VITESSE DE LA LUMIÈRE

moment où, sortant du cône, sa lamière reparait: c'est le moment de l'émersion.

Ces deux phénomènes ne sont pas visibles de la Terre, pendant la même éclipse, pour les deux satellites les plus voisins de Jupiter, ces satellites se trouvant masqués par le corps opaque de la planète tantôt au moment de leur immersion, tantôt au moment de leur émersion.

De plus, on ne peut les observer d'aucune façon à l'époque de la conjonction ou à celle de l'opposition, le cône d'ombre se trouvant alors entièrement caché par le disque de la planète, ainsi qu'on peut aisément s'en rendre compte à l'aide de la figure 159. Il est tout aussi facile de voir pourquoi ce sont les immersions qui sont visibles pour nous, depuis répoque de la conjonction jusqu'à l'opposition suivante, tandis que lesémersionsau contraire sont visibles de l'opposition à la conjonction.

Jupiter, en effet, se meut dans le même sens que la Terre, mais beaucoup plus lentement qu'elle dans son orbite. Quand la Terre est en T et que Jupiter est en J sur le prolongement du rayon \ecteur TS, c'est Tépoquede la conjonction. A partir de cet instant, la Terre décrivant un certain arc sur son orbite, et Jupiter un arc de moindre amplitude sur la sienne, l'observateur se trouve porté à la droite du cône d*ombre de Jupiter, et dès lors peut voir les immersions des satellites. Les mêmes circonstances ont lien jusqu'à l'instant où, la Terre étant en T', Jupiter est en J', toujours sur le prolongement du rayon, mais à lopposé du Soleil, c'est-à-dire jusqu'à l'opposition.

Alors, par le fait des mouvements simultanés de la Terre et de Jupiter, la première de ces planètes se porte à gauche du cône d'ombre projeté par la ssconde, et ce sont les émersions des satellites qui sont visibles, jusqu'à la nouvelle conjonction T" J^

Quant aux deux satellites les plus éloignes de Jupiter, l'inclinaison de leurs plans sur Técliptique jointe à leurs plus grandes distances de la planète, fait que, de la Terre, on peut apercevoir leur immersion et leur émersion pendant la même éclipse.

Ces préliminaires bien compris, nous allons pouvoir facilement expliquer comment les astronomes ont pu déduire la vitesse de la lumière des observations des éclipses dont nous venons de parler.

Considérons, par exemple, le premier satellite de Jupiter, c'est-à-dire le plus voisin de la planète. Son mouvement de révolution est connu avec assez de précision pour que Ton puisse calculer avec une grande exactitude les intervalles de ses éclipses, c'est-à-dire les intervalles qui séparent soit deux immersions, soit deux émersions consécutives.

Or l'observation fait voir que les durées de ces intervalles ne sont pas constantes; qu'elles semblent se raccourcir à mesure que la Terre se rapproche de Jupiter, pour s'agrandir au contraire à mesure qu'elle s'en éloigne, tandis qu'elles sont sensiblement égales, aux deux époques où la distance de la Terre à Jupiter varie peu, c'est-à-dire à la conjonction et ti l'opposition.

Si donc on calcule, d'après la durée moyenne des intervalles séparant deux immersions successives, l'époque d'une future immersion, et que l'on compare le résultat du calcul avec celui donné par l'observation, on trouvera que le phénomène semble en retard, si la Terre s'est éloignée de Jupiter, qu'il paraît au contraire en avance, si elle s'en est rapprochée. De plus, le retard ou l'avance se trouve toujours en proportion exacte avec l'augmentation ou avec la diminution de distance des deux planètes.

Il n'est donc pas douteux que la différence entre le résultat du calcul et l'observation ne provienne du temps que met la lumière à parcourir les distances inégales dont nous venons de parler.

On a trouvé que, de la conjonction à l'opposition ou de l'opposition à la conjonction, les accumulations successives de ces différences produisaient une avance ou un retard total d'environ 16 minutes 30 secondes. Or les distances TJ, T"J" surpassent la distance TT d*une même quantité qui est précisément le diamètre de l'orbite terrestre. Il faut donc 16 minutes 30 secondes à la lumière pour franchir la longueur de ce diamètre, ou si l'on veut, 8«15' pour parcourir sa moitié

qui est la distance dn Soleil à la Terre, égale, comme on sait, à 147 500 000 kilomèfres.

C'est, à peu près, une vitesse de 298 000 kilomètres ou de 74 500 lieues par seconde.

La découverte de la vitesse de la lumière par les éclipses des satellites de Jupiter est due à Rœmer, astronome danois, qui l'exposa dans un Mémoire présenté à l'Académie des sciences en 1675.

Depuis Rœmer, la découverte de l'aberration par Bradloy vint confirmer à la fois et le mouvement de translation de la Terre et la propagation successive de la lumière dans l'espace. L'aberration prouve même que la vitesse moyenne de la Terre dans son orbite est la dix-millième partie de la vitesse de la lumière.

D'autre part, à l'aide d'autres méthodes, M. Léon Foucault et M. Fizeau sont parvenus, chacun de leur côté, à mesurer directement la vitesse de la lumière à la surface de la Terre. Le dernier de ces savants a trouvé le nombre que nous avons donné plus haut, nombre qui s'accorde avec les résultats dos méthodes astronomiques, quand on adopte la nouvelle parallaxe du Soleil.

Un boulet de 12 kilogrammes, chassé par une charge de 6 kilogrammes de poudre, sort du canon avec une vitesse de 500 mètres par seconde. La lumière se meut près de 600 000 fois plus rapidement : nous venons de voir qu'elle vient du Soleil à nous en 8 minutes 1 b secondes ; le même boulet mettrait 9 ans et demi pour franchir la même distance

CA BRANS SOLAIRES ET GNOMONS. — DéTBRUINATION DB LA MéRlDUCNNE PAR LA HiTBODE DES OMBtlES ÉGALES, ET PAR CELLE DE L'ALIGNEICBNT ALX PÔLES. — gnomons; leurs USAGES. — CADRAN SOLAIRE ÉQUATORIAL. «• CADRAN HORIZONTAL; CADRAN VERTICAL MÉRIDIONAL ET VERTICAL DÉ< CLIN A NT.

L'heure d'un liea dont la longitude est connue s'obtient aisément par l'observation du passage an méridien de Tuna

des étoiles fondamentafes. L'instant de ce passage donne le temps sidéral qa*il est aisé ensuite de transformer en temps solaire. Les marins emploient aussi d*autres méthodes. Mais les unes et les autres exigent des instruments spéciaux que les anciens ne connaissaient pas, et qui, aujourd'hui même, ne sont pas à la portée de la plupart des personnes qui ont besoin dérégler leurs pendules et leur montres.

Les astronomes anciens se servaient d'instruments fixes appelés gnomonSy d'un mot grec qui signi^e style droit, règle droite; aujourd'hui on emploie de préférence les cadrans dont l'origine remonte à une très-haute antiquité et qui, comme les gnomons, donnent l'heure au moyen des ombres projetées sur un plan par un axe fixe, à l'opposé du Soleil. La gnomonique est la science qui apprend à construire les uns et les autres de ces instruments.

La construction d'un cadran solaire exige qu'on ait tracé préalablement la méridienne du lieu où l'instrument doit être établi. La même ligne fait partie essentielle d'un gnomon. Commençons donc par indiquer les moyens qui servent à tracer cette ligne.

Nous avons vu qu'on entend par méridienne la trace du plan méridien sur le plan de l'horizon. Lorsque, k midi vrai, le centre du Soleil atteint sa plus grande hauteur diurne, ce centre Se trouve précisément dans le méridien. Dès lors, si, à cet instant, une tige droite est fixée verticalement sur le plan horizontal où l'on veut tracer la méridienne, Tombre projetée sur ce plan par la tige sera dans le plan vertical qui passe par le centre du Soleil: elle coïncidera évidemment avec la méridienne cherchée. Gomme le Soleil est*aIors à sa plus grande hauteur, l'ombre portée par le style est la plus courte possible; mais cette remarque ne permettrait pas de tracer la méridienne avec un peu de précision, parce que, un peu avant et un peu après midi, la longueur del'bnibre varie presque insensiblement et de quantités fort petites.

Il a donc fallu chercher une autre méthode, fondée sur régalité de longueur des ombres projetées par le style, quand le Soleil se trouve avant et après midi dans des plans verti* eaux formant le même angle avec le plan méridien. C'est sar-

tout à l'époque des solstices d'été ou d'hiver que cette égalité est rigoureuse, la déclinaison du Soleil variant alors d'une manière tout à fait inappréciable dans le cours de la journée.

Pour tracer la méridienne sur un plan dont Thorizontalité aura été constatée à l'aide du niveau, on fixera sur ce plan une tige métallique ou une règle de bois bien dressée dans une position rigoureusement verticale. On s'assurera de cette dernière condition au moyen du fil à plomb.

Du pied du style, on décrira une suite de circonférences concentriques, puis avant et après midi, on notera les points de ces circonférences où l'extrémité de l'ombre du style viendra successivement aboutir. Les angles formés parles rayons menés aux deux points marqués ainsi sur chaque circonférence seront nécessairement partagés en deux parties égales par la méridienne cherchée. Il suffira donc d'effectuer cette division par les procédés qu'indique la géométrie pour obtenir la direction de cette ligne. Les divers résultats obtenus se servent mutuellement de vérification.

C'est la méthode que nous avons indiquée au début de cet ouvrage (voy. page 5 et fig. 1). Seulement, comme nous l'avons dit déjà, il est préférable de se servir d'une tige à Textrémité de laquelle on a ^xé une plaque métallique percée d'un petit trou qui laisse passer les rayons solaires. Il se forme ainsi sur le plan horizontal une image ronde du Soleil, et l'on prend le centre de cette image de préférence à l'extrémité de l'ombre du style, qui est toujours mal terminée.

Le gnomon n'est pas autre chose, essentiellement, que l'appareil que nous venons de décrire.

Chez les anciens, c'était le plus ordinairement un grand obélisque élevé sur une place en plein air. Au sommet, était un globe ou une autre figure quelconque, et c'est l'ombre projetée par ce globe dont on notait les positions successives. Nous venons de dire qu'une plaque percée d'un trou est de beaucoup préférable.

Les gnomons servaient principalement à mesurer la hauteur méridienne du Soleil aux diverses époques de l'année.

En effet, l^ centre M de l'image du Soleil, le centre S de Touvertur^ et le pied P de la verticale abaissée de ce dernier

point sur le sol, sont les trois sommets d'un triangle rectangle, dont deux côtés SP, MP sont connus. La longueur SP est déterminée une fois pour toutes, et la longueur MP se mesure aisément le jour où Ton fait l'observation.

On en déduitl'angle SMP, c'est-à-dire la hauteur angulaire du Soleil au-dessus de l'horizon.

C'est par ce moyen que les anciens astronomes avaient déterminé l'obliquité de l'écliptique. Ils mesuraient pour cela, au moyen du gnomon, la plus petite hauteur du Soleil, le jour du solstice d*hiver, sa plus grande hauteur le jour du solstice

Fig. 160. Gnomon. Détermination de la hauteur du Soleil.

d'été. La demi-différence de ces deux hauteurs donnait évidemment l'angle des plans de l'écliptique et de l'équaleur.

En s'en servant pour mesurer la hauteur du Soleil, à une heure quelconque de la journée, le gnomon permet de calculer cette heure même, si d'ailleurs on connaît la hauleur méridienne ou la déclinaison du Soleil, le jour de l'observation.

On peut encore tracer une méridienne, par la méthode de nuit ou d'alignement au pôle. Il suffit de connaître pour cela l'heure à laquelle l'étoile polaire passe au méridien, et de déterminer à cet instaot le plan vertical qui la contient à l'aide de deux Sis à plon^b. 'WknniuiU'e du Bureau des longitudes

CxVDRANS SOLAIRES. 341

donne Theure de ce passage, en temps moyen, de 10 en 10 jours pour chaque année et pour le méridien de Paris. On déduit aisément de celte table l'heure du passage pour un autre lieu dont la longitude est connue.

Ces préliminaires posés, indiquons quel est le principe des cadrans solaires, et comment on procède à l'étabhssement des plus usités de ces appareils.

Dans rintervalle d'un jour, le Soleil décrit, comme on sait, à peu de chose près un parallèle d'un mouvement uniforme. Son centre vient ainsi successivement coïncider avec les cercles de déclinaison qui ont reçu le nom de cercles horaires, décrivant de la sorte des arcs de 15* d'amplitude par heure de temps. Il est clair que si l'on savait déterminer à un instant quelconque de la journée la position du cercle horaire sur lequel le centre du Soleil se trouve à cet instant, l'heure serait connue par une simple transformation de degrés, minutes et secondes d*arc en heures, minutes et secondes de temps, à raison de 1 5* par heure.

Les cadrans solaires ont pour objet de substituer à ce calcul la construction géométrique des lignes qui marquent la trace des cercles horaires sur un plan donné , et de déterminer l'heure par la coïncidence de l'ombre d'un style avec les traces dont nous parlons.

Nous nous bornerons à donner le tracé des trois genres de cadrans solaires les plus simples et les plus usités : ce sont le cadran solaire équinoxial ou équatorialy le cadran solaire AorizoîUal et le cadran solaire vertical.

Cadran êquatorial. Imaginons un plan* fixé parallèlement à l'équaleur céleste. Sa trace sur un plan horizontal sera une ligne EO perpendiculaire à la méridienne NS, aboutissant par conséquent aux deux points Est et Ouest de l'horizon. La trace du plan méridien sur ce plan sera une ligne NH perpendiculaire à EO et qui formera avec la méridienne un angle égal au complément de la latitude du lieu (41° 10' pour Paris).

En un point A du plan donné, élevons un style qui lui soit perpendiculaire. Ce style sera parallèle à l'axe du monde : il

3k2 CHAPITRE IX. APPLICATIONS DE L'ASTRONOMIE.

sera donc incliné sur Thorizon d'un angle égal à la latitude du lieu (48* 50' pour Paris).

Décrivons du pied du style comme centre une circonférence et divisons-la, à partir du diamètre NH, en 24 parties égales par des rayons équidistants. Il est évident que ces rayons ne sont autre chose que les traces des 24 cercles horaires sur le plan parallèle à Téquateur. Mais, comme le style est également dans chacun de ces plans, dont il forme la commune intersection, quand le Soleil coïncidera avec Tun d'eux, l'ombre

Fig. 161. Cadran solaire éqaatorial.

du style coïncidera elle-même avec le rayon qui forme sa trace, et marquera ainsi Theure vraie de l'instant de l'observation.

La ligne NH est Theure où le Soleil est dans le méridien, c'est-à-dire midi vrai : on la marquera XIP. Les rayons situés à l'ouest de cette ligne donnent les heures de la matinée; ceux de la part e Est donnent les heures de l'après-midi. Le diamètre horizontal donne VP du matin et VP du soir.

Il est évident que pendant le printemps et l'été, l'ombre sera donnée par la partie supérieure du style, et se projettera

CADRANS SOLAIUES. 343

SOT la face supérieure du cadran, "puisqu'alors la dëcii* aison du Soleil est boréale. En automne et en hiver, cette ombre sera portée sur la face inférieure. ËniÎQ à l'époque des équinoxes, le Soleil étant dans le plan du cadran, il sera nécessaire d'établir un rebord où l'ombre du style viendra se projeter. On construit des cadrans ëquatoriaux transparents, qui permettent d'observer rheure sur la même face du cadran à toutes les époques de l'année.

Cadran horizontal. Prolongeons le style PA (fîg. 161) jusqu'au plan horizontal en Â', et la ligne AX de X^, jusqu'à la

Fig. 162. Cadran solaire horiiontaL

trace £0 ; puis joignons Â'X. Cette dernière ligne est évidemment la trace du cercle horaire de X^ sur le plan horizontal. L'ombre portée par le style coïncidera donc , à cette heure-là, avec la ligne Â'X. Une construclion analogue donnera les traces horizontales des autres cercles horaires, et leur ensemble formera le cadran solaire horizontal, dont le style est toujours, comme on voit, une ligne parallèle à la ligne des pôles.

Le plus souvent, on expose les cadrans horizontaux sur une fenêtre, sur un pilier dans les jardins (fig. 162) ; mais on en construit de portatifs, dont l'usage exige dès lors qu'on sache

s'orienter, c'est-à-dire déterminer la méridienne du lieu où Ton observe.

Cadran méridional vertical. Si par la ligne OE (fig. 161) on mène un plan vertical, le style du cadran équalorial ira couperce plan en un point Â''. Enjoignant ce dernier point à tons ceux qui marquent les points de rencontre des lignes horaires avec OE, chacune des lignes obtenues de la sorte sera dans le

mm'jB^if'^J!

Fig. 163. Cadran solaire vertical déclinant.

cercle horaire correspondant, de sorle que l'ombre du style viendra coïncider avec elle, quand le ^Joîeil se trouvera précisément dans ce cercle. On aura donc construit un cadran solaire vertical, et comme son plan est tourné vers le sud, ce sera un cadran vertical méridional.

Il est aisé de voir qu'un pareil cadran ne pourra donner les

heures' que de 6 heures du matin à 6 heures ék soir, de^rte qu'il suffira pour les saisons d'automne et d'hiver. Un cadran

P}g. 164. Gonstnietion des cadrans solaires horixontauz ou verticaux.

tourné vers le nord compléterait ces indications en marquant les heures qui précèdent 6 heures du matin ou qui suivent 6 heures du soir, au printemps et en éié.

3(ié CHAPITRE IX. APPLICATIONS DE L* ASTRONOMIE.

Les cadrans verticaux se tracent d'ordinaire sur les murs des maisons ou des édifices publics, mais comme il est rare que ces murs se trouvent dans une direction perpendiculaire au méridien, on trace, en suivant toujours les mêmes principes, des cadrans verticaux qu'on nomme alors déclinants. La figure 163 représente un de ces cadrans tracés sur un 'mur vertical faisant un angle de 18 degrés avec la ligne Est- Ouest.

Les cadrans solaires marquent les heures données par le Soleil, c'est-à-dire le temps vrai. Si l'on veut s'en servir pour régler les pendules et les montres, il faut corriger leurs îndfcations de l'équation du temps pour le jour de l'observation, ce qui donne alors le temps moyen.

Nous donnons ici, dans la figure 164, l'épure de la construction géométrique des lignes horaires d'un cadraa horizontal, et de celles d'un cadran vertical méridional, déduites de la construction supposée d'un cadran solaire équatorial. Il est clair que celle-ci n'a aucunement besoin d'être réalisée matériellement : il suffit de connaître la latitude du lieu où Ton veut établir le cadran. Les lignes ponctuées de la moitié inférieure de l'épure ne sont autre chose que les lignes horaires du cadran équatorial rabattu sur le plan horizontal. Une fois tracées, elles donnent par leurs intersections avec la ligne ouest-est les points qu'il faudra joindre avec le pied du style, soit sur le plan horizontal, soit sur le plan vertical, pour obtenir les lignes horaires de chaque cadran. Enfin la position du pied du style s'obtient par le rabattement d'une ligne qui passe par le centre du cadran équatorial en faisant avec le plan vertical un angle égal au complément de la latitude du lieu.

CâLENDRIËH. 347

LE CALENDRIER. — DURÉE DE L'ANNÉE CHEZ LES ANCIENS. — RiFOBllE JO- UBNNE; années bissextiles. — réforme grégorienne. — ORIGINE DE l'année a DIFFÉRENTES ÉPOQUES. — NO VIS ET DURÉES DES MOIS; JOURS DE LA SEMAINE. — CALENDRIER RÉPUbLICAlN.^ — CQMPUT ECCI.ËSIASTI- OUE : CYCLE LUNAIRE ; NOMBRE D'OR ; ÉFACTE ; LETTRE DOMINICALE; IN- DICTION ROMAINE ET CYCLE SOLAIRE

Chez les Romains, le premier jour de chaque mois recevait la dénomination de calendes — calendx — que Ton écrivait en gros caractères au commencement du tableau contenant tous les jours de cette période de temps.

De là, le nom de calendrier ponr désigner l'ensemble des tables où se trouvent marquées dans leur ordre naturel les divisions et les subdivisions du temps. Le mot almanach a la même signification, i peu près, que le mot calendrier, et les étymologistes le font dériver de l'arabe man^ lune, les Orientaux ayant Thabitude de compter le temps par lunaisons ou mois lunaires.

Le calendrier moderne, généralement adopté par les peuples d'Europe et d'Amérique, est basé sur la longueur du jour moyen qui est l'unité fondamentale du temps, et sur la durée de l'année tropique, qui vaut un peu moins de 365 jours moyens et 1/4 de jour. Ce sont donc les deux mouvements de la Terre, sa rotation diurne et sa translation annuelle qui servent à mesurer le temps, en fournissant l'unité et son principal multiple.

Chez les anciens, la durée exacte de l'année ne fut pas bien connue, et pendant des siècles, sa durée fut fixée à 350 jours, qui équivalent à 12 lunaisons, si Ton compte 30 jours pour la durée de cette dernière période. Cette différence de plus de 4 jours par année devait produire en peu de temps une interversion complète dans les rapports qui lient les saisons aux mêmes époques de Tannée. Aussi les Égyptiens

ajoutèrent-ils 5 jours aux 360 dont se composait Tannée, ce qui limita Terreur annuelle à 1/4 de jour environ.

Mais cette erreur était considérable encore, puisqu'elle équivalait à une perte d'un jour tous les quatre ans, ou de 25 jours environ tous les siècles.

Cependant, ce n'est que depuis Jules César que le calendrier reçut la correction nécessitée par l'accumulation de ces différences. En sa qualité de souverain pontife et de dictateur, il voulut remédier à la confusion que présentait le calendrier romain réglé par les pontifes du temps de Numa. Il s'adressa à l'astronome Sosigènes, qui commença par ajouter 67 jours à Tannée où se fît la réforme, c'est-à-dire à Tan 707 de Rome, ou 47 avant J. C.

Puis il fut décidé que sur 4 années, les trois premières seraient des années communes de 365 jours, et que la quatrième, aurait un jour de plus, ou 366 jours, à cause des 6 heures dont la durée réelle de Tannée dépassait le nombre entier des jours d'une année commune.

Ce jour fut intercalé après le 24* du mois de février qui est le sixième des calendes de mars, et on le nomma bis sexto calendas, La 4« • année fut aussi nommée bis sextus, d'où la dénomination actuelle d'année bissextile pour celle qui renferme 366 jours.

Mais la réforme julienne était elle-même insuffisante. En effet , la durée de Tannée tropique est égale, nous Tavons vu, à 365J'".242217, tandis que Sosigènes la supposait égale à 365^*°. 35. Chaque année julienne surpasse donc la durée réelle de Tannée astronomique, d'une fraction de jour égale à OJ.007783, c'est-à-dire de 11 minutes.

Quelque petite que paraisse cette fraction, elle s'accumula avec les siècles, et, en 1582, elle se montait déjà à 12 jours 2/3, ou à 10 jours depuis l'époque du concile de Nicée, de sorte quel'équinoxe, au lieude se trouver le 21 mars, comme à cette dernière époque, tombait le 1 1 mars. Le pape Grégoire XIII ayant consulté les astronomes de son temps, résolut de réformer le calendrier julien en corrigeant Terreur des dix jours accumulés et en prévenant l'accumulation de la même erreur pour Tavenir. En conséquence, iFfut d'abord décidé que le

5 octobre de Tannée 1582 recevrait immédiatement la date du 15.

De plus, l'année julienne étant trop longue de la fraction 0^0075 environ, donnait au bout d'un siècle, un excès de 0^.75, ou en 4 siècles, un excès de trois jours entiers. De là, la nécessité de supprimer tous les 400 ans, le 366* jour de 3 années bissextiles. On convint que cette suppression porterait sur les millésimes des dernières années des 16*, 17* et 18" siècles. Les années 1700, 1800 et 1900 ne sont donc pas bissextiles. L'année 1600 Ta été, et l'année 2000 le sera^

Le calendrier ainsi réformé porte le nom de calendrier grégorien, du nom du pape qui a été l'instigateur de la réforme. Il ne fut adopté d'abord que par les nations catholiques ; mais les protestants d'Allemagne s'y sont conformés dès l'an 1700, et ceux d'AngleterrejBu 1752. Il ne reste plus en Europe que les Russes qui aient conservé le calendrier julien, de sorte que leurs dates sont en retard de 12 jours sur les nôtres. Ainsi, par exemple, le jour que nous datons 20 janvier n'est pour eux que le 8 du même mois, vieux style.

Enfin, il y a encore entre la durée de l'année astronomique et celle adoptée dans le calendrier grégorien pour l'année civile, une différence qui s'élève à environ 1/4 de jour tous les dix siècles, ou à un jour entier en 4000 ans, de sorte que c'est un jour qu'il faudra ajouter à l'année 5582 pour corriger l'accumulation de cette légère erreur.

L'origine de Tannée a elle-même beaucoup varié. Pour ne parler que des nations européennes, le premierjourdel'an était le 1*' mars, sous les Mérovingiens, parce que c'était le jour fixé pour la revue générale des troupes. Lés Garlovingiens comcnencèrent Tannéele jour de Noël, c'est-à-dire le 25 décembre, et les Capétiens le jour de Pâques, ce qui faisait varier le premier jour de l'année entre le 22 mars et le 25 avril.

1. Dans le calendrier actuel, on reconnaît qu'une année est bissextile, quand les deux derniers chiffres de son millésime lorment un multiple exact de 4. Ainsi 1868 sera bissextile. Quant à la dernière année d'un siècle, elle est bissextile, si les deux chiffres des centaines forment un multiple de 4. Les années 2100, 2200, 2300 ne le seront pas; 2400 le sera.

Enfin, Charles IX, par un édit de 1 564, ordonna que l'année commençât le premier jour du mois de janvier.

Â répoque où fut inauguré en France le nouveau système métrique des poids et mesures, les savants qui composaient la commission résolurent de mettre Tannée civile en harmonie avec Tannée astronomique, en fixant au jour de Téquinoxe d'automne le premier jour de Tan, de sorte que ce jour se trouvait en même temps celui de l'anniversaire de la fondation de la République française.

Parlons maintenant des divisions de Tannée. Ces divisions sont au nombre de deux, la semainôy le mois.

Le mois et la semaine tirent sans aucun doute leur origine du mouvement de la Lune^. La lunaison est, en effet, de 29^.53, etla durée moyenne du mois est de 30 jours. Chacune des quatre phases de la Lune vaut sept jours qui est la durée de la semaine, telle qu'elle est connue depuis la plus haute antiquité.

Comme ni Tune ni l'autre de ces périodes lunaires ne comprennent un nombre entier de jours, il en est résulté des inégalités très-marquées entre la manière de subdiviser le temps et les phénomènes astronomiques d'où ces subdivisions sont tirées. De là, dans les calendriers des divers peuples, à diverses époques, une complicatioUy une confusion dont le nôtre se ressent encore.

L'année civile comprend, comme on sait, 12 mois, dont voici les noms et les durées :

Janvier 31 jours. Juillet 31 jours.

Février 28) Août 31 —

ou 29 j Septembre 30 —

Mars 31 — Octobre 31 —

Avril 30 •— Novembre 30 —

liai 31 ~~ Décembre 31 —

Juin 30 —

L'irrégularité saute aux yeux : quant aux dénominations^ Thabitude seule peut nous empêcher de les trouver choquantes.

1. L'étymologie confirme cette manière de voir : mois ient du atin mensis mois, qui lui-môme dérive du grec (x^vyiV. une. .

Ainsi JanvieryMarSy Mai et Juin tirent leurs noms des divinités auxquelles les Romains les consacraient. Juillet et Août étaient consacrés à Jules César et à Augaste.Quant aux quatre derniers moisyils étaient autrefois les 7*9 8% 9* et 10* mois de Tannée; leurs noms sont donc un contre-sens dans le calendrier moderne.

Les noms des jours de la semaine sont tirés, le dimanche excepté, des noms des planètes auxquelles les Romains consacraient la première heure de chaque jour et ils signifient :

Lundi, le jour de la Lune, Mardi, — de Mars, Mercredi, — de Mercure, Jeudi, — de Jupiter, .

Vendredi, — de Vénus, Samedi, — de Saturne.

Le septième jour de la semaine était consacré au Soleil*; c'était le grand jour, dies magna, dimanche.

Dans le calendrier républicain, tous les mois de l*année étaient d'égale longueur : ils se composaient invariablement de 30 jours, divisés en trois semaines de 10 jours chacune, ou décades. Les noms des jours de la semaine étaient tirés de ceux des dix premiers nombres auxquels on ajoutait la terminaison dij qui signifie jour.

On avait ainsi :

Primidi ,

Sextîdi,

Duodi,

Septidi,

Tridi,

Octidi,

Quartidi ,

Nonidi ,

Quintidi,

Décadi,

Douze mois de 30 jours ne font que 360 jours. H y avait donc, pour compléter les années communes, cinq jours com^plémentaires et six jours pour les années bissextiles Ils

1. Les Anglais disent «unday et les Allemands «ofUojjr littéralement, jour du Soleil. ,

étaient intercalés entre le douzième mois et le commencement de Tannée suivante, et consacrés à des fêtes nationales.

La coïncidence du commencement de l'année avec l'équinoxe faisait que trois mois entiers correspondaient, à peu de chose près, h chacune des saisons de Tannée^ et la terminaison de leurs dénominations distinguaient Jes saisons les unes des autres. Voici les noms des 12 mois adoptés; on voit qu*ils sont empruntés, soit à la météorologie générale, soit aux principales opérations de Tagriculture, pour la zone tempérée de l'hémisphère boréal :

Saison

d'Automne.

d'Hiver.

da I>rintemp8.

d'Été.