CHAPITRE yill

GÉOMORPHIE ASTRONOMIQUE.

358. La Géomorphie n'a pas de procédés astronomiques qui lui soient particuliers; lorsqu'elle interroge les corps célestes pour détermiuer l'heure, la longitude, la latitude, etc. , elle se sert des méthodes ordinaires en Astronomie ; seulement elle n'emploie que celles qui conduisent aux résultats qu'elle veut obtenir, qui ont le degré de précision qu'elle exige. Elle ne s'occupe pas de la marche des comètes et des planètes , de 1 art de composer et de corriger les Tables, de prédire les mouvements célestes, ei d'une foule d'autres sujets. Pour compléter ce qui a été exposé jusqu'ici, il convient de donner les procédés usités en Géoraorphie pour résoudre les problèmes qu'on s'y propose. Mais avant tout, nous devons, pour nous faire comprendre, présenter une récapitulation des principes d'Astronomie dont nous ferons usage par la suite, et un aperçu des mouvements du ciel, et de la marche propre de certains astres.

34a CÉOHOBPHIE ASTKOHOMIQUE.

Sur les étoiles.

359. Les étoiles que nous voyons briller au firmament ont été appelées fixes parce qu'elles sont en eÛet immobiles dans l'espace , ou du moins les mouvements qu'on observe dans quelques-unes sont si petits , qu'il faut un temps considérable pour que leurs déplacements puissent être perceptibles : ces astres conservent donc leurs distances mutuelles. Les arcs que nous pouvons concevoir de l'une à l'autre affectent différentes figures géométriques que l'œil saisit et reconnaît aisément, et ces figures restent constamment les mêmes avec les mêmes dimensions. Lorsqu'on jette les yeux au ciel , on reconnaît bientôt que les étoiles paraissent toutes entraînées d'un mouvement commun, mais elles ne changent pas pour cela de lieu dans l'espace : c'est la Terre qui , tournant surson axe en vingt-quatre beures , d'occident en orient, produit cette illusion par laquelle le ciel entier nous parait tourner autour de nous de l'est à l'ouest. Nous voyons les étoiles se lever, monter et descendre, ainsi que le Soleil, la Lune et les planètes, parce que la rotation diurne de la Terre sur son axe nous porte à attribuer à tous ces astres notre propre mouvement en sens contraire.

L'illusion de la rotation du cîel étoile nous offre les mêmes apparences que si l'on supposait toutes les étoiles attachées, chacune eu un lieu fixe, sur une sphère d'un immense rayon, au centre de laquelle la Terre serait immobile , tandis que cette sphère tournerait en vingt-quatre heures autour de nous. Ce mouvement est parfaitement uniforme, et sa durée, pour un tour entier, est ce qu'on appelle \e jour sidérât (voyez ci-après, n" 390). Le Soleil, la Lune et les planètes nous paraissent aussi entraînés par ce mouvement universel , avec cette excepticm imporianle à remarquer, que ces corps ne restent pas fixés, comme les étoiles, sur cette sphère mobile : ils y ont un mouvement propre , chacun dans un cercle et avec une vitesse particulière ; toutes ces directions vont d'occident en orient ,

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Le Soleil décrit £a circonférence en uti au; la Lune parcourt la sienne en vingt-sept jours un tiers , etc. Mais il ne faut pas oublier que cette sphère mobile sur laquelle nou^ venons de considérer les astre§ comme placés en un lieu fixe ou variable , n'est qu'une conception propre à donner une idée du- mouvement diurne du ciel , «t que cette, «XHUwpUon est fausse en elle^^niérae , puisque c'est réellement l'efiet de la rotation de la Terre sur son axe.

Pmsque tes étoiles conservent les eon^uratiûns géomé-tHques qu'elles forment entre elles, il est làea facile de les reconnaître à ces figures, à leurs aliguemeuls et à l'éclat de leurluniière ; car ces choseB restent invariables, à quelque insiast qu'on jette la rue svr )e firmament, etqu^e quesoit la posîlion générale de celte sphère étoilée, ou le lieu de la Terre d'oà nous la ToyOus. L'astronome doit être capable d'assigner à chacune de ces étoiles qu'il aperçoit, je nom qu'on lai a donné , et m^e d'en indiquer la place actuelle le joiir, la nuit, ou- derrière les nuages.

Cet éclat que jettent les étoiles les a fait distinguer les unes de» autres par Ipurs grandeurs. Ce n'estpaè qu'en effet nos instruments nous apprennent que plusieurs soient plus grandes ou plus petites ; car, vues dans les lunettes à fort grossissement, ce ne sont que des points étiucelants , sans dimensions apparentes : le degré de vivacité de leur lumière est seul différent, et permet de les classer eu prinfoires , secondaires , tertiairei, etc., ou de 1", 2', 3',. . . grandeur. Jusqu'à la -6" grandeur, on peut les apercevoir à l'œil nu,' quand le <nel est très.<serein et qtie la nuit est profonde; moins brillantes, ilfaatdes lunettes pour les voir; et il «n est qui sont de la millième grandeur, et même d'un éclat encore moindre. L'observation ne porte guèreque sur les plus brillantes, excepté dans quelques cas. Du reste, on comprend que la mesure de l'éclat est bien incertaine , et que n'étant que l'effet d'une sensation, il n'est pas rare que l'étoile qui est primaire pour l'un ne soit que secondaire pour un autre.

344 GfOMORPElIE ASTKOnOMlQTIE-

Cette lueur ditluse qui forme au ciel une ceinture irreguliète , et que nous voyons «lins les nuits sereineE , la Koie lactée, n'est qu'un eiTet produit par une multitude d'étoiles imperceptibles même avec des télescopes asses forts, mais qu'on distingue bien quand on se sert de moyens optiques plus puissanU. Cbacun de ces astres ne donne pas assez de lumière pour nous rendre sa présence sensible, et il résulte de l'ensemble de celte myriade d'étoile» la teinte laiteuse que nous remarquons. Aucun de ces corps lumineux n'est l'objet de nos observatioBS spéciales, non plus qu'une multitude d'autres; l'attention ne doit donc se porter que sur ceux que leur éclat rend faciles à observer, et le nombre en est très-peu considérable. L'astronome doit s'exercer à reconnaître ces derniers.

360. Pour dénommer les étoiles, on a eu l'idée de les grouper, et de donner un nom à chacun de ces groupes , appelés constellation^ , astérismes. On a imaginé de dessiner sur chaque constellation un animal, ou une autre image tout à fait arbitraire \ il reste ensuite à indiquer la place que chaque étoile y occupe. C'est ainù qu'on dît la Queue du Lion , le Cœur du Scorpion , l'OEil du Taureau , etc. Il n'y a aucune ressemblance entre les configurations dont on se sert pour réunir les étoiles etces images, et il ne faudrait pas chercher à reconnaître au ciel les constellations, en essayant de lier les étoiles par des arcs imitant la forme de ces animaux. L'origine de ces figures vient dea usages religieux et des allnsions astrologiques des anciens peuples ; la tradition nous a transmis ces dénominations, que nous avons conservées, et qui ue sont pour nous que des symboles arbitraires.

On a donné des noms propres à plusieurs étoiles dont l'éclat est très- remarquable , tels que Sirius , Kégulus , Antarès, etc. ', d'autres sont dénommées par leur place sur la figure, comme on vient de le dire-, mais toutes le sont par une lettre grecque, ou italique, ou romaine, ou par un

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ÉTOILES. 34s

cbi&re déaignant l'ordre des passages au luéridieo. On comprendra donc aisément ce que les astronomes entendent parffdelaGrandeOurse,£ du Taureau, 3) 4)^d'Orion,etc. Eu jetant les yeux sur un planisplière ou un globe céleste , nen ne sera plus facile que de comprendre ce système de nomeuclature , qui offre l'avaniage de donner un nom à chaque étoile, sans charger la mémoire d'un immense vocabulaire, [f^ciyez VUranographie.)

Voici les noms des étoiles de prenûère grandeur.

Siriiis, l'Épaule droite d'Orion, son pied gauche, ou Rigel, rOEil du Taureau, o^Aldébaran, la Lyre, ou TVega, Arcturus, la Chèvre, le Cœur du Scorpion, ou Antaiis, l'Epi de la Vierge, le Coeur de l'Hydre, Régulas ou le Cœur du Lion, sa queue, Canopus, Fomalkautet Achemar. Des auteurs ajoutent AtaXr, Proeyon, Castor, la Queue du Cygne, La Connaissance des Temps se sert de neuf principales étoiles pour W distances lunaires [voyez n° 523 ) , savfùr : Régulus , Fomalhaut, a P^ase, « Bélier, Aldébaran, PoUux , AnUrès , Atàtf ei l'Epi de la Vierge. Leur position près de l'éclipticjue d'ime part et d'une autre leur éclat, qui permet de les voir dans le crépuscule, en même temps que l'horizon de la mer, les rendent propres à donner au marin la longitude du lieu qu'il occupe sur le sphéroïde terrestre. Plusieurs planètes réunissent aussi ces conditions (n° 523).

On doit considérer les étoiles comme des corps lumineux par eux-mêmes , comme de véritables soleils , trop éloignés de nous pour nous éclairer et nous envoyer de la chaleur. I^ongées dans les profondeurs de l'espace, leur éclat varie avec leur volximo et leur distance ; et cette distaotce est véritablement immense, puisqu'une unité de 70 millions de lieues ne suffit pas pour la mesurer. Le Soleil est une étoile beaucoup plus rapprochée de nous que les autres.

Il faut donc, avant tout, connaître les constellations et les principales étoiles qui les composent. Ne pouvant donner ici , à ce sujet, les développements nécessaires, nous ren-

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346 CÉOMORPHIE ASTRONOMIQUE.

voyons, pour plas de détails, à VUranographie. Conlentons-nous de faire l'énumération des constellations les plus remarquables, et de donner le moyen de les distinguer. En se plaçant dans la direction du méridien , et suivant la progression du mouvement de la sphère céleste , on voit passer chaque étoile à son tour dans ce plan, ce qui suflSt pour la reconnaître, à l'aide d'un catalogue, où ces astres sont rangés dans l'ordre même de leur passage dans ce plan (voyez l'ouvrage cité et V Astronomie pratique.) Mais ou peut arriver plus promptement au but par la méthode des alignements, dont nous allons présenter un aperçu.

361 . Qu'on tourne le dos au sud durant une belle nuit , et l'on verra plusieurs constellations faciles à reconnaître , et qui serviront ensuite à distinguer les autres.

La Grande Ourse, appelée aussi le Chariot, est formée de six étoiles de seconde grandeur et d'une de troisième : de ces sept étoiles, quatre, et, €, y, J, imitent un grand quadrilatère, et les trois autres forment la qneue, s, ^, k, en ligne courbée selon le prolongement de la diagonale. Cette belle constellation est du nombre de celles qui ne se couchent pas, pour notre climat, et qu'on peut voir dans toute nuit sereine, ainsi que les deux suivantes. (Voyez

La Petite Ourse a la même figure à peu prés que la grande, mais sous de moindres dimensions et dans une position tout à fait inverse; ses étoiles ont un éclat faible, et trois sont de troisième grandeur, situées aux deux extrémités ; les qnatre autres ne sont que quartaires. Ce qu'il faut surtout remarquer dans cette constellation , c'est Vétoile polaire, qui est si voisine du pôle, qu'elle parait immobile au ciel , et semble être le pivot fixe autour duquel tourne la voûte céleste. Les cercles diurnes parcourus par les étoiles s'agrandissent de plus en plus à mesure qu'elles s'écartent de la Polaire, qui semble être leur centre commun. (Voyeijîg. ii8.}

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Prolongez le côté aë du quadrilatère de la Grande Ourse, celui qui est opposé à la queue, vous arrivez sur la polaire «c, ce prolongement ayant à peu près pour longueur celle de la Grande Ourse entière. Comme la Polaire est la ?eule remarquable dans celte partie du ciel, elle est fort aisée à reconnaître. Tous les cercles horaires viennent se croiser près d'elle : le pôle en est à i^Sfi' de distance, sur l'arc qui va de la Polaire à l'étoile e, la première de la queue de la Grande Ourse ; ou sur le prolongement de l'arc qui va de la Polaire à -/ Cassiopée.

Cassiopée est de l'autre côte du pôle par rapport à la Grande Ourse, l'une à l'est, l'autre à l'ouest; ou bien l'une près de l'borizon boréal, quand l'autre est vers le zénitb, selon l'heure ou la saison. C'est un groupe d'étoiles de troisième et quatrième graâdeur, qu'on reconnaît à sa forme enj', à queuecourbée. Quelques personnes y trouvent aussi la figure d'une chaise renversée- Une fois qu'on a vu cette constellation , il est impossible de l'oublier, et on la reconnaît 5ur-]e.«hamp. Comme les étoiles font un tour entier autour du pôle, chaque jour, elles pfennent diverses positions relatives, par rapport à l'horizon ; la Chaise est debout, couchée, ou renversée, selon les heures et les saisons ; mais dans les soirées d'hiver, elle a cette dernière position.

Toutes les constellations que nous allons décrire se voient au sud, ou à Test, ou à l'ouest, selon l'instant où on les observe ; et ce n'est plus vers le nord qu'il faut tourner ses regai-ds pour les apercevoir.

En s' éloignant du pôle, on rencontre trois constellations qui semblent n'en composerqu'une seule très-étendue, parce que les étoiles s'y réunissent en une 6gure assez facile àsaisir.

Pégase, ou la Grande Croix. L'arc de a ,à S de la Grande Ourse qui a conduit sur la Polaire, étant prolongé d'une qiiantité égale, passe près de Cassiopée, et va traverser Pégase. C'est un grand carré «, S, ix^ y, formé de <:|uatre belles étoiles secondaires, près duquel deux tertiaires Yi, ^ sont sur une parallèle au côté xë. Le carré de

348 GÉOMORPHIE ASTRONOMIQUE.

Pégase et celui de la Grande Ourse sont de côtés opposés du pôle , et viennent passer au sud à 1 3 heures d'intervalle l'un de l'autre.

Prolongez la diagonale a.a. de Pégase, vous rencontrez trois étoiles secondaires tx, S, f d^ Andromède , dont la première a fait partie du carré de Pégase. Prolongez encore cette même ligne , et vous arrivez sur a. de Persée , aussi de seconde grandeur, située au milieu d'un arc oblique âeeyn.

Voilà donc sept étoiles secondaires imitant à peu près la forme de la Grande Ourse j savoir : un carré et une queue dirigée selon le prolongement de la diagonale ; mais ici la queue est presque droite et se termine par l'arc de Persée. Ces étoiles, moins proches du pôle que la Grande Ourse, occupent aussi une étendue beaucoup plus considérable.

Le Cocher forme un grand pentagone irréguUer û!|39$< , où se trouvent trois belles étoiles en triangle isocèle aSS. L'une d'elles est la Chèvre, une des plus brillantes du ciel, A de certaines heures elle rase l'horizon boréal ; douze heures aprèsellepasse près du zénith de Paris. On remarque près dfe la Chèvre un triangle isocèle très-allongé, formé de trois petites étoiles quartaïres ; ce trianglCj facile à remarquer, sert à faire distinguer la Chèvre de toutes les étoiles primaires. En prolongeant l'arc de Persée , on voit deux files divergentes de petites étoiles, dont l'une, vers l'orient, va à la Chèvre, l'autre au sud, formant d'abord une courbure opposée, se dirige sur les Pléiades.

En prolongeant la queue courbe de la Grande Ourse, on va sur le Bouvier, dont l'étoile a est Arcturus, belle étoile de première grandeur.

La I/yrs, ou Wega, est une belle étoile primaire , opposée à la Chèvre par rapport au pôle ; quand l'une est en haut snr nos têtes, l'autre est près de l'horizon nord. Au sud-est de Wega est un triangle formé par trois étoiles tertiaires.

\J Aigle est une constellation au sud-est de la Lyre ; on y remarque trois belles étoiles voisines et eu ligne droite,

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dont celle du milieu esl de première grandeur ; on la nomme Altdir ou AtaXr.

Le Cygne est entre la Lyre et Pégase, et forme mie grande croix de cinq étoiles assez belles , surtout celle de la tète de la croix, qui est appelée la Queue du Cygne ; elle vient passer à notre zénith.

362. Les douze constellations du zodiaque sont celles que le Soleil et les planètes traversent successivement, par un mouvement constant dirigé de l'ouest à l'est; elles forment une zone circulaire et oblique sur la voûte céleste , et la moitié à peu près est au-dessus de Tborizon : mais participant au mouvement diurne général, ces constellations apparaissent successivement et s'élèvent plus ou moins selon leurs situations relatives sur cette zone. Deux vers latins les énoncent dans l'ordre de leur apparition : Sont Arles, Taurus, Gemini , Cancer, Léo, Firgo, Libraque, Scorpias, Jrcitenens , Caper, Amphora, Pîsces.

Ces constellations ne sont pas toutes remarquables par de belles étoiles, et il suffit de savoir reconnaître les principales; on trouve bientôt la place des autres au ciel, d'après leur rang dans la série précédenle, chacune étant toujours située à l'est de la constellation dont le nom précède le sien. On ne les voit que de l'est au sud et à Tonest.

Le Bélier a deux étoiles tertiaires très-voisines «S et une quartaîre au-dessouâ du prolongement de la ligne qui joint celles-ci.

Le Taureau imite la forme d'un grand V. L'étoile qui termine la brandie orientale est primaire, on la nomme Aldéharan. L.es Pléiades sont »d groupe d'étoiles petites et serrées qu'on voit au no»d-ouest du Taureau,

Les GémeoMX forment au ciel un grand quadrilatère oblique et long. Céutor et Poliux sont deux belles étoiles assez voisines situées aux angles supérieurs.

Le Lion imite un grand trapèze formé par quatre belles étoiles; deux primaires sout à la base inférieure, Rcguhts k

35o GÉOMORPHIE ASTROKOHIQUE.

l'ouest et la Queue du Lion à l'est; les deux autres sont de seconde grandeur,

La Vierge a cinq étoiles tertiaires disposées en V, dont les branches soat obliques et ouvertes à augle droit. L'E/ji est un peu plus bas, au sud-est; c'est une belle étoile primaire.

La Balance a quatre étoiles principales, dont une est assez belle, et les trois autres de troisième grandeur; elles sont disposées en quadrilatère.

Le Scorpion s'élève très-peu sur notre liorizon^ il est remarquable par une file d'étoiles courbées en f, ayant à £a pointe supérieure ^ntarès, belle étoile de première grandeur ; un peu plus baut, vers la droite, on voit des étoiles disposées en arc, dont la concavité regarde Antarès ; une de celles-ci est secondaire.

Le Sagittaire est distingué par un petit quadrilatère oblique et un arc vertical situé vers l'ouest ; cet arc est croisé par une file en ligne droite; c'est l'image d'un arc et de sa flèche.

Le Capricorne est situé sous l'Aigle.

Le Ferseau a deux triangles dont les bases sout situées sur une même droite avec la file du Capricorne; ces triangles sont l'un grand et l'autre petit , et ont leurs sommets à peu de distance de leur base.

Les Poissons sont distingués par deux files sinueuses de petites étoiles, assez peu visibles ; l'une des files se perd à la ceinture d'Andromède et l'autre s'étend sous le carré de Pégase. Ces deux files se joignent vers le sud-est et l'on y voit une étoile de troisième grandeur, qui est la seule remarquable dans cette constellation.

n est utile de s'exercer à reconnaître ces douze constellations zodiacales, parce que les belles planètes, la Lune et le Soleil , se trouvent toujours situés eu quelque lieu de cette

Orion est la plus belle constellation du ciel ; on le voit briller le soir et toute la nuit au sud, pendant l'hiver et le

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MOBVEMEMT DU SOLEIL. 35 1

premier printemps. Il est placé un peu au-dessous d'AIdëbaran, du Cocher et des Gémeaux; il est formé de quatre belles étoiles, dont deux , a et S, sont primaires, celle-ci est Rigelj les deux autres sont secondaires : elles forment un vaste quadrilatère, qui est presque un parallélogramme. Au milieu on voit trois belles étoiles de seconde grandeur, rapprochées et sur une ligne droite oblique : c'est le Baudrier; VEpée est une traînée de petites étoiles.

En prolongeant la ligne des trois étoiles du baudrier d'Orion, du côté de l'horizon oriental ou vers le sud-est, on est conduit sur Sinus, la plus belle étoile du ciel ; elle fait partie du Grand Chien, qui a plusieurs étoiles secondaires qu'on voit près de l'horizon,

Au-dessous des Gémeaux est le Petit Chien , formé de deux étoiles rapprochées, l'une primaire, qui est Procyon, l'autre tertiaire. Procyon , Sirius et a d'Orion forment un grand triangle équilaiéral.

\2Hydre est une immense 61e sinueuse d'étoiles sous le Lion et la Vierge, Le Cœur de V Hydre est une étoile secondaire sur le prolongement du côté occidental du trapèze du Lion,

Fomalhaut est une étoile de première grandeur située très-bas sur le prolongement du côté occidental du carré de Pégase: on ne la voit, dans nos contrées, qu'en automne et en hiver, près du sud.

Mouvement propre du Soleil.

363. Le Soleil est un corps i3' à i4oo mille fois plus volumineux que la Terre et lumineux par lui-même. A proprement parler, ce foyer de chaleur et de lumière, est une véritable étoile, immobile dans l'espace comme le sont les étoiles ; mais le rapprochement en accroît le volume apparent : les dimensions du Soleil ne nous paraissent plus considérables que celles des étoiles que parce que celles-ci sont immensément loin de nous.

Lorsqu'on compare le Soleil à quelque étoile brillante qui

35a GÉOKOKPHIE ASTRONOMIQUE.

en est peu écartée, on reconnaît que le Soleil paraît ctanger de place à l'égard de l'ëtoile ; elle s'en approche si elle est à gauche. Ainsi, lorsque, vers le coucher du Soleil, nous voyons une belle étoile à l'occident, cette étoile, dans les jours suivants, nous semhle se rapprocher de l'astre de plus en plus, puis se coucher peu après lui, puis se plonger dans les flots de sa lumière et disparaître. Quelques jours après on aperçoit de nouveau l'étoile, le matin, un peu avant le lever du Soleil, du c6té de l'oiient-, puis, dans les jours suivants, elle s'en éloigne de plus en plus vers la droite, devançant le lever de l'astre et s'écartant sans cesse.

Comme les étoiles sont immobiles sur la voikte céleste, ce ne sont pas elles qui se déplacent ainsi pour atteindre le Soleil et le dépasser d'un mouvement de gauche à droite, quoique les constellations semblent participer toutes ensemble h cette marche annuelle apparente', c'est, au contraire, le Soleil qui paraît traverser ainsi toutes les constellations placées sur sa route, par une mouvement dirigé de l'ouest k l'est, en accomplissant la révolution entière dafis le cours de l'année. Ces constellations, appelées zodiacales, sont indiquées n" 362, dans l'ordre où elles sont suceesàvement traversées.

364. Cett« progression du Soleil se compose avec la révolution diurne du ciel ; en sorte que voici Tefiét apparaît : la Terre étant immobile en un lieu de l'espace, la sphère étoilée fait chaque jour un tour entier sur l'axe des pôles (en 34 heures sidérales) pendant que le Soleil, quoique entraîné par cette révolution générale, décrit, en sans contraire, sur cette voûte im arc de grand cercle de i degré environ chaque jour, et se trouve avoir parcouru ce cercle entier en un an.

Dans la réalité le Soleil est immobile comme toute étoile ; c'est au contraire la Terre qui tourne chaque jour sur soa axe, en même temps qu'emportée dans l'espace, elle accompKt autour du Soleil une révolution entière en un an^ et

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MOUVEMENT DTI SOLEIL. 353

nous attribuons à cet astre tous les mouvements que uous faisons nous-mêmes. Par exemple, au bout <le six mois, nous rapportons le Soleil aux constellations diamétralement opposées à celles où il nous paraissait placé. La Terre changeant sans cesse de place au ciel , nous voyons , à la même heure de nuit, des constellaiious sur l'horizon dans les différentes saisons : ce qui explique pourquoi le ciel d'hiver n'est pas le même que celui d'été.

365. La rotation diurne de la Terre, nous la traduisons de même par celle du ciel étoile, ce qui produit la révolution des astres chaque jour, leur lever, leur coucher, leur passage au méridien. Ainsi la translation de la Terre donne l'apparence du mouvement du Soleil d'occident en orient, selon un arc d'à peu près i degré chaque jour, traversant les constellations zodiacales ; la rotation diurne de la Terre nous fait croire que le ciel fait un tour entier en i4 heures sidérales autour de nous. Uorbite que nous parcourons et que le Soleil nous senihle parcourir en une année est appelée éc/iptiÇKc; cette courbe fermée est une ellipse tracée sur un plan dans l'espace, et le Soleil réside immobile à l'un des foyers de cette courbe. L'axe diurne de rotation de la Terre est oblique à ce plan; Véquatcur le coupe selon une ligne qui va d'un équinose à l'autre ; ces deux plans font un angle de aS" 28', qu'on appelle ohliquilé de l'écliptique, angle qui est la cause de la succession des saisons. (Voyez r Uranographie. )

366. Xies réalités nous importent peu ici, puisque les apparences sont seules observées. Ainsi nous considérerons la Terre comme fixe et immobile dans l'espace, le ciel étoile comme tournant autour d'elle de l'est à l'ouest en un jour sidéral , entraînant tous les astres dans sa révolution ; et en même temps, le Soleil , la Lune, les planètes comme emportés par un mouvement général, mais en glissant sur la voûte céleste et décrivant un petit arc chaque jour de l'ouest vers l'est.

354 GÉOUOnpiItK ÀSTROKOMIQDE.

La courbe que nous paraît décrire le Soleil autour de nous n'est pas uu cercle, mais une ellipse, dont le plan est oblique à l'équateur. Cette ellipse, que la Terre décrit en effet autour du Soleil , a son foyer au centre de cet astre, et nous jugeons que ce foyer est , au contraire, au centre de la Terre. Nous sommes plus près du Soleil en janvier qu'en juin : le diamètre de l'astre nous semble un peu plus grand en hiver qu'en été, et nous paraît varier lentement de grandeur et de distance entre des limiies fort étroites, attendu que l'ellipse est peu différente d'un cercle.

Mouvement propre de la Lune.

367. La Lune tourne réellement autour de la Terre, et son orbite est une ellipse dont le foyer est au centre de la Terre. La Lune est si petite, qu'elle est fortement influencée dans sa marche par l'attraction solaire, qui déforme sans cesse cette ellipse et même la déplace peu k peu dans l'espace; en sorte que le grand axe et les deux sommets tournent autour de nous, et que l'intersection de son plan avec celui de l'écliptique, appelée ligne des nœuds, change aussi de place.

La marche de la Lune est troublée par plusieurs inégalités, qu'on sait henreusement calculer et prédire. C'est en 27 jours j à peu près que la Lune accomplit sa révolution autour de notre globe, décrivant environ i3" 10' par jour de l'occident vers l'orient.

368. LeSoleil est à environ 35 millions de lieues de nous, à peu près a4og6 rayons terrestres; mais la Lune n'est éloignée que de 60 de ces rayons ou de 90 mille lieues, c'està-dire 400 fois plus rapprochée que le Soleil ; et pourtant nous jugeons que ces astres ont même volume, du moins la différence apparente est fort petite, et l'un ou l'autre nous parait tour à tour plus volumineux. On conçoit que le grand rapprochement de la Lune à notre égard, et les variations de sa distance causées par l'excentricité de son ellipse, snf-

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L* LtTKB. 335

fiseat pour expliquer ces apparences. La Lune n'a que 780 lienesde diamètre; celui de la Terre est de3aooHeues: la première n'a que les ,^du diamètre de la seconde, La Lune n'est donc qu'un très-petit globe, quoiqu'elle nous semble égaler le Soleil; son volume n'est (jue le -~ de celui de la Terre, qui n'est lui-même que les ï3 millionièmes de celui du Soleil.

369. La Lune ne brille que d'une lumière empruntée du Soleil ; ses pbases sont l'efTet du mode de réflexion et des lieux relatifs que ces astres occupent à notre égard. S'ils sont dans la même région du ciel , ta Lune, qui se troure à peu près entre nous et le Soleil, ne tourne de notre côté que la face obscure , que nous ne pouvons voir. Ils passent ensemble à peu près au méridien; c'est ce qu'on appelle la néomcnie, la nouvelle lune, la conjonction. Au contraire, si la Lune est opposée au Soleil, tout le disque éclairé est tourné vers nous; nous la voyons sous la forme d'un cercle lumineux : c'est la pleine lune, l'opposùion. Ces deux états sont désignés par le nom commun de syzygies; ils sontséparés par une succession de pbases, croissantes d'abord, décroissantes ensuite. Le premier et le dernier quartiers sont les époques où la Lune est en quadrature ou à 90 degrés du Soleil ; elle ne nous montre que le quart de son disque. Il faut environ 29 7 jours pour accomplir cette période d'efTeis de lumière qui se reproduisent sans cesse.

370. Quand la Lune se place directement entre nous et le Soleil , elle nous cache cet astre ; il y a éclipse de Soleil, et par conséquent néoménie. Si la Lune se trouve directement opposée au Soleil, elle entre dans le cane d'ombre {ffojetée par la Terre; il y a éclipse de Lune, et par conséquent pleine Lune. 11 arrive souvent que la Lune s'interpose entre les étoiles et nous, et les cache par son opacité; c'est ce qu'on appelle une occultation.

356 GÉOMORPHIE ASTRONOMIQUE.

Des Tables asironomiques et de leur usage.

371. L'élude qu'on a faite des mouvements célestes a permis d'en connaître, avec une extrême précision, les lois, la direction et la vitesse. Les formules qui expriment les mouvements ont été réduites en Tables, d'où l'on tire, par de simples additions , des nombres qui donnent la position de chaque asire à tout instant. C'est , par exemple , à l'aide de ces Tables que le Bureau des longitudes compose la Connaissance <îes Temps , ouvrage qui donne, pour tous les jours de l'année, les lieux occupés an ciel par le Soleil, la Lune, les planètes, les étoiles, l'instant de leur lever, de leur coucher, etc. Les Anglais, les Prussiens, les Italiens, les Danois, etc., publient aussi des éphémérides de ce genre. Comme c'est de ces livres qu'on tire les données des problèmes astronomiques, nous devons expliquer la composition de ces ouvrages.

372. La déclinaison d'un astre est l'arc abaissé de ce corps perpendiculairement à Véquateur, plan qui, passant par le centre de la Terre, est perpendiculaire à son axe des pôles, IJascension droite est la distance du pied de cet arc au point équinoxial T, sur la lighe de section de l'équateur et de l'écliptique. La déclinaison est boréale ou australe, selon que l'astre est d'un côté de l'équateur ou de l'autre côté : elle se compte de zéro à 90 degrés , car les pôles sont à podegrés de déclin. L'ascensiondroilese compte de l'ouest à l'est et de zéro à 36o degrés, en faisant ainsi le tour entier du cercle équatorial. On voit que l'ascension droite et la déclinaison sont deux coordonnées circulaires, qui déterminent la position d'un astre , précisément comme les longitudes et latitudes terrestres fixent la position de chaque ville en géographie.

En rapportant les astres au plan de l'écliptique, on a de même deux coordonnées circulaires appelées longitudes et latitudes. Les premières se comptent de zéro à 36o degrés,

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TABLES ASTBONOMIÇDES. 35^

en faisant le tour entier du coiile de 1 eelipliquc. Seulement ici, pour éviter les grands nombres, on a composé une unité de 3o degrés appelée un signe. Ainsi au lieu de dire qu'une longitude est de 200 degrés, on la dit de € signes 3o degrés. Les latitudes sont boréales ou australes , de o à 90 degrés.

373. Soit donc T (fig. 1 26) la Terre fixée au centre de la sphère céleste, CBD A l'équaleur, FAEBréclipliijue; AU est la ligne des équïuoxes , A celui du printemps T , est pris pour origine des ascensions droites et des longitudes, comptées de droite à gauche, les premières de A vers C, B. . . , les deuxièmesde A vers E, B. . . Best l'équinoxe d'automne ^. Ainsi le Soleil décrivant le cercle AEBF, arrive en Aie 21 mars, en B le ai septembre, et procède de l'ouest^à l'est.

Soit Sun asirequelcon(jue;abaissonsdeS deux ar«SP,SQ perpendiculaires l'un sur CAD , l'autre sur AEF. AP sera Fascension droite et PS la déclinaison de l'astre S, coordonnées qui en fixent la place sur la sphère céleste ; ou bien AQsera la longitude, QS la latitude, déterminant aussi le lieu S. Connaissant les nombres de degrés des arcs AP et PS, ou bien AQ et QS, il est évident qu'on aura la position absolue de S, pourvu qu'on sache en ouli-c si cet astre est dans la r^on boréale ou australe. On est dans l'usage de prendre les déclinaisons et latitudes positives quand elles sont boréales, et négatives quand elles sont australes.

En A, l'ascension droite et la longitude sont zéro; ces arcs sont de 90 degrés en Cet en E; de 180 degrés en B, etc., et ainsi Jusqu'à 36o degrés, eu faisant le tour entier des deux cercles.

Comme le ciel tourne autour do nous on 24 beures sidérales, l'origine A tourne en même temps, et parcourt tous les points de l'équateur céleste ACBD. Voilà pourquoi l'on change sauvent les degrés d'ascension droite en temp, à raison de36odegrés poura4 ^^"''^Sjde i5 degrés par heure. L'arc d'équaleur AP, qui a ya degrés , est dit avoir 4'' 4^ '■ {f^oycz ci-après.)

nigtijeUi-vGoOgle

358 GÉOMOItPHIE «STItOHOMlQdE.

374. L'angle ETC des deux plans est l'obliquité de Vé~ cliptique, d'environ 23° 38'. Quand le Soleil arrive en A ou en B, il est dans l'équatcur; le jour est égal à la nuit pour toute la terre ; ce sont les équinoxes. Les solstices sont à go degrés de ces points, en E et F, l'un d'été, l'autre d'hiver. L'écliptique est divisée en signes ou arcs de 3o degrés chaque, comme l'équateur l'est en heures de iS degrés.

Comme le Soleil ne sort jamais de l'écliptîque, sa latitude est toujours zéro, et il suffit d'eu avoir la longitude pour eu connaître le lieu. C'est ce qui fait ordinairement préférer ce système pour déterminer la place du Soleil. Souvent aussi la Lime et les planètes sont rapportées à l'écliptique. Mais, dans les Éphémérides ^ on donne aussi l'ascensicHi droite et la déGlînaison de ces corps. Ordinairement les observations sont plus simples avee ces dernières coordonnées , et on les emploie de préférence.

375. Par la rotation diurne, l'équateur, Técliptique et les équinoxes tournent en 24 heures sidérales autour de l'axe pp' des pôles ; chaque astre S emporte avec lui le» arcs SP, SQ, AP et AQ : mais tout en se déplaçant pour le spectateur, cet astre conserve son ascension droite AP , sa longitude AQ , sa déclinaison PS , sa latitude QS ; à moins cependant que, comme le Soleil et la Lune, il u'ait un mouvement pn^re; car alors ces arcs varient eux-mêmes lentement, parce que S se déplace sur la sphère.

376. Il faut cependant dire que les plans CD , EF de l'équateur et de l'écliptique, ne restent pas liés l'un à l'autre en tournant ensemble. Outre qne leur angle change d'une fort petite quantité avec le temps, la droite AB d'intersection, ou ligne des équinoxes, tourne très-lentement, avec les siècles, autour dupCHnt T, dans le sens rétrograde de A vers F. C'est ce qu'on appelle la précession des équinoxes, mouvement du point A le long de récliptjque, et qui est d'environ do" par an. Ainsi toutes les longitudes des étoiles «ont accrues de 5o" chaque année, ce qui altère les ascen-

lABLES ASTnonOHIQVES. 359

sioos droitesel les déclinaisons de certaines quantités. Enfin l'axepp'de la Terre, par un balancement appelé natation, déplace aussi quelque peu les pôles ^ «ipS et le point A.

Mais ces petits mouvements sont si bien connus par leurs causes, qu'on en a pu calculer l'étendue : et il est indiflérent que l'origine A ne soît pas constante, puisqu'on en sait assigner la place à chaque instant; c'est ce qu'on fait par les Tables destinées à cet usage.

H est d'ailleurs inutile de s'en inquiéter quand on vent se servir de la Connaissance des Temps pour trouver la place du Soleil , de la Lnue , des planètes et même des plus belles étoiles, les seules qui soient en usage dans la Géodésie; caries nombres donnés dans cet ouvrage ont été trouvés par les calculateurs, en ayant égard à ces circonstances. Nous renvoyons à notre Astronomie pratique les personnes qui voudraient connaître comment la Connaissance des Temps est composée par le secours des Tables astronomiques.

377, Il est vrai que la Connaissance des Temps ne donne les positions du Soleil que pour midi, et de la Lune que pour midi et minuit, chaque jour de l'année. Mais lorsqu'on veut obtenir les coordonnées pour toute autre heure, il faut interpoler. Ce calcul se fait ainsi qu'il suit.

Par exemple, si je veux trouver la déclinaison du Soleil

4 4" iS'aa", le i" septembre i836, je prends dans la

Connaissance des Temps cette déclinaison pour midi.

le i"septembre. , 8''u'5n",QB, 1 „.„, ,»/» , K -, a \ Differ-ai 54", 1,

le 2 5,5o, 3,8. )

et je pose cette proportion : si 24 heures donnent 2i'54", « de différence , combien donnent 4** ^S' 22"?

On réduit tout en secondes, et l'on trouve par l<^aritbmes

conipl.logî4'' 0

loBïT'54%1 0

,ii86584

déclin, la 1 . ,

Iog4''.8'.." 0

u iSSoi" =

4' letmo. . . ,

vGooglc

36d GÉOMORPUIE ASÏKONOHIQtJE.

On retranche ici le quatrième lerme , parce que la déclinaisou vaendiminuaatâcelle époque de l'année ; précisément comme lorsqu'on opère sur le logarithme des cosinus et des cotangentes in term.édi aires à ceux de la Table.

Observes que la réduction des arcs en secondes se trouve toute faite daos deux colonnes des Tables de Logarithmes de Callet, voisines de celle qui contient les nombres. Par exemple, à côté du uombre i556, on lit dans ces colonnes o" aa' 56" et 4" 'S' ^o", parce que ces astres équivalent à i556" et i556o"; en sorte que pour trouver les logarithmes de ces arcs, il est inutile de les réduire en secondes.

378, Cemoded'interjjolation suppose que /e^ farràt/onj sont proportionnelles aux temps écoulés , c'est-à-dire que la marche de l'astre est faite d'un mouvement uniforme. Or cela n'est vrai qu'à peu près, et même est tout à fait inexact dans certains cas. Alors il faut recourir aux différences 2™", 3°"', .... C'est ce qui est indispensable lorsqu'on demande une grande précision , ou quand il s'agît des cooi-données de la Lune. Mais le procédé ci-dessus exposé est toujours suffisant pour obtenir la longitude du Soleil, son ascension droite, sa déclinaison, son demidiamètre, celui de la Lune, sa parallaxe, l'équation du temps , etc. , et en général toutes les fois que les différences entre les nombres consécutifs sont minimes ou à peu près constantes.

Nous renvoyons à V Astronomie pratique (n" 78) les détails sur l'interpolation; nous ne traiterons ici que le cas où l'on n'a égard qu'aux différentes secondes, parce qu'il est rare que les 3"**, 4'""5''* soient utiles. Supposons donc quelesdifférences 2""' soient faibles, ou presque constantes.

On tire de la Connaissance des Temps quatre termes consécutifs pris dans ta colonne des coordonnées qu'on veut calculer; deux de ces termes sont pour des épofjues antérieures., et deux pour des époques postérieures immédiatement à l'heure proposée : on en prend les trois différences

vGooglc

yremières, puis les deux différences seconiles, entvtranchant chaque nombre de celui qui le suit, et donnant au reste le signe qui lui appartient. La correction x que doit subir le nombre immédialement antérieur est donnée par la formule

A' représente ta différence intermédiaire entre les trois qu'on a trouvées, d* est la moyenne entre les deux différences a""'; t est le nombre d'heures, minutes et secondes à écouler depuis l'heure du terme antérieur jusqu'à l'instant proposé; x est ce qu'il faut ajouter afec sou signe à ce même terme.

Quelle est, par exemple, la longitude de la Lune le i4 novembre i836 à t = Q^i4' 4^"^ ^* trouve dans la Connaissance des Temps de cette année :

Âsc. dr. t Diff. \"'. Diff'. 1".

leT4àinidi 3o5. 47.41,1 , Z, — 3'36",o

lei^ à minail.... 3ii.54,î8,3 "^ ~ '* %'\ -3.5o,7 le i5 à midi 319.57.34,8 ''■ "-^^'^

Comme les différences a""' sont presque égales, j'en prends la moyenne

A'= — 3'45",35, d'où ii'= — 55",84: le premier coefficient de la formule est donc '

+ 7' 6' 47", a + 55", 84 =-(-7° 7' 43", 04. De là le calcul suivant :

compl.logi^^..,. 5.3645i63 douhla ïô. 75903

1 4-5375934 double 9.07518

coeffic 4 .4093081 — 55°,84 ... 1 . 7^694 —