MOUVEMENT APPARENT DU SOLEIL

Tantre moitié dans rhémisphëre austral. Sa déclinaison, nulle à chaque équinoxe, va d'abord en croissant, atteint une valeur maximum et décroit ensuite jusqu'à l'équinoxe suivant.

Les deux positions, pour lesquelles le Soleil atteint sa plus grande élévation au-dessus du plan de Téquateur, se nomment les solstices, £n ces jours de l'année, le mouvement du Soleil en déclinaison parait en effet stationnaire (solstice vient de deux mots latins : sol. Soleil, et stare, s'arrêter).

Supposons qu'on ait commencé à noter l'ascension dr-oitë et' la déclinaison du Soleil, le jour où l'astre se trouvait

Solstice dl&Ter

A'Ka

Fig. 38. Orbite apparente da Soleil.

sur réquateur, c'est-à-dire à l'un des équinoxes, puià, qu'on attende qu'il ait effectué une révolution entière sur l'écliptique de manière à se retrouver encore au même équinoxe. On trouvera que, pendant cet intervalle de temps, le Soleil a passé au méridien 365 fois, et qu'il s'est écoulé en outre un quart de jour environ.

Telle est la durée de l'année tropique qui vaut, on le voit^ 365 jours solaires et |, en appelant jou/r solaire le temps qui 8*écoule entre deux passages consécutifs du Soleil au même méridien.

Les deux équinoxes et les deux solstices partagent la durée de rannée en quatre saisons : le printemps^ Yétéy l'automne et Y hiver. Le printemps commence au moment où le Soleil passe dûis l'hémisphère boréal ; de là^ le nom d'équinoxe du printemps donné au point où il se trouve alors sur l'équateur. L*équinoxe d'automne tire sa dénomination du début de la saison qu'il commence, et qui coïncide avec l'époque où le Soleil rentre dans l'hémisphère austral. Par une raison semblable, on nonmie solstice d'été et solstice d'hiver, Ips positions qu'occupe le Soleil, à l'origine de Tété dans l'hémisphère boréal, et, à l'origine de l'hiver dans l'hémisphère austral.

Faisons remarquer qu'ici nous ne parlons de r'année, du jour solaire, des saisons que dans leurs rapports généraux avec le mouvement apparent du Soleil. Bientôt nous donnerons sur ces éléments d'une si grande importance pour la Terre, des notions plus détaillées et plus rigoureuses.

Revenons au mouvement annuel du Soleil. Ce mouvement s'effectue dans un plan contenant à la fois le centre du Soleil et le centre de la Terre ou de la sphère céleste.

Gela suffit pour en conclure que le centre du disque solaire décrit en une année un grand cercle de la sphère. Mais cela ne nous apprend rien sur la forme réelle de l'orbite parcourue, qui pourrait être une courbe quelconque décrite dans le plan de l'écliptique, sans cesser de se projeter pour nous selon un cercle de la sphère idéale sur laquelle tous les astres paraissent situés.

Ce qui nous reste à connaître, ce sont les distances relatives de la Terre au Soleil pendant l'année ; puis les vitesses de l'astre mobile aux différentes époques.

Unô première approximation nous fait voir que le Soleil, d'un jour ou d'un midi à Tàutre, se déplace d'un peu moins de 1 degré. Il y a, en effet, 365 jours \ dans Tannée et 360 degrés dans, un cercle. En d'autres termes, la vitesse angulaire du Soleil, dans son mouvement propre annuel, est à peu près d'un degré par jour solaire.

Mais une étude plus attentive du mouvement propre du Soleil fait ifoir que sa vitesse apparente sur la courbe qu'il décrit en une année n'est pas uniforme. C'est vers le l"jan-