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Chaque nœud rétrograde sur l’écliptique

De. . . . i° 566 o 3 — i° 33'96 par révolution synodique,

De. . . . 2 o. 358 ^o= 20. 21, 5 o pour i 3 lunaisons ;

On a. . . long. Q — ii'ia.S} le 3 janvier 1821 à long* Q = 11. 16. 9 le 17 janv. 1821 à 19. 24.

La première long. Qest celle de la néoménie, la seconde est pour la pleine lune.

On peut doue , d’après ces nombres , trouver le nœud à une époque quelconque, et juger s’il doit y avoir éclipse. En parlant de la première néoménie de 1821, ou de la première pleine lune, on rétrograde sur l’écliptique de i° 34 ° par lunaison.

Pour les mouvemens moyens de la lune, voyez 3 N° 34 o.

Les corrections que doit subir le lieu moyen de la lune, par suite des équations séculaires, sont nombreuses , et nécessitent de recourir à la Mécanique et fleste, où l’auteur les a développées avec toute l’étendue que comporte le degré de perfection où sont arrivées les sciences mathématiques dans ce siècle.

Enfin , les parallaxes et réfractions ont été développées (N° 162 a 168).

Les autres principales tables astronomiques , dont l’usage est très-fréquent , sont :

i° Celles des longitudes et latitudes, des- principales étoiles j on y observe que les changemens eu latitude ÿ)nt très-faibles , et que toutes les longitudes s’accroissent à peu près de 5 o" par an ( N° 385 ). Les variations sont ensuite proportionnelles aux temps.

Les longitudes et d’étoiles servent surtout aux

calculs des distances vraies de la lune au soleil et aux étoiles, pour obtenir la longitude terrestre (N° 20 1 ).

2 0 La table des dépressions de l'horizon (N° ig6). L’élévation de l’observateur au-dessus du niveau de la mer est exprimée en pieds ( N° 162 et 166).-

3° La table de l'augmentation du demi-diamètre ' horizontal de la lune, tel qu’il est donné dans la Connaissance des Temps , pour obtenir sa valeur véritable

La Connaissance des Temps suppose que ce diamètre est vu du centre de la terre ; et comme à la surface on s’en trouve plus près , il doit paraître plus grand ; la table (N° 79) indique le nombre de secondes pour toutes les hauteurs de l’astre.

4° Les tables ou catalogues d’étoiles.

5° Les tables de nutation et d 'aberration des étoiles.

6° Les tables de sinus et de cosuius ( N° 4 1 0 ) ■

7 0 La table des réfractions.

8° La table des syzygies , donnée !N° 4 1 9-

TACHES, se dit principalement des endroits obscurs qu’on remarque sur les disques du soleil , de la lune et de quelques planètes.

421. — DU SOLEIL. Il serait inutile de rapporter les opinions des philosophes concernant la nature de ces taches ; il doit suffire de connaître ce qu’en pensent deux astronomes illustres, qui seuls peuvent fixer nos idées sur ce phénomène. M. Laplace croit que le soleil est une masse embrasée qui éprouve des éruptions considérables, analogues à celles que produisent les volcans terrestres. Les taches , dans cette hypothèse , seraient de vastes cavités, d’où sortiraientpar intervalles des torrens de lave.

Les observations d’Herschel ont fait penser à cet astronome que le soleil est un corps solide , environné d’une atmosphère de nuages enflammés , qui , s’entr’ouvrant souvent, laisseraient apercevoir le noyau obscur (N° i 45 et 4o3).

Les taches sont presque toujours comprises dans une zone dont la largeur, mesurée sur le méridien solaire, 11e s’étend guère au-delà de 54° de sou équateur. La vue de ces taches fait penser qu’elles pourraient êtrecompof sées de deux couches 5 la première, qui est d’une teinte

moins foncée, peut être formée par des nuages lumineux , moins denses que ce qu’on observe sur le reste du disque; et la deuxième, qui est beaucoup plus obscure, est attribuée au corps même du soleil , opaque et exposé à nos yeux par un écart accidentel d’une partie des couches supérieures.

Les formes diverses qu’affectent les taches , depuis l’apparence circulaire jusqu’à celle de la ligne droite , ainsi que leur disparition, ne sont dues qu’au passage de la même tache du milieu du disque solaire vers l’un de ses bords, occasioné par la rotation de cet astre sur son axe. „

Cest en déterminant les longitude et latitude d’une tache , que l’on obtient sa position représentée sur le disque apparent du soleil. En répétant la même opération plusieurs jours de suite, On trouve une suite de positions, telles que M, M', M", M w (Jîg . 42 ), qui représentent la route de la tache , et par conséquent la courbe qu’elle décrit sur un plan perpendiculaire au rayon visuel , mené de la terre au centre du soleil. Cette projection est en général une courbe ovale assez ressemblante à une ellipse, que tontes les taches décrivent parallèlement. La durée de leur révolution est la même ; elles emploient toutes environ 2yi3 pour revenir à la même position ; mais la forme de ces ovales , leur courbure et leur inclinaison, éprouvent des variations très-grandes. A la fin de novembre et au commencement de décembre , ce sont de simples lignes droites comme les représente la fig. 43. Les taches vont de M en m de la partie australe de l’écliptique dans sa partie boréale. Les points M , M' , où elles commencent à paraître et que l’on pourrait appeler leur orient, sont moins élevés que les points m, m! , m" , où elles disparaissent et que l’on pourrait nommer leur occident. Peu à peu ces lignes droites se courbent et forment des ovales comme dans la Jîg. 44- Pendant l’hiver et le printemps, la convexité de ces ovales

est tournée vers le pôle boréal de l’écliptique ; mais, eu même temps, leur inclinaison change, et au commencement de mars, les points où les taches commençaient h se montrer sont aussi élevés sur l’écliptique que ceux où elles disparaissaient. ( Jig. 45). Depuis cet instant, le changement d’inclinaison continuant à se faire dans le même sens, la courbure des ovales diminue; ils se resserrent peu à peu, et à la fin de mai ou au commencement de juin , on les revoit de nouveau sous la l’orme de lignes droites (Jig. 46); mais leur inclinaison sur l’écliptique est précisément le contraire de ce qu’elle était six mois avant. Après cette époque, ils s’ouvrent de nouveau, comme dans la Jig. 47 , et leur convexité est dirigée vers la partie australe de l’écliptiquc ; en même temps leur inclinaison change. Au commencement de septembre , on les voit sous la forme représentée Jig. 48. Les poiuts où les taches paraissent sont aussi élevés que ceux où ils se couchent. Parvenus à ce terme, les ovales se resserrent , s’inclinent de nouveau sur l’écliptique, et enfin , au mois de décembre , on les revoit sous la forme de lignes droites, tels qu’ils paraissaient un an auparavant.

Ces phénomènes se reproduisent chaque année dans le même ordre et suivant les mêmes périodes. On en conclut que la cause qui les produit est uniforme et régulière ;' ce qui conduit naturellement à supposer que les taches sont adhérentes à la surface du soleil , et qu’elles tournent avec cét astre dans l’espace de quelques jours. Les inflexions diverses et successives des lignes décrites par ces taches indiquent de plus que l’axe de rotation n’est pas perpendiculaire à l’écliptique ; car, dans ce cas, elles décriraient des certfies parallèles à ce plan , et ces cercles nous paraîtraient comme autant de lignes droites. Enfin les changemens que l’on observe dans? la courbure apparente sont causés par la translation de la terre dans son orbite. Parmi ces positions, il en est deux qui doi-