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décrire autour de la terre G , OQRE le plan de l'équateur céleste : supposons que le soleil soit en O , à Tinter- Mction de l'équateur avec l'écliptique, le mouvement dioroe Ini fera décrire Téquateur ; mais bientôt, entraîné lotoor de la terre dans le plan de l'écliptique, il s'avancera de 0 vers S et s'éloignera de l'équateur en décrivant chaqsc jour des parallèles de plus en plus petits. Sa déclinai- »n augmentera donc jusqu'à ce qu'il arrive au point S ; >lori sa distance QS 4 l'éq natenr ou sa dicUnation sera la plus gnnde possible et elle mesurera l'angle que l'écliptique ftit avec ce plan ; cet angle, qui s'appelle obliquité de VitUptifu^ est un des éléments les plus importants du sysl^oe solaire ; il est de i3o \ environ. Le parallèle correspondant au point S porte le nom de tropique du tnicer.

Ko suivant la direction SR , le soleil se trouvera sucçetsivement dans des parallèles de plus en plus grands jusqu'à ce qu'il parvienne au point R situé dans Féqoatcv; ce jour-là il aura parcouru la moitié de son orbite et if mouvement diurne lui fera décrire de nouveau Téquateor; s'avançant ensuite de R vers T, il entrera dans la ptrtie de son orbite située au-dessous de l'équateur ; ses Parallèles deviendront de plus en plus petits et le parallèle du point T, qu'on nomme le tropique du capricorne^ Mn le plus petit de tons. Enfin , remontant peu à peu vers Téquatenr, le soleil se retrouvera au bout d'un an an poiot de départ 0,après avoir achevé une révolution entière.

Les intersections O. R de fécliptique et de l'équateur l'appellent poinu équinoxianx; le point O que le soleil traverse au mois de mars en allant du tropique du capricorne an tropique du cancer est l'équinoie du printemps ; le

point R qu'il traverse au mois de septembre se nomme réquinoxe d'automne. Les points S et T sont les points tolttieiaux. Le premier, que le soleil atteint au mois de juin , est le ioUtice d'été ; le second , où il arrive en décembre, est le tolstice d'hiver» En allant de Téquinoxe du printemps au solstice d'été , le soleil s*approche du pôle nord^ boréal ou teptentrional; le pôle opposé a reçu le nom de pôle tudf austral ou méridional; enfin les déclinaisons sont boréales ou australes, suivant que l'astre est situé au nord ou au sud de l'équateur.

Nous venons d'exposer les apparences du ciel étoile et des mouvements du soleil relativement au centre de la terre, voyons maintenant ce qu'elles deviennent pour un point quelconque de sa surface. Gomme le diamètre de la terre est très-petit relativement à la distance des étoiles et même à celle du soleil , ce déplacement ne change rien aux apparences précédentes : l'observateur se croit donc au centre des mouvements , et la ligne menée par le point où il se trouve, parallèlement à l'axe du monde rencontre les 'mêmes étoiles que cet axe. Le plan tangent au point de la surface occupé par l'observateur détermine dans le ciel un grand cercle de la sphère, puisqu'il passe par le centre des mouvements ; il sépare la partie visible de celle qui ne l'est pas, et porte le nom X horizon seneible de Tobservateur ; le plan qui puse par le centre de la terre parallèlement à ce grand cercle est l'Aort^on rationnel,

La droite indéfinie qui joint le centre de la terre supposée sphérique au point de la surface que l'on considère est perpendiculaire à l'borixon et se nomme la verticale du lieu ; le point du ciel où elle paratt aboutir est le zénith^ il est éloigné de tous les points de l'horison d'un quart de circonférence ou de 90^ L'angle compris entre un rayon visuel et la verticale du lieu est ce qu'on nomme distance tinithale; cet angle est le complément delà Aa«leiir au-dessus de Vhorison,

Tant que l'observateur reste au même point de la surface de la terre , l'inclinaison de l'axe des pôles sur Fho* riion ou la latitude du lieu conserve toujours la même valeur; mais, dès que Tobserveteur se déplace, l'horison, la verticale et la latitude du lieu changent immédiatement La position de la verticale relativement à la ligue des pôles, c est-à-dire l'angle de ces deux droites, détermine tout à fait l'aspect général dn mouvement diurne. Supposons d'abord que la verticale se confonde avec la ligne des pôles , l'observateur se trouvera précisément à 1 un des pôles de la terre, au pôle boréal par exemple, son horixon rationnel coïncidera avec le plan de l'équateur et sera, par conséquent , parallèle aux petits cercles de U sphère : donc tous les astres qui sont entre l'équateur et ce pôle doivent paraître tourner autour de la verticale , parallèlement à l'horison. Les astres qui sont dans l'équateur rasent toujours l'horison et les hauteurs de ceux qui sont au-dessus de ce plan expriment en même temps les déclinaisons. Enfin les astres dont la déclinaison est australe sont perpétuellement invisibles. Relativement an soleil , nous avons vu que depuis l'équinoxe dn printemps jusqu'à réquinoxe d'automne , cet astre était toujours audessus de l'équateur et que la partie de son orbite qu'il décrivait de l'équinoxe d'automne à l'équinoxe du printemps était tout entière au-dessous de ce plan. II résulte de là que , pour un habitant des pôles , il n'y a dans toute Tannée qu'un jour et une nuit , qui durent chacnn six mois. Le jour de Téquinoxe d'automne ou de Téqninoxe de printemps, le soleil fait le tour de Thorizon. C'est à cause du parallélisme de tous ces mouvements à Tégard de Thorizon qu'on dit que la sphère est parallèle pour l'homme situé à l'un des pôles terrestres.

Supposons maintenant que la verticale du lieu soit perpendiculaire à la ligne des pôles , elle sera comprise dans le plan de Téquatenr céleste, et l'observateur se trouvera en un point de l'équateur terrestre. La ligne des,pô-

les sert conchée sor rhorûon , ce plan rencoolrera tons les parallèles des astres à angles droits, et les partagera en deux parties égales ; donc tons les utres paraîtront chaque jour s*é]ever pendant 6 heures , redescendre pendant 6 autres heures , se coucher et rester sous l'horizon pendant 12 heures; les jours et les nuits sont d'égale durée. Le mouvement diurne des astres k leur lever et à leur coucher a une direction perpe idiculaire à Thorison; c'est à cause de cette perpendicularité que Ton dit que la sphère est droite pour un homme situé sur Féquateur.

Supposons maintenant que Tobservatear aille de Téquateur vers l'un des pôles , vers le pôle nord , par exemple ; sa verticale , qui change de place avec lui, s'écartera de plus en plus de Téquateur, en s'inclinant vers la partie nord de l'axe des pôles ; cet axe qui d'abord coïncidait avec rhorizon , s'élèvera de plus en plus an-dessus de ce plan , tandis que l'équateur s'abaissera dans la même proportion. Supposons que la ligne des pôles s'élève au-dessus de rhorizon.de 30<>, l'équateur s'éloignera de la verticale de la môme quantité et s'inclinera vers le sud de 60» sur l'horizon; le pôle sud, qui d'abord était situé à l'horizon, s'abaissera de 30« au-dessous de ce plan. Il suit de là que , pour un observateur placé entre un pôle et l'équateur, P la distance du zénith à l'équateur est égale i la hauteur du pôle , et la distance du pôle au zénith est égale à la hauteur de l'équateur au-dessus de rhorizon;

2'* Tons les parallèles célestes sont également inclinés à l'horizon du côté opposé au pôle élevé et d'une quantité égale au complément de la hauteur de ce pôle. C'est pour cela qu'on dit qu'entre le pôle et l'équateur l'observateur a sa iphère oblique. Tous les astres . en décrivant ces parallèles par l'effet du mouvement diurne, s'élèvent obliquement sur l'horizon , puis redescendent obliquement vers ce plan ;

30 Toute étoile dont la distance au pôle élevé est plus petite que la hauteur de ce pôle au-dessus de l'horizon ne s'abaisse jamais au-dessous de ce plan. On lui donne le nom d'étoile circompolaire. Toute étoile dont la distance au pôle abaissé est plus petite que la hauteur du pôle élevé an-dessus de l'horizon ne s'élève jamais audessus de ce plan.

À"* Dans la sphère oblique, tous les parallèles qui peuvent être coupés par l'horizon le sont en deux parties inégales ; et, i cause de l'uniformité du mouvement diurne, le temps que chaque astre reste sur l'horizon, depuis son lever jusqu'À son coucher, est déterminé par le nombre de dtfgrés de la portion de son parallèle qui est au-dessus de l'horizon. Cette portion s'appelle Yare diurne de l'astre. Les arcs diurnes sont d'un nombre de degrés d'antant plus grands que les parallèles sont plus 1 approchés du pôle élevé. Au contraire, les arcs diurnes ont d'autant moins de degrés qu'ils sont plus près du pôle abaissé ; l'équateur est le seul parallèle qui soit coupé en deux parties égales , parce qu'il est le seul qui soit un grand cercle de la sphère. Donc , dans la sphère oblique . tous les astres qui sont dans l'équateur restent douze heures sur l'horizon et douze heures au-dessous : mais les astres dont la déclinaison est boréale restent plus de douze heures et ceux dont la déclinaison est australe restent moins de douze heures au-dessus de l'horizon. Si l'on considère deux étoiles situées de part et d'autre à égale distance de Téquateur, l'arc diurne de l'étoile anstrale sera égal i Tare nocturne de l'étoile boréale.

5« Tous les points milieux des arcs diurnes sont compris dans un seul et même plan, qui passe par le zéniih du lien et par les pôles célestes. Ce plan porte le nom de méridien ciUtte, et sa trace sur la surface de la terre forme le méridien terrestre. Le méridien coupe chaque parallèle en deux parties égales et passe par le point le

plus élevé an dessus de l'horiioa, il doit donc anssi passer par les points les plus bas. Toutes les étoiles passent deux fois an méridien en vingt-quatre heures : une première fois, lorsqu'elles sont an point le plus élevé de leur course, et douze heures après quand elles arrivent su point le plus bas ; les étoiles circompolaires sont les seules visibles su passage inférieur.

Tout plan qui passe par le zénith est perpendiculaire à l'horizon et porte le nom de plan vertical ou aûmutai, l'azimut est l'angle que ce plan fait avec le méridien. Parmi les verticaux , celui qui est perpendiculaire su méridien s'appelle le premier vertical ; le point où ee cercle rencontre l'horizon , du côté où se lèvent les astres , porte le nom d*orient ou est; le point diamétralement opposé s'appelle occident on ouest. L'amplitude d'on astre est l'arc de l'horizon compris entre le premier vertical et le vertical de l'astre à son lever ou à son coucher.

Des saisons. — Les variations dans les arcs diurnes solaires ou dans la durée des jours proviennent de ce que le soleil change continuellement de parallèle ; elles donnent lieu au phénomène des saisons. Ainsi, quand cet astre se trouve à une des deux intersections de l'équateur et de l'éciiptique , il est douze heures au -dessus et douze heures au-dessous de l'horizon. Le jour est alors égal à la nuit , et c'est la raison pour laquelle on a donné à ces intersections le nom de points équinoxianx. En tout autre point de l'éciiptique, le jour sera plus ou moins long selon qne l'arc diurne du parallèle do soleil comprendra un plus ou moins grand nombre de degrés. C'est de cette différence dans la durée des jours, jointe à l'inégalité des hauteurs où le soleil s'élève sur rhorizon , selon les différents parallèles qu'il décrit , que vient le changement des saisons. En hiver, le soleil, étant dans le tropique opposé au pôle élevé, monte très-peu sur l'horiion et il y demeure peu de temps ; par conséquent la chaleur de ses rayons doit se faire peu sentir, d'abord parce qu'ils arrivent très-obliquement à la surface de la terre, et ensuite parce qu'ils n'ont pas le temps de l'échauffer. Kn été le soleil, étant dans le tropique le plus rapproché du pôle élevé, monte le plus haut possible. Ses rayons tombent presque perpendiculairement sur l'horizon , et comme son arc diurne correspond à un grand nombre de degrés, il a tout le temps d'échauffer la surface de la terre. Vers les pointe équinoxiaux , ces effets sont modérés et produisent les deux saisons moyennes : le printemps et l'automne.

Du jour sidérai — La rotetion de la terre snr son axe étant uniforme, on s'en est servi pour mesurer le temps. On appelle jour sidéral la durée constante de cette rotetion : c'est l'intervalle de temps compris entre deux passages consécutifs d'une même étoile an méridien. Le jour sidéral se compose de 24 heures sidérales ; il commence à l'instant où l'éqninoxe du printemps w trouve au méridien. Le cercle qui passe par une étoile et par les pôles du monde se nomme cercle horaire. Le temps qui s'écoule entre les passages an méridien de ce cercle et du cercle horaire de l'éqninoxe du printemps s'appelle Vascension droiu de l'étoile : la position d'une étoile sera donc déterminée quand on connaîtra son ascension droite et sa déclinaison. Les ascensions droites le comptent sur l'équateur, d'occident en orient, de 0^ à 2A^ ou de Oo i 360^; les déclinaisons se comptent de l'équateur aux pôles , et prennent le nom du pôle le plus voisin de l'astre que l'on considère. On rapporte d'une manière analogue la position des astres au plan de l'éciiptique. La latitude est la distence de l'astre à l'éciiptique comptée sor un cercle qui passe par Tutre et le pôle de l'éciiptique, et qu'on appelle le cercle de latitude 6e l'astre. La longitude est l'arç de l'éciiptique compris entre l'équinoxe de printemps et le point où le cercle de latitude de l'astre rencontre l'écliptiqne ; on leur donne

ASTRONOMIE

répilbète ds géoetHlriquet . pour loi ditlingiwr des eoordonoéet de même nom qui lont relatif et à U pontioD de Faitre f o do ioleil et que l'on appelle hiUoc9iari*iuei,

Des jowTM ë^iaire». — On appelle jour iolairt vrai rinteiraUe de lempi qui lépare deax'pasugeB consécalifs do eeotre da foletl par le méridien ; Torigine de ce jour est fisée à midi. Comparone le jour lolaire an jour lidéral; lapposont qn'on jour donné le soleil ait paisé ta méridien avec nne étoile , le lendemain , an moment da retour de Tétoile, le soleil sera à Test du méridien par laite de son mouvement propre d'occident en Orient ; il tnive donc après l'étoile, et le retard est d'environ 4 miootet. Les jours tnivantt augmentent cette différence de telle manière, qu'au. bout de six mois l'étoile a 12 heures d'tYtDce sur le soleil, et, qu'au bout d'une année, elle se retrouve avec le soleil, après avoir passé 366 fois au méridien, tandis que le soleil n'j a passé que 365 fois. Il suit de là que le jour solaire est mesuré par les 360 degrés de réqotteur céleste, plus l'arc de Téquateur qui répond t l'irc de l'écliptique que le soleil a parcouru pendant ce joor-lt, et qu'on appelle le mouvement diurne du soleil en tscention droite. Or, comme ce mouvement n'est pas toujours le même , les jours solaires sont un peu inégaux ; deux causes déterminent cette inégalité : 1*^ l'arc de i'écliptique décrit par le soleil en un jour n'est pas constant par suite de Tinégalité du mouvement de cet astre dans l'écliptique ; i« cet arc de l'écliptique , sertit-il constant , ne répondrait pas sur l'équateur à des trct égaux, puisque son inclinaison à l'équateur varie conlinnellement 4 cause de l'obliquité de l'écliptique. Les jours solaires étant inégaux, on ne peut les représeoter avec précision par une horloge dont le monvemeot doit être essentiellement uniforme. Aussi a*t-on m recours à une antre espèce de jour, le Jour iolaire ■oyM , qui est égal à la durée moyenne des jours solaires mis : le jour moyen est l'intervalle d'un midi à l'autre, tel qu'on l'observerait tous les jours si le mouvement diame du soleil en ascension droite était uniforme.

L'accumulation de ces deux espèces de jours, de darées dilTéreniet, donne lieu k deux espèces de temps : le tmpi vrai et le Umpê moyen , et ce qu'il faut ajouter ta temps vrai pour avoir le temps moyen est ce qu'on nomme V équation du temps. Or, comme l'accumulation des jours vrais correspond è l'ascension droite vraie du uleil, de même que l'accumulation des jours moyens correspond à l'ascension droite moyenne , ou bien i la longitude moyenne du soleil , il s'ensuit que l'équation dn temps est mesurée par la différence réduite en temps nbie l'ascension droite vraie et la longitude moyenne eorrespoodtnte.

Donc le temps vrai* s'accorde avec le temps moyen loriqoe l'ascension droite vraie du soleil est égale à sa loDgiinde moyenne , ce qui arrive quatre fois dans l'année . satoir : le 15 avril , le 15 juin , le 31 août et le 21 décembre. Mais l'accord ne dure que quelques in- >ltots , bientôt l'ascension droite vraie diffère de la longitode moyenne , et cette différence t'accrott de jour en joor jusqu'à ce que le mouvement diurne en ascension droite se trouve égal au moyen mouvement 59', 14 : alors It temps vrai diffère le plus possible do temps moyen, c'est ce qui arrive quatre fois l'an, le 10 février et le S6 jaiilet , ou le temps moyen surpasse le temps vrai de H*° 32> et de 6«> 1 1>; et les 14 mai et 2 novembre, époqves où le temps moyen est, au contraire, moins avancé qoe le temps vrai de 3" 55S et de 16<» 17>.

Oo trouve dans les recueils d'éphémérides astronomiques des tables où l'on donné pour chaque jour Yiqua- (|M dm temps ou le temps moyen au midi vrai, c'est I beore que doit marquer une montre réglée sur le temps moyen lorsque le soleil vrai passe au méridien.

/)« calendrier. — Les premiers éléments du calendrier

nons viennent des Romains : Tannée avait été divisée par Romnlnsen 10 mois seulement et n'avait que 304 jours; elle commençait avec l'hiver. Numa y ajouta 51 jours ' et la divisa en 12 mois; le premier mois était janvier et le dernier février. L'an 450 av. J.-G. , les décemvirs, pour prolonger d'une année leur magistrature, déplacèrent février pour le porter après le mois de janvier de l'année suivante ; c'est ainsi qu'il devint le second mois de l'année. Le calendrier de cette époque devait être constamment rectifié pour s'accorder avec les saisons, .^u bout de quelque temps, les années civiles ne correspondaient plus aux années astronomiques. Pour obvier à ces inconvénients, on eut recours à des intercalations qui furent confiées aux prêtres , et ^arbitrai^e présidant au choix des jours intercalaires ^ la confusion du calendrier de Numa fut à son comble. 46 ans av. J.-C. , Jules César entreprit de faire cesser ce désordre. Pour s'en tenir au seul mouvement du soleil, il ajouta 10 jours à l'année civile de Numa : ce qui la portait i 365 jours moyens ; mais , comme i cette époque on faisait l'année solaire de 365 jours un quart , l'erreur aurait été d'un jour dans quatre années civiles. César fit donc trois années de 365 jours et la quatrième de 366 ; ce jour intercalaire fut placé après le 23 février. La fête instituée en mémoire de l'expulsion des Tarquin se célébrait le VP jour des calendes de mars, qui tombait alors le 23 février, et le 24, qui était le jour intercalaire, s'appelait his sexto ealendas , parce que le jour de la fête conservait le nom de Sexto Caleodas ; de là vient le nom d'années bissextiles pour celles où le mois de février a 29 jours. Après la mort de Jules César, il y eut un dérangement dans les intercalations, parce que les pontifes, ne comprenant pas le sens de la r^le qu'il avait établie, rendaient bissextile l'année qui était la quatrième en y comprenant la bissextile précédente , en sorte qu'il n'y avait que deux années communes au lieu de trois qu'il doit y avoir entre deux bissextiles. Auguste y porta remède, et depuis lors jusqu'en 1582, il n*y eut dans le calendrier Julien aucune interruption. Mais ce calendrier, supposant l'année de 365,25 jours au lieu de 365,2422419 jours, qui est la longueur véritable , fut bientôt en erreur. L'origine des années retarda sensiblement relativement aux solstices et aux équinoxes, et Ton vit renattre une partie des inconvénients que Jules César avait voulu détruire dans le calendrier de Numa. En 1 582 le pape Grégoire XIII réforma le calendrier Julien. Le point fixe d'où, il partit pour cette réforme fut l'époque du concile de Nicée, l'an 325 après J.-C. L'erreur du calendrier de Jules César était alors de près de 1 0 jours. Grégoire XIII , par un bref qu'il rendit le 24 février 1581, ordonna :

lo Qu'après le 4 octobre 1582 on retrancherait 10 jours du mois, en sorte que le jour qui suivrait la fêle de > St François , ou le 4 octobre , serait appelé non le 5 , mais le 15 d'octobre.

2» Qu'à l'avenir, afin que l'équinoxe de printemps ne puisse pas s'éloigner du 21 mars, les années séculaires 1700, 1800, 1900, qui, dans le calendrier Julien, étaient bissextiles, deviendraient communes; et que les années 1600, 2000, 2400 resteraient bissextiles. Ainsi, dans le calendrier grégorien, nne année est bissextile quand le nombre qui l'exprime est divisible par 4 ; seulement les années séculaires ne sont bissextiles que quand le nombre des siècles est divisible par 4.

Celte réforme laissait encore l'année un peu trop longue ; mais, en suivant ce mode d'intercalation, on supprime encore une bissextile tous les 4000 ans, ce qui donne pour longueur de l'année 365,24225 jours, et produit une erreur d'un jour en 100000 ans, différence si petite qu'elle peut être négligée.

La suppression de 10 jours, faite en 1582 dans les

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EUU seulement des prioeei cathotiquet, ameiM une différence qni sabsifte en Europe dans la manière de compter lei joun. Les années •êcalaires 1700 et 1800, qui ne sont pai bisieitiies dans le calendrier grégorien, ont porté cette différence à 12 jourt. Ainsi les Russes et les chrétiens du rit grec, qui ont conservé Faneien calendrier on le vieux style , sont actnellemcnl en retard de rS jours. Le 28 septembre est ches eux le 16 du même mois ; ce qu'on écrit ainsi : ^-septembre.

Mowewuni relatif des planètes, — L'homme situé sur la terre, qui lui semble immobile, en attribue le mouvement annuel aux planètes : le mouvement propre de ces astres se complique donc du déplacement de la terre dans son orbite, et donne lieu i ce qu'on appelle leur wtoupewunt relatif.

Avant de décrire toutes les circonstances de ce mouvement , il est indispensable de donner quelques définitions. *

Une planète est dite en conjonction avec le soleil lorsqu'elle se trouve dans le plan perpendiculaire à Técliptique, passant par la terre et par le soleil, et qu'elle se projette dans la même région du ciel. Pour les planètes Mercure et Vénus dont l'orbite est renfermée dans celle de la terre , la conjonction est supérieure lorsque l'astre est au delà du soleil ; et inférieure quand il est en deçà.

Quand la terre se trouve entre le soleil et une planète, et dans le plan perpendiculaire à l'écliptique , passant par leurs centres, la planète est en opposition. Enfin, quand deux plans perpendiculaires a l'écliptique , menés de la terre an soleil et k une planète, forment un angle de 90<*, la planète est en quadrature avec le soleil.

Lorsqu'une planète supérieure est en opposition . elle passe au méridien vers minuit; lorsqu'elle est en coujonction, elle passe au méridien presque en même temps que le soleil, c*eBt4-dire vers midi. Dans les quadratures la différence de passage est de six heures, la planète passe donc ou vers six heures du matin, ou vers six heures du soir. Les planètes inférieures, à l'époque des conjonctions supérieures ou inférieures , passent vers midi au méridien. Elles ne peuvent être en quadrature. Les plus grandes élongations sont de 28 è 29 degrés pour Mercure , et de 47 i 48 pour Vénus.

r!i , et se projettera sur une étoile *£* plus orientale que E ; son mouvement apparent sera donc direct , comme son mouvement réel. Maintenant, la Terre étant en f , supposons que Mars se trouve en T en opposition et projeté en E"; pendant que la Terre décrira l'arc tr^ Mars décrira un arc plus petit TR , la ligne rR aboutira i une étoile E*" plus occidentale que l'étoile E", et Mars semblera avoir rétrogradé. Dans le passage du mouvement direct an mouvement rétrograde , la planète paraît stationnaire. Alors la combinaison des deux mouvements sera telle que les lignes <f D, /F, qui joignent les positions simultanées des deux planètes, sont parallèles entre elles. On explique d'une manière analogue les mouvements relatifs des planètes inférieures. Ainsi, toutes les planètes supérieures sont directes à l'époque de leur conjonction avec le soleil, rétrogrades dans leur opposition , et stationnaires quelque temps avant et après.

Parallaxe des étoiles. — Le mouvement de translation de la terre, qui produit les stations et les rétrogradations des planètes , doit déterminer dans les étoiles fixes de petits déplacements apparents qui se projettent sur le fond du ciel suivant des ellipses dont les grands axes sont parallèles au plan de l'écliptique. Mais la distance des étoiles est si grande relativement aux dimensions de l'orbite terrestre, que ces mouvements apparents, qni constiluent lajNira/^f, sont le plus ordinairement tout i fait insensibles ; en d'autres termes, le grand axe de l'orbite terrestre, qui est de 76 millions de lieues, vu à ta distance des étoiles, paraît comme un point sans di-

Stations et rétrogradations,, — Soient MDTR l'orbite d'une planète supérieure , de Mars par exemple , wtdtr celle de la Terre : la direction des flèches indique le sens du mouvement La Terre étant en ( , supposons que Mars soit en M en conjonction avec le Soleil S , il se projettera en E ; au bout de quelques jours, en vertu du mouvement de translation, la Terre et Mars auront décrit les arcs rr et MN ; Mars se verra alors suivant la directioi»

Viteue de la lumière. — C'est en observant le premier satellite de Jupiter, et en cherchant k expliquer toutes les inégalités de son mouvement autour de la planète , que Rœmer découvrit en 1675 le mouvement progressif de fa lumière. Lorsque Jupiter est en opposition avec le Soleil , sa distance k la terre est plus petite que lorsqu'il est en conjonction, et la différence est égale au diamètre entier de l'orbite terrestre , qui est de 76 millions de lieues. Cette différence diminue dès que la planète s'éloigne des sycygies. II résulte de ces changements de distance que , si la vitesse de la lumière n'est pas infinie , les époques des éclipses d'un satellite arriveront de plus en plus tôt i mesure (fue Jupiter, s'éloignant de sa conjonction , s'approche de son opposition , parce qu'alors ses distances à la terre vont en diminnsnt On a conclu de ce genre d'observations que la lumière emploie 8' 1 3" à parcourir le demi grand axe de l'orbite terrestre ou à nous venir du soleil. La vitesse de la lumière est donc de 77 mille lieues par seconde.

Aberration. — La vitesse de la lumière combinée avec le mouvement de la terre autour tu soleil donne lieu au phénomène de Vaherration des étoiles découvert par Bradley en 1728. Si la vitesse de la lumière était infinie, la vitesse de la terre dans son orbite serait en comparaison tout à fait négligeable et on verrait les étoiles dans leur véritable position ; mais, ces ritesses étant comparables , l'impression du rayon parti d'une étoile ne se fera pas sentir dans l'œil suivant la direction de ce rayon , mais suivant une direction intermédiaire entre celle do mouvement de la terre et celle de la droite qni joint la terre i l'étoile. Si l'on construit un parallélogramme sur les ritesses de la terre et de la lumière, la disgonale de ce parallélogramme sera la droite suivant laquelle on apercevra l'étoile. La position de ce parallélogramme dépend de la position de rétoile qui est fixe et de celle de la terre qui décrit son ellipse en un an : l'extrémité de sa diagonale décrira donc dans le même temps, autour du vrai lieu de l'étoile, une ellipse dont le grand axe sera parallèle au plan de l'écliptique, tandis que le petit axe lui sera perpendiculaire. Si l'étoile se trouve au pôle de l'écliptique , les deux axes de l'ellipse sont égaux et elle parait décrire un cercle ; à

ASTRONOMIE

menire qa'on s approche de réclipti({iie , l'eUipee s'aplatit, et elle le réduit à ton graod aie quand reloue est dans réciiptique même, ta quantité de l'aberratioa sera melarév' par la dislaoïre du centre de l'eUipse , lien réel de l'étoile, au lieu apparent situé sur la rirconfércnce. Klle itteiot son maximum de 30*',45 aui extrémités du grand sxe ; de sorte que les positions extrêmes de Tétoile diffèreot de 40**9 par le seul fait de l'aberration. En général, l'aberration se fait inégalement sentir sur les longitudes et taries lalilud^ Lor»que les étoiles sont en conj^mction 00 eo oppusition avec le suleil , l'aberration en latitude est nulle et son influence se porte tout entière sur Ja loogi* tnde ; le contraire arrive dans les quadratures.

L'aberration des astres doués d'un mouvement propre n'est pas la même que celle des étoiles : elle est représen* tce par l'arc géocenlrique que décrit l'astre pendant tout le temps que la lumière emploie à parvenir â la terre.

Parallaxe. — Supposons deux observateurs situés, l'on à la surface, l'autre au centre même de la terre, et considérons un astre dont la dislance à la terre ne soii pu infiniment plus gT«nd<ique le rayon du globe terrestre; joignons le lieu de l'aslre au centre de la ierre et au point de la surface occupé par l'observateur: on formera ainii un triangle dans lequel l'angle à l'astre soas-tendu par le rayon de la terre est égal i la différence des distances zénithales de l'astre dans les deux stations. Cet angle s'appelle la parallaxe de l'astre : il varie avec Ja hanleor de l'astre au - dessus de l'borison ; il est nul quand fastre est an lénith, et atteint sa plus grande valeur il'liorixon. La distance sénithale de l'astre étant plus grande pour l'observateur situé à la surface que pour celui dn centre de la terre , il s'ensuit que l'effet die la parallaxe est d'abaisser les objets ; elle agit uniquement dans le sens vertical de l'objet et ne change nullement son asimut

Les astronomes ont su tirer parti de la parallaxe pour déterminer avec une grande exactitude la distance du loleil i la terre. Quand Vénus , aux époques de la conjonction inférieore , se trouve en même temps près des nends, elle se projette quelquefois sur le disque du soleil, et la parallaxe étant variable avec la hauteur, elle paraît décrire soit une corde , soit un diamètre. La durée de son passage sur le soleil varie donc suivant la position de l'observateur sur la surlace de la terre.

Les différences entre ces durées qui , dans le passage de 1 769, ont été jusqu'à 22 minutes, servent à déterminer la dislance de la planète à la terre au moment de sa conjonction, et par suite la distance des autres planètes. Ces pttsages , ({ui ont acquis une grande célébrité, sont trèsrares : ils se succèdent d'abord dans l'intervalle de huit sns et ne reviennent qu'après plus d'un siècle. Les deux prochains passages auront lieu en 1874 et 1882.

Bi/raaiom. — On sait que les rayons lumineux , en passant obliquemec^ d'an milieu rare dans un milieu plus dense , se dévient de leur direction rectiligne en s'approchant de la perpendiculaire à la surfiace de séparation des deux milieux. Comme l'air est plus dense que le fluide extrdoiement rare qu'on suppose répandu dans les espaces célestes , un rayon de lumière qui part d'une étoile et pénètre obliquement dans l'atmosphère s'infléchit i chaque instant en se rapprochant de la normale à la snrtace des couches d'air concentriques à la terre. Les sstres ne sont donc pas vus à travers l'atmosphère dans leur véritable direction : ils paraissent plus élevés qu'ils M le sont réellement. Cette élévation apparente se nomme ré/raetioH tuirouowûqut. La réfraction est la plus grande possible à l'horison, elle va eu diminuant jusqu'au sénith , oà elle est nulle. Comme la parallaxe , elle agit seulement dana les plans verticaux et ne change nullement l'aiimat ; mais, tandis que la parallaxe abaisse les objets, la réfraction les élève. Elle change aussi l'instant

do lever et du cancher des astres. Le Umt ûppanm a lien plus lÂtqne le lertr riei^ le eoucker ayparint arrive plus tard que le amcàtr réel Nous devons ajouter que la réfraction dépend de la densité de l'air, qui varie avec la température et la pression barométrique.

ns lA lonb. — On a déjà parlé en général du mouvement des satellites autour de leur planète, et tout ce qui a été dit à ce anjet peut s'appliquer au mouvement de la lune autour de la terre ; mais , à raison de fimportanee de cet astre , il est indispensable d'entrer dans de nouveaux détails.

Le jour de sa conjonction avec le soleil , la lune est nouvelle et invisible: mais, au bout de trois jours, son disque apparaît le soir, peu de temps après le coucher du soleil, sous la forme d'un croissant délié, dont la couvexité est toujours tournée du e6té de cet astre. La lune s'avance ensuite vers l'orient ; son croissant augmente peu à peu , et le huitième jour, à partir de la conjonction, la partie lumineuse se termine par une ligne droite. A cette époque, la lune passe au méridien vers six heures du soir ; elle est en quadrature, ou à son premier quartier: bientôt la partie éclairée augmente et se termine par une ellipse tournant sa convexité du c6té du soleil. Enfin , le quatorsième jour après la conjonction , la lune est pleine : son disque entier est lumineux et brille pendant toute la nuit; elle passe au méridien vers minuit et se trouve par conséquent en opposition avec le soleil. Après la pleine lune arrive le dérâurs ; les mêmes phases que nous venons d'indi(|ner se succèdent dans un ordre inverse. Huit jours environ après l'opposition , la lune passe au méridien verk six heures du matin ; elle a atteint l'époque de son dernier quartier, et la ligne de séparation d'ombre et de lumière devient droite : bientôt cette ligne se courbe vers l'orient et se change en une ellipse. La partie éclairée de la lune diminue de plus en plus , jusqu'à ce qu'enfin, le vingt- neuvième jour, à partir de la précédente conjonction , la lune se retrouve de nouveau en conjonction avec le soleil. Ces phases qui dépendent des distances angulaires de la lune au soleil , prouvent que la lune est un corps opaque éclairé par le soleil. On déterminera la grandeur de la partie éclairée vue de la terre en considérant : d'une part , le plan passant par le centre de la lune , perpendiculairement à la droite qui joint cet astre au soleil ; il coupe la lune suivant un grand cercle qui sépare l'hémisphère éclairé de l'hémisphère obscur ; et , de l'autre , le plan passant aussi par le centre de la lune , perpendiculairement à la droite qui joint le centre de cet astre à la terre : il coupe aussi la lune suivant un grand cercle qui sépare l'hémisphère visible de celui qui ne l'est pas. Si l'angle de ces deux plans est nul , la lune est pleine ou nouvelle ; s'il est de 90 degrés, la lune est dans son premier ou dans son dernier quartier. Les phases intermédiaires correspondent à des inclinaisons des deux plans plus petites que 90 degrés. Remarquons en passant que , pour les planètes qui sont fort éloignées de la terre , les deux plans sont peu inclinés l'un à l'autre , aussi les phases de ces planètes sont^ elles insensibles. Quelques jours avant et après la nouvelle lune , on aperçoit la partie du disque qui n'est pas éclairée par le soleil. Cette faible darté , qui dispa^ ratt en général vers les quadratures , se nomme lumière cendrée; elle est due à la lumière que la terre , éclairée par le soleil , réfléchit sur la lune : elle est plus rive vers sa conjonction, parce que, à cette époque, la plus grande partie de l'hémisphère de la terre éclairée par le soleil est dirigée vers la lune.

L'intervalle compris entre deux eonjonctions consécutives est de 29i,53, il forme le mois lunaire ou la révolution synodique; 235 mois lunaires correspondent à 19 années solaires, qui composent ce qu'on appelle le cycle lunaire en usage dans le calendrier Inni-solaire.

Uoe antre période trèi-cél&bre eit celle qui ramène les éclipses de soleil et de looe. On sait que ces éclipses n'arrivent qn à Tépoque des conjonctions et des oppositions , lorsque le soleil se trouve près des nœuds de l'orbe Innaire. Or le soleil et la lane reviennent à la même position à l'égard de ce nœud après une période de 223 mois lunaires ; si donc on a observé les éclipses qni ont en lien pendant nn tel intervalle de temps, il sera facile de prédire les éclipses ultérieures ; car à chaque période elles doivent se succéder dans le même ordre.

Le plan de l'orbite lunaire est inclioé de 5» sur l'éclipliquCf et la ligne des nœuds parcourt successivement, d'un mouvement rétrograde , tous les degrés de l'éeliptique dans l'espace de 1 8 ans ; il suit de là qne le plan de cette orbite change à chaque instant d'inclinaison par rapport an plan de Téqnatenr terrestre , qui est incliné de 23o j i l'écliptique. Quand le nœud de la lune se trouve dans l'équinoxe du printemps, l'inclinaison est de 28°; elle est seulement de 18^ quand il se trouve dans l'équinoie d'automne ; cet angle croit donc pendant neuf ans depuis 18<» jusqu'à 28^ , et décroît ensuite pendant nenf antres années.

L'examen attentif des nombreuses taches dont la surface de la lune est parsemée prouve que cet utre présente toujours la même face à la terre , ce qni ne peut avoir lieu qu'autant que la lune fait nn tour entier sur son axe pendant chacune de ses révolutions. Cette égalité remarquable existe pour tons les satellites des planètes , le temps de leur révolution est toujours égal à celui de leur rotation.

S'il y avait égalité parfaite entre le mouvement de translation de la lune et son mouvement de rotation , le rayon vecteur de la lune correspondrait toujours an même point de sa surface ; mais les nombreuses perturbations du mouvement de translation s'opposent à cette parfaite égalité, et le centre apparent du disque lunaire n'est pas toujours le même objet physique ; on voit sur le contour de la lune des tâches nouvelles qu'on n'avait point aperçues d'abord et qui disparaissent ensuite. Ce mouvement oscillatoire a reçu le nom de Hbrati&n. Si la libration n'existait pas , on verrait toujours la même partie de la lune et à peu près la moilié de sa surface totale ; mais, par suite de la libration , on peut en découvrir les six dixièmes environ.

La lune , dans son monvement de translation autour de la terre, se projette sur des étoiles et les cache pendant nn certain temps. L'accord qne l'on trouve entre la durée observée et la durée» calculée de ces occultations montre qne les rayons de lumière se meuvent en ligne droite et ne se réfractent pas quand ils rasent les bords de la lune. Il n'y a donc pas d'atmosphère autour de notre satellite, ou s'il en existe, elle est d'une rareté ex* trême et comparable à celle du vide que nous formons sons les récipients de nos machines pneumatiques.

Les taches qu'on aperçoit à la surface de la lune ont des formes très-différentes. L'apparence qu'elles présentent le plus fréquemment est celle d'une enceinte circulaire dont les contours sont très-élevés relativement au niveau intérieur; au milieu de cette enceinte s'élève quelquefois un piton dont la hauteur dépasse souvent celle des parois circulaires. La distance angulaire du soleil à la lune fait varier la longoenr des ombres projetées de telle sorte que ces taches offrent chaque jour des aspects différents. La longueur de ces ombres peut donner la hauteur des montagnes de la lune, il y en a qui ont jusqu'à 7800 mètres d'élévation.

PréceuioH det iquinoxes. — Nous avons considéré la révolution du soleil dans l'écliptique relativement à l'équinoxe du printemps; cette révolntion qu'on nomme atmée tropique, règle le retour des saisons , et a servi de base à notre calendrier. Mais, si l'on considère le temps

que le aoleil emploie à revenir à la même éloile, on trouve que ce temps est plus long qne l'année tropique ; ce qni prouve que le point équinoiial s'est déplacé pendant le cours de la révolution du soleil et en sens contraire de son mouvement Ce déplacement ritro^raàt ou préeeuion des iquinoxet, est d'environ 50" par an. La précession des équinoxes qni a lien dans le plan de l'écliptique ne change pas la latitude des étoiles, mais elle augmente annuellement de 50" toutes les longitudes. Elle altère aussi les ascensions droites et les déclinaisons. Il faut donc que l'écliptique soit fixe comme les étoiles, et que l'équateur se déplace sur ce plan, on, ce qui revient au même, qne 1er pèles de Téquatenr tournent autour des pèles de l'écliptique en décrivant un arc annuel de 50", de sorte qu'an bout de 25900 ans ils ont achevé une circonférence entière.

Ce phénomène etnn autre qui loi est étroitement lié, la HMtatioH de Faxe terrtitre , ont été découverts par l'observation. Nous allons essayer de donner une idée des censés qni les produisent

La terre est un globe qni -n'est pas rigoureusement sphérique r son diamètre équatorial est plus grand qne le diamètre polaire , et la différence est d'environ dii lieues. On peut la considérer comme nne sphère recouverte en partie d'un ménisque qui forme le renflement équatorial. Le soleil , par son attraction sur ce ménisque , tend à faire coïncider l'équateur avec l'écliptique ; mais l'action combinée de la rotation de la terre et de cette attraction rend constante l'inclinaison des deux plans, détermine dans leur commune intersection (la ligne des équinoxes) nn déplacement en sens contraire du mouvement de rotation, et, par conséquent, rétrograde. Ce déplacement se fait sur le plan de l'écliptique et constitue la précession des équinoxes.

La lune agit aussi sur le ménisque terrestre, meis son action change sans cesse parce qne Tinclinaison de l'orbite lunaire sur l'éqnatenr varie dans l'espace de 18 ans depuis 18<> jusqu'à 28» De là résulte : l» une précession constante qni , jointe à la précession solaire , forme la précession totale ou luni-solaire de 50** par an ; 2° une oscillation du pâle de l'équateur qui s'effectue dans une période de 18 ans snr une petite ellipse dont le grand axe est de 18", 5. Cette oscillation de l'axe terrestre se nomme nutatiom. Elle a été découverte par Bradiey de 1727 à 1736 , et publiée par lui en 1748.

Du soLiiL. — Le soleil est nn globe lumineux par luimême et dont le diamètre est égal à 1 12 fois celui de la terre ; son disque est parfaitement rond , on du moins les observations les plus délicates n'indiquent pas de différence entre ses diamètres. La lumière de cet astre est blanche et d'une intensité sensiblement uniforme sur toute sa surface. De temps en temps on voit des taches noires qui sont dispersées sur son disque ; elles apparaissent au bord oriental et difparaisient an bout d'une dousaine de jours derrière le bord occidental. L'observation attentive de ces taches montre que cet astre tourne d'occident en orient en 25 jours et demi autour d'un axe incliné à l'écliptique de 83®. Le plan passant par le Centre du soleil perpendiculairement à cet axe est celui de l'équateur solaire. Les taches sont ordinairement comprises dans une sone qui s'étend à 35<* de part et d'autre de l'éqnateur ; on en a même vu qui avaient jusqu'à 44<* de déclinaison solaire. Le diamètre des taches est Irès-variable , les plus grandes sous*tendent un angle de 80", ce qui correspond à un diamètre réel égal à 9 fois celui de la terre. 11 y a presque toujours autour des taches un anneau d'une teinte grise dont le contour est parfaitement arrêté; on lui a donné le nom éepinoti^e; la partie centrale de la tache est ce qu'on appelle le noyau. Il arrive quelquefois que ce noyau se morcelé en plusieurs fragments qui diminuent peu à peu et sont comme ab-

ASTRONOMIE

*ijrbés dans U matière du soleil avant de disparaître der* riêre le bord occidental.

Quand ane tache se montre an bord oriental , elle paraît orale , et la partie de la pénombre la plus voisine da bord semble beaacoap pins large qne la partie opposée; pen à peu Tovale s'élargit , et lorsque la tache arrive aa centre dn soleil , elle apparaît sous sa véritable fo.me. liais bientAt, s'approchent dn second bord, son diamètre se rétrécit de nouveau , et , sur le point de dispirattra, elle offre des apparences semblables à celles qu'elle avait d'abord lors de son apparition. Indépen*damment du mouvement de rotation autour de la ligne des pâles, les taches on^des mouvements propres asscs coniidcrablea; des observations suivies ont même indi-* que, dans les déplacements de plusieurs taches, une limoltanéité qu'on pourrait eipliqoer- en les attribuant à une cause commune qui agirait sur une grande élendae de la surface.

. Ani environs des bords du soleil on aperçoit souvent des portions beaucoup plus brillantes que le reste de la surface, et qa on a appelées /acuUs; les facules annoucent asses ordinairement l'apparition des taches ; elles les sccompsgnent pendant quelque temps , mais il est bien rare qu'elles ne disparaissent pas avant d'arriver au centre do disque. .Enfin il y a des époques où le soleil est comble pointillé dans tonte son étendue. Ce phénomène, qui dure quelquefois plusieurs jours , présente, dans de courts intervalles, des variations considérables.

La constitution physique qui rend compte de tontes ces apparences est assez compliquée et les détails nous conduiraient trop loin , nous nous bornerons donc aux généralités : le soleil est formé d'un corps obscur entouré d'une atmosphère jiuageuse, laquelle est enveloppée de tontes parts par une atmosphère lumineuse. Le corps obscur engendre un fluide qnî , suivant sa force et sou abon* dance , donne naissance à tons les phénomènes qui viennent d'être exposés. Un courant aMendant un peu plus fort que celui qui esiste ordinairement explique le pointillé, si le corps obscur élabore ce fluide en grande abondance, les enveloppes nuageuses et lumineuses seront déchirées , et l'on apereevra le corps obscur ou le noyau delà tache : mais comme le plus souvent les déchirure^, dans les deux enveloppes, ne se correspondent pas, l'alfflosphère nuageuse devenant alon visible, le noyau semblera entouré d'une pénowtbre. Telle est en résumé la théorie admise par les astronomes^ elle satisfait asses bien s l'ensemble des observations.

Mbrcosk est la planète la plus voisine du soleil , dont die ne s'écarte jamais de plus de 27<^ soit à l'O. , soit à l'E. , on la voit le matin avant le lever dn soleil , ou le •oir dans la lumière dn crépuscule. Aussi les circonstances favorables à l'étude de sa constitution physique se présentent-elles fort rarement Les passages de Mercure sur le soleil ont permis de mesurer son diamètre tpparent : à la distance moyenne de la planète à la terre, ■en diamètre sous-tend un angle de 6", 7, ce qui cor^ respond & un diamètre réel de 1247 lieues de 4000 mètres. Son volume est -^j du volume de la terre. Mercure présente des phases comme la lune : il emprunte àoDc sa lumière au soleil , sa phase n'est jamais bien nette et il arrive souvent qu'elle parait plus petite qu'elle n'aurait dû être d'après la position relative du soleil et de la terre; on en a conclu que Mercure a une atmosphère sensible et même des montagnes asses élevées. Sa rotation, dont la durée est un peu plus d'un jour , a lieu cùmme celle dn soleil et de toutes les planètes d'occident en orient.

Vives est la plus brillante de toutes les planètes; elle offre des tracej très-sensibles de scintillation. On la voit le soir après le coucher, on le matin avant le lever du soleil; elle paraît alon comme une petite lune, sous la

forme d'un croissant tournant toujours sa conveiité du I côté dn soleil. Ses phases sont, comme celles de la lune et de Mercure, subordonnées aux positions dn soleil : Vénus ne brille donc pas d'une lumière propre. Cette lumière n'a pas la même intensité dans tons les points de la surface : le contour extérieur dn croissant est beaucoup plus éclatant que les autres parties du disque, et cet éclat s'affaiblit graduellement à mesure qu'on s'approche de la phase. Les cornes du croissant ont des formes très -variées : rarement elles se terminent en pointes très-aiguês ; elles sont le plus souvent tronquées , et cette troncature est surtout sensible pour la corne de l'hémisphère anslral. On conclut de ces apparences que Vénus a une atmosphère et des montagnes élevées. Cette atmosphère est asses dense pour réfléchir vers la terre certains rayons qui sans .cela n'arriveraient pas jusqu'à nous. Ce phénomène remarquable permet quelquefois de voir plus d'un hémisphère de Vénus. Dans des circonstances favorables , on aperçoit sur la surface de la planète des taches qui paraissent invariables comme celles de la lune. L'observation de ces taches prouve que Vénus a un mouvement de rotation autour d'un axe peu incliné k l'écliptique et dont la durée est de 23i> SI"*. Le diamètre de Vénns est presque égal i celui de la terre. Vénus et Mercure n'ont point d'aplatissement sensible.

La Tbrrb est la troisième plauète suivant l'ordre des distances, son rayon éqnatorial est de 1594 lieues et son rayon polaire de 1589; l'aplatissement est de 3'H* ^° ^" '^'^'^ * ^® disque de la Terre sous-tend un angle de 17", 14. Sa distance à cet astre est donc de 38385800 lieues (de 4000 mètres). On a vu que la durée de sa rotation , exprimée en temps moyen, est de 23»» 56>» 4»,09.

Mabs est après Mercure la plus petite des planètes principales, et après Vénus celle qui se rapproche le plus de la Terre. A la distance moyenne son disque soustend un angle de 9", 6. Mars est donc beaucoup plus petit que la Terre. 11 tourne en 24^ 37"* 10> et autour d'un axe incliné à l'écliptique de 6P environ. Il n'y a pas de planète qui se prête mieux aux observations physiques , aussi est-on parvenu à saisir des détails intéressants sur sa constitution. On distingue sur la surface de Mars des taches qui paraissent pour la plupart conserver une forme invariable, elles sont moins brillantes que la surface générale , ce qui tient i la nature des substances qui réfléchissent la lumière. Cette planète offre aux observateurs un phénomène eilrêmement curieux : deux taches très-blanches d'un éclat inégal , s'aperçoivent alternativement sur le contour de Mars , aux extrémités du diamètre des pôles. Leur grandeur est variable ; tantôt elles semblent faire saillie snr le contour du disque, tantôt elles diminuent au point de devenir difficilement visibles. Ces alternatives s'accordent parfaitement avec la position du soleil relativement i l'équateur de Mars ; la tache dn pôle austral , par exemple , augmente considérablement pendant l'hiver de l'hémisphère austral et diminue ensuite lorsque , pendant l'été de cet hémisphère, le soleil darde ses rayons sur le pôle austral. Ces apparences indiquent avec évidence que ces taches sont des glaces amassées près des régions polaires. 11 est très-vraisemblable que leur épaisseur est considérable. La tache du pôle austral parait éprouver dea variations plus grandes qne celles dn pôle boréal. Cette tache prend quelquefois une extension telle qu'on peut la distinguer même à l'époque où le pôle austral n'est pas visible de la Terre. Ainsi , pendant l'hiver de Mars qui arriva en 1 837 , ce pôle austral était i 1 8^ au delà du contour extérieur, et la tache empiétait de 17 degrés sur la partie visible ; en la supposant régulière , elle recouvrait donc une calotte sphériqao de 70" d'étendue. A d'autres é^ qucs , vers le solstice d'été de Mars , elle recouvrait une

cleodue d*ao diamètre 12 fois moindre. Cette difTérence tient à ce qae ptr Boite de U position de Taxe de rotstion , le pAie anitral de Mars a des hivers pins froids et des étés plus chauds qae le pôle boréal.

L epoqne où les deux taches occupent la plos petite étendue arrive, ponr chaque hémisphère , 37 jours solaires de Mars après le solstice d*été de cet hémisphère. Mars parait avoir une atmosphère asseï dense, car des taches qui sont très -visibles au centre du disque disparaissent longtemps avant d'atteindre le bord , où les rayons ont i traverser la plus grande épaisseur d'atmosphère. Mars offre donc de grandes analogies avec la Terre, la longueur des jours est i peu près la même , les inclinaisons de Taxe de rotation diflèrent seulement de quelques degrés ; enfin , l'existeBce de glaciers polaires achève de compléter la ressemblance,

La Un dit Bode sf U9 tept petites ptanèUt, — Sî l'on examine la suite des nombres qui représentent les distances au soleil des six planètes anciennement connues , on voit qu elle offre une régularité remarquable ; seulement, entre Mars et Jupiter, l'intervalle semble trop considérable. Kepler avait signalé cette espèce d'anomalie, mais il croyait quelle n'existait pas dans la nature et qu'entre ces deux planètes il y en avait une qui, jusqu'alors, avait échappé aux astronomes. Titius, professeur de Witlenberg dans la province de Saxe , frappé sans doute de cette remarque , chercha s'il n'y avait pas une liaison entre les distances des planètes , il en trouva une qu'il publia, et que Bode reproduisit en 1772 dans la Counaiuance dm ciel étoiU ; elle porte généralement le nom de loi de Bode. Voici en quoi elle consiste :

Ajoutons 4 & chacun des nombres de la suite , 0 3 « 12 24 48 96 192 384 nous aurons la série suivante :

4 7 10 1« 28 52 100 196 388 imaginée par Titius et dans laquelle les nombres 4,7, 10, 16, 52, 100 représentent respectivement les distances au soleil des six planètes : Mercure, Vénus, la Terre , Mars , Jupiter et Saturne.

D'après cette série la lacune entre Mars et Jupiter devait être comblée par une planète circulant autour du soleil à la distance 28 , et il ne restait plus de place possible qu'au delà de Saturne, à des distances 196, 388, etc. Les découvertes ultérieures d'Uranns, des petites planètes et de Neptune vinrent confirmer cette singulière prophétie.

Le 13 mars l781,HerscheI découvrit Uranus, dont la distance au soleil, égale à 192, diffère peu du nombre 196 que donne la série, et le l«i^ janvier 1801 la découverte de Cérès , qui circule autour du soleil à la distance 28, comme le veut la relation de Titius, vint combler la lacune signalée par Kepler. Mais , au lieu d'une planète, les astronomes en découvrirent successivement sept, qui toutes sont comprises entre Mars et Jupiter. Ces petites, planètes sont :

Ce. es découverte par Piaiti le l^ janvier 1801. Pallas Olbers 28 mars 1802.

Jonon Harding i^ septembre 1804.

VesU Olbers 29 mars 1807.

Astrée Hencke 8 décembre 1 845.

Hebé Hencke l«r juillet 1847.

Iris Hind 13 août 1847.

Vient enfin Neptune . dont la distance au soleil diffère i la vérité de celle qui résolte de la loi de Tilius.

Après la découverte de Cérès et de Pallas, Olbers conçut l'idée que ces deux planètes si petites pourraient bien élre les fragments d'une grande planète, qui aurait été brisée par quelque explosion intérieure ; dans cette hf pothèse, les deux fragments déjà trouvés et les autres eaoore inconnus, devaient i chaque révolution

passer dans la région du ciel où l'explosion avait eu lieu. Cette région se trouvait donc à l'une des extrémités de l'intersection commune des deux orbites. Cette commune intersection , passant par le soleil , aboutit , d'une part , à la partie de la constellation de la Vierge située au nord de l'Epi, et l'antre à la région du ciel située à l'ouest de la tête de la Baleine. C'est aux environs de ces points qnOlbers chercha pendant trois ans. La découverte qu'il fit de Vestaau moment où elle traversait la constellation de la Vierge donna à son ingénieuse hypothèse une grande célébrité et une consistance que les découvertes ultérieures semblèrent confirmer , plutdt qu'elles ne l'infiriDèrent Toutefois l'existence d'uif^grand nombre de petites planètes circulant à peu près à la même distance du Soleil , peut élre expliquée d'une manière satisfaisante dans le système cosmogonique de Laplaoe.

Les sept petites planètes offrent toutes l'aspect d'étoiles comprises entre la 6* et la 1 1* grandeur. Cérès est la plus brillante de tontes. Leurs diamètres angulaires n'Atant pas d'une demi-seconde , leur diamètre réel est audessous de 92 lieues de 4000 mètres. On a remarqué des traces d'atmosphère dans Cérès et Pallas et leurs variations d'éclat rendent fort probable leur mouvement de rotation.

Jupiter est la plus grosse des planètes ; son diamètre équatorial est de 38", 4 à sa distance moyenne; son volume est 1414 fois plus grand que celui de la Terre. Le disque de Jupiter parait légèrement elliptique, le diamètre des pâles est à celui de l'équateur dans le rapport de 167 à 177. L'aplatissement est donc de ^ environ. D'après de nombreuses observations faites sur les taches , on a reconnu que cette planète tourne en 9^ 55"* 26* autour d'un axe qui est presque perpendiculaire i Fécliptique. On voit ordinairement sur le disque de Jupiter deux bandes d'une teinte sombre; elles sont parallèles entre elles et coupent l'équateur sous un angle très -aigu , en remontant de l'est vers l'ouest Ces bandes sont sujettes à des changements considérables. Il y a peu d'années la bande boréale avait presque disparu , tandis que la bande australe était devenue plus obscure. Dans toua les temps les taches et les bandes cessent d'être visibles près des bords , dans une étendue qui , vue de la planète , aonstend un angle de 54^ Cette extinction prouve que Jupiter a une atmosphère asses dense. On suppose généralement que les bandes sont des amas de nuages disposés parallèlement par des vents alises. Ces vents doivent régner dans une étendue considérable de la planète, car il arrive parfois que le disque est couvert de raies parallèles et à peu près dirigées de l'est à l'ouest Ces idées seraient confiirmées par la mobilité de certaines taches ; on en a vu qui s'étaient partagées en une multitude de petits fragments. Ces mouvements sont , à la vérité , beaucoup plus lents que ceux que nous observons à la surface de la Terre, mais aussi la pesanteur est bien différente dans les deux planètes.

S/iTUR!VE. — Cette planète , son anneau et ses sept satellites forment le système partiel le plus riche que nous connaissions , mais la grande distance qui nous en sépare est le principal obstacle aux progrès des connaissances que nou9 avons df'jà relativement à sa constitution physi* que. SAturae présente l'aspect d'un ghbe sensiblement aplati , entouré d'un anneau peu épais , se projetant sous la forme d'une ellipse assex alleogée. On distingue sur la surface > de l'anneau des traits obscurs qui semblent le partager en plusienr* antres» Mais ces séparations sont très -probablement des Illusions et les raies circulaires ont, sans doute, de l'analogie avec les bandes doiit la sdr* face de Jupitei' est parfois parsemée ; car elles offrent aussi des apparences très-variées.

Une seule des lignes noires , plus large que les autres , persiste dans tous les temps et permet de croire à une

ASTRONOMIE

division réelle de rannetn. Voici les dimensions d« la piinète et de son anneaa :

Eq lira« de 4000 m. Diamètre de réqaatear -de Saturne. . . . 27098

Diamètre des pôles 2<i<i41

Largeur de Tannean extérienr 3196

Largeor de Tannean intérieur. 6208

lotenralle entre les deux anneaux. . . . 639

Espace compris entre la surface de Saturne

et celle de l'anneau intérieur 7641

Le disque de Saturne présente quelquefois des taches et des bandes du même ffenn que celles de Jupiter ; les variations obserYées dans les apparences de ces bandes ont fait penser que Saturne avait, comme les antres planètes , Hoe atmosphère. On remarque aussi des taches sm* la surface de rannean. La discussion de Tensemble de toutes ees observalioiia donne pour la planète une rotation de 10'' 29», et pour l'anneau une roUtion de 10>> 32. Mais, eu égard à la difficulté de ce genre d'observation, OB peur considérer Salonie et s6n anneaa comme tournant dans le même temps autoor de Taxe des pAles. Son aplatiisemenl est de -^.

L'anneau donne lieu à des phénomènes très - curieux pour un habitant de Saturne placé asses loin des régions polaires pour 4tre soumis aux alternatives du jour et de la uiiL À Téqualeur de Saturne , par exemple , l'anneau M piésente comme un arc étroit qui s'étend de Testa reoest en panant par le sénith. Il masque perpétuellèneot une certaine sone du ciel ; et lorsque le soleil et les piaoètes, dans leurs mouvements apparents, viennent tra- ^tner cette sone , ils sont éclipsés par l'anneau. La durée de ces éclipses ne se calcule plus en heures comme sur notre planète , mais en années. Le soleil peut rester caché dans certaine circonstance pendant dix années consécntivei. La rotation de Saturne amène aussi des variations fort liogalières dans la lumière de l'anneau. Ainsi, pour certaines contrées, la partie de Tanneau qui se trouve au méridien au milieu de la nuit est tout à fait obscure À cause de l'ombre portée par le corps de la planète, tandis qui l'est et à Tooest Panneau reste encore éclairé. Cette partie méridienne indique son existence en dérobant à la vue une partie asses considérable du ciel. Ce spectacle si varié est encore embelli par la présence des lunes de Sabime.

Saturne est beaucoup trop éloigné de la Terre pour qne Ton aperçoive des phases, mais son anneau est soumis à une phase d'un genre particulier. A certaines épo- ^es déterminées, il cesse d'être visible, la planète apptratt à peu près ronde et sans anneau. Cette disparition peut avoir lien de trois manières différentes.

1* Lorsque, par suite du mouvement de translation de Saturne , le plan de l'anneau passe par le centre du loleil , alors Tanneau n'est pins éclairé que par sa trauciw, et, comme son épaisseur est fort petite , la quantité de lumière qu'il envoie est trop faible pour être perceptible.

2® Lorsque le plan de l'anneau passe par l'œil de robscrvateur , puisqu'il ne voit alore que l'épaisseur de l'anneau ; l'époque de la dispantion est pins facile à déterminer dans ce cas que dans le premier, parce que le pusage de la Terre dans le plan de l'anneau se fait beauroQp plos rapidement que le passage de ce plan par le centre du soleil.

3» Enfin lorsque le plan de l'anneau passe entre le so- 1^ et la Terre ; alors la surface tournée vers nous n'est pas éclairée par le soleil et devient par conséquent iUvisible. Dans les disparitions, les anses de l'anneau ne disparaissent pas en même temps , ce qui prouve que les P^es qui le composent ne sont pas comprises dans un »al et même plan.

Les deux planètes Uranus et Neptune, qui suivent

Saturne dans Tordre des distances , sont beaucoup trop éloignées pour qu'on puisse avoir des détails positifs relativement à leur constitution physique. Elles se présentent dans les lunettes comme de petits disques ronds et brillant d'un éclat uniforme. Le diamètre d'Uraous est de 13490 lieues, et celui de Neptune de 14570. On a annoncé récemment la découverte d'un anneau de Neptune et de deux satellites. • L'extrême difficulté d'aper- > cevoir ces phénomènes dans les plus forts télescopes » en rend l'observation très-délicate dans nos climats ; » ils méritent toute l'attention des observateurs placés " au midi sous un ciel favorable ; mais il est bien impor- " tant, lorsque les impressions sont aussi légères, de se >• garantir des effets de l'imagination qui peut avoir sur ■ elles une grande influence ; car alors les images inté- • rienres qu elle fait naître modifient 'et transforment « souvent celles que produit la vue des objets. •

Des Etoiles. — Le cadre restreint dans lequel nous devons nous renfermer ne nous permet pas d'entrer dans de grands détails sur Tastronomie stellaire que nous avons dû sacrifier à Tastronomie planétaire. Nous nous bornerons donc aux notions les plus générales.

On a divisé le ciel en constellations ou groupes d'étoiles réunies sons une même figure tracée arbitrairement sur la sphère céleste. Aux douze constellations zodiacales dont nous avons parlé , on en a ajouté un grand nombre qui s'étendent d'un pdle à l'autre. P(^ distinguer entre elles les différentes étoiles d'une même constellation , on les a désignées par lek lettres de l'alphabet grec , en donnant le nom de ot à Tétoile la plus brillante, de ^ à celle qui vient après et ainsi de snite , et en employant ensuite les lettres latines abc. et même les majuscules A B C... On a en outre classé en six ordres de grandeur ou d'éclat les étoiles du firmament qui sont visibles à la vue simple : les étoiles les plus brillantes sont celles de la première grandeur, et les étoiles qui sont À peine visibles à Toeil nu appartiennent À la sixième ; tontes les antres, depuis la septième , sont diles télescopiques. et ne peuvent se voir ' qu'avec le secours des lunettes.

Etoiles changeanteê. — > L'intensité de la lumière de quelques étoiles augmente ou diminue graduellement : on a nommé étoile» périodique» celles dont les changements sont soumis à des périodes régulières. Pour les expliquer , on admet que ces étoiles sont douées comme le soleil d'un mouvement de rotation et qu elles nous présentent périodiquement des parties de leur surface d'un éclat différent. Parmi les étoiles périodiques , il y en a qui atteignent leur maximum d'éclat après avoir disparu complètement.

Di»tanee de» étoile». — Les essais qui ont été tentés jusqu'ici pour mesurer la parallaxe des étoiles n'ont pas conduit généralement à des résultats bien décisifs. Cependant on a pu en conclure qu'elle est extrêmement petite et que les étoiles les plus rapprochées sont à des distances telles que la lumière ne les franchit que dans l'espace de dix années au moins ; mais, par des considérayons fondées sur les différences d'éclat , on arrive pour certaines étoiles à des évaluations cent mille fois plus grandes.

Etoile» double». — Il n'est pas rare de rencontrer dans le ciel des groupes composés de deux étoiles extrêmement rapprochées ; en observant les positions relatives de ces étoiles , on y remarque des changements régulière : une discussion approfondie montre qu'une des étoiles décrit une ellipse dont le foyer est au centre de l'autre et que les rayons vecteurs tracent autour de ce foyer des aires proportionnelles ail temps. On en conclut donc, comme pour les planètes, que Y étoile eatelîite est retenue dans son orbite par une force qui varie en raison inverse du carré de sa distance à Tétoile principale. Les révolutions changent , en général , d'un groupe à l'autre : les unes se

composent d*nn petit nombre d'annéei , et les antres de ] quelques siècles. II y a aussi des groupes formés de trois étoiletf* qui gravitent , les unes autour des autres , conformément aux lois de l'attraction. Lorsque le nombre des étoiles qui composent un groupe dépasse quatre , on le nomme awuu d'étoile*. Il y en a une très-grande quantité dans le ciel, et, dans certains amas , on a compté jusqu'à. 20000 étoiles. Quelquefois ces étoiles sont tellement agglomérées, qu'elles ne peuvent se distinguer les unes des autres ; l'amu ofTre alors Faspect d'une lueur à peu près uniforme et prend le nom de uibuleuie. On dit que la nébuleuse est réductible lorsqu'on parvient à séparer ces étoiles à l'aide de très-forts grossissements. Les astronomes admettent cependant l'existence des nébuleuses proprement dites , dans lesquelles il n'existerait aucune étoile et qui seraient (;pmposées âi^nne matière particulière désignée sons le nom de wuaière né» buUuse, Les étoiles et les amas d'étoiles paraissent être doués de mouvements particuliers qui se développent avec une excessive lenteur et qui ont le plus souvent la même direction pour des étoiles situées dans la même région du ciel. La plupart de ces mouvements sont apparents ; on les attribue an déplacement du système solaire dans l'espace , et on est même parvenu à déterminer asses exactement sa direction ; qnetqnes étoiles cependant ont des mouvements propres particuliers.

L'ensemble de tous xes faits, que nous ne pouvons développer davantage , T conduit les astronomes à une théorie asses vraisemblable de la constitution des cieux. Dans cette théorie, chaque étoile est un soleil autour

duquel tooment indéfiniment nn certain nombre de planètes. Ces divers systèmes planétaires , dont les dimensions sont telles, que la lumière les traverse en quelques heures , gravitent les uns autour des antres et forment les groupes binaires ou' multiples dont nous venons de parler. La réunion' d'un grand nombre de ces systèmes partiels constitue les amas d'étoiles. La lumière parcourt les diamètres de ces amas en plusieurs milliers d'années. L'univers est peuplé d'une multitude d'amu situés a des dislances probablement supérieures i nn millier de fois leurs dimensions.

La voie lactée , cette sone lumineuse, qui fait le tour du ciel en allant d'un p61e à l'antre, est un amas d'étoiles de forme lenticulaire dont le plus grand diamètre est tel qu'un rayon de lumière le franchit très-probablement en 14000 ans. Notre soleil , considéré comme une étoile assei faible de cet amas , n'en occupe pas tout à fait le centre et les étoiles que nous apercevons à l'œil nn en forment une partie intégrante.

Wright, Kant et Lambert avaient en quelque sbrte deviné cette grande théorie de la eonstitntion de l'univers. Mais Herschel , par une discussion savante et ingénieuse, de ses nombreuses observations lui donna un haut degré de probabililé. Nous regrettons vivement de ne pouvoir indiquer la marche qui a été suivie par ces philosophes. Il faut, pour s*en faire une idée exacte, méditer la savante notice sur Herschel qui a été publiée dans VAnmuûre dm Bureau des l&ngitudes pour 1848 ; elle offre à tons les astronomes physiciens une mine intarissable où ils peuvent puiser un grand nombre de sujets de recherehes.