U TERRE

Mouvement propre du soleil. ~ déteriiiivation de son orbite appa*

BENTE ; éCUPTlQUE. — INCLINAISON DE L'ÉCUPTIQOE SUR LE PLAN DE L'ÉQUATEUB. -^ FORME RÉELLE DE L'ORBITE SOLAIRE. — VITESSE VARIA- BLE DU SOLEIL SUR SON ORBITE; VARIATIONS DE SON DIAMÈTRE APPA- RENT. — APOGÉE ET PÉRIGÉE, DISTANCE MOYENNE. — COORDONNÉES ÉCLIPTIQUES; LONGITUDE ET LATITUDE CÉLESTES.

Le Soleil est un des astres qui possèdent un mouvement propre sur la voûte céleste ; nous avons déjà vu par quels phénomènes on peut coastater son déplacement parmi les étoiles. Tout en participant au mouvement général que la rotation diurne de la Terre imprime à tous les . astres, il parait rétrograder d'un jour à l'autre, c'est-à-dire s'avancer lentement d'occident en orient, ou en sens contraire du mouvement diurne.

C'est ce mouvement propre, que nous verrons être aussi une apparence, qu'il s'agit d'étudier maintenant avec plus de précision.

Supposons que nous ayons à notre disposition un globe céleste, sur lequel on ait tracé, outre les cercles de la sphère, cercles horaires, équateur et parallèles, les points qui indiquent les positions relatives des étoiles principales ^ de9 coDStellations; c'est là une construction dont nous avons

montré la possibilité en faisant voir comment les astronomes déterminent l'ascension droite et la déclinaison d'un astre quelconque.

I Ge globe va nous servir à noter chaque jour la position exacte du Soleil sur la sphère, et à reconnaître ainsi quelle est la route suivie par l'astre dans son déplacement rétrograde. Il faut pour cela mesurer chaque jour son ascension droite et sa déch'naison, ce qui nécessitera l'emploi de la lunette méridienne et de la pendule sidérale. A la vérité^ le Soleil n'est pas comme les étoiles un point lumineux ; son disque a l'apparence d'un cercle. Ge sont donc les coordonnées célestes du centre de ce cercle qu'il faudra mesurer. On y parvient aisément, en observant les passages successifs des deux bords oriental et occidental par l'axe optique de la lunette, et en prenant la moyenne des temps pour l'instant du passage du centre; on mesure de même les distances zénithales des bords supérieur et inférieur du disque, et l'on prend la moyenne pour avoir la distance zénithale du centre et, par suite, la déclinaison.

U est donc facile de marquer sur le globe céleste les points occupés par le Soleil pendant une série de jours, par exemple, dans le cours d'une année entière.

En joignant tous ces points ensemble par une courbe continue, (fîg. 38) il est aisé de s'assurer que cette courbé a la forme d'un grand cercle de la sphère dont le plan est incliné sur le plan de l'équateur.

Telle est la route ou orbite apparente suivie par le Soleil dans le cours d'une année. Nous aurons plus tard l'occasion de dire pourquoi les astronomes lui ont donné le nom d'éc/iptique.

L'édiptique coupe nécessairement l'équateur en deux points diamétralement opposés : ce sont les équînoxes^ ainsi nommés parce que le Soleil, occupant aux deux époques de Tannée correspondantes, ces deux positions particulières, les jours et les nuits sont égaux alors par toute la Terre.

L'inclinaison de l'édiptique sur l'équateur — cette indinaîson est de 23*27' environ — fait que le Soleil parcourt une moitié de son orbite dans l'hémisphère céleste boréal, et