ÉQUATION DU CENTRE

s'appelle équation du centre. Elle est additive pendant toute la moitié de raiinée dans laquelle la terre passe de A en B , commençant à 0° 0' 0", augmentant jusqu'au maximum , et diminuant de nouveau jusqu'à zéro en M ; après quoi elle devient soustractive , atteint le maximum de grandeur soustractive entre M et A, et diminue de nouveau jusqu'à 0 en A. Son maximum, tant additif que soustractif, est de r 55' 33", 3.

521. En appliquant donc à la longitude moyenne de la terre l'équation du centre correspondante à un temps quelconque donné auquel nous voudrions en assigner le lieu , la longitude vraie est connue j et puisque le soleil est toujours vu de la terre à une longitude supérieure de 1 80° à celle de notre globe vu du soleil , on connaît aussi par ce moyen le vrai lieu du soleil dans 1 écliptique. Le calcul de l'équation du centre se fait par une table dressée à cet effet, que l'on trouve dans toutes les tables solaires.

322. Le maximum de valeur de l'équation du centre ne dépend que de l'ellipticité de l'orbite , et peut s'exprimer en termes de l'excentricité. Réciproquement , si la première quantité peut être assignée par l'observation , la dernière peut en être déduite; parce que , toutes les fois que la loi , ou la liaison numérique , entre deux quantités , est connue , l'une peut toujours se conclure de l'autre. Or , par l'observation assidue des passages du soleil au méridien , nous pouvons déterminer , pour chaque jour , son ascension droite exacte , et en déduire la longitude ( art. 260 ). Après cela , il est aisé d'assigner l'angle dont cette longitude observée surpasse la moyenne ou en est surpassée; et la plus grande quantité de cet excès ou de ce défaut , qui se manifeste dans le cours entier de l'année, est le maximum de l'équation du centre. Ce procédé, comme moyen de déterminer l'excentricité de l'orbite , est beaucoup plus aisé et plus rigoureux que celui de conclure la distance en mesurant le diamètre apparent. Les résultats des deux méthodes sont , toutefois , dans un parfait accord.

323. Si l'écliptique coïncidait avec l'équateur, l'effet de l'équation du centre , en troublant l'uniformité du mouvement apparent du soleil en longitude , serait de produire de l'inégalité dans le temps qu'il met à passer au méridien plusieurs jours de suite. Lorsque le centre du soleil arrive au méridien , l'on a midi apparent, et si son mouvement en longitude était uniforme , et que l'écliptique coïncidât avec l'équateur, ce moment coïnciderait toujours avec midi moi/eu, ou le coup de douze heures à une horloge bien réglée sur le soleil. Mais, en outre du défaut d'uniformité dans son mouvement, l'obliquité de l'écliptique donne lieu à une autre inégalité à cet égard ; en conséquence de quoi , le soleil , même en supposant uniforme son mouvement dans l'écliptique , n'en serait pas moins alternativement dans le cas , au moment d'atteindre le méridien , de devancer , ou de venir après, le midi moyen indiqué par l'horloge. Car l'ascension droite d'un corps céleste formant un côté d'un triangle sphérique rectangle , dont sa longitude est l'hypoténuse , il est clair que l'accroissement uniforme de cette dernière doit nécessiter une déviation de l'uniformité d'accroissement de la première.

524. Ces deux causes agissant donc conjointement , produisent en réalité une variation très considérable dans le temps indiqué par une horloge , lorsque le soleil arrive véritablement au méridien. Elle se monte à plus d'une demi-heure , midi apparent ayant quelquefois lieu jusqu'à 1G minutes avant midi moijcii , et d'autres fois jusqu'à 14 minutes 1/2 après. Cette différence entre midi apparent et midi moyen s'appelle éqiiation du temps ; elle est calculée et insérée dans les èpliémérides pour chaque jour de l'année sous ce titre ; ou bien , ce qui revient au même , le moment , en temps moyen , de la culmination journalière du soleil , est noté comme phénomène astronomique à observer.

325. Comme le soleil, dans sa cour.«e annuelle apparente, est transporté le

m ÏRAIÏÉ D ASTRON. - ANNÉES TROPIQUE ET ANOMALISTIQUE. CHAPITRE \ .

long de l'écliptique, sa déclinaison varie continuellement entre les extrêmes limites de 23° 28' nord , et autant au sud, qu'il atteint aux solstices. 11 est donc continuellement au zénith d'une station ou d'une autre de la zone située, sur la surface de la terre , entre les parallèles nord et sud de 25" 28'. Ces parallèles sont appelés en géographie les tropiques; le septentrional est celui du cancer, et le méridional celui du capricorne , parce que le soleil , aux solstices respectifs , est situé dans les signes de l'écliptique ainsi nommés. Ces signes sont au nombre de douze, chacun occupant oO" de sa circonférence. Ils commencent à Féquinoxe du printemps, et sont nommés dans cet ordre : le bélier, le taureau, les gémeaux, LE CANtÉR, LE LION, LA VIERGE, LA BALANCE, LE SCORPION, LE SAGITTAIRE,

LE CAPRICORNE , LE VERSEAU et LES POISSONS. Ou Ics désigne encore paf les symboles suivans :

Lecliptique se divise aussi eu signes , degrés et minutes, etc. Ainsi 5'^7"0' correspond à 177" 0'; mais cela commence à tomber en désuétude.

326. Lorsque le soleil se trouve à l'un ou l'autre tropique , il éclaire, comme nous avons vu , le pôle de ce côté de l'équateur , et étend sa clarté 23° 28' audelà. Les parallèles de latitude, à cette distance de l'un et l'autre pôle, s'appellent circonférences (^ou improprement cercles ) polaires , que l'on distingue par les noms d'arctique et d'antarctique. Les régions situées entre ces circonférences sont quelquefois appelées zones glaciales , tandis que la zone entre les tropiques se nomme la zône torride , et celles immédiates les zones tempérées. Ces derniers noms , toutefois , ne doivent leur naissance qu'à la manie de nommer ; puisque , au fond , vu les différentes distributions de terre et de mer dans les deux hémisphères , les zones de climat ne sont pas identiques avec les zones de latitude,

327. Nos saisons sont déterminées par les passages apparens du soleil sous l'équateur , et son arrivée alternative dans l'hémisphère septentrional et celui méridional, Sil'équinoxe était invariable, ces passages auraient lieu à des intervalles exactement égaux à la durée de l'année sidérale ; mais , vu le mouvement lent et conique de l'axe delà terre décrit à l'art. 264, l'équinoxe rétrograde sur l'écliptique, et rencontre le soleil un peu avant que toute la révolution sidérale soit accomplie. La rétrogradation annuelle de l'équinoxe est de 50", 1 , et cet arc est décrit par le soleil dans l'écliptique dans 20' 19", 9. Le retour périodique de nos saisons est donc plus court de cette quantité que la véritable révolution sidérale de la terre autour du soleil. Comme cette dernière période , ou année sidérale , est égale à 565). 6'\ 9' 9", 6, il s'ensuit que la première ne doit être que de 565i. 5h. 48' 49", 7 ; et voilà ce que l'on entend par l'année tropique.

528. Nous avons déjà dit que le grand diamètre de l'ellipse décrite par la terre a un mouvement lent de 11", 8 par année d'accélération. Il résulte de là que lorsque la terre, après avoir quitté le périhélie, aura accompli une révolution sidérale, le périhélie se sera avancé de 11", 8, arc «{u'il faudra qu'elle décrive »yant de se retrouver au périhélie. Pour franchir cet espace , elle devra employer i . 39 ", 7 , que l'on aura , par conséquent , à ajouter à la période sidérale pour obtefti'r l'intervalle entre deux retours consdcutifs au périhélie. Cet intervalle est donc de 565'. 6*'. 15'". 49s., 5 ; on l'appelle année anonialislique. Toutes ces périodes ont leurs usages en astronomie ; mais celle à laquelle la société en général est le plus intéressée est Vannée tropique , sur laquelle se règle le retour des saisons , et dans laquelle nous reconnaissons ainsi un phénomène composé , dépendant principalement et directement de la révolution annuelle de la terre autour du soleil , mais aussi d'une manière subordonnée , et indirectement , de sa rotation autour de son axe , qui donne lieu à la précession des équinoxes; fournissant ainsi un exemple instructif de la manière dont un mouvement , une fois admis

CONSTITUTION PHYSiQLK DU SOLEIL.

dans une partie quelconque de notre système , peut se découvrir dans son influence sur d'autres parties avec lesquelles on nè pouvait raisonnablement , aa premier coup-d'œil, supposer qu'il eût rien de commun.

329. Comme une première et vague considération de l'apparence de la terre nous la fait trouver généralement d'une forme ronde, et qu'un examen plus exact nous a conduits d'abord à la découverte de sa figure elliptique pour nous faire arriver , de progrès en progrès , à la connaissance de déviations loçales plus minutieuses de cette figure ; de même , en scrutant les mouvemens solaires , la première idée que nous nous en faisons est celle d'une orbite ronde , généralement parlant , ressemblant assez à une circonférence , qu'un examen plus approfondi et plus rigoureux nous prouve être une ellipse de peu d'excentricité, et décrite conformément à certaines lois ci-dessus mentionnées. Toutefois, des recherches encore plus scrupuleuses nous font découvrir de nouvelles et plus petites déviations encore de cette forme et de ces lois , dont nous avons un exemple dans le mouvement lent du grand diamètre de l'orbite cité dans l'article 518, et que l'on comprend généralement sous la dénomination de perturbations et inégalités séculaires. Nous entrerons ci-après dans des détails sur ces déviations et leurs causes. C'est le triomphe de l'astronomie physique d'en avoir rendu un compte général et fidèle, et de n'avoir rien laissé à expliquer, soit dans les mouvemens du soleil , ou dans ceux de tout autre corps de notre système. Mais la nature de ces explications ne saurait être comprise qu'après avoir développé la loi de la gravitation , et en avoir déduit les connaissances les plus directes. C'est ce qui fera le sujet des trois chapitres suivans , dans lesquels nous profiterons de la proximité de la lune et de ses rapports intimes avec la terre , afin de nous en faire un jalon qui nous dirige dans l'explication générale des mouvemens planétaires.

330. Nous terminerons ceci par la description de la constitution physique du soleil, autant qu'elle nous est connue.

Lorsqu'on le regarde avec de puissans télescopes , munis de verres colorés , pour en absorber la chaleur , qui autrement nous ferait mal aux yeux , on y aperçoit souvent de grandes taches entièrement noires, entourées d'une espèce de bord, moins complètement obscur, appelé pénombre. Quelques-unes d'entre elleè sont représentées en a,b, c, fig. 1 , planche 15. Elles ne sont cependant pas permanentes. Lorsqu'on les observe d'un jour à l'autre , ou même d'heure en heure , elles paraissent s'agrandir ou se rétrécir , changer de forme , et à la fin disparaître tout-à-fait, ou surgir de nouveau dans des parties de la surface oii il n'y en avait pas auparavant. Dans de pareils cas de disparition , la tache noire centrale se rétrécit de plus en plus , et s'évanouit avant le bord. Quelquefois ces taches se séparent ou se partagent en deux ou un plus grand nombre , et, dates cet état , elles offrent tous les caractères do cette extrême mobilité qui n'appartient qu'à l'état fluide , et de cette agitation excessivement violente qtti ne semble compatible qu'avec l'état atmosphérique ou gazeux de la matière. L'échelle sur lâquelle leurs mouvemens ont Keu est immense. Une seule seconde de mesure angulaire, vue de la terre , correspond sur le disque du soleil à 465 milles (658,331 mètres) ; et un cercle de ce diamètre ( qui a par conséquent près de 170000 milles carrés, ou 340533982920 mètres carrés) est le moindre espace superficiel que l'on puisse distinguer nettement sur le disque du soleil. Or , on a observé des taches dont le diamètre a été de plus de 45000 milles ( 7241 91 70 mètres), et même, s'il faut ajouter foi à de certains mémoires , d'une beaucoup plus grande étendue. Pour qu'une pareille tache disparaisse au bout de six semaines (car on n'en voit guère durer plus long-temps), il faut que ses bords s'approchent avec une vitesse égale à plus de 1 000 milles (1 60931 4 mètres) par jour.

Beaucoup d'autres circonstances tendent à donner du poids à cette manière