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dnrerses couches d'air atmosphérique, lesquelles sont autant de milieux d'une densité d'autant plus grande qu'elles sont plus proches de la surface de la terre, éprouvent une suite de déviations ou de réfractions partielles, qui leur font contracter une courbure plus ou moins considérable ; et, comme la vision d'un objet s'effectue toujours dans la direction du rayon incident à l'œil, nous apercevons un astre dans la direction du dernier élément de la courbe de son rayon lumineux, ou dans la direction de la tangente à cette courbe au point où elle rencontre l'œil. Soit, par exemple, TI {pL lY, fig. 2), le rayon de lumière émané d'un astre situé en T sur la voûte céleste : à son entrée en I dans l'atmosphère de la terre, ce rayon commence à dévier de sa direction primitive, et il ne parvient en D à l'œil d'un observateur qu'après s'être courbé suivant ID ; or, si DS représente la tangente de la courbe ID au point D, c'est suivant cette tangente qu'aura lieu la vision, c'esti*dire que l'observateur rapportera l'astre en S sur la voûle céleste au lieu de le rapporter en T. La hauteur apparente de Tastre surpassera donc la hauteur vraie de la grandeur de l'arc TS.

L'influence de la réfraction, assez grande sur les astres près de T horizon pour les faire paraître au dessus lorsqu'ils sont au dessous, puisqu'elle augmente alors leur hauteur d'environ 33'^ diminue à mesure qu'ils s'élèvent vers le zénith ; au zénith, où le rayon lumineux traverse perpendiculairement les diverses couches d'air atmosphérique, elle est entièrement nulle. On a construit des tables qui indiquent ce qu'il faut retran« cher de chaque hauteur observée pour obtenir la hauteur vraie. (J^oy, RÉniACTiofi.)

26. De la parallaxe. Le mouvement diurne (3) des astres s'eflectuant autour de l'axe et du centre de la terre, et non autour de l'œil de l'observateur placé à sa surface , il en résulte qu'à moins qu'un astre ne soit à une distance tellement grande que le globe terrestre puisse être considéré comme un point dans l'espace, un observateur ne voit pas cet astre dans la situation réelle qu'il occupe, par rapport au centre de la sphère céleste. Pour faire comprendre l'effet de cette illusion, soit C {pi. IV, fig. 5) le centre de la terre, et ZM une partie de la circonférence de la sphère céleste. Si un observateur, placé en A sur la surface de la terre, regarde une étoile Gxe K à Thôrizon, il aura le même aspect que s'il était placé au centre C, parce que les deux horizons ÂK et CM se confondent ensemble (23) ; s'il regarde au contraire une planète £, dont la distance CE est comparable avec le rayon ÂC de la terre, il est évident que le point K de la voûte céleste auquel il la rapportera, ne sera pas le même que le point I de cette même voûte auquel il la rapporterait, s'il était placé au centre C, Or, ce point I est le lieu véritable de la pla-

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nète, car tous les grands cercles qu'on imagine sur la sphère céleste pour déterminer la position des astres ont le centre C de la terre pour centre commun, et c'est donc exclusivement par rapport à ce centre qu'il faut rapporter tous les mouvemens des astres. Ainsi, pour ' avoir la véritable position de la planète £, il faut réduire son lieu apparent K à son lieu réel I, c'est-à-dire qu'il faut augmenter sa hauteur apparente au dessus de Thorizon de l'arc Kl. C'est cet arc RI qu on nomme îa parallaxe.

A mesure qu un astre s'élève au dessus de l'horizon» l'arc Kl ou l'angle C£A qu'il mesure diminue ; et enGn il s'anéantit, si l'astre parvient au zénith Z, parce que alors les deux rayons visuels CF et AF se confondent. Cet angle est le plus grand possible, lorsque l'astre est à l'horizon oti en £ ; on le nomme, dans ce cas, parais laxe horizontale. Dans tous les autres cas, il prend le nom de parallaxe de hauteur.

L'inspection de la figure montre suffisamment ^u'un autre astre e, également à l'horizon, mais plus éloigné de la terre que Tastre £, a une parallaxe horizontale Cck plus petite que celle de ce dernier, et Ton comprend que la parallaxe horizontale d'un astre et sa distance au centre de la terre sont deux quantités tellement liées ensemble qu'il suffit de connaître Tune pour connaître l'autre, puisque te triangle A£G est rectangle. Quoi qu'il en soit, l'effet de la parallaxe est do faire paraître les astres moins élevés au dessus de l'horizon qu'ils ne le sont en réalité, et elle agit conséquemment en sens contraire do la dépression et de la réfraction .1

Le soleil, quoique éloigné de la terre de plus' de trente millions de lieues, eh est incomparablement plus près que les étoiles fixes, aussi sa parallaxe horizontale estelle moyennement do 8'',8. Cette quantité est assez petite pour qu'on puisse la négliger^ dans les cas où l'on n'a pas besoin d'une grande précision; mais la parallaxe de la lune, qui dépasse quelquefois l'', doit toujours être prise en considération, (^oi^. parallaxe.)

27. De la mesure du temps. Le soleil étant le plus remarquable de tous les corps célestes, et sa présence au dessus de l'horizon déterminant la durée du jour, il était naturel de prendre le mouvement de cet astre pour la mesure du temps ; c'est aussi ce qui a été fait , dans tous les siècles, par tous les peuples du monde. L'intervalle compris entre deux passages consécutifs du soleil au méridien d'un point quelconque de la terre, est ce qu'on nomme le jour astronomique ; cet intervalle se divise en vingt-quatre parties égales, nommées heures; Theure se subdivise en soixantes minutes; la minute en soixante secondes; la seconde en soixante tierces , et ainsi de suite. Dans l'usage civil, le commencement du jour est Tinstant où le soleil passe à la partie inférieure du méridien, celle où est le nadir;

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matei pour les astroDom089 ce commenoemeot est TmsUnt où le soleil passe à la parlie supérieure du méridiao» celle où est le zénith; c'est-à-dire que Je jour astronomique se compte d'un midi à l'autre et de 0 heure à Tîogt-quatre beurest tandis que le jour civil se compte d'un minuit à l'autre et qu'il est divisé en deux périodes de douze heures chacune, dont Tune commence à minuit et finit à midi» et dont l'autre commence à midi et finit au minuit suivant. Ainsi, lorsque nous comptons, par exemple, le 3 février, cinq heures du matin, les astronomes comptent le 2 février, dix-sept heures, et

ainsi de suite.

Les premiers observateurs s'aperçurent bientôt que le jour solaire n'est pas toujours de même durée, ou que l'intervalle de temps écoulé entre deux passages du soleil au mèma méridien supérieur, n est{>as constamipent uniforme, d'où il suit qu'en divisant chaque jour en vingtpquatre heures égales, ces heures n'ont pas tous les joiirs la même grandeur, j^our obtenir une mesure uniforme du temps, il fallut donc ou chercher une moyenne entre ces jours variables , ou rapporter le temps à quelque autre mouvement céleste plus régulier que celui du soleil ; ce mouvement plus régulier est celui des étoiles fixes.

28. On nomme jour sidéral rintervalle de temps écoulé entre deux passages consécutifs d'une même étoile fixe au méridien supérieur ; cet. intervalle» qui est la durée d'une révolution complète de la sphère céleste, étant toujours le même, devient la mesure la plus parfaite, que nous puissions avoir du temps ; on le divise, comme le jour solaire, en vingt-quatre heures égales entre elles, et chacune de ces heures se subdivise de même que l'heure solaire, en minutes, secondes, etc. Sans entrer dans des détails étrangers à notre objet, nous pouvons supposer qu'on ait construit un instrument ou horloge, capable d'indiquer exactement les subdivialons du jour sidéral, et considérer la grandeur de ce jour comme une quantité absolue, à laquelle nous rapporterons la durée de tous les phénomènes astronomiques.

Or, si le soleil et une étoile passent en même temps au méridien un jour déterminé, il est évident que le lendemain, lorsque l'étoile reviendra au même méridien, le soleil n'y sera pas encore, puisqu'on vertu de son mou- Toment propre (3) il s'est écarté de l'étoile en sens inverse du mouvement de la sphère céleste ; ce ne sera donc qu'après un certain temps que le soleil parviendra au méridien : et si l'on compare chaque jour le soleil à la même étoile, on verra de jour en jour s'accroître l'intervalle de leurs passages au même méridien, jusqu'à ce que la soleil ayant accompli une de ses révolutions périodiques se retrouve sur le même cercle de déclinaison que rétoile» et revienne conséquenunent pas«

ser au même instant qu'elle par le même méridien* C'est par des observations analogues eUn comparant chaque jour la durée d'une révolution diurne de la sphère avec l'intervalle de deux passages successifs du soleil au même méridien, qu'on a reconnu que la grandeur du jour solaire , d'ailleurs toujours plus grande que celle du jour sidéral, varie entre des limites fixes et que sa valeur moyenne est de 24** 3" 56', 554 de teoips sidéral.

29. La difficulté de se servir du jour sidéral pour les usages civils, jointe à la nécessité d'avoir une mesure uniforme, ont fait imaginer de prendre le jour solaire moyen pour unité fondamentale. Ce jour moyen, divisé en vingt-quatre heures égales, puis subdivisé en minutes, secondes, etc., a l'avantage de pouvoir servir à régler les instrumeus destinés à marquer les heures et de ne s'écarter jamais assez du jour solaire réel, pour qu'il ne puisse être sensiblement confondu avec lui. On suppose donc qu'un soleil fictif se meut uniformément sur Téquateur et achève sa révolution sur ce cercle, exactement dans le même temps que le soleil réel achève la sienne sur Téclip tique. De cette manière, en admettant que le soleil fictif parle de Téquinoxe du printemps en même temps que le soleil réel, on dit qu'il est midi moyen, toutes les fois que ce soleil moyen passe par le méridien, et si, à cet instant, le soleil réel est plus ou moins avancé, en sorte qu'il soit plus ou moins iemidi vrat, la différence exprimée en parties du temps moyen se nomme V équation du temps,

30. D'après ce qui précède, il est donc essentiel de considérer trois espèces de tenaps : le temps sidéral, le temps solaire vrai et le temps solaire moyen, heê unités de ces temps sont respectivement le jour sidéral^ le jour solaire vrai et le jour solaire moyen; lesquels jours se divisent chacun en vingt-quatre heures. Les heures sidérales et les heures solaires moyennes sont respectivement égales entre elles et uniformes ; mais les heures solaires vraies ne sont égales que pour un même jour : elles varient de grandeur d'un jour à l'autre.

31. Le temps moyen est maintenant généralement adopté pour les usages civils comme pour les usages astronomiques ; non seulement les horloges publiques sont réglées sur ce temps, il sert encore exclusivement aux indications des phénomènes célestes, que donne chaque année le Bureau des Longitudes, dans la Connaissance des Temps. AwM, dans tout ce qui va suivre, nous prendrons le jour solaire moyen pour unité, et nous commencerons d'abord par lui rapporter la grandeur du jour sidéral, qu'il est utile de connaître dans une foule de circonstances. Nous avons dit ci-dessus que la grandeur du jour solaire moyen, exprimée en temps sidéral, est de 24** JC'ôe'i 555; or, cette j^randeur étant égale-

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mmil de yiagt-qiuilre heiirei 8ol«ire» moyeoDM, pour trouver en heures solaires moyennes la grandeur du jwur sidéral» il faut établir celte proportion :

Si s 4^ s** 56% 555 tempi iidérat, te téduUeM A 94^ ttmpt WÊ09en, S4^ tUtétmlei 9$ réduiiem a

S3^ se» 4% 0907

AiBsi la durée du jour sidéral est de 2Z^ Sa" 4', 0907 de temps moyen, et par suite une heure sidérale vaut 0^ 68* 50% 17 de temps moyen.

32» La durée de h révolution périodique du soleil est une de celtee qu*il était le plus important de fixer» puisqu'elle règle les saisons et constitue Vamnée^ cette hftse indispensable de toutes les détarminationa bistoriqees. Or, en observant exactement le temps écoulé depuis le passage du soleil au point équinoxial jusqu'à son retour au mtoe point, ou a trouvé que ki durée de ce tempe n'est pas loujoars la môme» maie qu'elle oscille anloiir d'une valeur moyenne » qui se compose de 365^ &^ 48* 47% 6; c'est cette valeur qu'on nomme l'omare tropi^e. Si» an lieu de rapporter la marche du soleil au point équinoxial» on la rapporte à une étoile fixe» on trouve que ta durée complète d'une révolution du soieil» eu son retour à la même étoile» se compose de 365i 6^ 9" 7% 50» p^iode qu'on nomme Vmmie sidéraU. Pour se rendre compte de la différence de cea deux annéest il devient nécessaire d'examiner plus particuliàremeeC les mouvemens du soleil que noua m Tavons fait jusqu'ici.

33. Du toUil. — Nous avons déjà dit que le meuve-, ment propre du soleil a lieu sur l'écliptique (9), grand cercle qui coupe l'éqoateur en deux points opposés et qui lui est incliné d'environ 23^ 28' . Ce mouvement s'effectue en sens inverse du mouvement diurne coni-< mon à tous les astres, c'est-à-dire d'occident en orient, selon l'ordre des signes que le soleil parcourt successivement en s'avançant chaque jour. d'environ un degré eu en moyenne de 59' 8^' . Si le soleil répond im jour donné à une certaine étoile , le lendemain il en sera éloigné de 59" 8" ; le surlendemain dedeux fois 69" 8'%et ainsi de suite ; de sorte qu'il ne se retrouvera passer au méridien avec la même éloile quau bout d*un an. Donc, tandis qu'une étoile fixe ne décrit que les 360o de son cercle de déclinaison pour revenir au méridien, le soleil , est obligé de décrire un cercle entier » plus l'arc de 59' 8' ' dont il arétrogradé dans l'intervalle» c'est-à-dîre qu'il ne revient an méridien qu'après avoir parcouru 360û 59' 8' ' . C'est ce qui forme la différence de grandeur entre le jour sidéra) et le jour solaire. Mais le soleil s'avançant swr l'écliptique change chaque jouir de parallèle à L'équa* tour » puisqu'il est tantôt phis près et tantôt plus loin dernier cercle«. Ainsi sa déclinaism (14) vsrie toes

les jours : au temps des équinoxes il a xéro de déclinai* son et parait décrire l'équateur ; aux solstices sa décU* naison est la plus grande possible » 22^ 28' « et il paraU décrire l'un ou l'autre des tropiques. On peut trouver chaque jour la déclinaison du soleil en mesurant sa dis* t^nce au pôle élevé , à l'instant où il passe au méridien ; le complément de cette distance ou sa différence avec 90<» est la dédinaison» puisque te distance du pôle à rèquateures4de90''.

34. Le mottvemeut propre du soleil sur récliptique* se nomme encore son mouvement en lon§Uude » parce qu'en effet il s'éloigne à chaque instant dn point r pris pour l'ivigine des loqgitudes et qu'il augmente censé* qnemment sa longitude. Ce mouvement est loin d'être uniforme ; on s'est assuré par les. obselrations que le soleil accélère peu à peu sa course depuis le commencement de juillet jusqu'à la fin de décembre et qu'il U ralentit depuis cette dernière époque jusqu'à son retour à le première. Cette inégalité du mouvement propre du soleil est une des causes de l'inégalité des jours solaires vrais; mais elle n'est pas la seule, car les arcs égaux de récliptique rapportés à l'équateur par les mdridlens ne donnent pas des arcségaux sur ce dernier cercle; de sorte qu'il ne suffirait pas que le mouvement propre du soleil sur l'écliptique fût uniforme pour rendre les jours égaux» il faudrait encore que ce mouvement répoodtl à des arcs égaux de l'équateur sur la circonférence duquel il est rapporté par les observations méridiennes » car ce sont les arcs de l'équateur qui mesurent le temps»

36. On a reconnu en outre» en observant attentive ment le diamètre apparent du soleil, qne ce diamètre n'avait pas toujours la mènae grandeur; il parait d'autant plus grand qfie le mouvement en longitude est lui* mèuie plus grand ; et comme » d'après les lois de l'optique , un môme objet ne peut paraître changer de gran« denr qu^ changeant de dislance , il en résulte qne le soleil est plus près de la terre au moment où il senaUe se mouvoir plus vite qu^au moment où il semble se mouvoir plus lentement D'où l'on doit conclure que l'orbite de cet astre n'est pas un cercle dont la terre occupe le centre. Ainsi, bien qu'il soit d'usage de donner le nom d'écliptique non seulement au grand cercle de la ^hère céleste qui sert à fixer tous les peiuts de l'orbite du soleil, mais encore à cet osbtte lui-même , il est essentiel de distinguer ces deux courbes qui n'ont d'autre caractère commun que celui d'être situées dans un même pian. Quoi qu'il en soit » on n6mme apo§ée le point de l'orbite solaire le plus éloigné du centre de la^ terre et périgée le point le plus proche; la droite ^u'on imagine menée de l'un de ces points à Fautre se nomme la ligne des absides^ parce qu'on donne le nom commun d'absides au périgée et à rapogée. Les observations eut preuve que la hgne des absides partage Torbite «oliire

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en deux parties égales et qu'elle passe par le centre de la terre.

36. Nous avons signalé plus haut (32) la dilTérence de durée qu*on observe dans la révolution périodique du soleil, selon qu'on rapporte le mouvement propre de cet aîBtre au point r de l'équateur ou à une étoile fixe. Or, tes étoiles fixes occupant constamment les mômes lieux sur la Fphére céleste» on est amenée conclure que le point équinoxial n'est pas fixe, c'est-à-dire que l'écliptiquene coupé pas toujours l'équateur dans les mêmes points, ou, ce qui est la même chose , que l'orbite solaire se meut autour de l'équateur considéré comme fixe. On a trouvé, en effet, que le point équinoxial du bélier b'avance d*orient en occident, toutes les années, d'environ 50'' de degré; de sorte qu'après une année, lorsque le so* leil revient à ce point, il le rencontre plus tôt que le point du ciel auquel il correspondait à son passage précédent par l'équinoxe. £n un mot, au lieu d'avoir besoin de parcourir les 360'' de l'écliptique pour se retrouver au point T, le soleil n'en parcourt que 3S0<> 50' 10'', parce que ce point s'est avancé au devant de lui de ôO'^

37. Le phénomène du mouvement du point équinoxial en sens inverse de l'ordre des signes se nomme la précession des équinoxes; il est cause que les signes [9) ne . correspondent plus maintenant avec les constellations dont ils portent les noms ; car, dans l'origine, lorsqu'on a formé le zodiaque, on avait partagé toutes les étoiles placées sur cette zone en douze constellations, de sortosque les douze parties égales de Técliptique ou signes portaient respectivement les noms des constellations correspondantes ; depuis , les équinoxes ont rétrogradé d'environ un signe, et quoiqu'on ait continué de donner aux signes leurs noms primitifs , ces signes n'ont plus de rapport avec les constellations. Aujourd'hui, par exemple, l'éqiiinoxe du printemps arrive dans la constellation des poissons et non dans celle du bélier,

' Si le mouvement du point équinoxial était uniformément de 50' ' par année, il achèverait une révolution complète dans vingt-six mille ans environ ; mais il éproQve, dans les différons siècles , quelques inégalités qui modifieront un peu l'étendue de cette période é laquelle on a donné le nom S apocaiastase ou de grande année.

38. Pour concevoir le mouvement en précession, il faut imaginer que l'axe de l'écliptique tourne autour de l'axe de l'équateur en entraînant avec lui le plan de l'écliptique; et pourfendre compte d'un autre phénomène que nous allons signaler, il faut imaginer, en outre, que Taxe de l'écliptique ne conserve pas constamment son inclinaison de 23<> 28' sur Taxe de l'équateur , mais qu'il s'approche et s éloigne successivement de ce dernier , car l'obliquité de l'écliptique varie elle-même en plus et en moins de 9" environ dans une période do

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dix-huit ans. Ce dernier phénomène est ce qu'on nomme nulaiton.

L'obliquité de réçliplique diminue encore d'environ 50" par siècle ; mais cette diminution , qu'on nomme séculaire , doit se changer , un jour, en augmentation, de sorte que tout se réduit à une petite oscillation autour de l'obliquité moyenne.

39. L'année tropique (32) est celle qu'on doit considérer dans les usages civils, parce qu'elle est toujours liée étroitement à la durée des saisons ; mais comme l'année civile ne peut se composer que d'un nombre entier de jours , on ne compte cette dernière que de 365 jours : ce qui s'appelle une année commune ; et alors , d'après cette manière de compter , l'année se trouvant trop courte d'environ un quart de jour, ce qui fait un jour au bout de quatre ans, on est convenu de faire la quatrième année de 3G6 jours, et on la nomme année bissextile. Cette correction , prescrite par Jules-César, s'appelle la correction julienne ; elle serait suffisante si l'année tropique était exactement de 365 i 6^ ; mais, comme elle n'est que de 365' 5^ 48^ 47', 6, il est visible que 400 années juliennes composées de 300 années communes et de 100 années bissextiles forment un totafde 146100 jours, tandis que 400 années tropiques forment un total de 146096> 21^ 17- 20», el qu'ainsi, à la fin d'une période de 400 années juliennes, on se trouve en avance de 3' 2^ 42" 40'. Pour remédier à cet inconvénient le pape Grégoire XllI effectua sa célèbre réforme du calendrier en décidant qu'on ne ferait plus bissextile qu'une seule année séculaire sur 4. Ainsi 400 années grégoriennes ne se composent que de 97 années bissextiles et les 303 autres sont communes. L'erreur de 2^ 42"* 40% qui en résulte sur la durée de 400années tropiques, ne pouvant produire unedifférence d'un jour que dans un intervalle d'environ 5000 années, il sera toujours possible de la faire disparaître en rendant communes quatre années séculaires consécutives.

Les années bissextiles non séculaires sont celles dont le nombre peut être exactement divisible par quatre.

Les années bissextiles séculaires sont celles dont le nombre, après en avoir retranché les deux zéros à droite, est exactement divisible par quatre.

D'après cette règle, l'année 1841 n'est pas bissextile, parce qne le nombre 1841 n'est pas divisible par quatre; et l'année 2000 sera bissextile, parce qu'après avoir retranché les deux premiers zéros les chiffres re8tans20 sont divisibles par quatre.

40. Du système solaire. — Dans tout ce qui précède nous avons exposé les phénomènes généraux du mouvement des astres tels qu'ils nous apparaissent; mais si , déjà , lorsqu'il a été particulièrement question du aoleil nous avons pu remarquer une complication de mouvemena opposés, difficiles à concilier, oooibien au*

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rioDB-now eu plus de peine si nous ayions tooIu suitre en détail les phénomènes bizarres que présentent les planètes ! Ces'astres» qui se distinguent en général des étoiles fixes par leur lumière plus pâle, moins scintiU lante » et plus encore par leurs changemens de place sur la sphère céleste, offrent des particularités très remarquables dont Tastronoraie ancienne ne pouvait se rendre compte d'une manière satisfaisante. Quelquefois oo les voit s'avancer rapidement de l'occident à l'orient , perdre ensuite peu à peu leur vitesse , s'arrêter , puis revenir d'orient en occident avec une vitesse qui croit d'abord et ensuite décroît , s'arrêter de nouveau dans leor marche rétrograde et recommencer , après, leur mouvement de l'occident à l'orient. Le mouvement de l'occident à l'orient étant toujours plus grand que le mouvement opposé, ils finissent par parcourir ainsi toute la sphère céleste.

Les anciens systèmes astronomiques par lesquels on a voulu expliquer tous ces mou vemens ne sauraient être exposés ici; il nous suffira de dire qu'ils étaient fondés sur l'hypothèse grossière que la terre est immobile au centre de l'univers et qu'ils faisaient ainsi une rôalilé de ce qui n'est qu'une apparence. Que la sphère céleste tout entière, avec l'immense quantité de corps qui y semblent fixés ou qui s'y meuvent, tourne en effet autour de la terre en vingt-quatre heures, ou que cette sphère soit immobile et que la terre tourne sur ellemême dans cet intervalle de temps, les phénomènes ne changent pas pour nous ; car , partageant le mouvement de ncftre globe avec tous les objets terrestres qui nous entourent, nous ne pouvons nous apercevoir de ce mouvement que par rapport aux astres qui , en dehors de notre atmosphère, y sont complètement étrangers. Ainsi, lorsque nous voyons un astre se lever à l'orient, décrire un arc de cercle au-dessus de l'horixon» puis disparaître en se couchant à l'occident, nous pouvons très bien admettre, indifféremment, ou que cet astre se meut en réalité ou qu'il est immobile et que c'est la terre qui tourne en sens contraire , c'est-à-dire d'occident en orient; les apparences seront entièrement les mêmes. Un voyageur placé sur un bateau qui descend rapidement un Oeuve pourrait également croire qu'il est immobile et que c'est le rivage qui fuit, si la conscience de son changement continuel de place ne venait détruire l'illusion optique qu'il éprouve.

Mais s*il est toul-é-fait indifférent « pour les apparences , de supposer la terre immobile et le ciel en mouvement ou le ciel immobile et la terre en mouvement, il n'en n'est plus de même lorsqu'il s'agit de rechercher les causes et les lois des phénomènes : nous allons donc entrer dans le domaine de la réalité, et si la nature de notre Dictionnaire nous interdit de le parcourir en détail , 000$ evMieroQa do moins de faire connaître aeg

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parties les plus importantes pour l'art de la navigation*

D'après les immortelles découvertes deNevrton, tous les corps matériels s attirent mutuellement en raison directe de leurs masses et en raison inverse des carrés de leurs distances. La force qui anime ainsi les particules les plus déliées de la matière se nomme l'attrâo» TiON URiVEtsiLLE ; c'ost U même qui, sous le nom de graviié ou de peianteur^ fait tomber les corps à la surface de la terre. En vertu de cette force , deux corps ne peuvent exister dans l'espace absolu sans chercher à se rapprocher, et si rien ne s'opposait à leur réunion, ils s'avanceraient l'un vers l'autre jusqu'à leur point de contact. Mais si nous supposons que le plus petit des deux corps , et par plus petit nous entendons celui qui a le moins de masse, reçoive une impulsion qui lui imprime un mouvement dans une direction différente de celle de l'autre corps , il ne pourra obéir aux deux forces qui le sollicitent qu'en décrivant autour de ce dernier une courbe circulaire dont il ne s'écartera plus à moins que d'autres forces ne viennent agir sur lui. C'est de cette manière que la terre et toutes les autre planètes, lancées primitivement dans l'espace par une force de projection , se sont vues contraintes à décrire des courbes circulaires autour du soleil pour obéir à l'attrac* tion que sa masse exerce sur les leurs.

On nomme système ^tolaire l'ensemble du soleil et des corpaqui lui sont subordonnés. Le soleil est placé an centre de gravité du système , autour duquel il tourne lui-même , tandis que toutes les planètes priocipaies circulent autour de lui dans l'ordre déjà indiqué (3). Quelques unes de ces planètes jouent vîs-à-vis d'autrea planètes plus petites le même réie que le soleil, c'est-àdire qu'elles sont le centre de systèmes particuliers de corps qui circulent autour d'elles et qu'elles entraînent dans leur mouvement autour du soleil. Ces corps se nomment planètes secondaires on satellites ; tels sont : la lune par rapport à la terre ; les quatre satellites de Jupiter; les sept satellites de Saturne et les six satellites d'Uranus. La ftg. tOy pL IV, montre l'arran* gement du système général.

41. Le mouvement des planètes autour du soleil est soumis aux trois lois suivantes , découvertes par Kepler, et démontrées ensuite par Newton :

io Toutes les planètes décrivent autour du soleil des ellipses peu excentriques , et qui ont toutes un foyer commun ou se trouve le soleil;

29 Los carrés des temps périodiques des révolutions des planètes sont entre eux dans le même rapport que les cubes de leurs moyennes distances du soleil;

30 Les aires décrites par le rayon vecteur d'une planète en temps égaux sont toujours égales.

Pour Tintelligence de ces lois, représentons par ?ab\c? l'orbite d'une planète {pL lY, fig, 6), T élan)

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le foyer de Tellipse occapè par le soleH , si a » > » A » c soDt les poIftCs où se trouve la ptanète en dtffôrens temps ^ les droites Ta , T^ , TA , Te, menées du een* tré du soleil au centre de ht planète, sont les ruyon$ vecteur i de la planète; de sorte qu'en admettant que 06 corps aitdéerît Tare mè de son orbite dans une même durée de temps que Tare ^A , ce ne sont pas ees deux arcs qui sont égaux, mais bien les espaees aJôy HA 'décrits par le rayon yecteur.

42. La droite AP» grand axe de Tellipse, se nomme aussi le grand axe de l'orbiie. Le point A où la planète est à sa plus grande dislance dtt soleil se nomme V aphélie et le point P jesl le périhélie^

43. Toutes les apparences du double mouvement du soleil autour de la terre en vingt-quatre heures, et sur récliptique en. une année, sont dues uniquement au double mouvement de la terre sur son axe et ^nr son orbite elliptique. C'est la terre qui' parcourt en une année une courbe située dans le plan de récliptiqne; et comme par suite de ce mouvement le rayon mené de notre œil au soleil change continuellement de direction et va marquer dans le ciel, parmi les étoiles , un point sans cesse différent, il nous semble que le solett marche, de sorte que dans le cours d'une révolution complète de la terre, le soleil nous parait décrire d'oo* cJdent en orient un grand cercle de la sphère céleste. De même, comme en s'avançant sur son ortrite, la terre tourne continuellement autour de son axe inclimé moyennement de 23^.28' sur le plan de cet orbite, il nous semble encore que e^est la sphère céleste ellemême qui exécute une révolution autour de son axe en vingt-quatre heures*

; T<Iotts n'insisterons pas sur tfes explieations qui se présentent d*elles*mèraes; il suffit pour notre objet d*avoir posé les lois du mouvement' réel des astres , et comme tous les phénomènes célestes qu'il importe au navigateur de connaître sont, en définitive, les phé* nomènes apparens, nous continuerons d'admettre pour la (aciUlé du langage le mouvement diurne de la voûte « céleste, ainsi que le mouvement propre du soleil* liorsqu^on ne considère le soleil et la terre que dans les rapports de situation qu'ils ont entre eux, on arrive nécessairement aux mêmes résultats , quel que soit celui de ces corps qu'on imagine se mouvoir autour de l'autre.

44. Détermination du lieu des oitre». — Lo pro* blême de déterminer la marche d'un astre , o'est-àdire de pouvoir fixer à chaque instant donné le lieu qu'il occupe sur la sphère céleste , est le plus important de l'astronomie. Kous allons indiquer le^ principes de sa solution en prenant le soleil pour exemple ; mais ce que nous allons dire pourra s'appliquer ensuite de 1^ manière la plus, générale.

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Si le soleil décorivait un cercle immuable autour dtt centre de la terre, et que son mouvement fût uni* forme, il suffirait de connaître sa position sur sou orbite à un instant donné pour pouvoir prédire celle qu'il occupera ou qu'il a oocupée dans un tout autre instant. Sachant, par exemple, qu'il était au point équinoxial y le SO mars 1841, à ^ 3^ du soir, point où sa longitude est séro , on obtiendrait immédiatement son lieu sur réeliptique« ou sa longitude un autre jour, à un instant donné * en calculant l'arc qu'il a décrit dans rintervalle» Ainsi, en admettant que son mouwe'* ment en longitude (34) soit de 69^8'' par jour, si Ton demandait quelle sera sa longitude le 25 mars à 7^ 1(K du soir, il faudrait prendre cinq fois ^9^V\ ce qui don* nerait la longitude pour le 26 mars à 6^38" , puis cal* culer le anouvement pour les 32"^ exeédantes, et rajocH ter au premier nombre , on aurait de cette manière :

MouTement en loogit. pour 5 jours 4<* 55' W

Id. pour 3i minutes. . i 8

Los^it. du soleil le 25 mars à 7M0- 405^ W^

Mais il n'en est point ainsi , le mouvement du soleil en longitude varie chaque jour (34) , et ce n'est qu'après avoir trouvé sa position réelle sur son orbite elliptique qu'il est possible delà ramener à son lieu apparent sur récHptique.

Soit Pa^AcP {fi(f. 8, pt. IV) l'orbite elliptique du soleil, et T le foyer de l'ellipse occupé par la terre; considérons le soleil partant de l'apogée A, on sait déjà (35) qu'en partant de ce point , où son mouvement est le plus lent, sa vitesse s'accélère tout le long de son demi-orbite ArP jusqu'à ce que parvenu en P, à son périgée , où la vitesse est la plus grande , la vitesse commence à décroître de manière que lorsqu'il est de retour en A il n'a plus que Ta même vitesse qu'il avait en partant de ce point. Or, l'augmentation et la diminution de vitesse étant renfermées entre des limites toujours les mêmes, i) est évident que si nous supposons qu'un soleil fictif, animé d'une vitesse uniforme, parle du point A^ ao moment où le soleil Trai part du point A , et décrive le cercle AVPA^ dans le même temps que le soleil vrsi décrit Tellipse Po^AcP; il est évident , disons-nous , que la vitesse constante du soleil fictif sera la même que la vitesse moyenne du soleil vrai , et qu'ainsi, connaissant celte vitesse moyenne,, il sera toujours taeile de déterminer, par rapport au point A^ la position du soleil fictif sur son orbite circulaire. Mais connaissant le lieu c^, par exemple , du soleil fictif, si l'on connaissait l'angle &Tc que son rayon vecteur Te^ fait avec le rayon vecteur Te du soleil vrai , il ne faudrait plus que retrancher eet angle de l'angle connu ATcK po«r oMeiiir Tangle ATc , c'est-à-dire ]» liea dtt soleil nai slv; sa» ^ipse, rap*

porté aa point À comme origine. Il s'agit donc de trouver cet angle clef que I on nomme Xéquaiion du centre ou Xéquaiion de l'orbite.

Représentons |>ar ASP (jpL Vi^pg.l) l*orbite du soleil, «t, après avoir décrit le demi-cercle ABP du milieu du grand axe comme centre» considérons le soleil partant du point A, et supposons qu après un temps i il soit parvenu en S ; ce temps l, pendant lequel le soleil a décrit l'arc elliptique AS, se nomme Y anomalie moyenne; mais comme il est proportionnel à Taire elliptique STA , d'après la troisième loi de Kepler (41) , on donne aussi à cette aire-Ienom d'anomalie moyenne. Si du point S nous menons la droite BF perpendiculaire à l'axe AT, et que nous menions ensuite la droite BT, l'aire mixtiligne ABT sera proportionnelle à Taire elliptique STA, en vertu des propriétés connues de Tcllipse, et pourra, conséquemment, représenter Tanomalie moyenne; mais, en abaissante perpendiculaire T£ sur le rayon SC prolongé, et en prenant ensuite Tare BX égal à TE , nous aurons un secteur circulaire ACX qui sera égal à Tespace mixtiligne ABT , de sorte que ce secteur représentera encore Tanomalie moyenne, '€t comme il est proportionnjBl lui-même à sojn arc AX , Tanooialie moyenne se trouvera en définitive mesurée par un arc de cercle.

Prouvons d'abord que l'espace mixtiligne ABT est égal au secteur ACX. -

En effet, le secteur circulaire ACX est composé : V du secteur circulaire ACB; 2° du secteur circulaire BCX.

L'espace mixtiligne ABT est composé 1° du secteur, circulaire ACB^ 3« du triangle TCB.

Or, le secteur circulaire BCX, ayant pour mesure I BXx BC, est égal au triangle TCB, qui a pour mesure i TExBC, puisque par construction on a fait BX=TE.

Donc l'espace mixtiligne ABT est égal au secteur ACX.

Il résulte de cette égalité qu'on peut considérer l'arc AX comme l'espace que parcourrait uniformément le soleil sur la circonférence ABP, pendant le temps qu'il décrit réellement Tare ellipti<|ue AS, puisqu'il y aura toujours même rapport entre la grandeur de Tare AX et la circonférence entière, qu'entre le. secteur elliptique ATS et la surface entière de'i'ellipse.

Il est donc toujours facile de trouver le nombre des degrés de Tare AX ou Tanomalie moyenne exprimée en degrés ; car à la fin du temps (, mis par le soleil pour se rendre de A en S , cette anomalie exprimée en temps est précisément l, de sorte qu'en nommant m le nombre de degrés parcourus par le soleil moyen sur son cercle dans Tqnité de temps, Tare décrit dans le temps t ou

, l'arc AX est évidemment égal à m(. Si nous prenoni

AST

le jo^r pour unité de temps, nous obtiendrons Tare de cercle décrit par le soleil moyen dans det intervalle, en observant qu'à la fin d'une année tropique de 365^ 5^ 48- 47'» 59, ou, en décimales de jour, de 365 i» 242217456 le spleîl vrai est de retour au point équinoxial y, dont il est parti au commencement; si donc cet astre parcourait uniformément les 360^ de Técliptique, il décrirait dans un jour un arc égal à

305*7 i4a2174Sa

Tel est le mouvement moyen du soleil en longitude par jour moyen.

Connaissant en degrés du cercle Tanomalie moyenne AX, on peut calculer, au moyen des diverses relations des lignes de la fig* 7, Tare AB qu'on nomme4'anoma/te excentrique, et enfin, au moyen de cette dernière, Tangle ATS, formé par le grand axe de Torbite et' le rayon vecteur TS du soleil vrai. Ce dernier se nomme Vano^ malie vraie ; il fixe la position du soleil vrai par rapport à son apogée. Examinons maintenant comment on peut

tirer de la connaissance du lieu elliptique celle de la longiti|de vraie.

â5. ASPA(^jf. 11] représentant Torbite solaire, soit A'XP^A' Técliptîque de la sphère céleste et r le point équinoxial, d*où Ton compte les longitudes ; en imaginant toujours qu'un soleil fictif part du point A^ en même temps que le soleil vrai part du point A, et se meuve uniformément sur Técliptique, de manière à revenir au point A' lorsque le soleil vrai revient au point A ; il est évident qu'il surfil de connaître la longitude de ce soleil fictif ou sa distance au point r àun instant donné, pour trouver sa longitude à |in tout autre instant, puisqu'il ne faut pour cela qu'ajouter A la première longitude le mouvement en longitude qui s'est effectué dans Tintervalle des deux instans. Or, connaissant ainsi, par exemple, la longitude rX du soleil fictif, ce qu'on nomme la longitude moyenne du soleil, on voit aisément que si Ton en retranche la longitude TA' de Tapogée, on obtiendra la distance XA' de Tastre fictif à Tapogée, c'està-dire Vanomalie moyenne, au moyen de laquelle on pourra calculer Vanomalie vraie S' A\ et celle-ci augmentée de la longitude tA^ de Tapogée, donnera définitivement la longitude vraie rS' du soleil. Les élémens de ces calculs, 'réduits en tables, composent ce qu'on nomme les Tables du so/et/. Avec leur secours, tout se léduit à déterminer Vanomalie moyenne ; qudiiid on connaît cette quantité, les Tables donnent T^^ua/îon du centre ou l'angle XTS, qu*on retranche de la longitude moyenne ou qu'on lui ajoute selon les circonstances pour obtenir la longitude vraie ; car on conçoit que, dans son mouvement uniforme, le soleil moyen précède le soleil vrai dans une moitié de la révolution et le suit

AST

dans l'tulre moitié, après Tavoir rencontré au périgée.

46. Il est important d'observer que Tapogée de l'orbite solaire n*est pas un point fixe dans l'espace, et que le grand axe de cette orbite parait avoir un mouvement en avant, dont l'effet est de faire avancer l'apogée par rapj)ort au point r, de 6r\ 76 par année dans le même sens que le soleil; ce qui est cause que le soleil, après èlre parti de l'apogée, n'y revient qu'après un intervallode365i ^^ 13« 61*« 412. Cetle période se nomme Vamiée anomalittique. Nous ne la signalons ici que pour montrer qu* il ne suffit pas de connaître une fois pour toutes la longitude de l'apogée, mais, qu'il est nécessaire encore de tenir compte du mouvement de ce point.

47. Les anciennes Tables du soleil rapportaient, coiiimenous l'avons fait ci-dessus, Toriginedu mouvement elliptiqueà J'apogée ; les nouvelles Tables, publiées par le Bureau des Longitudes, la rapportent au périgée, c'est-à-dire qu'elles comptent les anomalies à partir de ce dernier pomt. Elles donnent comme valeurs initiales la longitude moyenne du soleil et la longitude du périgée pour le 1*' janvier de chaque année, au commencement du jour civil ou au minuit du 31 décembre au 1*' janvier. On déduit aisément de ces valeurs celles qui conviennent à toute autre époque, à l'aide du mouvement moyen en longitude et du inouvement du périgée; ces dernières valeurs font ensuite connaître téquation du centre^ ainsi que tous les petits écarts ou perturbations du mouvement elliptique , dus à l'attraction que les planètes exercent sur la terre. Une fois ces quantités trouvées ainsi que la nutalion (38), on en conclut :

tong. vraie=loog. ni«;y. +éqa. da cénlre 4- pertarb.-^-gataiion.

La longitude vraie du soleil étant déterminée , on peut calculer ensuite très facilement son ascension droite et sa déclinaison. Les marins tirent toutes ces tjuantités delà Connaissance des Temps; mais comme ils peuvent se trouver dans la nécessité de les calculer directement, noua donnerons au mot solbil des tables abrégées qui pourront leur servir à cet usage jusqu'à la fin de ce siècle.

48. Des planètes principales. Tous ces corps décrivent, ainsi que nous l'avons déjà dit, des orbites elliptiques autour du soleil, et par suite de l'influence qu'ils exercent les uns sur les autres, leurs révolutions sont affectées dediverses inégalités, dontil faut tenir compte lorsqu'on veut déterminer leur lieu sur la sphère céleste. Les grands axes de leurs orbites sont animés de mouvemena très lents, qui déplacent continuellement dans le ciel leurs points d'apAéfie et de f^m/ié/t^. Noua allons indiquer rapidement leurs particularités principales.

AST

49. Mercure est la planète la plus proche du soleil ; il décrit autour de cet astre une ellipse dont l'excentricité s'élève presque au quart du demi-grand axe. Il es^ tellement enveloppé par les rayons solaires qu'il n'offre à la vue qu'un disque étincelant de lumière , et qu'il est impossible d'y découvrir aucune tache sur laquelle on poisse établir des conjectures pour déterminer sa constitution physique. Cependant cetle planète, comme toutes les autres , ne nous paraissant lumineuse que parce qu'elle nous renvoie la lumière du soleil , et de plus son orbite étant entièrement comprise dans celle de la terre , on doit prévoir qu'elle se trouve souvent dans des positions telles que son hémisphère éclairé ne peut être vu de la terre ert tout ou en partie ; en un mot. Mercure doit nous présenter des phases comme la lune. C'est par l'observation suivie de la variation des cornes de ces phases qu'on a reconnu que cette planète tourne sur son axe en 21^ et à peu près l&s Sa révolution autour du soleil s'effectue dans une période de 87i 23^ 15" 43', 9 et son demi-grand axe ou sa distance moyenne du soleil est d'environ 13000000 de lieues de 25 au degré.

Le diamètre réel de Mercure est d'environ 1200 lieues et son diamètre apparent varie de S" à 12". On représente cette planète par le caractère $ .

50. Vénus ^ la seconde des planètes dans l'ordre des distances de ces corps au soleil, a un diamètre réel de 2800 lieues et un diamètre apparent qui excède quelquefois celui de toutes les autres planètes principales, car il s'élève jusqu'à 61'^ Sa distance moyenne au soleil est d'environ 25000000 de lieues et la durée de sa révolution périodique de 224' 16^ 49- 8'. Le vif éclat dont brille cette planète ne permet dQ distinguer aucune tache sur son disque ; mais comme elle a des phases on a pu découvrir qu'elle tourne sur son axe dans un intervalle d'environ 24 heures. Le signe i sert à la représenter.

61. La terre, — Nous retrouvons ici notre globe comme le troisième corps céleste dans l'ordre des dis- (knces , et nous dirons quelques mots de sa constitution physique. La terre est composée de parties liquides et de parties solides. Ces dernières présentent de nombreuses inégalités provenant des vallées et des montagnes ; mais la plu» haute montagne connue ne dépasse pas huit mille mètres en hauteur perpendiculaire , ce qui n'est pas la seize- centième partie du diamètre terrestre , de sorte que si l'on voulait représenter la terre par un globe d'un mètre de rayon, les montagnes ne produiraient sur sa surface que des inégalités à peine sensibles au toucher.

La terre ne forme pas une sphère exacte; elle est aplatie vers les pôles et renflée à l'équateur de manière qu'un méridien terrestre n'est pas une circon(4-

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rence de cercle» mais une courbe analogue à Tellipse; il en résuUe que les degrés du méridien terrestre , lesquels sont déterminés sur la surface de la terre , par les projections des degrés du méridien céleste ( Foy, latitude), ne sont pas égaux entre eux, et qu'ils sont né* cessairen\ent plus grands dans la partie aplatie » c'està-dire ver^ les pôles.

Si la terre était une sphère parfaite , il suffirait de mesurera sa surface la longueur d'un degré du méridien pour pouvoir en conclure la grandeur totale de ce méridien, et par ^uite toutes les diniensionfl^ du globe; mais la figure léelle de la terre rend leproblônie bien autrement compliqué, Il nous suffira ici de dire que l'ensenible des mesures faites jusqu'à ce jour donne les résultats suivans ;

Rayon de Véquateur 6 377 109 mèlrei.

Rayon du pôle 6 356 199

Différence des deui aies — 41 820 •

Le rapport de la différence des deux axes au plus grand axe est ce qu'on nomme rà^/atûs^ment ; d'après ces nombres, l'aplatissement de la terre esC~, quantité qu'on doit considérer comme une moyenne entre toutes les évaluations faîtes par des procédés très différens.

La terre décrit autour du soleil une orbite elliptique dont le demi^gfand axe est d'environ 35,000,000, de Heues. Si l'on prend pour unité ce demi-grand axe y . comme c'est l'usage des astronomes , les distances de la planète au soleil sont :

Plus grande distance. i, 01679

Moyenne distance 1, 00000

PliM petMe disUnce 0, 96614

d'où il résulte que Y excentricité de lorbite terrestre » c'éstpà-dire la distance du milieu du grand axe au foyer est 9 en parties du demi-grand axe, 0, 01670. Ces rapports ne demeurent pas constamment les mêmes , parce que la terre est influencée dans sa n^rcfae par l'attraction que les autres planètes exercent sur elle; mais les légères variations qu'ils subissent dans de longs intervalles sont tantôt dans un sens et tantôt dans le sens opposé. Eu ce moment l'excentricité est dans une période décroissante, et si l'on désigne par T un nombre d'années écoulées depuis 1800, on a, d'après M. Bcssely

Eicent. pour l'an 1 800 +T:= 0,0 1679)2565— 0,0000004359 T.

Ainsi dans la pcésente année 1841 l'excentricité de l'écliptique est : 0, 01677 43846.

Le mouvement de rotation de la terre sur son axe s'effectue en 23^ ôO** 4' , et comme dans cet intervalle la terre. s'est avancée sur son orbite et que sa situation a changé par rapport au soleil , un même méridien terrestre ne se retrouve coïncider avec le soleil qu'après ane rotation entière , plus une petite partie de la rotaliOQ soiTante; c'est ce qui fait qu'en rapportant au soleil

la rotation de la terre sur son axe , la durée de cette

rotation est de vingt-quatre heures. Dans son double

mouvement de rotation et de translation, la terre conserve toujours son axe dans une même direction : on nomme cette circonstance le parallétisme. de taxe de la terre. Il ne faut cependant pas prendre cette exprès ston dans un sens absolu » car le rendement de la terre vers Féquateur est cause que l'attraction du soleil et de la lune agit sur cette partie avec plus d'intensité que sur les autres , et tend continuellement à détourner le plan de l'équateur terrestre de sa direction ; ce qui imprime à l'équatçur un mouvement circulaire autour de l'axe de Técliptique auquel correspond en même temps un mouvement conique de son propre axe autour de ce dernier* Les p^Ies de l'équateur tournent ainsi autour des pôles de l'écliptique, non en décrivant un cercle^ mais une courbe ondulée, parce que dans ce mouvement Taxe de l'équateur se rapproche et s'éloigne alternativement de celui de l'écIiptique.C'està ce mouvement du plan de l'équateur que sont dus les decgc phénoimènes de la précession des équinoxes (31) et de la nutation (38).

Leplan'de l'orbite terrestre se coqfond généralement avec celui de Técliptique, grand .cercle de la sphère céleste, sur lequel cette orbite se projette et dont elle -prend le nom ; toutefois les attractions planétaires impriment un.mpuvement à l'orbite terrestre qui nécessite la considération d*un écliptique moyen. C'est à cet écliptique moyen et invariable qu'il faut rapporter la position de tous les astres.

' La terre est, dans Tordre des distances, la première planète qui soit accompagnée d'un satellite, ou autour de laquelle circule une planète secondaire ^ qu'elle retient par sa force attractive et qu'elle entraîne daus son mouvement de translation. Ce satellite, nous l'avons déjà dit, est la lune. On désigne quelquefois la terre par le signe S .

52. Mars. -^ La figure de cette planète , qu'on représente par le signe ^, est sensiblement sphérique; quoique plus éloigné du soleil que la terre , Mars est beaucoup plus petit que notre globe, car son diamètre est denviron 1500 lieues. Cependant on distingue très nettement sur cette petite planète des contours qui semblent indiquer des continens et des mers. Les parties qu'on peut regarder comme des continens ont une teinte ocreuse qui contribue à donner à l'ensemble général cette lueur rouge&tre qui distingue Mars de toutes les autres planètes.

Mars tourne sur lui-même en 24^ 39« 21', tout en

décrivant son orbite autour du soleil dans une période de 686' 23^ 31' ; sa moyenne distance au soleil dépasse 52>000,000 de lieues* Son diamètre apparent varie de

98 AST

53. FestUf funon^ Cirés et Pallai sont quatre petites planètes , yisibles seulement aa télescope, dont la découverte ne remonte pas à quarante ans. Elles décrivent des orbites très rapprochées les unes des autres et dans des périodes peu différentes qu'on trouvera plus loin dans le tableau du système solaire.

54. Jupiter est la plus magnifique des planètes : Son diamètre n'a pas moins de 31,000 lieues. Cet immense corps marche escorté de quatre satellites, et représente ainsi un petit système parfaitement semblable au grand système dont il fait parfie. Son disque présente toujours des bandes ou zones obscures variables dans leurs grandeurs et dans leurs positions ; mais qui conservent toujours la même direction générale. Sa distance moyenne du soleil s'élève à environ 182,000,000 de lieues, et la durée de sa révolution périodique est de 4332' 14^ 18-25-.

Jupiter, qui tourne sur lui-même dans la très courte période de 9** 55" 50*, est considérablement aplati vers ses pôles de rotation; des mesures précises donnent pour le rapport du diamètre équatoriat au diamètre polaire celui des nombres 107: 100. C'est un aplatissement de ,*r.

Le diamètre apparent de Jupiter varie de 30" à 46".

On désigne celle planète par le caractère lU.

55. Saturne présente dés particularités très remar-» quables; ce vaste globe, dont les dimensions diffèrent peu do celles de Jupiter, est non seulement accompagné de sept lunes ou satellites; mais il est encore entouré de deux anneaux solides, plats, larges et comparativement très minces, qui ont tous deux le même centre, celui de ta planète, sont courJiésdans un même plan et sont' séparés l'un de Tautre par un très petit iutervalle surtout leur contour, tandis qu'il règne entre eux et la planète un intervalle beaucoup plus considérable. Voici les dimensions de ces corps singuliers, toujours exprimées en lieues de 25 au degré.

Diamètre extérieur de l'anneau extérieur 63880 lieues.

Diamètre intérieur du iftème 562i3

Diamèlre extérieur de l'anneau inlérieur 540i6

Diamètre Intérieur du même 4**88

Diamètre équatorial de la planète C86&4

Intervalle de la planète et de Tanneau intérieur. 6912

Intervalle des deux anneaux 6iS

Epaisseur de l'anneau , au plus , 56

Ledi8quedeSatnrne,dont la couleur est plombée, est recouvert de bandes obscures à peu près semblables à celles de Jupiter, mais plus larges et moins bien marquées. L'anneau est un corps opaque qui projette son ombre Bur le corps de la planète. La fig. 9, pi. lY, représente Saturne vu au télescope. Cette planète est très aplatie; son diamètre équatorial est à son diamètre polaire dans le rapport de 11 à 10.

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Laxe de rotation autour duquel tournent en même temps la planète et les deux anneaux, avec des vitesses différentes, est perpendiculaire aux anneaux, lesquels correspondent par conséquent aux régions équatoriales de Saturne. La durée de la rotation de la planète est de 10^ 18"*, celle de la rotation de Panneau est de 10^ 29** 17'. Dansleconrs de l'orbite que Saturne décrit en trente années autour du soleil (10758 jours, 970), les diverses situations qu*il prend par rapport à la terre font disparaître quatre fois l'anneau, qui présente à ces époques sa seule épaisseur et n'apparaît plus que cumme une ligne droite et très déliée, dépassant le disque des deux côtés et dont la finesse est telle, qu'il fatitùn télescope d'un grand pouvoir amplifiant pour pouvoir l'apercevoir.

La distance moyenne de Saturne au soleil est d'environ 334,000,000 de Jieues -: son diamèlre apparent moyen est de 18'^ On désigne Saturne par le caractêre î>.

56. Uranus. Cette planète, la dernière connue du système solaire, présente un disque rond, d'un éclat uniforme sans bandes c^u taches discernables; aussi n'at-on pu encore déterminer la durée de sa rotation sur elle-même; on sait seulement que son diamètre réel est d'environ 1200 lieues. Son diamètre apparent varie peu de iy ; il est en moyenne de 3", 64..

• Uranus décrit son orbite autour du soleil dans la Iongue période de 30688\ 713; sa distance nK)yenne de cet astre n'est pas moindre que 671,000,000 de lieoes. Son signe caractéristique est ^.

Cette planète a au moins deux satellites et peut-être cinq ou six.

57. Les orbites de toutes \çs planètes sont situées dans des plans différemment inclinés par rapport au plan de Técliplique. On nomme noeuds et on désigne par le caractère $2> les deux pofnts où une orbite coupe le plan de Técliptique; celui de ces nœuds, par lequel passe la planète pour se rendre dans la partie boréale de son orbite, est dit nœud ascendant, on le marque ^ ; l'autre, par lequel la planète se rend dans la partie australe de son orbite, est dit nœud descendant : on le marque 5* La position des nœuds varie avec le temps, et les gi ands axes de toutesles orbites sont animés d'un mouvement d*oeci(|ent en orient, que nous avons déjà signalé dans le grand axe de Torbite terrestre (32). Les dimensions de ces ôrbîleS s^ontelles-mômesalTectées de variations séculaires, ainsi que les im^linaisons de leurs plans sur celui de récHptîque. Voici quels élaietit les élémens du système solaire au 1"' janvier 1801 pour les plus grandes planètes, et au 1«' janvier 1820 pour les quatre petites planètes Festtt^ Jnnon^ Céris et Fallas.

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TABUSAU DU SYSTÈME SOMIRE.

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