CHAPITRE I. — NOTIONS GÉNÉRALES. ai

étoile, sont parallèles ou même entièrement confondues les unes avec les autres.

540. Dans un éloignement aussi considérable et où nous manquons de points de comparaison intermédiaires, il arrive qu'une illusion d optique, d'ailleurs très-naturelle (n^ 244), nous fait croire que les étoiles sont toutes à la même distance de nous, et qu'ainsi elles se trouvent placées sur une même sphère d'un rayon immense, quoique arbitraire, et dont le centre est situé dans notre œil , ou même au centre de la terre (n** 559) : c'est là ce qu'on appelle la sphère céleste qui n'est qu'une surface idéale, mais au moyen de laquelle on énonce plus facilement les lois des mouvements que Fou observe.

541. Chaque jour les étoiles paraissent décrire autour de la terre, supposée Pl. 3i, immobile, des cercles dont leS' centres sont tous situés sur un certain diamètre FiG. i . POP de la sphère céleste, et dont les plans sont perpendiculaires à cette droite, laquelle va percer la sphère en deux points P et P qui sont nommés les pôles.

Cette rotation se fait d'un mouvement uniforme, et elle s'^achève dans un temps qui est le même pour toutes les étoiles , et invariablement constant à toutes les époques : c'est la durée du jour sidéral.

Tous les cercles qui passent par l'axe de rotation POP se nomment des méridiens, et Véquateur est le grand cercle EOQ perpendiculaire à cet axe; les autres cercles comme ZN, TU,... sont des parallèles à lequateur.

542. Des dénominations semblables se reproduisent pour le globe terrestre, ou p etp' sont les pôles, eOq Téquateur, et mn le parallèle correspondant à ZN. Cette correspondance tient à ce que tous les habitants de ce parallèle terrestre ont leur zénith situé sur quelque point du cercle ZN; car la direction verticale, qui est déterminée en chaque lieu par le fil-à-plomb, coïncide partout avec le rayon. mO ou nO du globe, du moins quand on le suppose spbérique et composé de couches homogènes.

545. Tout observateur qui n'est pas sur Féquateur terrestre e^, ne peut apercevoir qu'un seul des deux pôles célestes P,P; car en m, par exemple, l'horizon sensible hh\ qu'il faut regarder ici comme confondu (n** 539) avec l'horizon rationnel HH', cache évidemment le point P'. Or on appelle pèle nord ou pôle boréal cehxi qui est visible dans nos climats; ce sera donc le point P, si empq est l'hémisphère qui contient notre Europe : tandis que P sera le pôle sud ou pôle austral.

544. La hauteur du pôle, pour un lieu m du globe terrestre, est l'angle PO H formé par l'axe des pôles avec l'horizon de ce lieu, angle qui peut être observé de la station m, puisque le rayon visuel mP se confond avec OP. Cette hauteur

ai4 LIVRE m. — DE LA GNOMONIQDE.

du pôle est toujours égale à la latitude géographique du lieu m, qui est sa dis-tance à Téquateiir mesurée par Tare me ou par langle mOe évidemment égal à POH.

545. Quand il s'agit d un point S' de la sphère céleste^ sa distance à Féquateur mesurée par Farc de méridien SŒ, est ce quon nomme la déclinaison du point S'; elle peut être boréale ou australe, h'ascension droite de lastre S* est langle dièdre compris entre le méridien qui passe par S' et un autre méridien fixe; cette ascension droite se mesure donc par un arc de Téquateur, et elle se compte d'occident en orient, depuis o jusqu a 360**.

546. Le soleil , quoique beaucoup moins éloigné de nous^que les étoiles, se . trouve encore à une distance moyenne de 38 millions de lieues, laquelle varie

eu plus et en moins de ^^ seulement ; de sorte que deux droites menées du soleil (*), lune au centre de la terre et l'autre à un point quelconque de sa surface, ne comprennent qu un angle de 9 secondes au plus, et peuvent être regardées comme parallèles ou même comme entièrement confondues, avec une approximation bien supérieure à tout ce qu exigent les opérations graphiques. Cela revient à dire que, dans les questions de ce genre, il faut regarder le globe terrestre comme un point uniqueyaussi bien quand il s agit du soleil que lorsqu'il s'agit des étoiles (n® 539).

547. D'après cela , lorsqu'un observateur placé en m sur la surface de la terre, aperçoit le soleil en S, son rayon visuel mS, qui coïncide avec OS (n^ 546), va projeter cet astre en S' sur la sphère céleste, où il parait se mouvoir ; et pour expliquer, dans l'hypothèse de l'immobilité de la terre , la marche apparente du soleil, il faut lui attribuer deux mouvements distincts , maissimul*tanés:

1^. Un mouvement de ré volutîoîn ^diurne, qui lui est commun avec tonte la sphère étoilée autour de Taxe POF; ce mouvement est rigoureusement tmiforme, et il s'effectue d'orient «en occident, c'est-à^^dire de gauche à droite, pour un observateur qui se placerait sur Faxe POP', avec la tète dirigée vers le p6le nord;

â"^. Un mouvement propre, qui fait parcourir an soleil, dans une année, le grand cercle BS<CB'C'6indiné snr l'équateur de a3^a7' environ, et que Ion

{*) Nous entendons parler ici du centre du disque solaire, car il a un diamètre apparent trèssensible, lequel est d'environ S% minutes. Cette observation devra être scms-entendue dorénavant, lorsque nous ne la .mppeUeron»pas expressément.