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au sommet A le plus éloigné le 2 juillet 1822 , à 8 h 53 '

4g" du matin ; à l’équinoxe T du printemps le 21 mars, à 4 h 1 2 ' 38 " du matin ; enfin , à l’équinoxe £, d’automne , ' le 23 septembre, à 3 1 * 21' 10" du soir.

Il en résulte que les quatre saisons sont de durées inégales; ce qui provient delà variation de vitesse et de distance dans le mouvement orbiculaire. Le printemps * est plus court que l’été et plus long que l’automne ; l’hiver est la moins longue des saisons. D’après ces données, on peut à peu près désigner l’époque de l’entrée dans chaque signe et celle du retour des saisons , connaissant l’instant où l’un de ces phénomènes arrive.

Le lieu du soleil , à un instant donné , se détermine en cherchant :

i° L’époque, ou le lieu moyeu, le 3 i décembre précédent, à midi ( temps moyen à Paris ), et le i er janvier, si l’année est bissextile.

2 0 La marche moyenne de l’astre dans la durée écoulée depuis l’époque jusqu’à l’instant désigné.

3 ° La somme est le lieu moyen qu’il faut corriger de l’ellipticité de l’orbite , de la nutation et des perturbations planétaires. Ces perturbations n’étant que de quelques secondes, on les néglige d’ordinaire.

Pour trouver le lieu vrai du soleil dans V écliptique , il suffira de réunir les 4 résultats obtenus par l’ époque , le mouvement moyen , l'équat. du centre et la nutation , en négligeant les perturbations des planètes qui sont de quelques secondes seulement; et même On sait, par la théorie , que la terre s’écarte un peu de part et d’autre du plan de l’écliptique , ce qui donne au soleil une latitude d’à peine 1".

292. LIEU DE LA LraE (N»2o6, 234 et 34 i ). Lorsqu’on veut trouver le lieu de la lune dans le ciel à chaque instant, il faut se rappeler ( N° i 5 o ) que la nouvelle lune passe presque en même temps que le soleil au méridien , et que les jours suivans elle s’en écarte

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de plus en plus vers la gauche. Le premier quartier, a go° de distance, la pleine lune i8o°, etc., etc. L’écart étant de m° 1 1 ' par jour , on commence par chercher le lieu actuel du soleil sur l’écliptique ( voy . ci-dessus), puis l’àge de la lune, que l’on peut estimer d’après l’épacte (N° 25 1 ), en procédant vers la gauche du soleil • d’autant de fois 12 0 1 1' qu’il est marqué par l’Age de la lune. Le lieu de cet astre est toujours assez près de l’écliptique , puisqu’il ne s’en éloigne que de 5° à 6°. Cette théorie sert à trouver l’heure du passage au méridien, et les étoiles occultées.

Ainsi , lorsqu’on demande quel est le lieu approché de la lune le 28 juillet 1822, 10 e jour de la lunaison; 10 lois 12° ii' font 1 2ti°— 4 S 2 0 pour l’écart du satellite vers la gauche du soleil ; et comme celui-ci a 4*5° de long. , celle de la lune est 8 S 7 0 ; elle se trouve donc au-dessous de l’écliptique, proche d’Antarès, qu’elle occulte à g 1> 18'. On en juge qu’elle a environ 245° d’asc, dr.

On recourt en pareil cas à la Conn. des temps , où 1 on trouve l’asc, dr. , la déclin. , la long 1 et la latit. de la lune; ces coordonnées donnent le lieu précis de l’astre.

2q5. LIEU DES PLANÈTES (N° 225). Pour connaître le lieu des planètes , c’est-à-dire leurs asc. dr. et déclin., leurs long . et latit . , lins tant de leur passage au méridien, leur lever, leur coucher , etc. , il faut observer d’ahord que les planètes sont en général semblables aux étoiles , si ce n’est qu’elles manquent de cette scintillation qui fait distinguer les fixes ; néanmoins , comme ce caractère peut être douteux , voici d’autres moyens pour distinguer ces astrçs.

Il est entendu que l’on reconnaît bien les différentes copstellations, cl qu’on a un usage familier des planisphères. Comme les grandes planètes s’éloignent peu de l’écliptique , et que le zodiaque ne contient d’étoiles primaires q\iÂldébaran , Régulus, Y Epi et Antarès , si en parcourant l’écliptique on trouve une étoile difi’é-

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rente des quatre précédentes , et d’un éclat à peu près aussi vif, on est- assuré que c’est Vénus , Mars , Jupiter ou Saturne $ il ne peut rester d’indécision qu’entre ces quatre corps.

En consultant les planisphères , on n’y trouvera pas cet astre à la place qu’il occuperait s’il était une étoile. On observera que sa position varie tous les jours, relativement aux étoiles voisines , d’une manière très-sensible pour Vénus et Mars. Si l’on tend un fil et qu’on le dirige de manière que l’astre soitdans l’alignement de deux étoiles , les jours suivans , il sortira de cet alignement.

L’éclat des planètes varie avec leurs distances ; les dimensions sous lesquelles on les aperçoit changent ; mais, à la vue simple, Jl’éclat est la seule chose qui frappe et qui sert alors à' les distinguer , ainsi qu’à assigner leur lieit,

Voy. chaque planète en particulier.

Pour avoir la situation des diverses planètes à une époque donnée, il faut recourir au calcul indiqué N° 225 . La Conn. des temps donne la longitude et latitude de chai que planète vue de la terre. <

En général , le lieu héliocenlrique d’une planète est le point de l’écliptique auquel on rapporte cette planète vue du soleil , et le lieu géocentrique , celui auquel on la rapporte vue de la terre.

LIEUE , la 25 ® partie d’un degré : la lieue est de 2280 toises à peu près.

Les lieues marines sont de 20 au degré ou de 285o toises ; on les compte ainsi en mer, pour que trois. milles marins d’Angleterre et d’Italie fassent une lieue marine de France. * ■ „

LIÈVRE , constellation australe j on y rem arque quatre étoiles tertiaires a /S y J', formant un quadrilatère audessous de celui d’Orion : a est Arneb , /? Nibal. Plus bas encore est la colombe ( a Phael) , entre le Lièvre et Cnnnpus.

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