ORBITE DU SOLEIL

trait continu, l'on aura évidemment une courbe semblable à celle que décrit le Soleil dans son orbite annuelle.

Fig. 39. Forme elliptique de l'orbite apparente dn Soleil.

Quant aux distances relatives TP, Ta.... elles se déduisent très-simplement des valeurs successives du diamètre apparent du Soleil, auxquelles elles sont inversement proportionnelles.

En étudiant la courbe ainsi tracée, on reconnaît que c'est une ellipse dont la Terre occupe un des foyers, et dont la somme des distances périgée et apogée, TP et TA, forme le grand axe.

Nous avons vu que le diamètre apparent du Soleil mesure 1955'' 6 au 1" janvier, époque du périgée, et 1891" au }•' juillet, date de l'apogée. Le rapport des distaîices TP

TP 1 89 1 et TA sera donc donné par la proportion •mT-= 7955^ •

En prenant pour unité la moitié du grand axe AP, c'est-àdire la moyenne distance du Soleil à la Terre, on trouve :

I distance périgée = 0.9832

distance apogée =1.0168 distance moyenne = 1 . 0000

La distance da foyer d'une ellipse au centre de la courbe, exprimée en parties du demi-grand axe, est un élément important pour fixer la forme de la courbe, ou si l'on veut la différence plus ou moins grande qui existe entre l'ellipse et le cercle : c'est ce qu'on nomme Vexcentricité.

L'excentricité de l'orbite du Soleil est, d'après les nombres qui précèdent, égale à la fraction 0.0168, qui ne diffère que très-peu de ^. Ainsi l'on peut dire que l'excès de la distance apogée sur la distance moyenne, ou Texcès de la distance moyenne sur la distance périgée est la 60"^ partie de la distance moyenne. Gela revient encore à dire que la distance apogée surpasse la distance périgée de la 60"** partie du grand axe total.

La connaissance de l'ascension droite et de la déclinaison du centre du Soleil a servi à reconnaître la nature de l'orbite parcourue en une année par le Soleil sur la sphère céleste. Mais comme cette orbite est tout entière située dans un plan dont l'inclinaison sur le plan de l'équateur est invariable^, il a semblé plus simple de rapporter la position du Soleil et tous les points remarquables de son orbite au plan même de Técliptique, en substituant à Tascension droite et à la déclinaison des coordonnées analogues, mais comptées sur le cercle de l'écliptique et sur un grand cercle perpendiculaire au plan de l'écliptique.

Soit ËE' l'équateur, SS' l'écliptique, et e un point de la sphère céleste (fig. 40). Les deux plans EE' et SS' se coupent suivant une ligne qui passe nécessairement par les deux équinoxes c ete'. C'est Téquinoxe du printemps e qui sert d'origine commune aux deux espèces de coordonnées, comme il est aussi, par une convention que nous avons précédemment mentionnée, l'origine du jour sidéral.

Par le centre T de la sphère céleste, imaginons une ligne perpendiculaire au plan de l'orbite du Soleil. Les deux points p et p' où cette droite perce la sphère sont les pôles de l'édiplique.

\. Cette inclinaison varie, mais dans d'étroites limites que les astronomes savent calculer avec crécision.