LONGITUDES ET LATITUDES CELESTES

clînaison de l'écliptique sur ce cercle (25". 28' ), que l'on appelle l'oUiquité de l'écUptique. Dans la figure 40 ,siP,p représentent les pôles nord et sud ( par lesquels nous entendons toujours les pôles de l'équateur , lorsque nous ne les désignons pas d'une manière particulière ) , et EQAV le cercle équinoxial , VSAW l'écliptique , et Kk ses pôles , l'angle sphcrique QYS est l'obliquité de l'écliptique, et a pour mesure SQ ou PK. Si nous supposons que le mouvement apparent du soleil soit dans la direction VSAW , Y sera l'équinoxe da printemps et A celui d'automne. Les deux points S et W indiqueront le plus grand éloignement de l'écliptique à l'équinoxe ; on les appelle solstices , parce que , aiTivé là , le soled cesse de s'éloigner de l'équateur, et semble se tenir immobile dans les cieux. Le point S , où le soleil a la plus grande déclinaison boréale , s'appelle le solstice d'été, et le point W, où il se trouve à la plus grande déclinaison australe , porte le nom de solstice d'hiver. Ces désignations ont évidemment leur source dans la loi qui feit dépendre les saisons de la déclinaison du soleil , et que l'on expliquera dans le chapitre suivant. Le cercle IZKPQkp, qui passe par les pôles de l'écliptique et de l'équateur , s'appelle le colure des solstices ; et un méridien PVpA qui passe par les équinoxes, est nommé colure des équinoxes.

259. Puisque l'écliptique occupe une position déterminée dans les cieux étoiles, on peut s'en servir , comme on fait pour l'équateur , de point de départ pour y rapporter lesastresj au moyen de cercles qui passent par ses pôles et par les astres, et qui, par conséquent , lui sont perpendiculaires. Ces cercles sont appelés, en astronomie, cercles de latitude. La disîance d'un astre à l'écliptique, comptée sur le cercle de latitude qui y passe , s'appelle latitude de V astre; et l'arc de l'écliptique intercepté entre l'équinoxe du printemps et ce cercle , porte le nom de longitude. Dans la figure AO , X est un astre , PXR un cercle de déclinaison qui y passe , au moyen duquel l'astre est rapporté à l'équateur; et KXT est un cercle de latitude qui le rapporte à l'écliptique; et comme VR est l'ascension droite et RX la déclinaison de X , de même aussi Yï en est la longitude, et ÏX la latitude. L'emploi des termes de longitude et de latittide , dans ce sens , semble venir de ce que l'on a considéré l'écliplique comme formant une espèce d'équateur naturel pour les cieux, comme l'équateur géographique l'est po|ir la terre ; le premier conservant une position invariable à l'égard des astres, comme le dernier le fait pour les stations de la surface de notre gîobe, La force de cette observation va toutà-l'hcure devenir sensible.

S60. Connaissant l'ascension droite et la déclinaison d'un corps céleste, nous pouvons trouver sa longitude et sa latitude , et vice versû. C'est là un problème d'un grand usage dans l'astronomie physique ; en voici la solution : dans la même figure 40, EKPQ, colure des solstices, est donc éloigné de 90° de Y, équinoxe du printemps , qui est un de ses pôles; en sorte que YR ( l'ascension droite ) étant donné, ainsi que YE , on connaît l'arc ER qui mesure l'angle sphérique EPR , ou KPX. Dans le triangle sphérique KPX nous connaissons donc 1°. le côté PK qui , étant la distance des pôles de l'écliptique et de l'équateur , est égal à l'obliquité de l'écliptique ; â". le côté PX , distance polaire , ou le complément de la déclinaison RX ; et, 5". l'angle compris KPX. Il est par conséquent facile , par la trigonométrie sphérique , de trouver le troisième côté RX , et les autres angles. Or, KX est le complément de la latitude demandée , XT , et l'angle PKX étant connu , l'angle XKY l'est aussi , puisque c'est le complément de l'angle droit PRYqui a pour mesure l'arc SY de 90". Mais cet angle n'est autre chose que la longitude du corps céleste, mesurée par l'arc Yï. Le problème inverse se résout par le même triangle , et par un procédé exactement semblable.

261 . La même série d'observations par laquelle on trace le chemin du soleil parmi les étoiles , et l'on dessine l' écliptique parmi elles , détermine aussi le lieu de l'équinoxe Y du printemps sur la sphère étoilée. Ce point est d'une grande importance dans l'astronomie pratique , car c'est celui où commence l'ascension

droite. Or, lorsque ce procédé est répété à des intervalles de temps très considérables , un phénomène des plus remarquables se présente: c'est quel'cauinoxe ne conserve pas un lieu constant parmi les étoiles, mais il cbanp-e de po<*ition reculant contmuellement et régulièrement, quoique avec une extrême lenteur el arrière , le long de 1 écliptiquc , dans la direction VW d'orient en occident 'ou dans le sens opposé à celle dans laquelle le soleil semble se mouvoir dansée cercle Comme l'ecliptique et l'équateur ne sont pas considérablement inclinés ce mouvement de 1 cqumoxe d'orient en occident , le long de l'écliptique, se combine avec le mouvement diurne, et le fait constamment précéder les étoilesc est de la que hu est venu le nom de précession des équinoxes. La quantité de mouvement dont l'équinoxe se porte vers l'occident, c'est-à-dire contre l'ordre des signes, est de 0\ 0'. 50", 1 par an, et n'est presque pas appréciable , mais eue le devient en s accumulant sans cesse d'année en année, ce qui suscite de grandes difficultés pour les astronomes pratiques, en détruisant, dans le laps dun assez petit nombre d'années, l'arrangement de leurs catalogues d'étoiles et en les mettant dans la nécessité de les recomposer. Depuis la formation du premier catalogue dont l'histoire fasse mention , le lieu de l'équinoxe a déjà rétrogradé d'environ 50°. Le temps pendant lequel il accomplit dans l'écliptique une révolution complète est de 25,868 ans.

262. L'effet uranographique immédiat de la précession des équinoxes est de produire un accroissement uniforme de longitude dans tous les corps célestes soit txes , soit errans. Car l'équinoxe du printemps étant le point initial des lonpitudes , aussi bien que des ascensions droites, la rétrogradation de ce point sur 1 echptique affecte les longitudes de tous les astres également , soit qu'ils se trouvent en repos ou en mouvement , et produit, selon le degré de son extension , l'apparence d'un mouvement de longitude commun à tous , comme si l'universalité des cieux avait une rotation lente autour des pôles de l'écliptique dans Ja longue période ci-dessus mentionnée , semblable à celle qu'ils ont dans vinptquatre heures autour de ceux de l'équateur.

263. Pour se faire , toutefois , une juste idée de ce curieux phénomène astronomique, il faut, pendant quelque temps , faire abstraction de toute idée de J ecliptique comme tendant à produire de la confusion dans notre esprit; par la raison que la fixité de l'écliptique lui-même parmi les étoiles n'est (comme on l'a deja indiqué , art. 25T ) qu'approximative , et qu'en conséquence son intersection avec 1 equateur est sujette à un certain écart provenant de sa fluctuation qui se combine avec l'action de la cause principale du phénomène. Cette cause deviendra tout-a-coup apparente , si, au lieu de regarder l'équinoxe , nous fixons notre attention sur le pôle de l'équateur, ou le point d'expiration de l'axe de la terre.

264. Le lieu de ce point parmi les étoiles est aisément déterminé à une époque quelconque par les plus directes de toutes les observations astronomiques, celles que I on lait avec le mural. Au moyen de cet instrument, nous sommes en état d assigner a chaque instant la distance exacte du point polaire à trois ou un plus grand nombre d'étoiles, et par conséquent de le marquer sur une carte ou un globe avec une précision exempte de toute erreur, en faisant des triangulations qui partent de ces étoiles, sans avoir égard à la position de l'écliptique, ou à tout autre cercle avec lequel il ne se trouve pas naturellement en relation. Or cela étant fait avec tous les soins et l'exactitude convenables , on trouve que quoique a de courts intervalles de temps , quelques jours , par exemple, le fait de la variation du heu du pôle puisse être regardé comme insensible , il n'en est pas moins en réalité dans un état de mouvement non interrompu, quoique extrêmement lent; et, ce qu'il y a de plus remarquable encore, c'est que ce mouvement n est pas uniforme, mais composé d'un élément principal uniforme, ou presque uniforme , et d autres fluctuations périodiques moins considérables et *iui)orclonnee8 : le premier donnant lieu au phénomène de la précession-, le?