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retendue de ces variations, de déterminer la situation d’un astre dans le ciel, par l’opération suivante : on marquera sur une sphère les diverses constellations d’après le procédé ( IN° 132 ), en les rapportant à l’équateur EE' ( ftg . 18 ) et aux pôles célestes P, P', selon leur déclinaison et leur ascension droite. D’après la déclinaison et l’ascension droite du soleil pour chaque jour, ou en déterminera le lieu sur notre globe; et, unissant ces divers points par un trait contigu gG, ou aura l’image de la route du soleil durant les 365 i révolutions de la terre, route qu’il doit recommencer éternellement. En supposant que le soleil lût une étoile , on verrait changer chaque jour ses relations avec les autres étoiles; il avancerait de plus en plus de droite à gauche (N° 83 ), ou d’occideut en orient , par une progression lente d’environ i° par jour ; c’est en vertu de celte progression qu’il semble s’approcher de quelques astres et s’éloigner de ceux qu’il occultait ; de même qu’il paraît suivre <lans l’espace une route eu sens contraire à la rotation de la terre , et retarder chaque jour sur les étoiles , à raison de la quantité dont il s’est avancé dans cette orbite.

Le calcul le plus rigoureux prouve que cette courbe gGcst tracée daus un plan qui passe par le ceutre de la terre; en effet , si on évalue les déclinaisons qui répondent ii deux points quelconques , opposés diamétralement et dont les ascensions droites diffèrent de 1 80% on trouve que ces déclinaisons sont égales, l’une boréale, l’autre australe. Ainsi, les points où le soleil est à égale distance de l’équateur, sont toujours aux extrémités d’une droite qui passe au centre de la terre ; ce qui prouve que l’orbite solaire est plane. Ou la nomme écliptique.

En prenant les plus grandes déclinaisons GE,gE, de part et d’autre de l’équateur EE , points où le soleil se trouve aux solstices , on reconnaît que l’équateur et l’écliptique, l’ont entre eux un angle de a 3 ° 28' ; c’est ï obliquité de l’ écliptique. Ainsi, l’axe PP' de la rotu-

tiou diurne fait avec l’écliptique G 'g un angle PTg , de 66^ 5a', complément du précédent (N° 179).

Il résulte donc que les deux coordonnées qui déterminent la place des astres, viz. l’asc, dr. et ladécl. , sont les élémens les plus essentiels , en prenant pour axes l’équateur et un cercle horaire (N° 122); il suffit, pour former des cartes du ciel , d’adopter un système de projection de la sphère céleste, d’y rapporter l’équateur et les méridiens , enfin d’y placer les étoiles , dans le réseau ainsi formé , d’après leurs asc. dr. et leurs décl. Il faut observer qu’il est impossible que sur les cartes, les alignemeus puissent répondre à ceux que l’on voit au firmament. On ne peut projeter la sphère céleste sur un plan que par des procédés qui ont beaucoup d’inconvéniens 5 les alignemens sont toujours un peu altères, surtout si on les prolonge beaucoup. D’ordmaire, les mgfidiens sont représentés par une suite de rayons qui se croisent tous aux pôles sous des angles égaux à ceux que forment les cercles horaires entre eux : l’équateur et ses parallèles sont figurés par des circonférences concentriques dont le centre est au pôle. Cette projection a l’inconvénient de dilater les dimensions dans le sens des circonférences , surtout vers l’équateur, et de les resserrer dans le sens des rayons.

114. Dans les cartes réduites, l’équateur est une ligne droite et les méridiens sont des perpendiculaires à cette ligne. Les degrés d’asc, dr. sont marqués en haut et eu bas du cadre; les parties latérales portent les degrés de déclinaison. Pour y trouver une étoile désignée , il suffit de mener des parallèles k ces deux dimensions , soit par les numéro des degrés d’asc, dr. et de déclinaison donnée par les tables, soit par le point où est l’astre sur la carte.

11 5 . Il ne faut pas perdre de vue qu’en vertu de la rotation apparente du ciel, les étoiles, tout en conservanUeurs distances , tournent avec lui ; par conséquent ,

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