DO TEMPS ET DE SA MESURE

Le temps est pour nous Fimpression que laisse dans la mémoire une suite d'événements dont nous sommes certains que Teidstence a été successive. Le mouvement est propre à lui servir de mesure; car un corps ne pouvant pas être dans plusieurs lieux à la fois, il ne parvient d'un endroit à un autre qu en passant successivement par tous les lieux intermédiaires. Si, à chaque point de la ligne qu'il décrit, il est animé de la même force, son mouvement est uniforme, et les parties de cette ligne peuvent mesurer le temps employé à les parcourir. Quand un pendule , à la (in de chaque oscillation, se retrouve dans des circonstances parfaitement semblables, les durées de ces oscillations sont les mêmes, et le temps peut se mesurer par leur nombre. On peut aussi employer à cette mesure les révolutions de la sphère céleste , dans lesquelles tout paraît égal; mais on est unanimement convenu de faire usage, pour cet objet, du mouvement du soleil, dont les retours au méridien et au même équinoxe, ou au même solstice, forment les jours et les années.

Dans la vie civile, le jour est l'intervalle de temps qui s'écoule depuis le lever jusqu'au coucher du soleil ; la nuit est le temps pendant lequel le soleil reste au-dessous de l'horizon. Le jour astronomique embrasse toute la durée de la révolution diurne : c est le temps compris entre deux midis ou entre deux minuits consécutifs. Il surpasse la durée d'une révolution du ciel, qui forme le jour sidéral; car si le soleil traverse le méridien au même instant qu'une étoile, le jour suivant il y reviendra plus tard en vertu

de son mouvement propre , par lequel il s'avance d'Occident en Orient; et, dans l'espace d'une année, il passera, une fois de moins que l'étoile, au méridien. On trouve ainsi qu'en prenant pour unité le jour moyen astronomique, la durée du jour sidéral est de 0,99726957.

Les jours astronomiques ne sont pas égaux : deux causes, l'inégalité du mouvement propre du soleil, et l'obliquité de l'écliptique, produisent leurs difiFérences. L'effet de la première cause est évident: ainsi au solstice d'été, vers lequel le mouvement du soleil est le plus lent, le jour astronomique approche plus du jour sidéral qu'au solstice d'hiver, où ce mouvement est le plus rapide.

Pour concevoir l'effet de la seconde cause, il faut observer que l'excès du jour astronomique sur le jour sidéral n'est dû qu'au mouvement propre du soleil , rapporté à Téquateur. Si par les extrémités du petit arc que le soleil décrit sur l'écliptique dans un jour, et par les pôles du monde, on imagine deux grands cercles de la sphère céleste ; l'arc de l'équateur qu'ils interceptent, est le mouvement journalier du soleil rapporté à l'équateur, et le temps que cet arc met à traverser le méridien est l'excès du jour astronomique sur le jour sidéral; or il est visible que dans les équinoxes l'arc de l'équateur est plus petit que l'arc correspondant de l'écliptique, dans le rapport du cosinus de l'obliquité de l'écliptique au rayon; dans les solstices, il est plus grand dans le rapport du rayon au cosinus de la même obliquité; le jour astronomique est donc diminué dans le premier cas , et augmenté dans le second.

Pour avoir un jour moyen indépendant de ces causes, on imagine un second soleil mû uniformément sur l'écliptique , et traversant toujours, aux mêmes instants que le vrai soleil, le grand axe de l'orbe solaire, ce qui fait disparaître l'inégalité du mouvement propre du soleil. On fait ensuite disparaître l'effet de l'obliquité de l'écliptique en imaginant un troisième soleil passant