MOUVEMENT DIURNE ET MOUTEMBNT ANNUEL DE LA TERRE

JUELT. X*'. — BéfimUon.

La Terre a deux mouvements : l'un de rotation, qui constitue le mouvement diurne ; l'autre de translation autour du Soleil, qui représente le mouvement annuel. On distingue deux jours de rotation. L'un se mesure par le retour d'un même point en face du soleil, et s'étend entre deux midis : c'est le jour solaire. L'autre, jour sidéral, ne comptant que 23 heures 56 minutes k secondes, est marqué par le retour d'un point en face d'une même étoile. Le jour solaire varie de durée, par suite du mou-*

(1) Annuaire du Bureau dssUmgil^Aêê p(mrft834, p. 238.

BT MOUVIMBMT ANNUEL. 17

▼ement de la Terre dans ooe eJlipse ; d'oà il suit que t'axe parcouni daBS chaque rotation étant variable, il font aussi plus ou moins de temps à la Terre pour ramener un point en face du Soleil. Pour tous les points situés sous réquateur, la vitesse de rotation de la Terre est de 665 mètres par seconde.

La révolution complète de la Terre autour du Soleil s'effectue en 365 jours 5 heures US minutes 5 secondes, et constitue Vannée équinoxiale ou tropique^ appelée aussi année civile. Vannée sidérale mesure le temps qui ramène la Terre en conjonction avec le Soleil et une étoile ; elle est de 365 jours 6 heures 9 minutes 51 secondes. En prescrivant de compter, tous les quatre ans , deux fois le sixième jour des calendes de mars (1), Jules César introduisit dans le calendrier Julien Tannée bissex* tlle. Les 11 minutes 9 secondes annuelles, négligées dans le calcul de l'année bissextile, font trois quarts d'heure tous les quatre ans, ou 3 jours en &00 ans. C'est pour remédier à celte erreur, qui a produit 10 jours de retard, qu'en 15B2, Grégoire XIII décida que le 5 octobre de cette année deviendrait le 15 octobre, et qu'à l'avenir, la dernière année de chaque siède dont le nombre n'est pas divisible par k (XYii*, xviii% xix") ne serait pas bissextile. Ainsi se rétablit l'harmonie entre le mouvement de la Terre et le calendrier.

L*axe de la Terre est incliné sur le pian de Técliptique de 66" 32' 27", ou, si mieux on aime, le plan de Técliptique est incliné sur l'équatenr de 23" 27' 33". Il suit de là que l'hémisphère boréal et l'hémisphère austral sont tour à tour dirigés vers le Soleil , d'où la différence dans la température des saisons et dans la durée des jours. Cependant le 20 ou le 21 mars et le 22 ou le 23 septembre, les jours et les nuits sont égaux par tonte la terre : c'est l'époque des équinoxes. Le 21 juin et le 22 décembre, le Soleil semble s'arrêter pour revenir vers Téquateur : c'est l'époque des solstices. Dans nos régions, le printemps est la saison comprise entre l'équinoxe de mars et le solstice de juin ; l'été est renfermé entre ce solstice et l'équinoxe de septembre; l'automne se termine au solstice de décembre; enfin, l'hiver dure de ce dernier solstice jusqu'au premier équinoxe. La Terre étant plus éloignée du Soleil pendant uotre été et notre printemps qu'en hiver et en automne, il s'ensuit qu'elle doit employer plus de temps à décrire son orbite qui répond aux deux premières saisons, qu'elle n'en met à parcourir

(1) Ce Jmir, ^ éuit eelulde la fête du ra^ir^^um. correspondait au 24 fé* ▼fier.

iS VBSVRE D0 TEMPS.

le rtsta II résulte de là une durée inégaie des saisons, réglée pour l'hémisplière nord ainsi qu'il suit :

Jours. Heures.

Friii|flQipf..« 02 Et

Élé 93 ié

automne 89 17

Hiver 89 1

Plqs un point de la Terre est éloigné de Taxe, plus son mouvement est rapide, et Ton peut déduire le chemin parcouru par un point, dans un ^emps donné, de la grai^deqr du d^gré d'un parallèle. Le mouvement est pvil au pôle, ^t le plus grfiQ4 possible k Féquateuc. lia rotation de la Ten» donne lieu ^ une déviation orientale des corps dans leur chute ; elle expliqua (^mment, dans rbémisphère boréal, i^ne bombe tirée oblique toujours vers |9 droite du tireur, que) q|iç soit Tazim^t dans lequel on tire ; comment, ^qs rbép^ispbère austral, elle oblique yers la gauche. Si4r une portée de f^QOO ntè^res, 1^ déviation est ^e 10 mètres au pôle, et de 7 mètres seule* ment sous le ^5* degré.

AB.T. n. — Mefiart i|a ftenpi.

Pour mesurer le temps, les hommes ont employé, à toutes les époques, le jour et ses subdivisions comme unités. On appelle jour sidéral le temps de la révolution de la sphère céleste, le temps qui s*écoule entre deux passages successifs d'une étoile quelconque au méridien, le temps compris entre deux coïncidences successives d'un même cercle horaire avec le méridien. Dans tous les siècles, le temps de la révolution de la sphère étoilée est le même, quel que soit le lieu où se fasse l'observation. Le jour sidéral, égal au temps de cette révolution, jouit donc de la principale qualité qui doit appartenir à toutes les unités de mesure. Si une horloge est bien réglée sur la durée de ce jour^ une étoile qui passe au méridien à une heure donnée y passera à la même heure tous les jours suivants. Le Jour solaire vrai est Tintervalle de temps compris entre deux passages consécutifs du soleil au méridien, c'est-à-dire entre deux coïncidences avec le méridien des cercles horaires sur lesquels cet astre a été placé dans deux jours successifs.

Le jour solaire est évidemment plus long que le jour sidéral, et, par conséquent, ses heures, ses minutes et ses secondes ont aussi une durée plus longue. Trois causes concourent à donner aux jours solaires des longueurs différentes ; ces causes sont l'inégalité du mouvement diurne do

POSITION GËOGRÀraiOÔE. <4d

soleil, les orientations diverses de ce mouvement, et les plus ou moins grandes distances angulaires à l*équateur où ce mouvement s'opère.

A Paris, les horloges ont été réglées, jusqu'en 1815, sur le temps vrai, c'est-è-dire sur les passages du soleil vrai au méridien; il fallait donc chaque jour, ou au moins chaque semaine, modifier leur marche. Maintenant que ces horloges sont réglées sur les passages du soleil fictif équaforial au méridien, elles indiquent le temps moyen ; elles sont donc tantôt en avance et tantôt eu retard sur Theure marquée par les cadrans solaires ordinaires, à moins que ces cadrans ne portent une courbe semblable à peu près à un 8, qu'on appelle la méridienne du temps moyen^ et snr laquelle les rayons solaires passant par le trou de la plaque du style doivent venir se projetisr aux différentes époques de Tannée. Il ^ résulté de ce changement, que les horloges publiques , mieux construites, n'ont pas besoin d'être sans cesse rectifiées et qu'elles sont plus d'accord entre elles. n n'arrivera donc plus qu'un astronome puisse entendre la même heure, sonnée pskjr différentes l^orloges, pendant une demi-heure, ainsi que Delambre en avait fait }a remarque (1).

ABLV. m. — SétonninatioD de Im poôlioii géograpliîqiie d'un lÎMi.

La pQsitiqi) géographique d'un lieu se détermine par sa distance à Féquateur, ou par l'angle du méridien terrestre compris entre l'éqnateur et son parallèle, et par l'angle que forme sou méridien avec un premier méridien. Sa distance à l'équateur dépend de l'angle compris entre son zénith et l'équateur céleste; cet angle est égal à la hauteur du pôle sur l'horizon, hauteur que l'on nomme latitude. On appelle longitude l'angle que fait le méridien d'un lieu avec un preipier méridien ; c'est l'arc de l'équateur compris entre les deux méridiens, Pour déterminer la position d'un lieu sur la terre, il faut joindre à ces deux ordonnées horizontales une troisième ordonnée verticale, exprimant l'élévation au-dessus du niveau des mers, ou V altitude.

Ptolépiée avait fait passer son premier méridien par les Canaries, limite occidentale des pays alors connus. Laplace a proposé d'adopter le sommet du pic de TénériCp^

Le premier méridien de la France, fixé par une déclaration de Louis Xf II, en i63&, à l'île de Fer,* la plus orientale des îles Canaries, avait Vincon-

(1] Annuaire du Bureau des longitudes pour 1851, p. 352.

20 PHÉNOMÈNES PÉRIOMOUBS.

vénieut de livrer la détermioadon de la longitude à rarbitraire, la position de rUe de Fer ii*étant pas précisée. Pour mettre no terme à cet inoonvé* nient, les astronomes français tracèrent dans la grande salie de TObserratoire de Paris une ligne exactement dirigée du sud au nord, appelée méridienne de l'Observatoire de Paris, et qui nous sert aujourd'hui pour compter les longitudes. De la différence de longitude entre deux lieux résulte une différence correspondante entre les heures qui y sont comptées simultanément, et qu'on appelle différence horaire des méridiens : 15 minutes de degré font une minute de différence de temps; U minutes correspondent à un degré, et U secondes de temps à une minute de degré.

ABLT, !▼. •— Borée da Jour félon les latiliidet.

Voici la durée du plus long jour à diverses latitudes :

Durtfcdu

Dur^e da

Latitude.

plus

long jour.

LaUliide.

plot long jour.

mois.