ORBITE DU SOLEIL

vier que cette vitesse atteint sa valeur maximum qui dépasse un degré de 1' 10" environ. Dii !•' janvier au !«' juillet, la vitesse du Soleil décroît d'une manière continue, et à cette dernière époque elle n'est plus que de 57' 11". Alors» pendant tout le reste de Tannée elle reprend une valeur croissante, jusqu'à ce qu'elle atteigne de nouveau, au 1"^ janvier suivant, le maximum dont il vient d'être question.

Ainsi, le mouvement propre du Soleil sur la courbe de l'écliptique est tel, qu'en général, à des temps égaux ne correspondent point des déplacements angulaires égaux, ce qui revient à dire que le mouvement n'est pas uniforme.

Yoyons maintenant comment on a pu déterminer la forme réelle de l'orbite. On sait quelle est, pour chaque jour de Tannée, la position du centre du Soleil sur le grand cercle de la sphère céleste qu'on nomme Técliptique. Dès lors on peut, dans le plan de ce grand cercle, tracer une série de lignes droites partant du centre et indiquant par leurs directions les positions successives du Soleil dans le cours d'une année.

Il est clair que, quels que soient: les angles formés par cette ^ suite de rayons, si tous avaiemt la même longueur <— ce qui revient à dire, si ladistaiice du centre du Soleil au centre de . la Terre était invariable — Torbite décrite par le Soleil serait un cercle. En est-il réellement ainsi ? Non. La distance du Soleil à la Terre varie constamment dans le cours d'une année.

C'est ce dont on a pu s'assurer avant même de connaître la véritable valeur de cette distance. En effet, le Soleil se présentant à nos yeux sous Tapparence d'un disque circulaire de dimensions appréciables, si sa distance change, la grosseur apparente du disque, le diamètre de ce disque varieH également. Plus éloigné de la Terre, le diamètre paraîtra diminuer ; plus rapproché au contraire, ses dimensions apparentes iront en croissant.

Or, Tobservation démontre qu'il en est ainsi. En mesurant avec un instrument spécial, Vhéliomètrey le diamètre apparent du Soleil pendant le cours entier de son orbite, on a reconnu que ce diamètre sous-tend le plus grand angle vers

rëpoqne du- 1*' janvier* Â cette époque, la valeur de cet angle est 32'35"6, ou 1955"6. Du !•' janvier au l" juillet, le diamètre apparent diminue insensiblement, de manière à ne mesurera cette date que 1891^ ou 31' 31''. Pendant la seconde moitié de l'orbite solaire, le diamètre du disque repasse par le3 mêmes valeurs croissantes jusqu'au l'' janvier de l'année qui suit. Au 31 mars et au l*' octobre, les dimensions apparentes du disque sont comprises entre ces dimensions extrêmes, et le diamètre mesure environ 32' 3'^ ^ Que résulte-t-il de ces mesures? C'est que la distance du Soleil à la Terre varie pendant tout le cours de l'année. Moindre en hiver qu'en été, c'est vers le 1*' janvier qu'elle atteint son minimum, et vers le ï" juillet qu'elle atteint son maximum ^

. De là, les noms de périgée et d'apogée pour caractériser le point^de l'orbite où le Soleil est le plus> rapproché, et celui où il^e trouve le plus éloigné de la Terre. Gomme en réalité c'est la Terre même qui se meut autour du Soleil, il est préférable de dire que la Terre, à ces deux époques, est à son périhélie et à son aphélie ^. . Puisque le Soleil, dans son mouvement annuel, se trouve à des distances incessamment variables de la Terre, il faut en conclure que son orbite n'est pas circulaire. Quelle est la véfitable forme de cette orbite ? C'est là une question que noua pouvons résoudre, en nous servant des mesures, effectuées jour par jour, du diamètre apparent du Soleil.

Menons en effet, par un point d'un plan qui représente le plan de Técliptique, une suite de rayons indiquant les directions dans lesquelles se trouve successivement le Soleil sur son orbite, et portons sur chacun d'eux des longueurs TP, Ta, T6...*. TA, proportionnelles aux distuices du Soleil à la Terre. En joignant les extrémités de ces rayons par un

1. Gomme ces époques sont les mômes que celles auxquelles correspondent le maximum et le minimum de vitesse, on voit déjà que la vitesse varie en raison inverse de la distance.

2. Périhélie et aphélie viennent du mot grec y)Xio;, Soleil et des prépositions Tcepi, près de, aTco, loin de. Ces deux derniers mots joints au nom grec de la Terre^ yn , ont fourni les mots périgée et apogée.