CHAPITRE III

Suite du mouvement propre du Soleil; de la mesure du tenu

et de la durée des saisons, etc.

9. JCjN comparant, comme nous Tarons déjà dit, à Taide d'une bonne pendule sidérale, les passages du Soleil au méridien à ceux d'une étoile fixe, on reconnaît que le Soleil y repasse la seconde fois 4 minutes plus tard environ que l'étoile, et que sa marche d'occident en orient ^ est plus ou moins rapide.

Pour avoir une idée plus précise de l'irrégularité du mouvement de cet astre, soit^TP^(6g. a) récliptique,^Ple grand axe de cette ellipse , C le centre, Tla Terre placée au foyer j et sbpposons que t soit le point o du Bélier, ou celui où se trouve le Soleil à l'équinoxe de pr intems ; alors ^ sera le point o de la Balance , ou l'équinoxe d'automne, et les deux autres points q , x q^ ^^ trouvent sur une droite perpendiculaire à la ligne des équinoxes, seront les solstices d'été et d'hiver.

L'extrémité Pdu grand axe de l'ellipse solaire se nomme \e périgée, et l'autre extrémité ^ Yapogée; parce que quand le Soleil est en P, il est le plus près possible de la Terre; et quand il est en v^, il se trouve à sa plus grande distance. L'axe ^P se nomme la hgne des apsides; cette ligne partage évidemment l'écliptique en deux parties égales et symétriques : aussi le Soleil met-il le même tems pour parcourir ces deux parties de sa course annuelle, dans la supposition toutefois de l'immobilité de la ligne des apsides ; mais avec cette différence que son mouvement se retarde de plus en plus en allant du périgée P au . point -^ de l'apogée, et qu'il s'accélère suivant la même loi, en partant de ce dernier point pour retourner au périgée. La ligne tirée du centre de la Terre à celui du Soleil, ou le rayon vecteur de cet astre, décrit, parle mouvement dont il s'agit, desaires qui sont constamment proporljionnclles au tcms(T'ra/te' de Mécanique de M. Poisson, tome I, page 353 ).

On a déterminé les variations du rayon vecteur en mesurant le diamètre apparent du Soleil, à dilFérenles époques de l'année j et pour