleil. La durée de la révolution anomalietique , ou du retour à l’apside , surpasse l’année tropique de oi,oi 7446=i5 / 7 / ', , î, temps nécessaire à la terre pour décrire l’arc de de son orbite, dont l’apogée

et l’équinoxe se sont éloignés (N° 4o et 44)*

La mobilité de l’ellipse terrestre étant reconnue , le grand axe a dû, à une certaine époque , coïncider avec la ligne des équinoxes, et dans un autre temps, lui être perpendiculaire. Ces époques sont faciles à calculer , puisque l’on connaît la position actuelle de cet axe et sou mouvement. Ce dernier phénomène est arrivé vers l’an i25o de notre ère i alors lé périgée coïncidait ?vec

le solstice d’hiver et l’apogée avec le solstice d’été. P” qj-ez fig- 3 9 -

Le nombre d’années nécessaire pour faire coïncider le grand axe avec la ligne des équinoxes , est d’environ 58 i 4 , ce qui reporté le phénomène à 4°oo ans avant notre ère à peu près, temps ou les chrouologistes pla,- -rcent la création du monde , ou plutôt les premières traces du séjour de l’homme sur la tqrre. On voit que le même phénomène arrivera encore lorsque le point du périhélie aura décrit le second quart de cercle , ce qui le reporte vers l’an 6463 de notre ère. Le périgée coiueidera alors avec l’équinoxe du printemps , au lieu que clans la position opposée , il a coïncidé avec l’équinoxe d’automne. Dans ces deux cas la ligne des équinoxes, qui est toujours perpendiculaire à celle des solstices , se confond avec le petit axe de l’ellipse terrestre.

Lorsque le grand axe AP {fig- 09) est perpend. à la ligne des équinoxes , l’équateur Ee partage cette ellipse en deux portions inégales, dont la plus petite est située du côté dn périgée. Cette partie doit doue être décrite plutôt que l’autre , puisque son étendue est moindre , et que les surfaces décrites sont proportionnelles aux temps. Cette circonstance, jointe au déplacement du grand axe, rend les durées des quatre saisons inégales entrc # elles et variables dans les différens siècles. En 1260, lé périgée coïncidait avec le solstice d hiver ; alors le temps écoulé depuis l’équinoxe du printemps E jusqu’au solstice d’été , était égal à l’intervalle de ce solstice à 1 équinoxe d’automne y le printemps était dope égal à l’été et l’automne à l’hiver.

Du temps d’Hipparque, l’ellipse se trouvait déplacée à peu près comme on le voit dans la jig. 4o> e t 1 angle PTS était de 23° 66989. L’intervalle EAS', -de l’éqùinoxe du printemps au solstice d’été , était alors de 94 jours et demi, et l’intervalle S'e de ce solstice à l’équinoxe d’automne n’était que de 92 jours et demi , suivant les

PÊR. ^ 35;

observations de cet astronome. Le printemps était alors plus long que l’été, et l’hiver plus long que l’automne. - Maintenant la position de l’ellipse est telle que h» re- * présente la fig. 4i. L’angle PTS est' de g°4842 , et l’on a pour les intervalles des diverses saisons ( N° 291 ) :

De l’équin, du printemps au solstice d’été , 92^90588 Du solstice d’été à l’équinoxe d’automne , g3, 56584 De l’équin, d’automne au solstice d’hiver, 89,69904 Du solstice d’hiver à l’équin, du print. , 89,07110.

Tant que le périgée restera du coté de l’équateur où il est maintenant, le printemps et l’été pris ensemble seront plus longs que l’automne et l’hiver. Ces intervalles deviendront égaux vers l’an 6463, lorsque le périgée atteindra d’équinoxe du printemps j ensuite il le dépassera , et le printemps et l’été pris ensemble deviendront plus courts que l’automne et l’hiver.

Ces phénomènes doivent être attribués à l’excentricité de l’orbite terrestre-, qui, quoique fort petite, a une influence sensible sur leur durée.

PÉRIJOYE , se dit de la plus petite distance des satellites d«r Jupiter à leur planète. .

PÉRIMÈTRE, contour, circonférence ou étendue qui termine un corps ; c’est dans ce sens qu’on dit le périmètre de la terre.

PERIODE, se dit du temps que met un astre à revenir au même point d’où il était parti ( Y 0 27 et 173 ). Les périodes des comètes son tpour ai nsi dire inconnues. 072. — JULIENNE. Le produit des trois cycles 19, 28 et i5, ou 7980, forme cette période proposée pour simplifier les calculs chronologiques. Si l’on ajoute 4713 à l’année actuelle, on aura l’année de la période jubenne. Ainsi , l’année 1824 est l’année 6537 cett e période.

-T- ÇALDAIQUE , DE PLINE ou Sauos , est cet intervalle dans lequel toutes les inégalités de la lune ont eu leurs cours et recommencent toutes ensem-

ble , soit en longitude , soit en latitude. Cette période se nomme encore période des éclipses. Les anciens , voyant que les éclipses n’arrivaient point d’une année à l’autre dans des intervalles de temps égaux et réguliers , cherchèrent combien il fallait prendre de mois ou de jours pour avoir un mouvement de la lune qui fut toujours de la même quantité dans le même intervalle de temps $ ils trouvèrent 6585 jours et 8 heures qui font 225 mois lunaires ou 18 ans et io jours : il revenait toujours une éclipse semblable au bout d’un pareil espace de temps, lorsque le soleil avait fait 18 révolutions avec io° 4o / * De là l’origine de la période Saros. Cette méthode suffit pour annoncer à peu près, et sans calculs , les mois et les jours où il doit y avoir des éclipses ; elle sert à corriger les tables et à prédire plus exactement une éclipse par le moyen de celle qu’on a observée 18 ans auparavant.

Il est bon d’observer que dans l’espace de 1 8 ans , il y a 70 éclipses, d«nt 29 de lune et 4 1 de soleil , visibles en quelque endroit de la terre.

PÉRIODIQUE. Voyez Mouvement.

PÉRIOEClEiNS, nom que l’on donne aux peuples qui habitent so\js le même degré de latitude de même nom.

PERIPHERIE , nom de la ligne qui termine un cercle, une parabole , une ellipse.

Chaque périphérie est supposée divisée en 36 o o/ qui se subdivisent en chacune 6o' , et celles-ci chacune en 60".

PÉRISCIENS , nom donné aux habitans des zones glaciales , dont l’ombre fait en certains temps le tour de l'horizon ; ce phénomène est dû à la présence du soleil sur cet horizon pendant plus de 1^.

PERSÉE, const. sept. , composée de 65 étoiles, dont une brillante , de la 2' grandeur , marquée a , au-dessous de la poitrine, et nommée El Genab ; elle a 47 0 5 "]' d’asc, dr., et 49 ° i 3 / de déclin. Cette étoile se trouve entre deux autres tertiaires J' et y qui forment un arc concave vers la Grande Ourse, facile à distinguer.

A partir' de , on voit deux files d T étoiles : l’une se dirige à l’orient vers la„ Chèvre et continue l’arc de Persée ; l’autre , qui va au midi , formant d’abord une courbure opposée, se porte en ligue droite aux Pléiade? ; cette droite est un cercle horaire, $ Algol ou la tête de Méduse , au-dessous de l’arc de Persée , est changeante et environnée d’un groupe de petites étoiles. adePersée, et la dernière « de la queue de la Grande Ourse , pas- « sent au zénith de Paris, à ii b d’intervalle à peu près: ces deux étoiles sont sur le cercle dont les points sont tous à 4 <°t du pôle ( presque le complément de la latitude de Paris ). / * . , ■ , * >-*’ •,

3^3. PERTURBATION. Comme les planètes sont mutuellement soumises à une action réciproque qui les écarte un peu du mouvement elliptique , qu’elles suivraient exactement si l’attraction solaire existait seule, les satellites doivent à leur tour être troublés dans leurs mouvemens autour de leurs plauètes% par leurs réactions mutuelles et par la présence du soleil ; c’est ce qu’on nomme leurs perturbations ; de là le principe évident que les mouvemens ne sont qu’à peu près soumis aux lois de Képler, et les légères inégalités qu’on ÿ observe lorsqu’on veut obtenir le détail précis des phénomènes- ^ Les perturbations ont de très-petites limites ; on les trouve en cherchant la quantité dont elles écartent l’astré d’une ellipse connue ; c’est ainsi qu’on obtient les inégalités périodiques. Les perturbations séculaires , quoique altérant à la longue le mouvémcnt>,- approchant ou éloignant les ellipses de la forme^irculaire , variant leurs inclinaisons sur t’écliptique et mettant leurs nœuds et leurs périhélies en mouvement , ne changent cependant jamais la distance au soleil. C’est une grande question que de savoir si les inégalités séculaires sont capables de produira la coïncidence de l’écliptique et de l’équateur ; question qui neusera résolue que dans une période de plusieurs milliérs d’années , et qui servira à expliquer

36o • ' PER

les phénomènes géognostiques (le noire globe ( N° i5o , 25i , 281 et 343 )• ^

Après les perturbations qu’éprouve le globe lunaire, les plus intéressantes pour nous sont celles de la terre; en effet , cette planète sort un peu de l’ellipse que l’on a regardée comme étant son orbite; elle passe tantôt d’un côté, tantôt de l’autre, et dans tous les sens, selon la position de la lune , de Yénus , de Jupiter et de Saturne, d’oü résulte uue latitude apparente du soleil de quelques secondes, et qui peut même aller jusqu’à 1 '. On conçoit donc que toutes les parties de l’orbite, ainsi que . l’équateur, sont dans un mouvement perpétuel que l’on parvient à calculer d’abord en valeurs moyennes ; on les corrige ensuite en ayant égard aux perturbatiçms planétaires.

5 7 4. PERTURBATIONS DESSATELLITES. La construction des tables des mouvemens des satellites de Jupiter a exigé des observations très- rigoureuses de ces corps secondaires. La promptitude de leurs révolutions et de tous les grands changemens que peuvent produire les inégalités causées par leur attraction mutuelle, ont permis de construire ces tables avec la plus grande exactitude, puisque leurs mouvemens sont assujettis à des inégalités dont les périodes, très-différentes entre elles, se transforment dans les éclipses en une seule de^Syjôôg.

Le second satellite éprouve de la part du premier une perturbation semblable à celle qu’il fait éprouver au troisième, et il éprouve de la part du troisième une perturbation semblable à celle qu’il fait éprouver au premier. Ces deux inégalités se confondent dans une seule , en vertudes rapports qui existent entre les moyens mouvemens et les longitudes moyennes des trois premiers satellites , et suivant lesquels le moyen mouvement du i cr , plus 2 fois celui du 5'=5 fois celui du 2 e ; et la long, moyenne du i cr — 5 fois celle du u'-f -2 fois celle du 3 e , est constamment égale à la demi-circouféreuce.

PÊS • • 36 1

Du reste , les orbes de ces satellites éprou veut des çhangemens analogues aux grandes variations des orbes planétaires, et leurs mouvemens sont pareillement assujettis à des équations séculaires semblables à celles de la lune. VoyezXExp. du système du monde , chap. VI, liv. 2.

PERTURBATIONS J)ES COMÈTES. L’action planétaire produit dans le mouvement des comètes des inégalités qui sont principalement sensibles sur les intervalles de leurs retours au périhélie , mais qui n’ont pu encore être déterminées avec quelque degré d’exactitude. • 376. PESANTEUR, attraction que la terre exerce sur tous les corps et qui embrasse la lune dans sa sphère d’activité. Les corps que l’on lance horizontalement retombent au loin sur la terre j ils s’éloigneraient davantage si l’impulsion était plus grande. 11 est démontré qu’eu supposant cette impulsion d’environ 1200 toises par seconde, abstraction faite de la résistance de l’air , le projectile ne retomberait pins et circulerait perpétuellement daus l’espace.

Plus ou s'éloigne du globe terrestre , plus l’attraction diminue.

On peut considérer la lune comme un corps auquel l’impulsion ci-dessus aurait été. communiquée , après l'avoir portéà la région lunaire ( N° 7 5 , 281 , 3 io et 575).

5 ; 6 . — SOUS L’ÉQUATEUR. On a reconnu que les oscillations d’un même pendule sont plus lentes sous l’équateur , toutes choses égales d’ailleurs j de là on tire la preuve que les corps pèsent de plus en plus à mesure qu’on approche des pôles , et que le rayon de la terre , aux pôles , est plus petit que celui sous l’équateur (N° 46, ig 5 et 069).

— SUR LES PLANÈTES. Voy. les i 5 q et 3 i 7 bis. 577. — DE LA LUNE. On peut évaluer les changemens qu’éprouve la pesanteur de la lune vers la terre , par la présence du soleil, en suivant ce satellite dans toutes les positions de son orbite. On trouve que l’at-

562 ' * PHÉ

traction de la terre s’accroît dans les quadratures, et qu’elle est au contraire diminuée aux sizygics j l’une est son maximum, l’autre son minimum de pesanteur. Dans le maximum , l’attraction terrestre s’accroît de part et d’autre à la distance de 55° i & des quadratures, et dans le minimum , elle diminue des deux côtés à 54°44 / (N° 283 ).

378 . PHASES, se dit des apparences diverses de la dune , de Y énus et de Mercure.

— DE LA, LUNE. Lorsque la partie éclairée de la lune est directement tournée vers la terre, ce qui sup^pose notre globe placé entre elle et le soleil , on dit alors que la lune est pleine. Au contraire, quand ces deux Corps se trouvent du même côté par rapport à nous, la partie éclairée de la lune regarde le soleil, et l’hémisphère obscur est tourné vers nous et nous empêche de voir ce satellite ; la lune est alors nouvelle; c’est la néoménie 1 elle se lève et se couche pendant que le soleil est au-dessus de l’horizon, et passe au méridien vers midi, tandis qu’à la pleine lune ce passage arrive ver» minuit.

Placée à droite ou à gauche de la ligne qui joint la terre au soleil, la lune n’offie de visible que la moitié de son disque exposée à nos regards ; elle passe au méridien vers 6 U du soir, premier quartier, ou vers 6 h du matin, dernier quartier (N° 65, i5o, 279 , 5o9et346).

— DES PLANÈTES. On en a particulièrement observé dans les planètes inférieures et dans Marsj la grande distance des autres nous les montre comme si elles se trouvaient sur la ligne du soleil et de la terre , et ue nous permet par conséquent pas d’observer de phases sensibles. V\ qy*. chacune des planètes en particulier. ■>. K

— DES ÉCLIPSES. Voy. Éclipses.

PHÉNIX, constellation australe qui contient onze étoiles, dont une de la deuxième grandeur au cou. On la distingue par un quadrilatère d’étoiles tertiaires au-dessous d 'Aoha/'nar.