D*ASTA0N0H1E. 6S
ks sensations qui nous affectent dans de semblables cireonstiûices. En e(Tet , le mouvement qui nous entraine n'étant point le résultat de Faction vo* lontaire de nos organes , et nos rapports avec les objets voisins de nous ne changeant point, l'individu est affecté d'une manière tout-à-fait passive, et il lui est impossible^de trouver en lui-même la cause du mouvement ; cela est tellement vrai que, malgré la conviction intime où noua sommes que nous nous abandonnons à une iliu* sion trompeuse, nous ne pouvons nous empêcher de croire au témoignage erroné de nos sens ; ce sont ces mêmes circonstances qui se reproduisent pour l'observateur situé à la- surface de la terre. Tous les objets qui l'epvironnent participant au mouvement qu'il éprouve lui-même sans en avoir conscience, il ne peut point l'observer; il se persuade qu'il est en ^ repos, il attribue iin mouvement en sens contraire du mouvement réel aux choses avec lesquelles ses relations changent; ceci nous explique pourquoi nous considérons le cours des astres comme s'exécntant d'orient en occident, tandis que, réellement, il se fait d'occident en orient* L'observateur , accompagnant le globe dans sa rotation , voit successivement les astres dont il s'approche de plus en plus
t'éierer tar son horizon ^ ils doivent au Gontraire hii paraître s'abaissera mesure qu'il s'en éloigne , et enfin se cacher à sa vue à cause de la figure arrondie ^ notre planète^ dont l'opacité em* pèche la transmission des rayons lumioeux. à l'œil de l'observateur*
Avant de passer aux preuves directes et sans réplique du mouvement de la terre, preuves que nous tirerons des lois de l'attraction y des phé* nomènes connus sous le nom de stations et de rétrogradations des planètes^ de l'aberration enfin» jetons un coup d'œil sur les conséquences aux-* quelles conduirait son immobilité dans l'espaee. Nous avons reconnu précédemment que le soleil était i^3oOyOoo fois plus, gros que la terre , et à une distance de 35;ooo,ooo lieues^ il faudrait donc pour que cet astre put acc<miplir en vingt* quatre heures sa révolution diurne , qu'il parcourût a,5oo lieues par seconde. Ce ne serait rien encore en comparaison des étoiles qui n'ont pas de parallaxe sensible^ et dont on ne peut, par conséquent , apprécier ni la distance ni le volume. Elles devraient , en ..une seconde , par« courir des millions de lieues : comment oserait-* on concevoir une vitesse aussi imn^ense? Si, au eontraire,nous admettons la réalité de la rotaticm
d'astronomie. 67
da* globe 9 sa vitesse , bien qu'encore très considérable, ne nous offre rien d'aussi extraordinaire; en effet , les différens points de Téquateur , qui est le plus grand cercle de la terre , n^ font que 9,000 iieues en a 4 heures; ce qui donne a 38 toises par seconde.
Puis comment raisonnablement priser que les astres, répandue en si grand nombre dan&la voàte céleste , disséminés dansTespace à des distances si différentes, de volumes , de masses également si variables, accomplissent leur révolution xiinme rigoureusemeut dans le même temps ? Et quelles autres probabilités ne potirrait-on pas alléguer contte une semblable hypothèse, si Ton voulait r<^chercher minutieusement toutes celles qui se présenteraient contre elle ?
Ce que nous venons de^dire suffira sans doute pour faire admettre ai^ moins la très grande prohabilité du mouvement de la terre; les preuves dont nous l'appuierons plus tard dissiperont tous les doutas à cet égard, ceux du moins qui ne tiennent point à des croyances religieuses; nous ne pouvons oppo^r à ceux-ci que le passage scivant de Gassendi. « Dieu si'est manifesté a lui-même par deux lumières , l'une celle de la f( révélation, l'autre celle de la démonstration;
« les interprètes de la première sont les théofa- « giens, ceux de la seconde les mathématiciens. « Ce sont les derniers qu'il faut consulter sur les « matières dont la connaissance est soumise à Tes- « prit ^ comme, sur les points de foi, on ddit con- « sulter les premiers $ et comme on reprocherait « aux mathématiciens de s'éloigner de ce qui est « de leur ressort, s'ils prétendaient réroquer en- « doute, ou rejeter les articles de foi en vertu «t de quelques raisonnemèns géométriques; aussi « doit-<)n convenir que les théologiens ne s'é- « cartefit pas moins des limites qui leur sontmar- (K quées, quand ils se hasardent à prononcer sur « quelques points dès sciences au--dessuâ de la « portée de ceu£ qui ne sont pas versés dans la: tt géométrie , en se fondant seulement sur quel^ « qnes passages de r£ariture sainte, laquelle n'a « prétendu nous rien apprendre là-dessus. >
Les résultats que nous avons obtenus précédemment, en examinant les phénomènes célestes de la surface de la terre, considérée comm« immobile, devront donc être rapportés à son mouvement de rotation. Nous venons d^expliquer comment se produisent le lever et le coutcher apparens des astres et des antres corps célestes : il ne sera donc pas difficile de se rendre
d'astbokomie. 6g
compte des autres circonstances qui se sont offertes à nous en parlant du mouyenient diurne.
Nous allons maintenant nous occuper de quelques faits qu'il nous est important de connaître, et qui reposent également sur le système auqnel nous nous ari^éterons désormais*
Puisque ]a terre tourne y elle doit, comme tons les corps qui obéissent à unsemMablemonveroenr être douée d'une force centrifuge, qui , d'après Texpérience et le calcul, croit comme les carrés des vitesses de circulation. L'équatenr étant le plus grand cerde de la sphère terrestre ^ br force centrifuge devra y être lapins considérable; elle sera y au contraire , nulle sous le pôle; et comme la force centrifuge varie avec les distances au centre du gl(d3e , il s'ensuit que la force d'attrac^ tion agira sur les différeflQ corps qui soçtàsa surface avee une intensité variable. Pour se con« vaincre de cette vérité, il suffit de promener un pendule de l'équateur aux pôles , et comme le nombre des oscillations augmente avee l'inteusité de la pesanteur , on a un moyen très simple de mesurer la forée d'attraction. Mais il y a deux choses à considère^ da9s la différence des ré-^ sultats qu'il fournit à eet égard : c'est , d'un côté , l'éloignement des corps du centre d'attraction k,
ya MANUEL
l'équateur, et en même temps rangmenkadon de la force eoitrifuge. Ces deux effets concouretit tous les deux à diminner ie poids des corps situés dans la région équatoriale. (i)
On s^est accordé ^jusqu'à présent à regarder cette diminMtion comme de -^ , c'e^-à-dire que (es^ corps perdent à Téquateur le 289* du poids qu'ils ont au pôle f et comme 289 est précisé-inent le carré de 17, il s'ensuit que si la rotation de la terre augmentait . tout à i^up de dix-sept foisy la force centrifoge, croissant comme le cafré des vitesses, les corps cesseraient de pe-^ ser à l'iéqUateur; cependant , les travaux de M. Freycinet , qui a entrepris un voyage autour du monde afin d'étudier les divers effets de la pesanteur dans les différens lieux de la terre, ne ccHifirme^t point cette évaluation; ce célèbre voyageur vient de lire à rÀcadémie- des Sciences un mémoire où il a émis les conclusions suivantes :
z«. L'aplatisseibent vers les pâles est réelle*
ment plus grand que ne le donnent les calculis
« fondés sur- la théorie , puisque oette dernière ne
(t) La longaear du pendule est proportionnelle au earrë du ïinus dé la latitude»
d'astronomie. 71
tdoBne que •^ pofor différenee enire les diamètres de la terre àTéqnatenr et aux pôles , tandis que i'expérîence a coDstamment domié •—.
a"*. L'aplâtiasemept dans rfaémisphère sud ne diffère pad de. celui qui exisfe dans l'hémisphère du norà.
3^. La fterre n'est point on sphéroïde de révolution ^ paisquW trouve dans les mouvemens do pendule des différenees très notables ; d'où il suit nécessairement qu'il existe des irrégularilés très sensibles dons la %ore dn globe.
4^. Que les inégtilarités ^ni Texistence est prouvée d'une fl&anière incontestable ne peuvent être appréciées, exactement. .
.Ces recherches récentes reetiftetit , comme il est facile de le vôir^plosieurs des Q|nMOtts que nou» avions fânises -plus haut
La rotatic^ de la terre* a ^xercé aussi $00 influence sur sacoflostitntion intime. Imaginons, en effet, un tube composé de deux branche^, l'un* dirigée dans le sens de l'axe de rotalîdn y l'autre dans eelui dn rayon équaterial qu^elh^ repré» sente; si on remplit de liquide le. siphon onv^rt à ses deux extrémitjésj et qu'on le sonmette à Facticm d'une force centrifuge s^exerçanl comme air là terre, la eotoniie polaivè , ol^ssaat ik l'^c-
751 ^ UARVBt
lion seule de 4a gravité , tandis que la colonne équatoriale sera soumise en outre à la force centrifuge ; pour que l'équilibre s'établisse dans les deux branches du siphon, celui de la colonne polaire devra baisser d'une quantité suffisante pour compenser la diminution* de pesanteur de la colonne équatoriale ; or, les physicieins admettent assez généralement maintenant y pour l'explication de la sphéricité de la terre , qu'elle a dû être pendant un certain temps, d'une consistance différente de celle où elle est actuellement. . Il ne aérait donc pas étonnant que l'effet dont nous venons de parler ait eu lieu, et que par suite la densité des diverses couches de la terre soit devenue différentCé En effet, les mathématiciens ont prouvé qu'en considérant la densité du globe comme s'accroissant de la surface an centre j on arrivait à des résultats tqui expliquaient la différence de pcjsanteur dés corps dans les divers lieux de la terre.
Le mouvement de rotation de la terre donne lieu k un effet très remarquable sur lequel nous devons sous arrêter un moment. Lorsqu'on aban-> donne un corps à l'action de la gravité , il tombe sensibl^m^it suivant une direction verticale , si le point de départ n'est pas fort élevé au-dessna
d'astronomie. 73
delà surface terrestre ; mais si ce corps était porté au sommet d'un édifice très élevé y n'est-il pas évident que sa vitesse dé rotation augmenterait à mesure qu'on s'élèverait dans l'édifice, pnisque les parties de l'espace où il serait successivement situé seraient de plus en plus éloignées de l'axé de rotation Ml aurait donc acquis au sommet une vitesse horizontale plus grande que celle "de la base* de l'édifice. Or, cette vitesse d'occident en orient, c'est-à-dire dans le sens du mouvement de la terre , il la conserve lorsqu'on l'abandonùe ensuite à lui-même, et soumis alors à l'action de deux forces , il suit leur résultante et arrive à la> terre en déviant vers l'orientt L'expérience a démontré cette vérité d'une manière convaincante : qu'on transporte en. effet uo corps à aoo pieds de la surface de la terre, et un autre corps seulement à 5t) , quoique les distances soient peu considérables relativement à l'étendue du diamètre de la terre, on trouvera que le premier s'est écarté de la verticale et s'est avancé vers l'orient de 3 à 4 lignée', tandis que l'autre sera descendu par une ligne sensiblement verticale.
Le dernier effet qui résulte du mouvement de la terré sur son axe est le déplacement de l'air
74 MANUKL
atmosphérique qui l'environne , d'où résultent les pents alises.
« Si le globe terrestre était en repos, et que le « soleil dirigeât toujours ses rayons sur la même « surface , la température de la colonne atmo- (c sphérique située au -dessus d'elle s'élèverait « à un haut degré , et toutes les couches de cette « colonne monteraient successivement comme « l'huile à la surface de l'eau $ ou comme la fu- «( mée au-<lessus d'un foyer fortement échauffé , ft tandis que des courans d'air ou des vents se di- K rigeraient constamment de toutes les parties in-. n férieur'^s vers cette surface centrale. Mais la « terre est continuellement en mouvement sur « elle - même et autour du soleil ; la région « moyenne y la ceinture ou zone équatoriale peut «r donc être assimilée à la surface de l'hypothèse « précédente; elle est le lieu sur lequel le soleil , « depuis l'origine des temps, promène constam- « ment ses rayons ; il doit donc y avoir constam- <c ment , il y a donc toujours eu des courans « vers cptte zone , les uns dirigés de la partie «australe^ le$ autres de la partie boréale. Telle « est la cause de ces vents du commerce ou vents « aJUsés , sur l'influence desquels les marins comp- « tent aussi sûrement que sur le retour périodi-
d'astronomie. 75
« que du soleil , dans la plupart des situations « comprises entre les trentièmes degrés de lati- « tude boréale ou australe.
« Ces vents , toutefois , ne paraissent point ra- « ser la siu'face terrestre dans la direction des «méridiens, c'est-à-dire ne paraissent point '( souffler directement du nord et du sud, comme « cela a lieu très réellement : cela tient au mouce vement de rotation de la terre sur sou axé ; « mouvement qiii, en s'operant de l'ouest à Test^ « donne aqx vents du nord l'apparence d'un vent « qui vient droit du nord-est , et au vent du sud « celle d'un vent du sud-est. Ces apparences peu- « vent assez facilement se comprendre par les « faits suivans : Lorsque Tatmosphère est par- « faitement calme , et qu'on est lancé au galop « \lan$ une plaine , il semble que le vent vous « souffle avec une grande force dans la face. Si « l'on galope vers l'est , et que le vent souffle « directement du nord ou du &ud , la double sen- « sation qu'on éprouve se compose en une sen- « sation résultanle, et dans le premier cas le « vent paraît souffler du nord-est, tandis que « dans le second il semble venir du sud-est Au-, « tre exemple : Faites tourner une sphère sur un « axe vertical, et laissez rouler du pôle supé-
ce se préci[Hte vers l'équateur pour remplir le « vide qui s'y forme , et donne ainsi naissance « aux vents alises^ celui que l'action permanente « du soleil a dilaté et élevé doit nécessairement « former dans les régions supérieures de l'atmo- « sphère un contre<courant qui va distribuer sa « chaleur en se dirigeant en sens inverse du pre- « mier : c'est ce qui a lieu en effet, et l'existence « de ce phénomène, prévue. d'abord par le rai- « sonnement , a été prouvée depuis par l'obser-* « vation. Ainsi, l'on a reconnu que le sommet du « pic de Ténériffe était constamment exposé à « un vent violent, soufflant dans une direction « contraire à celle des vents alises qui soulèvent ft à ses pieds la surface de l'Océan. Ainsi, dans « l'année iSii», la poussière volcanique lancée «de rile de Saint -Vincent passa en nuages «( épais au-dessus de la Barbade, au grand éton- « nement de ses habitans , et alla tomber à plus « de cent inilles de distance, après avoir par- « couru ce trajet en sens inverse des vents vio- (t lens auxquels les vaisseaux ne peuvent se soute straire que par un long détour. Ainsi , dans le « passage -^V-,Ç^P ^® Bonne-Espérance à Sainte* « Hélène'f;l4lûmière du soleil est souvent éclip- « sée pendant plusieurs jours par une masse de
d'astronomie. 79
« nuages épais , qui se dirige vers le sud y à une « grande hauteur dans l'atmosphère. Ces nuages «ne sont autre chose que la vapeur d'eau qui « s'est élevée sous Téquateur, avec l'air échauffé, « et qui se condense de nouveau en se rappro- «c chant des régions plus froides de l'hémisphère « austral.
« En d^ors des tropiques , où l'influence so~ « laire est beaucoup moins grande, leS' vents « sont occasionnellement soumis à d'autres c^u- « ses , qve malbenreusement on ne connaît point « encore parfaiteilient. Beaucoup moins réguli^*s <c dans les climats tempérés, on les appelle Tfents « variables ; cependsLtit on peut regarder comme « une règle générale, et qui ^appUqtie à ceux-ci « aussi-bien qu'à ceux-là , ce que nous ayons dit « des vents alises, notamment : que l'air ^i se « mouvant des pôles austral on boréal^ où il « était en repos, vers les régions équatoriales, « doit produire les effets d'un vent d'est ou d'un « vent dirigé en sens inverse du mouvement « diurne, jusqu'à ce qu'il ait acquis la vitiesse de « la zone au-dessus de laquelle il souffle; et ré- « ciproqnement, que l'air échauffé dans les ré- « gions équatoriales, et élevé vers les parties su- « péricures de Fatmosphère, où il avait à peu
8o XANUEL
a près acquis une vitesse correspondante, doit^ « en retombant vers les pôles avec cet excès de « vitesse de Touest à l'est; frapper les corps dans « le même sens.
(t Ces vents de l'ouest , dans un grand nombre « de situations en dehors des tropiques, sont « presque aussi réguliers que les vents de Test « dans la zone intertropicale; ils n'auraient pas « moins de droit qu^ ceux-ci au nom de vents du « commerce, tant ils abrègent la durée du pas- «sage de New-York à Liverpool, comparée à « celle du passage inverse , e'est-à-dire de Liver^ « pool à New-York. Ainsi, dans rhémisphère bote réal, le vent nord-vrai produit.reffet d'un vent a du nord-est , et le vent sud-vrai devient , un ft vent du sud^oest, L'Angleterre est^ exposée à «ces deux vents pendant trois cents jours de « chaque année. On conçoit que les phénomènes *i doivent être inverses dans rhémisphère ausc< tral. » (Arnott, Élémens de philosophie na--
tureile^)
Mouvement annuel de la terre*
Outre le mouvement diurne^ que iious venons de reconnaître g la terre en possède encore un autre qui rentraîae dans une orbite elliptique
d'astronomie. 8i
autour du soleil y centre de notre système planétaire. Nous suivrons encore y. pour arriver à sa connaissance 9 les apparences que nos sens nous font apercevoir.
De tous temps les peuples ont été frappés de Féloignement et du rapprochement alternatif du soleil et des variations de sa hauteur suivant les saisons : si, en effet , on observe chaque jour l'ascension droite et la déclinaison de cet astre , on voit qu'elles ne sont jamais les mêmes; si Ton compare sa marche à celle d'une étoile'^quel- <x)nque, on voit que, relativement à l'astre ^ il s'avance d'environ i° vers l'orient; or x*, ainsi que nous l'avons vu, répond à 4' <le temps, il arrive donc 4' plus tard dans le plan du méridien que l'astre pris pour terme de comparaison; ces 4^ s'accumulanty il en résulte qu'après 90 jours, la distance à la mçme étoile sera de 90° ou de six' heures environ; après 180 jours l'étoile et le soleil seront dans le plan du méridien; mais celui-ci passera, par exemple, au méridien inférieur, tandis que le premier sera au méridien supérieur ; enfin , après 365 jours i, c'est-à-dire une année , les deux astres se retrouveront, en même temps, dans le plan du même méridien , l'étoile ayant passé par ce plan use
Sik MANUEL
fob de plus que le soleil^ et les mêmes changemens de relation se renouvelleront Tannée suivante. Si Ton a eu soin de tracer chaque jour sur une sphère les divers points auxquels se trouvait le soleil à une même heure, on aura ainsi une ligne courbe qui sera la trace des mouvemens qu'il aura exécutés pendant une année entière. L'observation a appris que cette courbe, à laquelle op a donné le nom é*écUptiquey parce que la lune se trouve toujours dans son plan , ou près de son plan*, lorsqu'elle est éclipsée, passait par le centre de la terre ; sa direction est oblique à Téquateur , et l'angle qu'elle fait avec ce grand cercle est égal k nV 28'. Cet angle constitue V obliquité de VécUptique \ il a pour complément la distance du point le plus élevé de cette courbe au pôle, et qui est égale à G6^ Sa' . Le grand cercle de la sphère céleste qui correspond à la trace de Técliptique sur la terre a reçu également ce même nom< Nous avons déjà vu , page 3o , que la position des astres ou des différens points du ciel se rapportaient, soit à l'horizon et au méridien, qiii sont fixes pour chaque lieu terrestre, soit à l'équateur céleste et à un cercle horaire désigné , ce qui constituait la mé» thode des déclinaisons et des ascensions droites.
d'asthonomie. 83
Or^ une troisième méthode, qae nous ne pouvions alors faire connaîtrl^, est d'un usage continuel en astronomie. Une grande partie des phénomènes célestes relatifîs à notre système planétaire se passent sur le plan de Técliptique ; il était donc nécessaire d'y rapporter aussi les astres. Pour cela 9 on conçoit par chaque point du ciel un grand cercle perpendiculaire au plan de Técliptique ; c'est ce que Ton nomme le cercle de latitude. Alors la position d'un astre se détermine par deux élémens : le premier est Tare de grand cercle , compris entre l'écliptique et l'astre , cet arc s'appelle la latitude^de l'astre; le second est l'arc de l'écliptique , compris depuis l'équinoxe da printemps jusqu'au cercle de latitude; cet arc se compte, copime l'ascension droite, d'occident en orient, dans le sens du mouvement propre du soleil, et on le nomme la longitude de l'astre. On n'observe pas immédiaten^ent la longitude et la latitude des astres, mais on les déduit par des calculs trigonométriques de l'ascension droite et de la déclinaison.
Les différentes positions du soleil sur les divers points de l'écliptique expliquent la différence des saisons et de la longueur des jours. Lorsqu^il est dans le plan déréqiîateur, il le décrit en vingt-
84 XANUEL
quatre heures; mais à mesure qu'il s'éloigne de ce plan, et qu'il monte, ^ar exemple, dans rhémisphère boréal, il décrit une série de parallèles qui vont chaque jour en diminuant jusqu'à ce qu'il soit arrivé à sa plus grande hauteur audessus de l'équateur, qui est, comme nous Favops dit plus haut, de a3® 28'. Le parallèle qu'il décrit a reçu le nom de tropique, du mot rfôwi , qui veut dire retour, parce qu'une fois sa révolution autour de lui accomplie , il commence à retourner en descendant vers l'équateur , le dépasse , et, parvenu au point le plus bas au-dessous de ce|)lan dans l'hémisphère opposé , il revient ensuite de nouveau vers l'équateur , en reproduisant ainsi chaque année les circonstances de l'année précédente. Il est évident qu'à cause do mouvement continuel du soleil dans l'écliptique , les parallèles qu'il décrit chaque jour ne sont pas de vrais cercles , mais des espèces de spirales telles que seraient les courbes formées par un fil dont on entourerait une sphère.
Soit (/%. 7) E E' l'équateur , g G' les points les plus élevés de l'écliptique auxquels on donne le nom de solstices , parce que le soleil semble s'arrêter en cet endroit, les parallèles gg'GG' seront
d'astronomie. 85
les cercles dits tropiques. Lorsque le soleil sera à
Tun ou à l'autre solstice , les nations qui en sont voisines seront en été^ elles seront , au contraire, en hiver lorsqu'elles en seront le plus éloignées. De même , pour les jours , le plus long sera celui pendant lequel le soleil sera au solstice d'été ; le plus court sera , au contraire , celui où il atteindra le solstice d'hiver.
L'époque des équinoxes^ pendant laquelle les jours et les nuits sont égaux, a lieu tontes les fois fjue le soleil yient se placer dans le plan de Té» qaatenr : cette rencontre arrive deux fois par an , et détermine pour nous le printemps lorsque Je soleir monte vers l'hémisphère boréal; et l'automne , lorsqu'il redescend dans celui qui est opposé.
Telles sont les diverses apparences que ' le soleil nous présente successivement pendant le trajet qu'il accomplit pour revenir au point d'où il était parti, et qui forme ce. que l'on appelle une année. Mais devons-nous pour cela attribuer au soleil lui-même les mopyemens qUc nous avons reconnu^?:? ]^o)jis' noms sommes à^^ .convaincus qu'il ne fallait pas toujours se fier au témoignage des sens ; et d'ailleurs , si nous rai=>
sonnons d'après les principes que nous avons
employés au 3ujet de la rotation de la terre sur elle-même p nous serons bientôt persuadés que ce serait hasarder une supposition trop peu probable que de regarder comme réel un mouvement apparent. Il faudrait en effet'que le soleil fût animé d'une vitesse si effrayante, qu'il est beaucoup plus simple de penser que la terre ellemême parcourt l'orbite dont nous avons parlé plus haut 'j et le calcul donne à peu près pour son mouvement de translation 410 lieues pour l'espace décrit pendant une minute, ce qui revient à six lieues trois quarts par seconde. Cette vitesse n'a rien qui doive surprendre; car plus tard l'observation des phénomènes que présentent les planètes nous en fournira de semblables , nous verrous également que , semblables à notre globe pour la forme , elles sont douées comme lui d'un double mouvement de translation dans l'espace et de rotation sur leur axe.
Le temps que la terre met à parcourir la circonférence de Fécliptique d'occident en orient est de 365 jours J; elle accomplit pendant ce temps 365 révolutions J sur son axe. Celui-ci demeure constamment parallèle à celui du monde, et fait avec l'écliptique un angle constant de 66'' 3a'.
d'astâonouie. 87
Si Ton considère {fig, 6 ) l'arc O O' comme un arc d'écliptique décrit par le centre de la terre, C étant le centre du soleil, on pourra ré» duire Tastre S qui paraît être en I' pour l'observateur placé en O au point Q> où cet astre serait vu du centre C du soleil. O S C, ou Tangle sous lequel de S on verrait le rayon de l'écliptiqne, se nommq la parallaxe annuelle ou de l'orbe terrestre. Lorsqu'on possède d'une manière très exacte la connaissance de cette parallaxe, on obtient ainsi une base bien plus étendue que celle du rayon terrestre, parce qu'alors, connaissant le rayon de Técliptique, on le prend pour unité. C'est à l'aide de ce procédé qu'on a calculé les distances précises des planètes an soleil.
Le demi-diamètre de l'écliptique a environ 35 millions de lieues ; il esft tellement petit par rapport à la distance infinie des étoiles, qu'en le considérant comme la base d'un triangle dont le sommet serait à l'astre , cet angle ou parallaxe est inappréciable, même pour les étoiles qui semblent , à raison de l'éclat de leur lumière , être le plus rapprochées de nous, telles que Sirius et la Lyre ; et ce qui ajoute encore à l'étonnemeut, c'est que, à l'aide de cette méthode,
on est sûr de déterminer avec exactitude un angle d'au moins ^", On conclut de là que Sirius doit être au moins à 3,566 milliards de lieues de nous. Que doit-il donc en être pour les étoiles qui sont à peine visibles ? Si l'on suppose le spectateur placé dans Sirius, Tangle sous lequel il verrait le soleil serait tout au plus d'un centième de seconde; l'orbe terrestre serait vu sous un angle d'à peine 4"^, et l'épaisseur d'une soie suffirait pour cacher notre système planétaire entier, quoiqu'il soit vingt fois plus long que Técliptique.
Des saisons et des jours dans les divers lieux de la
terre.
Les saisons , que nous avons considérées précédemment comme le résultat des déplacemens du soleil dans une courbe dont le plan passait par le centre de la terre, trouvent leur cause dans l'inclinaison constante de l'axe de la terre sur le plan de l'orbe annuel. Soit T {fig. 8 ) la terre, S T le rayoïf qui joint le centre du soleil et celui de la terre, et qu'on appelle rayon veC' teur, celui-ci rencontrera la surface terrestre en A. Tous les habitans situés dans ce parallèle auront successivement le soleil au zénith , et recevront verticalement les rayons lumineux qui en
D'ASTROIfOMIE. 89
émanent à mesure qu'ils seront amenés à ce point par l'effet de la rotation diurne : les habi* tans qui occupent cette région auront alors l'été. Si le point A est le ^solstice de cette saison, le parallèle décrit par la rotation de la terre sera le tropique boréal ou du cancer, et , dans cette situation de la terre^ le plan P T S est perpendiculaire à celui de l'écliptique. Si maintenant, par l'effet de son mouvement de translation, la terre est parvenue à un point directement opposé en T* , le rayon vecteur passant alors par le point A', le parallèle A'B^ qui, dans le cas précédent, recevait les rayons les plus obliques, les recevra à son tour verticalement, et les peuples de cette région auront à leur tour l'été, tandis que ceux du tropique du cancer seront en hiver. Le parallèle A'B' , situé dans l'hémisphère austral , se nomme tropique du capricorne; il est, comme le précédent, le parallèle le plus éloigné auquel le soleil semble atteindre lorsque nous croyons le voir décrire autour de la terre l'orbite de l'écliptique. Le plan déterminé par la rencontre du rayon vecteur et de Taxe est encore perpendiculaire à l'écliptique comme dans le premier cas ; mais l'iingle S T P sous lequel se rencontrent Taxe de la terre et le rayon vecteur.
qui dans la première situation était aigu j est de^ venu ( S' T' P' ) obtus en croissant à mesure que la terre procédait de T vers T' ; dans la situation intermédiaire a y il était droit ; de T' il va décroissant sans cesse pour reprendre l'amplitude qu'il avait en T en passant par a où il est droit; on peut résumer en peu de mots ce que nous venons d'expliquer.
Angle des plaïu.
Été, ponr nôtre
hémisphère. . .
Automne... . ..
Hiver
Printemps
Droit Aigu.
Droit ,
Angle form^ pmr Taxe et le rayon vecteun
Aigu.
Droit.
Obtus.
Aigu , . . [Droit.
C'est lorsque le rayon vecteur est perpendiculaire k l'axe terrestre aux points t et t' que le soleil, paraissant décrire l'équateur, on a pour toute la terre le jour égal à la nuit ; on est 'alor& aux équinoxes , qui ont lieu deux fois dans l'année, au printemps et à l'automne. -
Les espaces terrestres compris entre les tro^ piques ont reçu le nom de zohe tonide, parce* que le soleil étant presque toujours à plomb, la: chaleur y est excessive.
Les géographes ont encore distingué sur la terre deux autres petits cercles qui ont leurs analogues dans la sphère céleste : ce sont les cercies^
D'ASTROffOMIE. 9I
polaires, dont Tun est boréal ou arctique, et l'autre austral ou antarctique. Les régions comprises entre ces cercles et les pôles forment les zones glaciales. Les pays intermédiaires entre les tropiques et les cercles polaires sont situés dans les zones dites tempérées.
Les habitans de l'équateur ayant les pôles terrestres dans leur horizon , tous les parallèles célestes ,. parcourus en apparence par les astres y sont perpendiculaires à Taxe de rotation , et partagés en deux parties égales ; les jours sont constamment égaux aux nuits; le soleil passe deux fois l'an au zénith , et il n'y a à proprement par*ler, dans ces régions, que deux hivers et denx étés ; les chaleurs excessives et les pluies abondantes rendent, cette dernière saison la plus dé^ sagréable. Cependant il paraîtrait, d'après les observations récentes recneiilies par ce$ intrépides voyageurs qui depuis quelques années parcourent rintérieur de l'Afrique, et y ont fait des découvertes si intéressantes, que les zones torrides ne sont pas exemptes d'an froid même très considérable. Leurs relations nous apprennent qu'il causa, par sa rigueur, la perte d'un de leurs jeunes compagnons.
On conçcnt facilement ^ d'après ce que nous
avons dit plus haut en parlant des différentes positions de l'observateur sur la sphère terrestre, que plus le soleil s'éloignera de Téquateur, plus les jours acquerront de longueur en été et de brièveté en hiver. Enfin, lorsqu'il commencera à entrer dans l'un ou l'autre hémisphère , leurs régions polaires seront éclairées pendant six mois consécutifs , et ce sera le contraire lorsqu'il le quittera ; elles resteront, pendant le même espace de temps , plongées dans, une obscurité profonde. Il n'y a, à. bien dire ^ aux p6les qu'un seul jour et qu'une seule nuit de même durée. Les observateurs ont cependant signalé plusieurs causes, qui, quoique rares, peuvent diminuer un peu l'horreur d'iine obscurité aussi longue. En effet, par la constitution de l'atmosphère qui environné les régions polaires, les moindres rayons lumineux sont réfractés (i) avec une intensité plus considérable que partout ailleurs; il suffit, en outre, que la moindre portion du disque solaire paraisse à l'horizon pour que le jour «e répande aussitôt. Ainsi, lorsque le so-
(i) On appelle r($fraction le dëtoor oa changement de direction qu'éprouvent les rayoni des eorps lumr* neuz en traversait obliquement des milieux difierens.
d'astroecomie. 93
leil est abaissé au-<lessQus de ce plan d'une quantité égale à peu près à Son demi-diamètre , les régions polaires sont encore éclairées. Le décroissèment très rapide de la densité de l'air à de petites hauteurs, à cause de la congélation habituelle de la sufface du sol , est encore une cause qui doit tendre à produire des réfractions extraordinaires; c'est ce que semblerait confirmer la relation suivante de trois Hollandais. Étant parvenus an 84* degré de latitude boréale, et s'étant trouvés pris par les glaces, ils furent obligés de passer Thiver dans la Nouveflç-Zemble. Après trois mois d'une nuit continuelle , le froid étant devenu extrêmement rigoureux, le soleil parut un instant à midi sur l'horizon, quatorze jours plus tôt qu'ils ne l'attendaient à cette latitude , et il continua, depuis cette époque, à s'élever de plus en plus. Si cette relation est véritable , la. réfraction qui a dû se produire a été pour le moins égale à 4^9 ce qui est énorme.
On sait aussi que les nuits profondes de ces pays sont fréquemment interrompues par certaines clartés qui se produisent instantanément dans le ciel , et que l'on nomme aurores boréales.
Des deux hémisphères, le boréal paraît être le moins froid : la glace qui envii^onne son pôle arc-
94 MANLEL
tique ne s'étend que jusqu'à lo"* de distance en latitude, tandis que celle du pôle antarctique se prolonge à plus de ao"". Il s'en détache d'énormes glaçons qui yoyagent jusqu'au 65* et même au 55* degré , ce qui répond à peu près à la lati^ tude de Boulogne et d'Abbeville y et le froid le plus rigoureux rc^e dans des pays dont la latitude est à peu près celle de la France : telle est la terre de Feu , qui , placée à Textréniité de l'Amérique méridionale 9 est couverte de neiges étemelles.
De la température de là terre.
Un des travaux les plus eùrieux du ^ècle dans lequel nous vivons , et dont l'exécution est due à M. de Humboldt, est la recherche des lois qui semblent exister dans la distribution de tous les êtres organisés sitr la surface de la terre. Le célèbre voyageur que nous venons de citer, en mesurant les élévations des divers lieux de la terre et des montagnes les plus hautes , relativement au niveau de la mer, et en comparant toutes ces mesures entre elles, a établi ainsi, d'une manière générale, les localités où les plantes semblaient se plaire : c'est ainsi qu'il a trouvé que les quinquinas ne se rencontraient que dans une
d'astronomie. 95
Bone dont il a déterminé Télévation. Les mêmes lois peuvent s'appliquer aux animaux, dont l'organisation, beaucoup plus parfaite ^ et les rapports immédiats avec les causes physiques, semblaient devoir les en écarter : c'est ainsi que dans l'Amérique méridionale les observateurs ont signalé , à ce qu'il paraît , sur le parallèle cbrres* pondant à la Nouvelle-Hollande, des animaux dont l'organisation présente des analogies très remarquables avec les échidnés qui existent dans ce dernier pays, et qui sont , sans contredit , des animaux dont l'organisation bizarre mérite par-* ticulièrement l'attention des zoologistes les plus distingués. Il semblerait donc , d'après ces observations, que telles combinaisons d'organes, dans l'un comme dans l'autre règne, né pourraient se reproduire que dans des lieux déterminés. Ces ré« sultats si curieux ont conduit les physiciens à rechercher la cause de ces phénonoènes, et ils ont regardé la différence de température dans les diverses régions de la terre comme la cause la plus probable de leur production, et en même temps comme la plus importante.
Mais d'où vient cette température de notre globe ? Est-Kse le soleil qui la développe ? Quelques philosophes ont été de cet avis , et ils se
sont appuyés sur la régularité constante qu'on observe dans les phénomènes de l'univers. Quel-> ques faits cependant semblent indiquer que l'ac^" tion prolongée du soleil n'est pas la seule cause de la chaleur du globe; c'est un résultat de l'expérience qu'au fond des puits de cent pieds de profondeur la température demeure uniforme et invariable. On sait aussi que les glaces qui couvrent le sommet dé certaines montagnes se fon- ^ dent continuellement à leur base , et fournissent des^ courans d'eau vive qui se montrent même pendant l'hrver. La terre ferait donc douée d'un« chaleur particulière indépendante de celle que lui envoie le soleil. Quelques auteurs, en examinant les faits précédons, ont pensé en effet qu'à une époque très reculée la terre était dans un état d'incandescence, que peu à peu la surface s'était refroidie et était parvenue à la. température actuelle, et que le centre avait conservé une plus grande chaleur, qu'ils ont nommée chaleur centrale i et qui produisait les effets que nous avons cités. Sans discuter la validité de l'hypothèse de l'embrasement de la terre, nous dirons qu'il est extrêmement probable qu'elle possède par elle-même une chaleur qui est susceptible de varier d'après des causes qui ne nous sont pas
encore bien connues. En effet, depuis que Gaivani etYolta, par leurs immortelles découYcrtes, nous ont démontré qu'il ne pouvait exister deux corps de nature différente sans qu'il y eût développement d'électricité et de chaleur, qui pourrait penser que la terre, dans la composition de laquelle entre tine multitude de corps très différens, et étant parcourue par conséquent par des courans électriques incessamment actifs» n'est pas susceptible de posséder une chaleur prbpre? Cependant c'€st avec raison que chacun regarde le soleil comme la souvce principale dé la chaleur terrestre t celle-ci se dissipe insensiblement en rayonnant dans l'espace > et d'autant plus rapidement que la température s'élève davantage ; et comme il y a un certain équilibre entre la chaleur qui vient annuellement du soleil et celle qui se dissipe dans le même temps, la température de la terre doit paraître constante et durable. Tous les lieux du globe ne recevant pas la même quantité de chaleur, en raison de leur si* tuation différente et de l'obliquité sous laquelle arrivent les rayons solaires , Ta température doit être variable pour chacun d'eux. Les observations ont conÛrmé positivement ce résultat. Ainsi on a vu qu'à certains^endrcSts de la Sibérie,
98 Tïïk^VEL
la terre ne dégelait jamais ^ tandis qu'en Egypte le thermomètre centigrade indiquait encore a^® à plus de ftoo pieds de profondeur. A Paris, qui est intermédiaire entre ces deux climats, les caves de TObservatoire conservent constamment la température de 12*. La température du globe terrestre observée près de sa surface décroîtrait donc de Téquateur aux pôles. Ces observations ne sont pas encore assez précises pour qu'on puisse déterminer la loi de ce décroissemént. Nous ne nous arrêterons point ici à reconnaître les causes des différences de la température de chaque lieu : elles sont extrêmement nombreuses, et liennent à une multitude de circonstances qui font l'objet, de la physique proprement dite, et qu'on trouvera dans les traités de géographie physique*
Nature de la courbe décrite par le momement
annuel de la terre,
La courbe dans laquelle la terre , accomplit sa -révolution annuelle n'est point, comme on l'avait cru d'abord , un cercle : les démonstrations mathématiques ont prouvé que c'était une ellipse dont le solfeil occupait un des foyere.
D ASTRONOBllE. 99
L'eltipse est uoe section conique qu'on obtient en coupant un cône droit par un plan qui traverse obliquenaent ce cône , c'est-à-dire obliquement à sa base , et qui ne passe nï par cette base ni par. le sommet. On donne le nom de grand axe à la droite A P(y^. 9)^ qui divise la courbe en deux parties égales dans le sens de sa plus grande longueur. Le centre est le point C, milieu deAP, et le petit axe est la perpendiculaire G H au grand axe passant par ce centre ; les foyers sont deux points Set F du grand axe, également éloignés du centre; ils sont placés de maI^ère que la somme des lignes S T et FTy menés de chacun d'eux à Tua des points de la courbe, est toujours la même, et égale à la droite AP : on peut obtenir Tellipse d'une manière très simple, en prenant un fil égal à la longeur du grand axe , et en le fixant aux deux foyers par ses extrémités. Si maintenant, au moyen d'un stylet qui maintienne les fils continuellement tendus, on trace sur une surface horizontale le trajet que l'instrument peut décrire > on formera une courbe elliptique, l^a distance FC, qui séparé te centre de l'un des foyers, est V excentricité. L'arc que la terre parcourt chaque jour sor cette courbe n'est point
lOO MANUEL
le même : il est d'autant plus grand qu'elle est plus près dû soleil.
En vertu du déplacement que subit chaque jour la terre y les positions auxquelles nous rapportons le soleil deviennent très différentes: aussi, outre les changemens de déclinaison qui amènent la différence des saisons , il en subit encore d'autres relativement à son ascension droite. Nous avons déjà reconnu plus haut que chaque jour il s'éloignait d'un degré de l'étoile avec laquelle il coïncidait la veille. Ces retards, en s'accumulant chaque jour, deviennent à la fin tellement sensibles, que les constellations qui passaient au méridien avec lui y arrivent ensuite bien avant, et le del parait tout*à-fait changé. Lorsqu'une étoile, que l'on avait cessé de voir depuis quelque temps, vient à paraître à l'orient, le matin, au milieu des lueurs crépusculaires, c'est le lever heliaque de l'étoile. On dit que son coudier est kéliaque lorsqu'elle se couche une heure après le soleil.
On a distingué les phénomènes qui arrivent à l'instant du lever du soleil sous le nom de cosmique y et ceux du couchant sous celui d'acronique. Le lever et le coucher cosmiques ont lieu ie matin ; le lever et le Coucher acroniques ont
D'An'AONOMIE. lOI
liea le soir. Une planète est dite acronique lorsqu'elle se lève au sèleil couchant |>our demeurer visible la nuit entière. G>initie les astres ne sont en général visibles à la vue simple que lorsqu'ils sont éloignés d'au moins i a à 1 5 degrés du soleil y il s'ensuit que le lever cosmique précède de I a ou 1 5 jours environ le lever héliaque, et que le coucher acronique suit le couche.r héliaque de la même quantité.
Le lever héliaque des étoiles est remarquable : il servait aux agriculteurs à fixer l'époque de leurs travaux; mais la position des équinoxes changeant peu à peu, il ne peut y avoir de fixité*
Le temps que met la. terre à parcourir la circonférence entière de son orbe elliptique est, d'après les mesures les plus précises , de 365 jours 5 heures 4^' 5i'^ On appelle aussi cet intervalle
de temps année tropique, parce qu'elle e«^ inesurée par les deux passages du soleil par le même point de son orbite appai^nt, tels qu'un équinoxe ou un solstice. Le point V {fig.g)y où la terre est le plus voisine du soleil , est le périgée ou le périhélie; le point A, diamétralement opposé, est Y apogée ou l'aphélie. Les deux extrémités du grand axe A. et P sont les apsides, et
on donne à la ligne qui les réunit le nom de b'gne des apsides. Lorsque la terre est au péri^ hélie, les peuples d'Europe ont l'hiver; ils ont, au contraire, Tété lorsqu'elle a atteint l'aphélie. Dans le langage que les astronomes ont adopté , ils se sont entièrement abandonnés aux ,apparences y ils ont considéré la terre comme fixée au centre de l'écliptique, et le soleil comme décrivant autour d'elle l'ellipse terrestre : ainsi ils ont dit que le soleil était au périgée au solstice d'hiver, à l'apogée au solstice d'été. Il sera facile > une fois l'explication des apparences donnée, de savqir ce qu'ils ont voulu réellement exprimer.
De la mesure dUr temps.
Maintenant que nous possédons toutes les données nécessaires pour mesurer la succession des phénomènes au moyen des diverses révolutions de notre planète, et des mpuvemens apparens qui frappent nos yeux le plus sensiblement, lions allons signaler les ^divisions différentes du temps mises en usage par les peuples et par les astronomes.
Nous avons déjà indiqué ce qu'e&t le jour sidéral et les instrument dont on se sert pour le
d'astronoiiie. io3
mesurer; nous avons reconnu son uniformité constante , il n'en est pas de même pour celui dont la marche apparente du soleil sert à déterminer la longueur , et qu'on appelle jour vrai ou solaire. £n effet ^Je mouvement apparent du soleil est loin d'être uniforme, il n'avance poiot tous les jours d'une même quantité sur Téçliptique ; ce mouvement, tantôt accéléré et tantôt ralenti , ne peut donc servir à mesurer la durée dans les usages civils. On a dès-lors imaginé un soleil factice, parcourant l'équatenr d'un mouvement uniforme, et s'avançant tous les jours vers l'orient par l'effet de son mouvement propre , de la quantité constante 69' 8'' |. Il résulte de cette Jiypothèse que l'arc de l'équateur qui passe par un méridien dans le temps qui s'écoule entre deux passages consécutifs de ce soleil au même méridien, est de 3r6p^ 69' 8^^ Le temps que cet arc met à passer pài: le même méridien est le jour moyen.
Kous avons donc trois sprtes de temps:
Le temps moyen constant et uniforme, puisqu'il est proportionnel aux espaces parcourus uniformément par le soleil.
Le temps sidéral constant et uniforme aussi, puisqu'il est proportionnel au mouvement de
I04 MAinJBL.
rotation de la terre autour de son axe , qui est uniforme.
Le temps vrai , qui varie comme les mouvemens vrais du soleil.
Le jour sidéral est plus' court que les jours inoyien et vrai, et le jour vrai est quelquefois plus long , quelquefois plus court que le jour moyen ; cependant le temps moyen s'accorde avec le temps vrai , quatre fois par an. En pre« nant pour unité de temps le jour moyen, la durée du jour sidéral est de àS!* S6f 4", 0907 , d'où . il suit que l'accélération dîunie des étoiles est exactement de 3' 551" y 9098 par rapport au mouvement du soleil moyen.
On a ainsi un moyen commode de régler une montre; dirigez une lunette vers une étoile à un instant quelconque , et remarquez l'heure que marque la montre lorsque l'astre passe au fil du réticule ; lorsque le lendemain^ l'astre se présentera au même point tie la lunette qui aura dû rester immobile, la montre, si elle marche bien, devra marquer 3' 5 5' ou sensiblement 4' de moins que la veille. . •
L'équation du temps ^st la différence qui existe entre le temps Vrai et le temps moyen pour chaque jour^
D*AaTRON0Ml£. lo5
Le besoin de conDaître la différence entre la temps vrai et le temps moyen de chaque jour a conduit à inventer un mécanisme qui, adapté aux horloges , suit régulièrement les variations du mouvement du soleil. C'est à cette espèce d'horloge que Ton a donné le nom pendule ^ à équation; elle se compose de deux aiguilles, dont l'une marque le tempe moyen ou uniforme , tandis que l'autre indique le temps vrai ou apparent du soleil y et par conséquent le midi de chaque jour solaire. Il est donc extrément facile d'apprécier la différence de chacun d'eux.
Du calendrier.
La distribution du temps , d'après certaines périodes déterminées , est un résultat des progrès des observations astronomiques. Il est indubitable que les premiers peuples commencèrent d'abord à compter par jours ; dans la suite , l'examen des phénomènes célestes ayant fait découvrir certaines périodes régulières dans les mouvemens des' astres , on dut évaluer le temps d'après leur succession , et arriver ainsi , à mesure que les notions devenaient plus étendues , à des combinaisons plus compliquées. Lorsqu'on étudie les méthodes adoptées par les divers peu-
lo6 MANUEL
pies pour diviser et calculer le temps ^ on toit qu'elles sont toutes fondées sur les mouvemens des corps célestes les plus apparens , tels que te soleil et la lune. Toutefois , il en est plusieurs qne Ton a considérées comme ne se rattachant à aucun phénomène naturel , et comme entièrement arbitraires ; mais il est plus probable d'adnaetire que les bases sur lesquelles elles reposent ne nous sont point parvenues, que de penser qu'elles ont été le produit d'une conception purement voï^r ginaire.
Le tableau sur lequel est indiquée la division du temps, par jours, semaines, mois, saisons et années, a reçu le nom de calendrier ^ dérive des calendes romaines; la forment la distribution en sont extrêmement variables ; la comparaison de chacun de ceux employés par les différens peuples est. un des travaux les plus importans pour obtenir des résultats positifs sur la chrdno* logie : nous nous bornerons à indiquer les principaux.
D'après les citations de plusieurs auteurs, tels que Géminus et Censorinus , qui ont beaucoup écrit sur cette matière , Vannée civile des Égyptiens et des Perses était composée de 365 jours ; en sorte que, tous les quatre ans, elle retardait
d'astronomie. 107
d*un jour sur l'année solaire , et ce n'était qu'après an intervalle de 1 46oN^ps , qu'ils appelaient période sothiaque ou grande année caniculaire , que les années civiles et solaires se retrouvaient d'accord. Les mois^ au nombre de 12 chaque année , étaient de 3o jours chàcuù ; et pour compléter l'année, ils ajoutaient S jours epagomènes ou complémentaires. Les Cophtes font encore usage aujourd'hui de ce calendrier, qui servit de modèle à celui de la république frj^nçaise , qui divisait, comme on sait, le mois en 3 décades ou semaines de 10 jours.
Le cale&drier des Grecs fut peut<-etre celui qui présenta les variations les plus nombreuses : chez eux Tannée , d'abord de 36o jours, se divisait en 12 mois de 3o jours chacun ; après deux ans, période que l'on appelait tiriétéride^ on intercalait un mois de 3^ jours , en sorte que l'on avait alternativement une année de 36o jours et une autre de 3go.' €ette manière de diviser le temps f suivie jusque 600 ans environ avam notre ère, présentait un grand nombre d'inconyéniens , qui devenaient plus sensibles à mesure q«ie les études astronomiques s'introduisaient dans le pays. On consulta les oracles , qui déci-^ dèrent que l'on devait régler Tannée sur la marche
lo8 MANUEL
du soleil , et les mois et les jours sur celle de la lune* Les observations ayant appris que ce dernier astre accomplissait ses diverses phases en 29 jours I , on divisa en a parties inégales cette période de temps double, et on obtint 2 mois, l'un de 3o jours, et l'autre de 29, qui commençaient par la néomémcovL nouvelle bine. Cependant les 12 lunaisons .ne formant que 354 jours, l'année se trouvait en retard de 1 1 jours \ avec c^Ue indiquée par le cours du soleil. Après 8 ans , l'excédant de l'année solaire produisait juste 90 jours, dont on forma 3 mois intercalaires de 3o jours, que Ton plaça aux troisième,' cinquième et huitième année de cette période dite octaétéride. Il y avait ainsi 3 années de i3 mois, ou de 384 jours , tandis que les autres n'en avaient que 354* Dans cette manière de calculer le temps , les conditions de l'oracle n'avaient pas été remplies. On se trouvait bien d'accord avec le cOurs du soleil pour la composition de l'année , mais il n'en était pas de même pour celle des mois , qui devaient se trouver en rapport avec les retours de la lune aux mêmes points du cieL En effet , après une octaétéride^ il s'en fallait d'un jour et demi que cet astre eût achevé sa dernière révolution. Après deux octaécérides , ou une période de 16 ans y
d'astronomie. 109
on prit la résolution d'ajouter 3 jours complémentaires ou épagomènes , et on pensa avoir ainsi satisfait aux décrets des dieux. Toutefois les Athéniens, auxquels était due cette réforme, sentii'ent bientôt qu'en voulant rendre les mois et les jours d'accord avec la marche de la lune , les années ne se trouvaient plus en rapport avec le cours du soleil.
Meton, célèbre astronome athénien, entreprit de remédier à. ces inconvéniens. Il imagina une période on un cyeie de 19 ans, après lesquels les rapports des jours, des mois et des années avec les retours de la lune et du soleil aux mêmes points du ciel se trouvaient conservés. Dans cette période de 1 9 ans on comp- ^ tait 11 3 5 lunaisons, savoir: aa8 à raison de la lunaisons par an; et 7. antres à cause des II jours dont chaquo. année solaire surpasse l'année lunaire.. Les. 7 mois lunaires, dont 6 étaient de 3o jours chacun, et le septième de 29y.se nommaient intercalaires ou emboHsmi^ ques. Cette découverte parut si belle aux Grecs, qu'elle fut admise par presque tous les peuples de ces contrées. On en exposa le calcul en let- , très d'or dans les places publiques pour l'usage
de tous les citoyens : c'est de -là que lui vient le
nom de nomb/re d'or. Une erreur légère s'était glissée dans le calcul de Meton sur la durée de la lunaison i il arriva qu'après 76 ans on' se trouva en avance d'un jour sur l'époque du re* tour de la nouvelle lune. Calippe, astronome célèbre dé l'époque 5 établit pour y remédier une période de 4 cycles de Méton, formant 27,960 jours 9 qu'il réduisit à 27^959, en en retranchant un au dernier cycle.
Le calendrier arabe , suivi par tous les peuples qui professent la religion mahométane, est entièrement fondé sur le cours de la lune, et les mois sont tellement distribués» qiie leur pre^ mielr jour doit correspondre toujours à une nouvelle lune ou néoménie. Ces années de 354 ^t de 355 jours sont très vagues en ce qu'elles parcourent successivement^ en rétrogradant, toutes les saisons. Ces peuples ont une période de 3o ans dans laquelle on compte 19 années de 354 jours, et formées de i a mois alternativement de S9 et de 3o jours^ et 1 1 autres de 355. Les dernières sont les a% 5% 7% io% 13% 16% x8%*2x», 24% a6«, et 39».
Du reste 9 la manière de régler le temps adop-» tée par ces peuples se ressent de la barbarie dans laquelle ils sont plongés depuis al long-temps<
J>*ASTBOHOMIE. III
En effet y la déterminatiom du oommenoement d« leurs mois est si yariaUey qu'il est souvent impôt* cible de trouver exactement sur notre calendrier actuel le jour correspondant^ et on n'en sera plus surpris lorsqu'on saura qu'il suffit de la présence d'un nuage au-devant de la lune pour que le commencement du mois soit retardé : ils ne se fient toujours qu'aux apparences*
Nous arrivons maintenant au calendrier romain } d'où dérive celui dont nous faisons actuellement usage en Europe* Les connaissances que nous possédons sur la méthode des Romains dans la division du temps se réduisent à très peu de chose jusqu'à l'époque où .Jules César opéra cette réforme si célèbre. On sait seulement que sous Romulus l'année se composait de lo mois^ dont mars était le premier. Numa en ajouta deux autres, dont l'uii, nommé février, fut placé à la fin de l'année, et l'autre, qui était /anvierf au commencement. Les communications avec les Grecs apportèrent, quelques change* mens sous les décemvirs, qui transportèrent le mois de février au second mois, de l'année» Pendant le long espace de temps qui les sépare de Jules César^ks pontife», qui avaient le droit de régler le calendrier, opérèr^t des changemens
112 BIANUEL
qui ont ajouté encore à robscnrité profonde qui règne sur la chronologie de ces pays. Enfin parut Jules César, maître et souverain pontife deRome : il résolut de fixer le calendrier romain. Il fit venir à ce sujet un astronome égyptien , Sosigenès , de qui il apprit que Tannée solaire était composée de 365 jours un quart ; d'après cela il établit que désorinais Tannée se composerait dé 365 jours, et qtfau bout de quatre ans on en ajouterait iin sixième afin de tenir lieu de 6 heures négligée^ pendant 4 ^i^s; la dernière année fut nommée bissextile. Quelques' mois changèrent de dénomination; mais ils étaient toujours au nombre de z^ , de 3o et 3 1 jours chacun , excepté celui âe femery qui en avait 28 ou 2g, suivant que Tannée était ordinaire ou bissextile. Le premier jour du mois chez les Romains se nommait calendes; le 5 venaient les nones; le 1 3 , les ides. En mars , mai , juillet et octobre, les nones se trouvarient le 7 , et les ides le 1 5. Ils avaient une manière de compter toute particulière : ils allaient. en rétrogradant; ainsi, ils disaient la veille avant les ides , le 3% le 4% le 5« jour avant les ides. Le nouveau calendrier appelé julien y du nom de son auteur, fut adopté dans toute Tétendue de Tempire romain , et par
d'astronomie. ii3
tous les chrétiens eux-mêmes , qui , aftn de déterminer exactement l'époque de leur Pâque, firent usage du cycle de Meton.
Cependant, la durée de Tannée, fixée par Jules Gésar à 3^5 jours un quart, était trop longue de II minutes et 9 secondes. Cette erreur, presque imperceptible pendant un court intervalle de t)ei[nps', produisait environ i jour en i33 ans; en sorte que depuis la réforme de César jusqu'en 1682 , époque à laquelle eut lieu la réforme du pape Grégoire XUI, les equinoxes avaient remonté au commencement des mois où ils se trouvent , et celui du printemps se rencontrait le 11 mars, au lieu de se trouver au 21 de ce mois, où le concile de IVicée l'avait ^xé en 325.
Grégoire, voulant remédier à ce dérangement, qui s'augmentait de plus en plus, d'après l'avis des plus illustres astronomes, et surtout de Clovius, publia une bulle dans laquelle il prescrivait de retrancher de l'année i582 les 10 jours d'erreur qui avaient été causés par l'excès des II minutes âe Vannée julienne sur l'année solaire, et prescrivit que l'on compterait le 1 5 octobre lorsqu*on serait arrivé au 6, Voulant en bulre empêcher le retour de semblables
erreurs, il arrêta que, dans l'espace de 400 ans, on retrancherait 3 bissextiles : par conséquent les années 1700 et 1800 n'ont pas été bissextiles; l'an 1900 ne le sera pas non plus, parce 1600 l'a été; mais 2000 le sera (i). Tel est le calendrier grégorien ^ qui fut suiyi , presque aussitôt la publication de la bulle, par tous les peuples de la chrétienté. Il n'y eut que les princes protestans qui refusèrent d'abord de l'introduire dans leurs états; mais plus tard, en ayant senti tous les avantages, ils ne s'y refusèrent plus. Il n'y a actuellement en Europe que les Eusses et les cbrétiess du rite grec qui aient conservé l'année julienne, qui maintenant commence 12 jours après la nôtre.
Outre la subdivision de l'année en mois, ceux-ci en présentent une autre que Ton aappelée^^mtfÂrf^^ et qui se compose chez nous de 7 jours, qui sont les hindi y mardi, mercredi, jeudi, vendredi, sa-mediel dimanche ^ noms qui dérivent de ceux des planètes ; ainsi le premier est le jour de la lune, le second celui de Mars, le. troisième celui de Mercure, le quatrième celui de Jupiter, le cin-
(i)En général, toutes les années dont le millésime est divisible par 4> sont bissextiles ^
d'asthohomie. ii5
4]uième celui de Vénus, le sixième celui de Saturne y et le dernier enfin , celui du soleil ou du Seigneur.
'L'ordre des planètes dans les jours de la semaine venait de l'Influence qu'on leur supposait sur les différentes heures du jonr : le dimanche, au lever du soleil , la première heure était pour le soleil $ ensuite venaient Ténus , Mercure et la lune y qui étaient supposés au^^desso^s de lui ; puis Saturne, Jupiter et Mars^ qui étaient audessus. Il arrivait aussi que le lendemain commençait par la lune, et voilà pourquoi le lundi fait suite au jour consacra au soleil. Il n'y eut guère que les Grecs qui refusèrent long-temps de diviser leur mois en semaines de 7 jours : elles étaient primitivement de 10 jours ou décades ; mais plus tard ils abandonnèrent cette manière de voir.
Dans la plupart des almanachs^ il est encore question du cycle solaire, de Vépacte, e|c. Nous allons donner une idée abrégée de la signification de ces mots.
On donne le nom de cycle solaire à une période de 28 anà, après laquelle le dimanche et les autres jours reviennent dans le même ordre et au même quantième des mois tant que les an-
Il6 MAirUEL
nées sont bissextiles de 4 en 4 ^ns. Il y a donc ainsi 28 calendriers différens , se succédant pour chaque année du cycle. Le cycle solaire , ainsi nommé parce qu'il était destiné à trouver le jour du soleil ou le dimanche, a été inventé parce que Tannée civile ne contenant pas un nombre exact de semaines , puisqu'elle en renferme 5a et z jour, les années suivantes ne commencent pas par le même jour. Si toutes les années étaient semblables , le cycle n'aurait besoin d'être que de sept ans ; mais , comme il y a une année bissextile tous lés quatre ans , le cycle solaire ne peut être accompli qu'il ne contienne sept années bissextiles, afin que le jour excédant de chacune de t:es années étant retranché , on puisse venir à une semaine complète. Si l'on veut trouver , par exemple , à^quelle année du cycle solaire répond l'année iSaS , on ajoute 9 à ce nombre , et on divise la somme iS3/| par 28, le quotient 65 sera le nombre- des cycles écoulés , et le reste de l'année du cycle répondant à 1825.
On appelle lettres dominicales les sept premières lettres de l'alphabet , que l'on place visà-vis les jours du mois , et qui marquent successivement, pendant le cours du cycle solaire, les dimanches de chaque année. De ces lettres la
première, A, marque tonjours le i» janvier, B le 2 , C le 3 , ainsi de suite jusqu'au 7 indiqué par G, et le 8 recommence par A. Il résulte de là que y connaissant la lettre qui désigne le dimanche de cette année , die sera la même pour tous les autres. On conçoit aisément que Tannée suivante ne commençant plus par le même jour de la semaine , la lettre A , qui est invariable , désignera ce jour , et par suite le dimanche changera également de lettre.
La durée de Tannée lunaire n'étant que de 354 jours y tandis que l'année solaire en a 365 , il y a à chaque année civile une différence de 1 1 jours , correspondant à la quantité de jours dont la nouvelle lune est passée. Après 4 ^^^ 1^ nouvelle lune n'a été devancée que de 3 jours, parce que trois fois onze font 33 , qui coi^posent une lunaison entière et 3 jours. C'est ce nombre de jours dont excède Tannée solaire sur Tannée lunaire que Voiï à nommé épacte. Ce cycle des épactes expire avec, le cycle lunaire de 19 ans, et recommence ensuite pendant le même temps.
Nous terminerons ce chapitre^ en donnant, d'après M. Gauss, une* formule pour calculer l'époque de la fête de Pâques, qui détermine celle de toutes les autres fêtes mobiles. En effet :
Il8 MANUEL
La Septuagésime est 63 jours avant Pâqties.
La Quinqnagésime , ou le Dimanche gras , 49 jours avant Pâques.
Les Cendres se trouvent le mercredi qui suit ce dimanche.
La Passion est 14 jours, et les Rameaux 7 jours avant Pâques*
La Quasimodo sept jours après.
L'Ascension estle jeudi 40* jour, et la Pentecôte le 5o* jour après Pâques.
La Trinité est le 8* dimanche après Pâques , et le jeudi suivant se trouve la Fête-Dieu.
Pour trou ver Pâq ues, diviselB le nombre donné de Tannée par 19 , et appelez a le reste de la division;
Divisez le nombre donné de l'année par 4 » et nommez b le reste de cette seconde division ;
Divisez le raéme nombre donné par 7, et nommez c le reste de la troisième division ;
Divisez (19a + 3^3) par 3o , et nommez d le reste de la quatrième division ;
Divisez ( % b + 4 c + 6 d-|'4) par 7 > et nommez e le cinquième reste;
Le jour de Pâques sera le ( aa -f* <1 "f* ^ ) <^e mars, ou si cette quantité' dépasse 3i «. oe sera le (d 4- e— 9) avril.
d'astronomie. xig
Cette formule ne peut servir que de 1800 à 1899,
Du Soleil 0.
Le soleil 9 que Ton avait d'abord rangé au nombre des planètes^. et qui maintenant est regardé ctomme une étoile occupant le centre de notre système planétaire, qu'il gouverne , nous apparaît sous la forme d'un disque arrondi et étincelant. Souniis aux lois du mouvement diurne delà terre ) il décrit, comme tons les astres , qu'il efface par l'éclat de sa lumière , un cercle diurne dontj'étendue , très variable , détermine la durée du jour. Son abaissement au-dessous de l'horizon ne nous plonge point subitement dans une obscurité profonde; ses rayons lumineux, réfractés dans les couches atmosphériques ayant son lever et après son coudier , nous apportent cette faible lumière qui produit le crépuscule, et nous offrent cette succession de couleurs si remarquables par la variété des nuances les plus agréables.
Outre le mouvement diurne apparent du soleil , nous savons qu'il nous en présente un autre éga« lement apparent dans le plan de l'écliptique, résultant de la traadation de la terre dans les
I ao MANUEL
divers points de son orbite annuelle. Cest à cette translation , qui fait varier la position du soleil par rapport à l'observateur , que Ton doit la différence de grandeur que cet astre nous offre lorsque nous sommes placés au périgée ou à Tapogée, phénomène commun à tous les objets qui sont à la surface de notre globe , et qui nous paraissent d'autant plus grands qu'ils sont plus voisins de nous.
Les calculs ont donné pour les variations de la distance du soleil à la terre les résultats snivans:
Rayoni terre it. Lienet de aaSo toiset.
P^rigëe • ^3,691 ou 33,925,5ia
Apogée 34'^^^ ^^ 35,o85,43a
Moyenne . • ~. a^^o^ ou 34,505,472
Grand diamètre 4d>^9^ ^^ ^t^i 0,944
Ainsi la plus grande distance surpasse la moyenne de 58o,ooq lieues^ quantité très petite comparativement auK dimensions de Torbe ; on suppose ici le rayon terrestre égal à x43a lieues.
Nous avons indiqué précédemment quel était le volume de cet astre; nous verrons plus bas que l'attraction nous permettra d'évaluer son poids.
d'astronomie. 121
Constitution physique du soleil.
Lorsqu'à l*aide de verres colorés propres à affaiblir l'éclat trop yif de la lumière solaire , on observe cet astre attentivement, on y aperçoit des taches ijoires d'une forme très irrégulière , qui semblent en mouvement sur sa surface.
Chaque tache environnée d'une pénombre offre autour d'elle une bordure lumineuse, dont la lumière a plus d'éclat que celle du reste du soleil. Quelquefois on remarque d'abord des nuages étincelans situés à la circonférence du disque; les taches ne se montrent qu'ensuite : semblahlea d'abord à des lignes très déliées, elles augmentent peu à peu en grandeur, et finissent par disparaître en s'effaçant successivement; alors reparaît cette même bordure lumineuse que nous avions remarquée à l'autre extrémité. Ces taches sont extrêmement variables dans leur forme, leur nombre et leur position ; quelquefois elles se cachent tout à coup , et sont remplacées par d'autres ; quelquefois on en comptera jusqu'à 5o et plus , et Vannée suivante à peine en apercevrat-on quelques unes. L'examen attentif de ces taches fit découvrir à Galilée qu'elles suivaient une route régulière et constante, et de là il con-
laa MANUEL
dut que ces taches adhérentes au glohe solaire étaient entraînées par un mouyement de rotation qui s'exécutait en a5j i6' 48* autour d'un axe incliné sur l'écliptique de 7* 19' 23". Lorsqu'on ne tient pas compte du mouvement elliptique de la terre, la durée de la rotation paraît d'un peu plus de 27 jours.
Les changemens que nous apercevons dans les taches solaires, dont quelques unes ont quatre à cinq fois le diamètre de la terre , tiennent au mouvement qui nous emporte autour de l'écliptique. Ainsi, par l'efTet de cette translation, Taxe de rotation se présente à notis dans des positions successivement différentes par rapport à la terre, et sous des inclinaisons également variables. Il devra donc arriver certaines circonstances oà elles devront nous paraître décrire des lignes droites : ce sera lorsque nous serons placés de manière à ce que le plan mené par l'axe de ro* tation perpendiculairement à l'écliptique sera perpendiculaire au rayon visuel mené de la terre au centre du soleil; cette circonstance ne se renouvelle que de six mois en si± mois : alors nous apercevons les pôles de rotation du soleil. Dans toute autre position, les taches paraissent ovales, leur convexité correspondant à l'hémisphèro
d'astronomie. 1^3
austral lorsqu'on est voisin du boréal , et à Thémisphère boréal lorsqu'on découvre le pôle austral. Toutes les taches peuvent être considérées comme comprises dans l'étendue d'une zone qui s'étend environ à 3 4® au-delà de Téquateur solaire. Cependant on en a vu aussi à 44^ : leur marche s'exécute toujours dans le même sens de droite à gauche ou d'occident en orient.
De toutes ces observations , il s'ensuit que le soleil tourne sur lui-même autour d'un axe incliné sur l'écliptique. Le plan mené perpendiculairement à cet axe par le centre du soleil se nomme Véquateur solaire, et rencontre l'écliptique suivant une ligne droite qu'on appelle ligne des nœuds.
Ces mêmes observatiqins ont fait émettre sur la nature du soleil plusieurs opinions que nous allons indiquer. M. Laplace le considère comme un corps en combustion duquel s'échappent par intervalles, du fond de vastes volcans représentés par les taches du soleil, des gaz incandescens traversant tout notre système planétaire, pour ■distribuer aux différens globes qui •le^composent la chaleur et la lumière.
Cette opinion de l'auteur de la Mécanique céleste ne parait pas avoir obtenu l'assentiment
' ia/| MANUEL
des astronomes. Celle d'Herschell a été mienx accueillie ; cet observateur infatigable, qui passa une grande partie de sa vie à examiner les phénomènes de la voûte céleste à l'aide de ses télescopes, doués de la puissance la plus forte qu'on connût jusqu'alors , a pensé que le soleil a la forme d'un noyau solide, environné d'une atmosphère lumineuse qui s'ouvrait quelquefois de manière à laisser pénétrer jusqu'au noyau obscur. Cet auteur croit aussi qu'il existe à la surface de cet astre de hautes montagnes dont le sommet, s'élevant de temps en temps au-delà de son atmosphère, se découvre à nous sous l'apparence de taches noires. Cette dernière partie de l'opinion d'Herschell est une simple hypothèse qui ne repose sur aucune base; mais la présence d'une atmosphère lumineuse, qui avait pour elle toutes les probabilités les plus favorables du temps d'Herschell , est devenue beaucoup plus fondée depuis le fait rapporté à ce sujet à l'Institut, par M. Arago, en 1824.
La manière dont il y arriva mérite d'être citée. M. Fourrier avait constaté par ses expériences sur la polarisation (i) des rayons lumî-
(i) Lorsque lei molëcales lumineuses traversent des
neiix, que ceux qui s'échappaient d'une sphère métallique rougie au feu jouissaient de cette propriété, et qu'au contraire ceux qui émanaient d'une sphère gazeuse incandescente en étaient privés. M. Arago fit l'application de cette expé-* rien ce à la lumière solaire, et ayant observé qu'elle ne jouissait pas de la polarisation , admit comme conséquence de ce résultat, que le milieu d'où provenait la lumière solaire ne différait pas sensiblement de celui des fluides élastiques, et que par conséquent il y avait autour du soleil une atmosphère incandescente.
corps cristallises doads de la double réfraction , c'està-dire tels qu'en regardant à travers leur épaisseur ui^ objet quelconque , chaque point de Pobjet placé derrière ce cristal envoie deux images à l'œil, elles éprouvent autour de leur centre de gravité divers mouvemens dependans de la nature des forces que les particules du cristal exercent sur elles. Quelquefois l'eiTet de ces forces se bornent à disposer toutes les molécules d'un même rayon , parallèlement les unes aux autres , de manière que leurs faces homologues soient tournées vers le même côté de l'espace, C'est ce phénomène que Malus a désigné sous le nom de polcurisationy en assimilant l'effet des forces à celui d'un aimant qui tournerait les pôles d'une série d'aiguilles magnétiques, tous dans la même direction. ( Biot , Physique. )
Bouguer, ayant observé que la lumière du soleil était plus forte à son centre qu'à ses bords, avait pensé également que cet astre était environné d'une atmosphère lumineuse. Pour expliquer cet effet, il comparait cette a tmosphère à celle qui environne la terre, en disant que les rayons lumineux, traversant une plus grande surface sur les bords qu'au centre, d'où elle nous provenait directement, son intensité devait être diminuée. Mais l'observation sur laquelle repose cette explication ne peut être adoptée, parce qu'en effet on n'a trouvé aucune différence sensible entre l'intensité de la lumière dans les divers points de sa surface.
On s'est encore servi , pour appuyer l'existence d'une atmosphère incandescente répandue autour du soleil , d'un phénomène qu'il nous présente quelquefois , et auquel on a donnfé le nom de lumière zodiacale : c'est une lueur blanchâtre assez rare pour laisser apercevoir les étoiles situées derrière elle , présentant l'aspect d'une lentille aplatie, placée obliquement sur l'horizon au-dessus duquel elle s'élève en s'amincissant successivement jusqu'à une hauteur très considérable, et que Ton aperçoit lorsque cet astre s'est caché au-dessous de l'horizon ; on a re-
d'astronomie. 1 27
connu qu'elle raccompagnait constamment, et que, dans les éclipses, elle formait autour de lui une chevelure lumineuse. Sa position dans le plan de Téquateur solaire est cause qu'elle n'est pas toujours visible; en effet, cet équateur s'inclinant diversement, suivant les situations du soleil dans le plan de l'écHptique^ la lumière zodiacale suit tous ses mouvemens, et devient plus on moins visible» Le moment le plus favorable pour l'observer se présente dans nos contrées à l'équinoxe du printemps , vers le mois de février ou de mars; en automne on la remarque avant le lever du soleil; au solstice d'été on ^aperçoit matin et soir.
Une dernière opinion à éclaircir, c'est celle qui partage les physiciens au sujet de la nature de la lumière que nous envoie le globe solaire. Deux hypothèses ont été émises sur ce sujet : les uns, s'appuyant de l'autorité de Newton , admettent comme lui que le soleil et tous les corps lumineux ont la propriété de lancer autour d'eux des particules d'une ténuité extrême et animées d'une vitesse excessive , qui , arrivant jusqu'aux planètes, y produisent le phénomène de la lumière ; tel est le système de rémission ou de transmission. D'autres^ au contraire, pensent que ce
Xab MANUEL
phéDomène dépend des vibrations imprimées à lin fluide appelé éther, répandu dans tous les corps de la nature par une force qui réside dans le soleil et dans tous les autres corps célestes lumineux par eux-mêmes. Ce système est celui des ondulations on des vibrations. Le premier, d'àbord adopté par tous les physiciens qui avaient étudié les beaux travaux de Newton sur l'optique, laissa bientôt quelques doutes dans leur esprit. On se demandait comment un astre pouvait envoyer tontinnelleoient des molécules lumineuses sans rien perdre de son éclat, sans que son diamètre diminuât. On répondait à cela qy\e le diamètre du soleil étant d'environ 2000", dont chacune équivaut à 167 lieues, à la distance de 34,500,000 lieues, il venait chaque jour à diminuer de deux pieds, ce qui serait énorme pour un corps d'en volume si considérable, la perte serait de 122 toises par an, et de 160 lieues ou une seconde environ après 3oao ans^ diminution qu'il nous serait impossible d'apprécier. Tel était l'état des esprits, lorsque de nouvelles recherches sur la lumière, appuyant l'hypothèse des ondulations, parvinrent en peu de temps à un si haut de^é de perfection , que tous les bons esprits furent convaincus de sa vérité. Cette hy—
d'astronomie. 129
pothèse semble en effet réunir aujourd'hui pour elle toutes les probabilités, et paraît bien plus admissible depuis que les découvertes électromagnétiques ont fait apercevoir les rapports les plus intimes entre la cause des phénomènes électriques et celle d'où dérive la production de la lumière.
Quelle peut étFe la température des rayons solaires? Telle est }a question intéressatite que M. Pouillet , professeur de physique , chercha à résoudre il y a quelques antaées. Le principe sur lequel reposent ses e<pédenees est le suivant : Imaginons, dit-il, une sphère en glace, percée à l'extérieur d'une ouverture .qui permette de faire pénétrer dans le centre un thermomètre qui se maintiendra à o degré; supposons maintenant qu'on fasse pénétrer des rayons lumineux jusqu'au thermomètre, il s'échauffera et mon-
tera d'une certaine quantité ; or, si 1*or connaît la distance du thermomètre' au corps lumineux , le rapport de l'ouverture par laquelle les rayons lumineux ont pénétré avec celui de la circonférence entière de la sphère, et la quantité dont le ihermomètre est monté, gn pdurra calculer la quantité de chaleur qui aura été envoyée par le corps incandescent. Quelle que soit la di-
i3o HArruEL
stance maintenant , pourvu qu'elle soit connue, il sera toujours facile d'arriver à déterminer la quantité de chaleur envoyée au moyen du thermomètre.
^Instrument dont l'auteur s'est servi est fondé sur ce principe : il trouva ainsi, en exposant son thermomètre maintenu à une température uniforme, à diverses époques de la journée, qu'il ne montait jamais au-delà de 7** et demi, et ne descendait jamais au-dessous, de 6^ ; la moyenne de ses résultats doni^e à peu près iaoo<* pour la température des rayons solaires.
De la Luiie (^ .
L'éclat brillant de la lupe^ dans certaines circonstances, sa proximité de la terre, relati-' vemem aux autres corps de la voûte céleste, la succession si régulière des mpuvemens auxquels elle est soumise, ont de tout temps^ttiré siu:cet astre, considéré comme le' soleil de la nuit, l'attention des habitans de nôtre globe. La lune tourne.autour.de la ten e d'occident en orient. C'est des différentes époques de cette révolution que dépendent les phases, c'est-à-dire les différens aspects sous lesquels nous la voyons dans le cours d'une lunaison. En effet, soil
d'astronomie. 1 3 1
{fig. i3) T la terre, S le soleil, / la lone; il est clair que cet astre sera dans cette première posi* tîon complètement invisible, puisque la partie éclairée est tout entière tournée du côté du so« leil ; on dit alors que la lune est nouvelle ; c'est la néoménie. L astre se lève et' se couche pendant que le soleil est sur l'horizon ; après cinq jours environ d'une semblable obscurité , on voit apparaître , peu après le coucher du soleil , un simple filet lumineux qui , en s'agrandissant successivement^ acquiert les jours suivans la forme d'un croissant dont la convexité regarde toujours le soleil ; parvenu en V la moitié de son disque devient visible. L'astre passe au méridien vers six heures dii soir, c'est alors \e premier quartier. A partir de ce point , la partie éclairée augmente de jour en jour ^ et la limite de cette pajrtiè nous paraît sous la figure d'un arc d'ellipse, ayant sa convexité tournée en sens inverse de ce qu'elle était lors du passage de la nouvelle lune au premier quartier. Elle arrive enfin en /" présenter le même hémisphère au soleil et à la terre ; elle passe au méridien vers minuit : cette phase se nomme là pleine lune. De t' en t" ^ c'est-à-dire pendant le passage de la pleine lune au dernier quartier , la partie éclairée décroît comme elle
l3a MANUEL
avait crû, et l'on n'aperçoit plus en /"' que la moitié de son disque. L'astre passe au méridien vers six heures du matin ; enfin, à partir âe f y la partie éclairée diminue sans cesse pour disparaître entièrement en /. Telles sont les diverses phases que la lune parcourt dans un espace de vingt-neuf jours et demi.
Lorsque la lune est pleine, elle est en opposition avec le soleil , ce que l'on désignera par le signe 8 , et la longitude de ces deux astres , vus de notre globe, diffère de l8o^ Quand elle est nouvelle, ils sont en conjonction y et la différence en longitude est nulle. Ces deux positions prennent le nom des^zygies. C'est dans les conjonctions que sont produites les éclipses de soleil ;\es éclipses de lune ont lieu dans les oppositions, et s'il n'y a point toujours éclipse auxsyzygies, c'est que, comme nous le verrons bientôt, l'orbe de la lune n'est point dans le même plan que l'écliptique , ce qui fait que les rayons du soleil peuvent très souvent nous parvenir dans les conjonctions sans être interceptés par la lune ; de même que dans les oppositions y ils peuvent arriver à la lune sans rencontrer la terre. Enfin, lorsque la lune est à son premier ou à son dernier quartier, cesposij tions prennent le nom de quadrature Les points
d'astronomie. 1 33
intermédiaires entre lessyzygies et les quadratures ont aussi reçu la dénomination particulière d'octans.
Ces observations sufBsent pour démontrer que la lune n'est point , comme le soleil , un astre lumineux par lui-même , et que l'éclat dont elle jouit est emprunté entièrement du soleil.
Mouifement elliptique de la lune.
Dans sa révolution autour de notre globe ^ la lune est sujette à des cbangemens de distance très considérables ; Tinstrument dont on se sert pour mesurer son diamètre apparent est , comme nous l'avons indiqué précédemment , le micromètre à double fil. On y parvient encore en calculant le temps qui s'écoule entre V immersion et Vémersion des étoiles devant lesquelles elle passe. On trouve à l'aide de ces moyens , que le plus grahd diamètre apparent de la lune est de 33'5i6y et que le plus petit est de a9',365, variations jtrès considérables , si l'on considère qu'elles ne sont pour le soleil que de 3 2 ',593 à 3i',5i6; il suit de là qu'il arrivera des instans dans lesquels le diamètre apparent de la lune sera plus grand* que celui du soleil , et dans d'autrfes il sera au contraire moindre que le plus petit de ce dernier
l34 MANUEL
astre. Les calculs de la parallaxe horizontale ou de l'angle sous lequel on verrait de la lune un rayon mené du centre de la terre à Tobservatenr qui a l'astre dans son horizon , confirment encore ces variations de distance : de plus, ils nous apprennent que cette parallaxe varie suivant les diverses positions de l'observateuv , variations qui dépendent de l'éloignement plus ou moins grand de l'observateur au centre de la terre , et qui nous conduisent à une conséquence où nous étions arrivés dqà par d'autres moyens , c'est que la terre /l'est point un corps exactement sphérique. Aussi les astronomes , pour arriver à un calcul précis , ont-ils soin de teair compte de la différence dfs rayons terrestres, d'où résulte celle des positions apparentes de la lune , et de supposer à la terre une figare elliptique.
La distance moyenne de la lune 4l la terre , obtenue par le calcul , donne environ 60 rayons terrestres ou 85,928 lieues; quantité qui équivaut à la 402" partie de la distance solaire. Le diamètre de la lune est de 781 lieues, ou les-nde celui de la terre ; sa surface est de t, 934>ooo lieues carrées , ou les ^ de celle de notre globe. Son volume est le 49* de celui de-la terre.
En vertu de son mouvement propre d'occi-
d'astronomie. iS5
dent en orient, la lune décrit une courbe dont la détermination a long-temps embarrassé les astronomes, et que Ton est enfin parvenu à connaître » à. l'aide des calculs, en appréciant, d'après la théorie, tontes les nombreuses irrégolarités auxquelles est soamis le cours de cet astre. Ponr connaître la loi de ce mouvement , il faut recourir à l'emploi du procédé que nous avons exposé plus haut, et qui consiste à déterminer ebaque jouir la hauteur méridienne du centre de la lune et son ascension droite : ces données acquises, il est facile d'csi déduire la longitude et la latitude; on parvient également ainsi à apprécier sa vitesse et la direction de son mouvement.
On a trouvé, par œ moyen, que le mouvement de la lune s'accomplissait dans une courbe elliptique dont la terre occupait un des foyers : son rayon vecteur décrit autour de ce point des aires à peu près proportionnelles au temps. Le plan de cet orbe est ineliné tantôt plus, tantôt moins, mais dm» des limites de variations peu étendues sur> celui de TécUptique. La moyenne est de 5® Q 4d"î 'P^s deux plans se coupent sui-» van t une droite qii^i contient les doux |K>ints où la lune traverse le plan de Tédiptique, et qu'on
l36 MANTJEL
nomme les nœuds : Tu», ascendant Q^, est celui par lequel la lune passe lorsqu'elle s'élève dans la région supérieure, vers le pôle boréal ; Tautre, descendant 75, est celui qu'elle traverse lorsqu'elle s'abaisse vers le pôle austral.
Si Ton observe bien attentivement l'instant précis de l'opposition dans plusieurs éclipses de lune , et qu'on divise le temps qui s'est écoule depuis la première observation par le nombre de lunaisons qui ont eu lieu, on obtient pour résultat moyen Hniervalle de deux pleines lunes ou néoménies consécutives, qu'on nomme i-éuoiution sjrnodique, mois lunaire ou lunaison ^ et dont là valeur est de 291 12^ 44' 2". L'ellipse de la lune n'est point fixe dans le ciel : elle suit continuellement les déplacemens de la terre dans son orbite annuelle, et, tandis que celle-ci la parcourt une fois dans toute son étendue , celle-'là "a déjà accompli treize révolutions et demi.
Le mouvement de la lune étant plus rapide que celui du soleil, il s'ensuit qu'elle avance chaque jour vers l'est. C'est à l'accumulation successive de l'excès de ces vitesses relatives •qu'est dû le retour de la conjonction, après vingt-neuf joiirs et demi; pendant ce teosps, la lune a donc parcouru les 36o degrés de son or-
d' ASTRONOMIE. 187
•bite, plus l'arc décrit par le soleil depuis Tinstant de la conjonctipn. On trouve aussi que la lune s'écarte chaque jour de l'étoile qu'elle occultait d'un arc de iS'.io' 35''. Le soleil ne s'avançant chaque jour que d'un degré , la vitesse de la luoe est environ treize fois plus rapide que celle ^le cet astre, et son retour au méridien re~ tardera chaque joqr en temps, de 48' 46" • Les résultats que mous donnons ici sont les moyennes dégagées de toutes les ^mbreus^s irrégularités qui dérangent le cours de la lune/
£n supposant la terre fixe, la vitesse de la lune sera de 14 lieues par minute; mais comme cette vitesse' se compose réellement avec celle de la terre, puisque celle-<;i entraîne la lune avec elle, on reconnaît. que la vitesse absolue du cen* tre de cet astre se trouve être de 896 à 4^4 lieues par minute, selon sa position.
Un fait incontestable, et qui repose sur l'observation la plus exacte , prouve que les nœuds de la lane se meixycnt vers l'occident, et parcourent aidsi l'écliptique en sens contraire du mouvement apparent du soleil ou dans le sens du mouvement diurne d'orient en occident. Cha< que année, ils ont décrit environ 19° y -y ce qui fait I® tous les 19 jours, ou 1** a8' par mois lu-
ito XUruEL
naire périodique , on enfin une révolution entière du del tous les dix-huit ans et demi; plus exactement les nœuds rétrogradent de 19^3286 par an, et parcourent l'écliptique en 6788 jours 54019. On trouve aussi que le temps de la révolution synodique da nœud est de 346 jours 6ig63y c'est-à-dire qu'après cet intervalle de temps le soleil se trouve au nœud de la lune.
Comme le soleil se meut en sens contraire du
nœud , il» se rejoignent un peu avant que cet astre ait accompli le tour entier du ciel. Yoilà pourquoi cette durée est moindre que celle de l'année. ( Uranogtaphie de FranccenTy p. 840
Les notions que nous venons d'exposer sur le mouvement elliptique de la lune sont celles qui méritent d'être le plus généralement connues^ si en effet on voulait s'arrêter à toutes les compli-* cations qu'il présente, il faudrait entrer dans des détails de calculs contraires au but que nous nous proposons, et qui appartiennent aux traités d'astronomie les plus complets. Plus tard , lors* ,a que BOUS tâcherons de pénétrer la cause de-'C^ I variations, nous les indiquerons d'une manière générale.
d'astronomie. i39
Constitution physique de la lune.
Le télescope, dont l'invention si utile à Tastronomie nous a fait découvrir la rotation des corps planétaires sur leur axe , a été particulièrement employé par les observateurs qui ont dirigé leur attention vers la lune. Si Ton examine cet astre lorsqu'il n^est pas encore entièrement éclairé par le soleil , on distingue dans la partie obscure des points lumineux d'abord très petits, et qui s'agrandissent successivement à mesure que les rayons solaires arrivent plus directement sur la face lunaire correspondante au soleil. On aperçoit en même temps derrière ces parties brillantes, une ombre plus ou moins considéra* ble, suivant la position de la lune ^ et qui tourne de manière à se trouver toujours en opposition avec le soleil. Ces apparences ont fait admettre que la lune était hérissée de montagnes dont la hauteur calculée au moyen de l'ombre projetée à leur base , a. donné pour quelques unes plus d'une lieue, inégalités bien plus grandes que celles qui existent à la surface de la terre, relativement au diamètre des deux planètes.
Le sommet de ces montagnes étant éclairé plus tôt que leur base, nous offre l'apparence
des points brilians don\ nous avons parlé. On explique également, par la présence de ces inégalités, les dentelures que Ton remarque quelquefois sur les bords de la circonférence de la lune; en effet, il est aisé de comprendre que les rayons solaires venant frapper obliquement les hautes montagnes de la lune, leur sommet étant seul éclairé , se détachera de leur base, et présentera ainsi à l'observateur tous les points brilians que l'on découvre dans ces circonstances. Le disque lunaire nous offre encore un spectacle différent : on a remarqué en effet que plusieurs portions de sa surface sont constamment obscures dans quelques positions que ce soit ; on a été conduit naturellement à les regarder comme des cavités profondes. On avait d'abord pensé que ces phénomènes provenaient <Je la présence des mers ; mais d'antres observations ayant fait conclure qu'il n'existait point d'atmosphère sensible autour^e la lune, on a dû nécessairement rejeter l'existence des liquides à sa surface , puisque c'est une loi physique démontrée par l'expérience , qu'il ne peut y avoir de liquides sans qu'il y ait pression exercée à leur surface par une matière quelconque ; car si la pression venait à cesser, aussitôt chacun des corps liquides con-
d'astronomie. 1 4 1
tribuerait à former, en se vaporisant, une atmosphère. L'apparence, à des intervalles de temps difFérens , sur la face obscure de la lune, àe points brillans par eux-mêmes , que Ton regardait comme des éruptions volcaniques , avait été donnée, par plusieurs auteurs, comme la preuve incontestable de la présence d'une atmosphère autour de' la lune. Mais cette preuve ne peut être rigoureuse; car, d'une part, quoiqu'on ait cherché à appuyer la supposition de la présence des volcans dans la tune , par une autre supposition dans laquelle on admet que les pierres qui tombent du ciel," ou les aérolithes ^ sont lancés par eux hors du centre d'attraction de la lune » par une force qui n'a besoin que d'être quadruple de celle de la poudre à canon , cependant ce n'est toujours qu'une simple hypothèse, et d'une autre part, la chimie a constaté que la présence de l'atr atmosphérique ou de l'oxigène qu'il contient n'est point une condition indispensable à la combustion , comme l'avait avancé Lavoisier, puisqu'il existe des substances qui entrent en ignition sans qu'il y ait un atome de ce gaz.
L'absence d'une atmosphère autour de la lune a fait regarder cette planète secondaire comme
I4a UàBlJEL
entièrement dépourvue dliabitans; mais peut^ être dans cette circonstance nous rromponsHooas encore : ce que nous pouvons seulement affirmer, o*est que s'il en existe , les conditions d'existence ne sont plus les mêmes que pour nous»
L'observation des taches de la lune devint d'une si grande importance à une certaine époque f que l'on dressa aussitôt des cartes destinées i en représenter les principales» On leur donna à toutes les noms des plus grands philosophes et des célèbres astronomes, tant anciens que modernes. Hevelius voulue les changer pour les remplacer par d'autres noms géographiques; mais cette idée ne fut pas accueillie avec complaisance, et on conserva les anciennes dénominations*
On oompte ordinairement 3i taches prindN pales , savoir ;
Vans la partie nord-est de la surface,
Platon, Copernic,
Heraclite , Eratosthèpe,
Aristarque, Arcfaimède,
Aratus , Euxode et Aristote ,
&epler , plus un volcan.
D*A6T&ONOMIE.
Dans le nord^uesi.
Dionis,
Ménélasy
Manilius,
Cléomède,
Pline,
Messala et Hennés^
Dans le sud^st du disque lunaire*
Schikard ,
Grimaldi,
Tycho-Brahé y, Laënsberg ,
Gassendi ,
Ptolémée et Galilée.
Dans le sud-^uest.
Snelliusy
Cyrillus,
Fracastor,
Albategnîus,
Pétaud ,
. Langrenus.
Par l'effet de son mouvement circulaire^ la lune présente successivement les divers points de sa surface au soleil; mais , au lieu de tourner pli»sieurs fois autour de son axe , comme la terré dans son mouvement annuel , elle n'exécute qu'un seul tour entier pendant une révolution synodi-* que.. Il résulte de \k que chaque jour et chaqua nuit étant de 1 S fois 14 de nos heures , le latellita doit être en proie alternativement à une chaleur excessive et à un froid extrêmement rigoureux*
Le célèbre Lagrange a cherché à expliquer cet effet par une supposition qu*il a étendue à tous les autres satellites, c'est que la face lunaire qui < nous correspond étant très allongée , comparatif venient à Tautre, elle doit, par l'excès de son poids , toujours tendre vers la terre , qui Tattire avec le plus de force.
Lorsqu'on considère ave^c le télescope la face obscure de la lune, au moment où elle regarde le soleil , on aperçoit une faible clarté, que Ton nomme lumière cendrée , et qui provient de la réflexion des rayons lumineux partis de la terre ; elle devient beaucoup plus sensible vers le 3* jour de la néoménie. L'appréciation de l'intensité de cette lumière , calculée par quelques observateurs , ayant donné un résultat plus fort que ne le comportent les lois de la lumière réfléchie, ils ont cru pouvoir attribuer la cause de ce phénomène à une propriété phosphorescente du globe lunaire^
. Quelles sont les propriétés de la lumière réfléchie par la lune? Nous envoie-t-elle de la chaleur? On a pris, pour résoudre cette question, un: instrument composé d'un tube recourbé , aux deux extrémités duquel sont placées deux boules remplies d'air ^ l'une diaphanç et l'autre noircie »
d'astronomie. ' î45
le milieu étant occupé par un liquide coloré. S'jl y a absorption de chaleur , la boule noire devra en absorber plus que l'autre , qui est diaphane ; Tair qu'elle renferme augmentera d'élasticité, ^t le liquide sera un peu refoulé du côté opposé. Cette expérience faite avec un photomètre ûu thermoscope de cette nature, et capable de mesurer un millième de degré de chaleur, n'a fait voir aucune différence dans l'élasticité des gaz : l'effet thermométrique delà lumière lunaire peut donc être regardé comme nul. On a également cherché à constater si elle avait quelque action chimique sur les substances les plus altérables à la lumière ; on a , par exemple, exposé à son action de l'hydrochlorate d'argent , qui se noircit très rapidement sous l'influence de cet agent f l'effet a été absolument nul.
Libratîon de la lune.
Lorsqu'on suit attentivement avec le télescope les diverses apparences que présentent les taches répandues sur le disque lunaire , on les voit subir quelques variations apparentes de position, qui furent signalées pour la première fois par Galilée. On observe que celles des bords s'écartent ou se rapprochent alternativement en
faisant des oscillations qui se reproduisent de la même manière lorsque la situation de Tastrc redevient la même ; c'est cette espèce de balance<ment qui constitue ta Uhration de la lune, expression qui représente bien les apparences observées y mais qu'on ne doit point prendre dans un sens positif, car ce balancement n'est point réel en luimême : il est produit par plusieurs illusions optiques qu'il est facile de concevoir.
Le mouvement de la lune, dans sa révMution autour de la terre , n'est point uniforme comme celui de la terre dans son orbite; il est tantôt accéléré, tantôt retardé ,' selon que le satellite s'approche ou s'éloigne, son mouvement de rotation demeurant d'ailleurs sensiblement uniforme. Il en résulte que , durant l'accélération., on aperçoit à l'orient quelques taches qu'on ne voyait point d'abord , tandis que celles situées à l'occident disparaissent ou changent de forme, l'inver&e ayant lieu pendant ]e retard sur |e moyen mouvement ; c'est cette apparence qu'on noanme Ubration en longitude, Mais il existe aussi une Jibration en latitude ^ c'est-à-dire un balancement ^dans le sens perpendiculaire à l'équateiu* lunaire. Ce second effet provient de l'inclinaison de l'axe de rotation de la lune sur son orbite, et de ce
Kfoe cet axe conserve son parallélisme ; il en ré^ siUic qtie la lune tourne alternativement v«r$ u&a$ chacun de ses pôles, comme le fait là terre aux points solsticiaux pur rapport au soleil ; on doit donc voir les taches tantôt se rapprocher.et tantôt s'éloigner. La Ubration en latitude est d'ailleurs peu considérable, ce qui indique que Téquateiir d« la lune est fort peu incliné sur le plan de son orbite.
Enfin , une troisième illusion provient de ce qee robservatcnr n'étant pas place au centre de la terre, vers lequel la lune tounie constamment le même hémisphère, il aperçoit quelques parties de plus et la même quaritité de moins lorsque l'astre est à l'horizon ; mais à mesure que la lune s'élève, la face vue par l'observateur tend sans cesse à se rapprocher de celui qu'il verrait du centre <îe la terre. Comme cette oscillation s'accomplit dans l'espace d'un jour, on l'a nommée Ubration diurne ^ Le rayon visuel mené par Tastre de la surfatfe de la terre forme des angles variables à mesure qu'il s'élève sur l'horizon , et les aspects qu'il nous offre changent également ; on a alors la Ubration diurne,
A l'aide de ces trois mouvemens apparens, on a déterminé par le calcul que l'axe de rotation
lil& MANUEL
de la lune était presque perpendiculaire à Técliptique; son inclinaison étant de 88** { sur ce plan , et que l'équateur lunaire coupait l'orbite suivant une parallèle à la ligne des nœuds et rétro|p?adait avec elle.
Des Éclipses,
La terre et la lune étant , comme nous l'avons indiqué, des corps opaques, toutes les fois que Tune de ces planètes se placera , selon certaines conditions, entre le soleil et l'autre, celle-ci devra être couverte d'une obscurité plus ou moins profonde, et il y aura éclipse pour elle. Ainsi, la terre occupant un point de l'intervalle qui sépare la lune du soleil, lorsque celle-ci se troll ve en opposition, si elle vient à pénétrer dans l'ombre qui se projette derrière la terre ^ elle cessera dëtre éclairée , et devra par conséquent s* éclipser. Si c'est, au contraire, la lune qui prend par rapport à la terre la position que nous venons d'indiquer, nous cesserons de voir le soleil , et il sera éclipsé. Il est facile de com- ])rendre que ce dernier phénomène ne pourra avoir lieu que quand la lune sera à l'époque de la néoménie.
Nou5 avons déjà fait remarquer que toutes les
D*ÂSTaONOMIE. Z49
fois que la luoe était en opposition ou en conjonction , points de son orbite que nous avons désignés sous le nom de syzygies, il n'y avait point nécessairement éclipse de lune ou éclipse de soleil , car la lune accomplissant la révolution de son orbite en 29 jours et demi , nous aurions à peu près tous les quinze jours l'une ou l'autre de ces éclipses; ce qui n'a point lien. L'orbe lunaire coupant récliptique, suivant. une droite qui confient les points que nous avons appelés nœuds, la lune prend, par rapporta ce dernier plan , diverses positions ; si , lors de son opposition avec le soleil, elle est éloignée de ces nœuds, elle effleurera seulement l'ombre terrestre sans y pénétrer, et c'est ainsi que la chose a lieu le plus souvent ; mais si la ligne qui joint les centres ' du soleil , de la terre et de la lune , est droite ou à très peu près , ce qui arrive toutes les fois que la lune est dans les nœuds , ou en est seulement voisine, il y aura éclipse de lune; elle sev^ partielle ou partiale, comme disent quelques astronomes, si elle ne pénètre qu'en partie dans l'ombre terrestre , totale si elle s'y plonge tout entière , et centrale si son centre coïncide exactement avec celui de l'ombre terrestre.
Des pliénomèncs analogues se reproduiront
l5o \ MANUEL
lorsque la lune sera interposée entre le soleil et la terre , et on aura les diverses éclipses de soleil ; partielles^ si la lune ne cache qu'une partie du disque; totales ^ lorsque le soleil paraît entièrement couvert par la lune, ce qui est possible puisque le diamètre apparent de la lune est plus grand que celui du soleil; annulaires, lorsque le soleil, caché par la lune, déborda de toutes parts sous forme d'un anneau lumineux (i); enfin , les éclipses centrales ( qui sont totrjoursi ou totales y ou annulaires) y dans lesquelles l'observateur est situé sur le prolougetoeiit de la droite qui traverse les centres de la lune et du soleil.
Quelle sera la forme de l'ombre projetée par la lune ou la terre? Nous savons, par expérience, que toutes les fois que nous: éclairons un corps quelconque , si le corps lumineux n'est pas plus étendu en tous sens que le corps éclairé, celui-ci projette derrière lui une ombre infinie, et si ces corps sont sphériques , l'ombre a la forme d'un
(i) Tycbo Brahe ne croyait pas qu'use éclipse d^ soleil pût être totale. S'il eût vécu quelques mois dç plus , il aurait pu voir celle de 1601. Il y a eu plus de trente éclipses totales de soleil pour l'Europe , depuis le commencement de notre ère.
' D^ ASTRONOMIE. l5l
cylindre; mais si là sphère lumineuse est plus grande que la spHIrc opaque , alors les rayons lumineux, rasant les bords du corps éclairé, vont se rejoindre à une distance pins ou moins considérable , suivant la grandeur du corps et son' éloignement , relativement è celui dont il reçoit la lumière. Cette dei'nière circonstance est absolument celle qui se reproduit pour la terre et pour son satellite. Les dimensions de ces corps étant en effet beaucoup moins grandes que celles du soleil, la forme de l'ombre, en vertn de celle de ces deux astres, devra être celle d'un cdne dont rétendue variera suivant le diamètre propre à chacun d'eux , et suivant leur distance plus ou moins grande du soleil. On a trouvé aussi, en calculant le sommet du cône de l'ombre terrestre^ qu'il s'étendait jusqu'à plus de 3ço,ooo lieues au-^ delà de la terre , et comme la luné n'est éloignée de nous que de 84)Ooo lieues environ, elle pourra être enveloppée complètement; mais il n*en sera pas de même lorsqu'il y aura éclipse de soleil. Le globe lunaire étant d'nn diamètre très petit relcitivement au soleil , le cône de ^on oiAbre ne devra couvrir qu'une partie de la surface de la terre ; chacun sait en effet que jamais une éclipse de soleil n'a lien en même temps pour
lS2 , ttlNUEL
toute la terre, et il est facile de voir que telle éclipse de soleil qui sera totale pour un lieu pourrait être invisible dans un autre , quoique le soleil fût au-dessus de Thorizon : seulement, comme la lune passe successivement devant tons les points du disque solaire, qu'elle peut embrasser en raison de son diamètre, elle cache ainsi successivement le soleil à divers peuples de la terre , dans la direction de son mouvement d^occideut en orient. Cet effet ressemble absolument à celui de ces nuages qui, poussés par le vent d'occident en orient, dérobent ainsi la vue du soleil aux contrées les plus occidentales, tandis que celles qui sont plus avancées vers Torient jouissent de toute sa clarté. .
Lorsque la lune approche de l'ombre terrestre, sa lumière ne disparaît pas subitement^ elle s'affaiblit peu à peu en acquérant ainsi une obscurité de plus en plus intense, et qui diminue ensuite graduellement à mesure qu'elle en sort. On donne le nom de pénombre à cette teinte intermédiaire entre la lumière et l'ombre pure. On en détermine les limites au moyen de deux ligues qui, parties des bords supérieur et inférieur du soleil, vont, après s'être croisées, raser la surface de la terre ; alors l'angle formé entre les
d'astronomie. i53
lignes qui limitent le cône de l'ombre terrestre , et le prolongement de celles qui, parties du bord inférieur de la circonférence du soleil , vont raser le bord supérieur de la terre, en assignent les limites.
Lorsque la lune entre toyt entière dans Tombre terrestre, s^ surface est encore éclairée par une lumière rougeâtre et comme cuivrée , provenant de la réfraction des rayons solaires dans l'atmosphère qui environne la terre; en effet, tous les rayons solaires qui n'ont pas été assez réfractés pour arriver à la surface de la terre, où ils seraient absorbés, traversent l'a tmosphère et viennent se replier derrière elle comme au foyer d'une lentille ; la lune ^tant privée d'atmosphère, elle ne peut produire un semblable phénomène^ et son ombre est toujours extrêmement sombre et noire.
Le retour des éclipses ne se fait qu'après un • intervalle de temps assez long : ,nous avons dit précédemment qu'elle^ n'arrivaient qu'aux syzygies; la révolution synodique des noeuds ne s'accomplissant qu'en ^^6) i^ Sa' i6", elle se trouve avec la révolution synodique de la lune dans un rapport' d'^ peu près 223 à 19. Après une période de 228 lunaisons, le soleil et la
l54 MANUEL
lune se retrouveront donc dans k même position par rapport an noeud lunaire, €ette remarque sert à prédire le retour des éclipses. Les résultats du calcul ont démontré à cet égard qu'il fallait environ i8 ans et demi. Cette période fut connue des Chaldcens , qui s'en servaient pour le même usage , et qui loi donnèrent le nom de saros.
Les éclipses ne sont point un phénomène particulier à toutes les planètes : en effet, le volume du soleil , comparativement à chacune d'elles , est si. grand, que l'ombre projetée par chacune d'elles ne peut jamais atteindre jusqu'à celle dont elle est la plus voisine : elles n'ont lieq que' pour, les satellites qui les environnent , et dans ■ les circonstaift^es que nous avons précitées.
L'obscurité profonde qui enveloppe presque subitement les régions terrestres dans lesquelles les éclipses om 4ieu, l'apparition instantanée de^ étoiles; que nons ne voyons briller au firmament que pendant la nuit.,' le silence universel , effet de la consternation dans laquelle sont plongés tous les êtres vîvans, ont toujours produit sur les hommes étrangers à la connaissance de ces phénomènes une terreur profonde. Il suffit de parcourir les annales des divers peuples
d'astronomie. i55
qui ont successivement paru sur la surface du globe, pour se convaincre de celte vérité. Les images les plus terribles , les récits les plus effrayans , au-delà de tout ce qu*on peut concevoir, si Ton ne savait ce que produit la frayeur sur les hommes, rien n'est épargné. Plus tard, les peuples s'habiAv^t à ces phénomènes, inventèrent des fables plus riantes; telle était celle des Grec$, .qui croyaient que Diane descendait sur la terre pour revoir son cher Ëndymion. Et enfin , maintenant, il n'est pas de peuple un peu civilisé qui n'ait banni cette épouvante ridicule , et qui n'ait écarté des esprits les présages de ca- .lamités que des prêtres trompeurs se plaisaient à entretenir, afin de profiter de l'ignorance des
hommes.
Des Planètes.
L'aspect de la voûte céleste nous a fait découvrir certains astres qni^ emportés comme tous les autres par le ouiuvetneut diurne, changeaient de. relations avec les étoiles fixes, auxquelles ils correspondaient à une certaine épo- ,qiie : ce sont les planètes oii étoiles errantes , .ainsi que nous l'avons indiqué plus haut. On en compte actuellement onze, qui sont Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Cérès ou Piazzi,
lS6 MANUEL
Pallas ou Olbers , Junon ou Harding , Vesta , Jupiter, Saturne, Uranus ou' Herschell ; toutes, placées à des distances infinimenl: plus rapprochées de nous que les étoiles, circulent autour du soleil , en décrivant des courbes elliptiques dont le foyer commun est occupé par Tastre de qui elles empruntent leur lunU^b.
Les traces de la. plupart dçs révolutions planétaires sont comprises dans une zone céleste à laquelle on a donné le nom de zodiaque; set largeur, d'environ 18 degrés, est divisée en deux parties égalés par le plan de l'écliptique céleste, en sorte que l'on peut parvenir à mesurer l'élévation de la plupart des planètes au-dessus de ce plan, occupé par le soleil. Cette zone suffisait, il est vrai, aux auciens, pour comprendre l'écartement des planètes qu'ils connaissaient ; mais la découverte de celles qui sont plus nouvelles a fait voir qu'elle était insuffisante ; car Cérès , Junon, et surtout Pallas , vont au-delà des limites qu'on lui avait assignées. Les signes du zodiaque , au nombre de douze , divisent en douze partie'^ égales, de 3o° chacune, la circonférence entière de l'écliptique* Ils ont reçu les noms suivans :
d'astronomie. i57
Printemps,
o^ le Bélier T, o. signes.
30** le Taureau \^y i.
60** les Gémeaux ]J , a*
Été.
90® rÉcrevisse ^^ 3 sigoes.
120® le Lion Q^, 4.
I So9 la Vierge ng , 5 .
Jutomne,
180^ la Balance .<d^^ 6 signes.
210® le Scorpion m^, 7.
a4o® le Sagittaire <^ , 8.
Hiver.
270* le Capricorne % , 9 signes.
Boo** le Verseau s=2, 10.
33o^ les Poissons )f, 11.
Pour aider la mémoire, on a compris ces douze signes en deux vers )atins ; ces noms viennent dans Tordre où le soleil y parcourt les signes:
Sunt Arles, Taums, Gemini, Cancer, Léo, Virgo, . XÀbraque, Soorpius, Areitenens, Caper, Amphora, PiscoA*
l58 MANUEL
Explication de la dénomination des signes du
zodiaque.
li est curieux, en remontant à- l'origine de cette dénomination, de voii* que des noms adop- . tés généralement par tous les peuples qui s'occupent aujourd'hui d'astronomie, et qui n'ont pour eux qu'une valeur de convention, ont été le résultat de comparaisons faites par les Égyp-r tiens entré les phénomènes célestes et les phénomènes terrestres, dont la plupart sont purementlocaux et appartiennent exclusivement à une partie de leur pays.
Nous avons vu que le zÇid^aqne était .un grand cercle céleste coo^osé de plusieurs groupes d'étoiles; que la terre tournant autour du soleil, on voyait successivement ces astres correspondre à chacun de ces groupes ou signes. Qr^ pour faciliter leurs observations, les Égyptiens ont imaginé de désigner chaque signe ps^t un nom pris dans ce qui caractérisait en Egypte l'époque pendant laquelle le soleil paraissait se placer devant ,ce signe; ainsi, par exeniple, lorsque le soleil est par rapport à la terfe vis-à-vis le groupe d'étoiles appelé les Poissons, l'inondation de l'Egypte par les e^ux du Nil est complète, et les-
d' ASTRONOMIE. 1 5^
poissons se promènent sur toutes les terres recouvertes par les eaux ; de sorte que cette désignation des signes du zodiaque n'a réellement de valeur que pour TÉgypte, puisque les autres pays n'offrent plus les mêmes circonstances physiques que ce berceau de Tastronomie.
Nous allons nous servir du beau travail fait
,par rinstitut d'Egypte, pour donner l'élymolo-
gie explicative des noms des différens signes du
zodiaque en langue, grecque, copte, arabe et la-'
tine. ' •
1*^. Signe du Capricorrie, Caper.
C'est le premier mois d'été; il va du 20 juin au 20 juillet environ.
En grec. Ear/çi, ésriî^/ ( d'après Alberli, Fabncii menologmm). >
Copte. Epep { Lexicon œgyptiùno'laiinum de Lacroze).
Arabe. Hehhébi, hehhéb.
Latin. La définitioYt de ces différens noms peut être ainsi conçue: Caper ^ dux gregis, qui cœpity species apparens aquce, evigilatlo , motio hue ^ illuc , aurora.
Le verbe arabe hebheb où habeb signifie cœpity ^pi^laoitj experrectus fait è somno*^ flavit ventas.
l6o MANUEL
vacillant f hue et illtie motus fuit, insiUit in favellam.
Yoîci maintenant l'explication des phrases latines qui servent de traduction aux idées exprimées par 4es mots <;optes et arabes qui servent à désigner le signe du capricorne.
Caper nomme le capricorne l'un des douze signes du zodiaque.
Dux gregisy qui eœpit. Le capricorne ouvre et commence l'année; il est le chef des animaux célestes, comme sur la terre il est celui du trou* peau dont il fait partie.
Species apparens aquœ, naissance de la crue du Nil, qui n'est ordinairement appréciable que dix jours après le solstice.
Qui evigilaoit, qui experreetus fuit è somno, désigne le plus long jour; le soleil ou l'animal qui le représente est éveillé, e^ réveille à l'heure consacrée au sommeil dans les autres saisons.
Qui vacillam, qui hue et illuc motus fuit, mouvement d'hésitation du soleil arrivé au solstice.
Quiflavit ventus, vents du nord qui soufflent pendant i5 jours à cette époque. L'almanach des Égyptiens en annonce l'arrivée.
Aurora : Ceci prouve que l'année égyptienne
d'astronomie. i6i
commençait à l'aurore du caper, à la naissance du premier jour d'été ; enfin , suivant Hérodote, Ëpiphi ou Ëpéphi était probablement l'un des douze dieux astronomiques des Égyptiens, car , il dit, Uv. II, chap. 38, que les bœufs appartenaient à ce dieu.
2**. Signe du Verseau,
Le Verseau était le deiixième mois de Tété . et
durait du 20 juillet au 20 août.
Grec. Mfoitfpi, Mfowpf, Ms^wpî, Mi^^pf, Mcnolog. ^
Copte. Mésoré,
Arabe. Mesour, misr, vas aqàœ paulatim lac' suum reddens.
Le verbe arabe meser se traduit par prœbuit paulatim , emulsit quidquid esset in ubere.
L'addition de Vy final, qui personnifie mesouri, signifie aquarim,
Paulatim lac suum reddens, etc., conviennent parfaitement à la peinture du verseau dans les zodiaques d'Essori et de Denderah, où le vase, à peine penché, laisse écouler peu à peu l'eau qu'il contient.
Emulsit quidquid in ubere. C'est à peu près durant ce mois que les sources du Nil donnent tout
ce qu'elles doivent verser d'eau. Les Égyptiens regardaient ce liquide comme aussi doux et aussi fertile que le lait. L'inondation va en croissant dans ce mois.
3*^, Signe des Poissons, •/
Les Poissons f troisième mois , <lu 20 août au 20 septembre.
Grec. Ttiéy B-ttué, ^t^B-t, fBm.
Copte. Thoout,
Arabe. Touhottt, Jmbulatio pisciSy incessus , reciprocatus uUro 0retrbque in se rediens.
Le verbe arabe ro/2a^ peragravit regionem, opplevit puteiim .
Le verbe de hout, poisson , hat circumnatant',
Uambulatioy etc, nous montrent les poissons qui vont et reviennent dans les eaux qUi couvrent le pays.
Opplevit puteum , désigne Tinondation remplissant tons les lieux bas, car elle est répandue sur toute' l'Egypte ; enfin , la fêle dlsis a été placée au commencement de ce mois, parce que c'est seulement alors que Ton célèbre la fête du Nil à l'ouverture des digues. Voilà pourquoi il a été nommé quelquefois fotouh , apertura per terrœ superficiem fluentis aquœ , ouverture des^ digues.
d'astronomie; i63
Un passage de Sanchoniaton , conservé par Phi- Ion , dit que messori a donné naissance à thothy et nous voyons qu'en effet c'est messori ou la crue du IVil qui produit /oi^Aoe^^^ l'expansion des eaux à la surface de l'Egypte , où se promènent les poissons.
^°, Signe du Bélier. •
Le Bélier est le premier mois d'automne; il commence au 20 septembre et finit le 20 octobre.
Grec. ^««p<> jTtfo^i, fi^tf^i.
Copte. Paopi,
Arabe. Fofo , foafiy hœdus velox , vox qitd grèges increpantur.
Le verbe arabe se rend par iricrepiiit gregem dicensfafa.
Le verbe hébreu fafa signifie ohtenebrescere ,
Vox qud grèges increpantur. Comme les eaux se retirent, le bélier conduit de nouveau au pâ-^ turage les troilpeaux retenus captifs pendant l'inondation.
Ôbtenebrescere. Le jour diminue de plps en plus, comme il arrive au mois commençant par l'équinoxe d'automne.
l64 MANUEL
5®. Signe du Taureau.
Le Taureau , deuxième mois d'automne , du 20 octobre au 20 novembre;
Grec. AB-^ff ttB-ofi. (B-tnif Eusèbe.)
Copte. Jthor,
Arabe. Thaur^ athowTy taurus tauri.
Le verbe AAor, aravit^ submovit terram.
On ne laboure ,en- Egypte que lorsqu'on a achevé de semer dans les autres pays, dans le mois de novembre.
6^. Signe des Gémeaux.
Les Gémeaux y troisième mois d'automne, du 20 novembre au 20 décembre.
Grec. XôdKy^ùMfty ^OU^y KVKdf.
Coptcî. Choïak.
Arabe. Chohk, amore flagrantes^ amatores.
Dans les zodiaques égyptiens, ce sont un jeune homme et' une jeuqe fille; pendant ces mois, les grains s'échauffent et germent : c'est imparfaitement que ce signe a été nommé par les Grecs
7^. Signe du Cancer,
Le Cancer est le premier mois d0 l'hiver, du 20 décembre au 20 janvier.
d'astronomie. i65
Grec. Tv^t,
Copte. TobL
Le verbe teby, amovit, avertit. Le verbe teb, reversas y conversas, fuit y respait.
Ces racines caractérisent bien le mouvement rétrograde du soleil au solstice d'hiver.
8®. Signe du Lion,
Le Lion y deuxième mois de Thivér, du 20 janvier au 20 février.
Grec. Mf;j;/p, M<;(;fip, Mc;t^df.
Copte. Chery ou mechéry.
Le verbe chery acquisivit, collegit; mecher pars segetisy ou mecher protulit frondes , ramos; amchery plantas suas extulit terra inflatus , turgidus fecit.
C'est en février que^la terre présente le plus
bel aspect en Egypte : une partie des récoltes
commence déjà; c'est par le roi des animaux
qu'ils ont peint la force et la magnificence de la
nature.
9**. Signe de la Vierge,
La Vierge y troisième mois d'hiver, du io février au 20 mars.
Grec, ^tifitwê, Copte. Famcnoth,
Arabe. Faminoth. MiiUcr féconda et pulckra quœ vendit spicam y framentuniy et quod portatur inter duos digitos.
Ce mot est composé de famij, qui vend des épis, des graines de tontes sortes, dont Tépi ou la tige peut être portée entre deux doigts,' et de enothy femme belle, féconde; dans les zodiaques égyptiens , famenoth ou la femme fé~ conde tient un épi à la main. Ce qui a induit les Grecs en erreur pour sr^pS-iyd^^ c*est que le' mot égyptien veut dire doué de beauté; mais aussi il emporte l'idée de fécondité.
lo^. Signe de. la Balance,
La Balance, premier mois du printemps, da 20 mars au ao avril.
Grec. ^Mffiôv^t.
Copte et arabe. Faramour, mensura, régula confecta temporis.
Ce mois répond à Téquinoxe du printemps, et à l'égalité des jours et des nuits.
1 1*^. Signe du Scorpion.
Le Scorpion, deuxième mois du printemps, du ao avril au 20 mai.
Grec. Tlux^tv.
d'aSTBOiNOMIE. 1 67
Copte. Pacfious,
Arabe. Bachony, venenumy aculeus Scorpionisy prostravit humi venenum aculeus Scorpionis,
Ce mot est composé de bach, prostravit, humi straviity. qui, dans toutes les langues orieoitales^ siguiBe putruit , lœsit, pravusfuù ouputrich, maiunty morbusy et de hoimif, venenum, aculeus scorpionis et terror. Ce qui caractérise le second mois de réquiooxe du printemps , où la chaleur donne Tessot aux bétes venimeuses , et développe les maladies et la peste. La racine Jiama signifie aussi ferbmt dies; les jours deviennent brûlans.
\%^ , Signe du Sagittaire.
Le Sagittaire y troisième mois du printemps, du tM> mai au %o juin.
Grec. lltfvV/, ^«mh,
Copte. Paons.
Arabe. Faync oufenniy . extrendtas secuii temporisy Jwrœ, Faijnany fenan^ nomenequi; onager 7>arii cursus.
La racine fann signifiait prapeîUty ùnpuiii; faijni signifie propulsatory impulsator^
Extremitas. Dernier liom de Tannée égyptienne.
JSfomen equi. Onager, nom d'un quadrupède.
l68 MANUEL
Pmpulsator indirjue son. action. Dans \e zodiaque égyptien , l'image de cet animal a le corps d'un quadrupède, une tête à deux faces, une de lion ^ une d'un homme armé prêt à lancer une fièche. 11 semble pousser en avant les animaux qui le précèdent et arrêter ceux qui le suivent. Tout iildique qu'il va atteindre le but vers lequel il tend , et que sa course s'achève.
Apres la digression que nous venons de faire au sujet du zodiaque , et qui ne peut manquer d'intéresser nos lecteurs à cause des discussions qui ont eu lieu sur ce sujet, il est bon de terminer ce que nous avions déjà comipencé sur les planètes en général. On les a distinguées d'après leur position retativement à la terre en inférieures et en supérieures. C'est parmi ces • dernières que se trouvent toutes celles qui ojit été découvertes par les modernes : ce sont les quatre qui sont comprises entre Jupiter et Mars et la plus éloignée. On les a toutes désignées sous le nom de télescopiques y parce qu'en effet elles ne sont visibles qu*à l'aide du télescope.
Les distances des planètes à l'égard les unes des autres offrent des rapports numériques très singuliers; si, en effet, on double successivemont les nombres 0,3,6^ 12 9 24» 489969 193 9
d'astronomie. I Gg
si ensoilc on leur ajoute le niombre 4 «le manière à ce qu'on ait pour correspondant 4,7, ip, 16, a8, 5a, 100, 196 , ces dernières quantités exprimeront l'ordre d'éloignement des planètes avec as^ez de régularité. Ce fut à l'aide de ces rapports que Kepler, chez lequel le sentiment de ces mêmes rapports était si développé , ayant aperçu entre les nombres 28 et 5a une trop grande différence^ osa prédire la découverte des nouvelles planètes, et ce fut en effet d'après ce soupçon que les astrononàes qui en firent la re^ cherche, se guidèrent. Kant lui-même, ce métaphysicien, avait également senti cette différence , et avait confirmé la prédiction de Kepler.
Des Planètes inférieures.
On appelle ainsi celles qui parcourent une
orbite comprise entre le soleil et celle de la terre;
elles sont au nombre de deux , savoir : Mercure
et Vénus.
De Mercure J .
Lorsqu'on examine attentivement le ciel du côté de l'occident, après le coucher du soleil, on aperçoit quelquefois un corps lumineux , extrêmement petit, qui, parven^u à une certaine distance, semble rester immobile, puis disparaître après quelques jours. D'autres fois , si l'on
fixe ses regards sur la région opposée du ciel , on distinguera un astre semblable qui précède le lever du^ soleil d'un petit nombre de degrés : il augmente chaque jour de grandeur, et enfin se rapproche tellement du soleil qu'il finit par se perdre complètement au milieu de ses rayons.
Cette planète , qui est la plus rapprochée du soleil , se nomme Mercure. Le peu de durée de son apparition provient de son voisina^ du soleil , dont elle ne parait s*écarter que de t^^ à 29**. Si l'on a recela rs au télescope pour l'observer y on la voit présenier successivement les mêmes apparences que la lune, se montrer dans les qua?dratiires , sous forme de croissant doni: la convexité correspond toujours au soleil : c'est donc à cet astre qu'elle emprunte sa lumière , comme le font toutes les autres planètes. Il suit de là que toutes les fois qu'elle est placée au-delà du soleil ou dans les conjonctions supérieures , elle doit tourner vers noiis sa face lumineuse , et nousavops plein Mercure comme nous avions plejuie lune. Ce serale cQQtrà.ire Içrsqu'elle sera iiiterposée en,tre npu^ et le soleil ; elle devra inémç nous ,caçheru^e partie du disque de celui-ci lorsqu'elle ser«i à so;i point, d'intersection avec l*é^ cliptique, et que la ligne qui joindra son centre
à celui du soleil passera également par le centre de notre globe; mais la petitesse de cette planète , son voisinage du soleil et sa distance relativement à nous , qui en rendeùt l'observation si difficile, nous empêche le plus souvent d'être témoins de ce phénomène , qui ne se présente qu'après dés périodes de 6,7, i3^, 4^ ^t a63 ans. L'emploi du télescope a fait reconnaître que cet astre offrait un côté de son croissant tronqué; et comme cette irrégularité ne revenait qu'après 24** S' 3" , on en a conclu sa rotation sur son propre axe pendant le même espace de temps. On croit qu'il est environné d'une atmosphère extrêmement épaisse. Newton, en.caKcul an t la quantité dé chaleur qu'il pouvait recevoir, a reconnu qu'elle devait être environ sept fois plus considérable que celle du globe au milieu de l'été, ce qui équiVaut à une température plus élevée que celle de l'eau bouillante. Dans
ce calciil, Newton supposait les circonstances les mêmes pour Mercure que pour la terre; mais il pourrait très bien se faire qu'elles fussent différentes, et nous ne sommes pas assez instruits sur ce qui est relatif à la production de la cha-« leur , pour juger de celles des différentes planètes qui peuvent, par une constitution particu-
lière , modifier l'action solaire de manière à en développer plus ou moins. On croit que Mercure est hérissé de montagnes > qui ont , dit-on, 8000 toises d'élévation.
La forme de. Mercure est celle d'un corps parfaitement sphérique, dont le diamètre est les | de celui de la terre; son diamètre apparent, d'environ 7", varie suivant ses positions; le plan de son équateur est extrêmement incliné par rapport à son orbite , qu'iK parcourt en 87J aS"» 25' 44'* avec une, vitesse de 40,000 lieues par heure; la forme de.son. orbite est celle d'une ellipse très excentrique, qui demeure toujours renfermée dans celle de la terre. La distance de cet astre au soleil est de iB^SGiyOOo lieues*
De Vénus $ .
Vénus, la pliTS brillante de toutes les planètes, et qui pour celte raison avait reçu des ancie;ps le nom de la plUs' belle de leurs déesses, se montre à nous absolument sous les mêmes apparences que Mercure ; seulement , comme elle^ est plus éloignée du soleil, elle demeure plus long-temps exposée à nos regards ; c'est elle que nous apercêvoD«, tantôt après lé coucher du soleil , tantôt avant son lever , et que les anciens,
d' ASTRONOMl E. 1^3
qui la regardaient comme deux astres différens, nommaient Lucifer , phosphore ou étoile du jour , et Fesperoxk étoile du soir, suivant qu'elle prenait la dernière ou la première de ces, positions.
Lorsqu'on l'examine à Taide d'une bonne lunette, on lui reconnaît une forme à peu près sphérique; elle a offert aussi plusieurs fois des taches et des aspérités qui , interceptant sa Iti-. mière, ont donné une forme tronquée aux cornes de son croissant. L'intervalle de temps écoulé entre deux retours consécutifs d'une même troncature a permis de conclure qu'elle avait une rotation sur son axe qui s'accomplissait en ^3 fa. 2i' 19"; d'après les observations d'Herschell, il résulterait que cette planète e$t hérissée de montagnes trois ou quatre fois plus élevées que celles de la terre. Un astronome allemand, Schrœter, ayant. calculé la loi de là dégradation de^la lumière, a prétendu que Vénus était enveloppée d'une atmosphère formée de fluides élastiques très denses.
L'orbe de Vénus , incliné de 3** 24' sur l'écliptique, est une ellipse qui n'ehibresse jamais la terre ; car si cela était, celle-ci s'interposanC entre Vénus et le soleil, il y aurait opposition; mais Qn n*a jamais rien vu de semblable. Ses os-
cillations autour du s6leil ou ses élongadons sont* toujours à peu près de même étendue. Lorsque Vénus a atteint le point de sa courbe , situé audessous du soleil, relatÎTement aux habitans de la terre 9 son diamètre apparent est très petit et de 3o'' seulement ; mais lorsqu'elle s'est rappro* chée de la terre ^ il devient considérablement plus grand, et va jusqu'à i84''* Cet astre se place quelquefois comme Mercure ao-devanl du soleil, et forme sur son disque uiie tache roude- et noire : c'est alors que son diamètre apparent a la plus grande étendue. La durée de sa révolu* tion est de Aa4 jours i6 heures 49' f sa distance moyenne relativement au soleil est de a5 millions de lieues.
Les Gonjoiictions de Vénus et du soleil n'ont lieu dans les mêmes points du ciel qu'une fois tous les huit ails à très 'peu près; la durée du passage de Vénus sur le soleil est un moyen dont les astronomes se servekit pour déterminer avec précision sa distance , et cette longueur sert en* suite d'échelle pour mesurer les autres di$tances planétaires et la parallaxe du soleil.
Planètes supérieures.
Les planète^ dont nous allons nous occuper
d'astronomie. J75
maintenant ont été appelées snpérieores parce qu'elles sotit à une plus grande distance du soleil que la terre ; leur mouvemeat apparent présente les plus grandes inégalités: tantôt il paraît s'exécuter dans le même sens que celui de la terre autour du- soleil, d'occidc&t en orient; tantôt c'est dans un sens coti traire : si l'on détermine chaque jour leur déclinaison et leur ascension droite , ou les voit varier de jour en jour; leurs plans prennent également des inclinaisons très différentes par rapport au pUn de l'écliptique; s'entrecoupent en des nœuds divers, et comme elle^ sont toutes à une plus grande distance du soleil que la terre , l6s phénomènes d'opposition et de conjonction que notis avons reconnu se produire dans les mouvemens de la lune, se manifestent de nouveau ici; c'est-^àHJirë qu'à certaines époques la terre. s'interpose entre elles et le soleil , de manière que la fAce lumineuse correspond à ce dernier astre, tandis que dans d'autres cas, cette même face est tournée vers la terre ainsi que vers le soleil.
C'est aussi dans les plat^étes supérieures que l'on trouve les planètes secondaireii ou satellites , décrivant autour des planètes primaires , qu'elles suivent dans leurs révolutions, des courbes d'un
très petit diamètre relativement à elles. La lune nous a déjà ofTert un exemple semblable : ce n'est réellement qu'un satellite de la terre.
Mars cf.
Cette planète est la plus rapprochée de la terre , au»dessus de laquelle elle est immédiatement située; elle présente constamment au télescope un disque à peu près arrondi , sans jamais être échancré comme celui de Vénus; du reste, cette forme est très variable ; lelle est> diton , circulaire dans, les pppositions et les conjonctions; dans les positions intermédiaires, elle diminue peu à peu, et devient réellement ovale. La lumière qu'elle nous envoie est obscure et comme cuivrée; ce quia fait penser qu'elle était environnée d'une atmosphère très épaisse. On y aperçoit des bandes blanches qui changent successivement de dimension, et -qui finissent par disparaître. L'axe de cette planète étant incliné sur son orbite de 610 33', les variations des saisons ne doivent poipt être fort sensibles; les jours et les nuits y sont toujours à peu près de même longueur, et la température presque constamment la même. On présume qne cette constance de chaque parallèle de conserver la même
d'astronomie. 177
température est favorable à la formation des glaces^ qui , eu nous réfléchissant la lumière plus fortement que les autres parties, nous donnent rimage de ces bandes blanches que nous y apercevons. On a reconnu également par leur moyen la révolution de cette planète sur son axe : sa durée, est à peu de chose près celle de notre globe : elle est de 24 heures ^cJi'aa ".
Sa distance du soleil est de 53 mrllions de lieues; elle ne reçoit guère que les | de la chaleur et de la lumière que nous recevons nousmêmes.
L'ellipse de Mars est très excentrique; elle forme avec celle de notre globe un -angle de 1° 5 1', 1 ; le temps qu'il met à la parcourir daus son entier est de 686 jours 23 heures 3o' 4^''» 4' Dans ce mouvement les variations de son diamètre apparent sont très grandes; sa plus grande valeur est de 9o'^9^t sa plus petite de j8"; les distances correspondantes sont entre elles dans le rapport de 18 à 90^ ou de i à 5; ii suit de là que quand Mars est au point de son orbite le plus rapproché de la terre ^ ou à son opposition , il est une fois plus voisin que dans le cas contraire y c'est-à-dire à sa conjonction,
Dans les oppositioiis, cette planète étant à
l'jS MANUEL '
près de la moitié de la distance du soleil à la terre , sa surface devient extrêmement brillante, c'est ce qu'on observa en effet en 17 19, où elle était à la fois à son périhélie et en opposition.
Des quatre planètes nouvelles, Junon, Cérès y
Pallas et Festa.
Ces quatre planètes, dues aux découvertes des modernes, sont placées entre Mars et Jupiter. Ces planètes sont asse^ remarquables; en effet , en les comparant aux antres , on trouve qu'elles sont toutes très petites^ quoiqu'on ne puisse doQiter encore rien de positif à cet égard, car lorsqu'on consulte les divers autetnrs qui en ont parlé , on les voit offrir tous des résultats différens : elles sont également à des distances à peu près égales ou du moins très rapprochées les unes des autres; il en est même dont les orbites s'entrecoupent mutuellement; l'inclinaison de leur plan sur Féclip tique est très considérable généralement. Toutes ces considérations ont fait, émettfe une opinion extrêmement hardie et en même temps très probable, t'est qu'une comète sans doute était venue frapper la planète onique qui existait entre Mars et Jupiter, et l'avait brisée en ^ parties, qui, ensuite abandonnées à elles- <
d'astronomie. 1 79
mêmes , avaient pris des routes différentes dans Tespace.
Junon, trouvée en i8o4 par Hardingj a, selon Schrœtery Un diamètre de 4?^ lieues. Elle accomplit sa révoiution autour du soleil dans une orbite, inclinée de 23^ 4'r ^^^ récliptîqiie, en 4 ans et 128 jours; elle est «loignée du soleil de 92,000,000 de lieues environs.
Cérès fut de toutes ces planètes celle ^ui fat découverte la première par Piazzi, le 1" janvier 1801. Située à une distance de 96,000,000 de lieues environ du soleil , elle achève sa révolution autour de lui en quatre ans et demi, dans un orbe incljmé de xo° 37' 25''; son diamètre, de ôo lieues jselon Herschell, et de 4?^ selon Si^rœter, n'est pas connu bien exactement. Son apparence est cflle d'une étoile nébuleuse^ en-vironnée de brouillards très variables.
Pallàs, observée par Olbero le 26 mars t6o2, est à peu près à la même distance du soieil que la précédente ; elle est à 96,.ooo^ooo de lieues environ. I>e toutes les planètes, c'est celle dont rinoIinaisoB sur le plan de Tédiptique est le plus considérable; elle e$t de 34® 3*;' 80''; selon $ehroeter,s(»i diamètre serait de 700 lieues; selon Herschell^ au contraire, il n'aurait que
l8o MANUEL
5o lieaes; son orbite est extrêmement allongée, et se croise avec celle de la planète précédente : elle la décrit eu 4 ^^^ 7 >n<)is et 1 1 jours.
Vesta, découverte en 1807 par Olbers, parcourt, en 3 ans 66 jours 4 heures, son orbite, qui paraît fort irrcgulière, et dont Tinclinaison a été estimée 7** 8' seulement. Du reste , tout ce qu'on connaît an sujet de cette planète est très peu de chose.
De Jupiter "jp etde ses satellites.
Jupiter, la plus grosse de tontes les planète^, circule autour du soleil dans une orbite intermédiaire entre Mars et Saturne. Son éclat, quelquefois plus brillant que celui de Vénus, la rend extrêmement remarquable. Sa grosseur est 1281 fois celle de la terre. Son axe, presque, perpendiculaire sur son orbite, est incliné de 86° 4?' ^ ^''9 il suit de là que le soleil est presque continuellement dans le plan de son équateur, qu'il doit y avoir un printemps perpétuel et que les nuits sont toujours à peu près égales aux jours. Sa rotation sur son axe est extrêmement rapide, et s'accomplit en 9*» 56'. *
Si, en vertu de sa rotation sur son axe,lh terre a <lù éprouver un renflement à Céquateut
d'astronomie. i8i
et un aplatissement aux pôles, comme nous l'avons indiqué ci-dessus , il est facile de concevoir que si les idées que nous avons émises sur ce sujet sont justes, Jupiter, qui est animé d'une vitesse de rotation sur son axe si rapide, devra présenter ces résultats d'une manière plus prononcée. On trouve, en elïet, qu'elle est aplatie d'un i3* sous les pôles, tandis que la terre ne l'est que d'un trois cent neuvième.
On n'a point reconnu de phaçes dans Jupiter, parce que la distance de cette planète à la terre est tellement considérable , qu'elle doit toujours paraître pleine à un observateur situé à sa surface; à plus forte raison devra-t-il en être de même pour Saturne et Uranus.
^ Quoique 1281 fois aussi volumineuse que la terre, sa densité est à peine le quart de celle de cette planète. Cette circonstance très remarquable semble con^rmer l'opinion de Buffon sur l'incandescence primitive des planètes; cet illustre naturaliste a même os4 avancer que la fusion de; cette planète durerait encore 160,000 ans.
•Lorsqu'on observe Jupiter à l'aide d'un télescope, il se montre toujours accompagné de trois ou quatre petits corps lumineux qui se déplacent, successivement autour de cette pla-
l8a MANUEL
nète , et apparaissent à des distances différentes de son disque : on les appelle satellites. Lorsqu'ils viennent à passer au-devant de la surface éclairée de Jupiter, on reconnaît qu'ils projettent sur lui une ombre plus ou moins considérable, suivant la distance et la grosseur de chacun d'eux ; il y a donc une véritable éclipse de soleil pour les habitans de cette planète. Cette observation nous démontre évidemment que ni la planète ni ses satellites ne sont lumineux par eux-mêmes. jLorsqu'en vertu de leur mouvement circulaire, ceux<i sqpt parvenus derrière Jupiter, on les voit successivement disparaître, et ces éclipses, des satellites de Jupiter sont fort utiles aux marins pour la détermination de leur longitude.
On conçoit aisément que cette disparition pourra encore avoir lieu sans que pour cela ces satellites passent derrière te corps même de la planète ; il suffit qu'ils s'engagent dans son ombre; ces disparitions ne sont pas rares, et elles varient nécessairement avec la position du soleil; ainsi, lorsqu'il sera |i l'orient ,' elles auront lieu à l'occident ; ce sera le c^outraire k\ sa situation est à tm point opposé du ciel. Quelqueïbià les satellites reparaissent. :dù même côté où -ils
d'astronomie. i83
avaient été éclipsés ; ils se retrouvisiit tous dans la même position relative après 4^7 jours. Les orbites dans lesquelles ils accomplissent leur révolution sont à peu près dans le plan de Téqua ^ teur. Les trois premiers paraissent se mouvoir dans des plans très peu difFéreiis, le quatrième seul est un peu plus écarté. Le premier^ ou le moins distant de la planète , s'éclipse régulièrement toutes les 4^^ 28' 8"; les éclipses du second ne reviennent guère que toutes les 85** iS'; celles du troisième tous les 7)4^ ? enfin ^ celles du quatrième, tous l&s 17 jours. Os éclipses n'arrivent point indifféremment dans quelque position que ce soit. On a remarqué, en effet, qu'elles n'avaient jamais lieu d'orient en occident, mais lors de leur retour d'occident en orient ; il s'ensuit donc que ces satellites circulent dans le sens de toutes 1er» planètes qui composent notre système planétaire, fait qui est sans contredit un des plus remarquables du système du' mondes
Les «orbites que chaque satellite parcourt sont à très peu près circulaires ; on n'a reconnu d'excentricité que dans celles du troisième et du quatrième satellite ; elle est surtout très sensible chez ce dernier.
Herschell , en examinant attentivement les sa-
l84 MANITEl
telUtes au télescope , s'est aperça que l'intensité de leur lumière offrait des variations pcriodi* ques, et en calculant les époques auxquelles leurs faces sont tournées vers nous, a pu déterminer la durée de leur révolution sur leur axe; il a trouvé qu'ils tournaient toujours la même face vers Jupiter, et faisaient ainsi un seul tour entier sur leur axe, pendant qu'ils parcouraient leur orbite entière ; ce qui confirme, d'une manière évidente, leur analogie avec la lune. M araldi était déjà arrivé à la même conséquence pour le quatrième satellite, en suivant les retours d'une même tache observée sur son disque.
De Saturne ^ 3, de son anneau et de ses
satellites,
SatumC) examiné à l'œil nu , se montre à nous sous l'apparence d'un corps dont la lumière terne et plombée rend l'Qbservatibn très difficile. On dirait une étoile nébuleuse , et l'erreur devient d'autant plus aisée que son mouvement étant extrêmement lent,|^on le prendrait pour une étoile fixe. A l'époque de son opposition , sa lumière devient beaucoup plus étîncelante : il est alors facile à distinguer. Herschell y a découvert, au moyen du télescope, une'série de bandes pa-
d'astronomie. 1 85
rallèles à Féqoateor , à l'aide desquelles il détermina son mouvement de rotation sur lui-même, qui est de lo heures et> demies l'aplatissement des pôles qui en résulte est tel , que l'axe des pèles est plus petit de yï que celui de l'équateur.
Cette planète, qui est' 900 fois plus grosse que la terre , est éloigée du soleil de 329 millions de lieues. Le temps qu'elle met à parcourir son orbite est de 29 ans 5 mois 14 jours ; celui-<i a une inclinaison sur l'écliptique de 2« 1.
Ainsi que Jupiter, Saturne est accompagné de satellites ; mais ils sont bien plus nombreux ; on en compte sept : six se meuvent à peu près dans le plan de l'équateur, le septième est le seul qui s'en écarte d'une manière sensible. L'inclinaison de son orbe est d'environ 3o® ; on a reconnu qu'il ne faisait qu'un seul tour sur son axe pendant une révolution entière. La difficulté d'observer les autres, à cause de leur distance considérable, a empêché les observateurs de déterminer s'ils étaient soumis à la même loi ; mais l'analogie doit aisément conduire à l'admettre.
l86 MANUEL
La durée de la révolution de chacun d'eux est assez différente.
Le premier opère sa révolution moyenne sidérale en aa*» 87' 23", à la distance de 39,878 lieues du centre de Saturne ; le second en 1 i 8^ 53' 9", à la distance de Si,i65 lieues; le troisième en I) 1^1^ iS' 216', à la distance de 63^844 lieues; le quatrième en ai 17^ 44' 5i", à la di~ stance de 8 1 , 1 40 lieues ; le cinquième en 41 1 a^ a5' 11", à la distance de 11 3,335 lieues ; le sixième en i5i aa^ 41' 14", à la distance de a6a,o8(^ lieues ;ie septième en 79) 7'» 54' 87'', à la distance de 765,51 3 lieues.
Saturne , si remarquable déjà par le nombre de ses satellites, se distingue encore par un phénomène qui n*a point d'analogue dans tout le système planétaire : il consiste dans la présence d'une bande lumineuse située dans le plan de réqnateur , auquel elle forme une sorte de ceinture, que l'on aperçoit à l'aide d'un télescope. Lorsque Saturne vient à se déplacer, cette ceinture, d'abord si apparente, se rétrécit peu à peu sous forme d'une ligne lumineuse , qui finit par se dérober aux regards de l'observateur. Salurne semble alors tout-à-fait arrondi ; quelque
d'astronomie. 187
temps après cette bande annulaire se montre de nouveau, d'abord peu apparente; elle s'élargit successivement , et Ton distingue entre elle et sa planète une partie du ciel parsemée d'étoiles ; elle est donc à une certaine distance de Saturne. Ces singulières apparences, qui reviennent constamment à des époques déterminées , sont dues an* diverses inclinaisons que le globle de Saturne prend par rapport à nous lors de son mouvement de translation dans sa courbe elliptique. Toutes les fois que le soleil et la terre se trouveront d'un même côté de ce plan , son anneau devra nous paraître lumineux; mais s'il prend, relativement à ces deux corps, une position intermédiaire, il nous sera impossible de le distinguer, à moins qu'il ne soit Inmineut par lui-même; or l'observation confirme que, dans la circonstance que nous venons d'indiquer en dernier lieu , son anneau ne nous paraît jamais éclairé : il est donc opaque. Lorsque le prolongement du plan de l'anneau passe par le centre de la terre, nous ne devons plus l'apercevoir, parce qu'il ne nous offre que sa trancha, qui est extrêmement mince. C'est en effet ce qni arrive lorsqu'on se sert de lunettes ordinaires; mais si l'on a recours à des télescopes doués d'un pouvoir grossissant très
l88 MANUEL
considérable, cette tranche paraît encore comme un filet lumineux dont l'épaisseur soustend à peine une seconde sexagésimale; mais à cette distance, une seconde répond à une épaisseur de z,5oo lieues. *
Ces apparences reviennent après des périodej»* d'à peu près 1 5 ans , mais avec quelques modifications. L'anneau disparaîtra en i83a,eni84B9 en i86a, 1878, 1891. Il résulte, des observations des astronomes, que le plan, de l'anneau reste constamment parallèle à lui-même sur l'orbite de Saturne, et par conséquent sa trace sur le plan de l'écliptique doit toujours faire avec la traûe de l'orbite un angle constant.
Lorsqu'on emploie les lunettes les plus parfaites d'exécution , on reconnaît sur la surface de l'anneau, des lignes noires concentriques, qui paraissent former plusieurs séparations; mais on distitigue surtout deux aniieaux, dont Herschell a calculé les dimensions. Selon cet astronome, le diamètre intérieur du plus petit anneau serait de 48,78:2 lieues , et son diamètre extérieur de 61, 464 lieues ; le diamètre intérieur du plus grand aurait pour longueur 6 3,4 16 lieues, et lé diamètre extérieur 68,394. Il y aurait donc, d'après cela, entre Saturne et la circonférence
d'astronomie. 1 89
ioteme de l'anneau postérieur, une distance de 149444 lieues.
■ Quelques taches répandues sur la surface de cet anneau ont servi à Herschell pour déterminer sa rotation sur son axe, dont la durée est de 10 heures^ 3Î9' 16'^; Taxe de rotation est perpendiculaire à son plan , et est le même que celui de Sàtdme.
La durée de cette rotation , qui paraît précisément celle d*un satellite qui aurait pour orbite la circonférence moyenne de l'anneau^ a servi à M. Biot à expliquer comment l'anneau de Saturne peut se soutenir autour de cette planète sans la toucher , ou du moins à ramener le fait à la cause générale qui soutient ainsi tous les satellites.
En effet, dit cet illustre savant, on peut considérer chaque particule de l'anneau comme un petit satel}il;e de Saturne , et l'anneau luimême conune un amas de satellites liés entre eux d'une manière invariable. Si ces corps étaient libres et indépendans les uns des autres, leurs vitesses varieraient avec leur distance au centre de la planète; les plus voisins de ce centre iraient plusvite, les plus éloignés, plus lentement; et
iqO MANUEL
si l'on prend pour terme moyen la vitesse qui con* vient à la circonférence moyenne de l'anneau, les vitesses des autres particules s'^i écarteraient , soit en plus, soit en moins, d'une égale quantité. Maintenant, si les particules viennent à s'unir et à s'attacher les unes aux autres pour former un corpssolide, il se fera une sorte de compensation entre leurs mouvemens; les plus rapides communiqueront aux plus lentes une partie de leur vitesse, qui, à leur tour, communiqueront, en échange, une partie de leur lenteur, et ces efforts opposés se faisant mutuellement équilibre, il ne restera que le mouvement moyen , commun à toutes les particules, et qui sera celui de la circonférence moyenne. Ces anneaux se soutiendront autour de Saturne comme la lune se soutient autour de la terre, ou comme feraient les arches d'un pont , si le foyer de la pesanteur était au centre des voussoirs.
Cette théorie subsisterait encore dans le cas où l'anneau serait composé , comme il paraît l'étré, de plusieurs anneaux concentriques, et détachés les uns des autres ; seulement il faudrait l'appliquer séparémept à chacun d'eux , alors les durées de leur rotation devraient être
d'astronomie. 191
sensiblement différentes. C'est au temps et à l'observation à confirmer ces résultats. {Astronomie physique^ pages 97 et 96 du tome III.)
B*tJranus iji et de ses satellites,
Uranus est la planète la plus éloignée du soleil. On l'avait , jusqu'en 178;, considérée comme une étoile; mais, à cette époque, Herschell ayant suivi cet astre avec attention , reconnut que c'était réellement une planète , située à plus de SG'i millions de lieues, et qui accomplissait sii révolution entière en 84 ans. Son orbite embrasse celle de toutes les autres planètes; c'est elle qui offre le moins d'inclinaiton sur le plan de l'écliptique ; elle n'est, en effet , que de 46' 26". Cette planète , qui parait assez brillante , ne peut être aperçue à l'œil nu à cause de sa distance considérable. On ne sait si elle a un mouvement de rotation sur son axe , mais on le présume très fortement.
Herschell lui reconnut également ' des satellites qui circulaient autour d'elle, à peu près dans le même plan. Suivant cet astronome , les éclipses de ses satellites ont été visibles en 17 59*
Le premier achève sa révolution sidérale en
ig2 MANUEL
5J m^ 25' 2i" , à la distance moyenne de 74,718 ' lieues;
Le second en 18* 16^ 57' 47'', à la distance de 96,940 lieues ;
Le troisième en loj 23^ y 59', à la distance de 129,572 lieues;
Le quatrième en i3j 10^ 56' 3o'% à la distance de 129,572 lieues;
Le cinquième en 38) i^ 48', à la distance de 259,162 lieues;
Le sixième en 107J i©* 39' 56*, à la distance de 5 18,254 lieues.
Les deux tableaux suivans mettront sous les yeux de nos lecteurs toutes les circonstances de volume, de masse, d« densité, de distance, d*inclinai^on , etc.
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