CHAPITRE K — NOTIONS GÉNÉRALES. %l

nomme YécUptique; ce second mouvement, loin d'être uniforme, est sujet à p]u> sieurs inégalités qu'il est inutile de citer ici, et il a lieu d occident en orient, cest-à^dire de droite à gauche, pour un observateur placé comme nons lavons dit ci-dessus.

548. Par suite de ces deux mouvements simultanés, le soleil décrit sur la sphère céleste une espèce de ligne spirale, dont chaque spire s'écarte peu d'un parallèle véritable; car, puisque cet astre n atteint sa déclinaison maximum de a3^a7' que dans l'^pace de 91 jours environ, cela ne produit que 16 minutes de degré pour la variation moyenne de la déclinaison dans un jour entier; et à Téquateur même, ce changement diurne de déoli* naison ne s élève qu'à a4 minutes de degré, tandis qu'il est insensible près des solstices.

Ainsi , à l'équinoxe du printemps^ vers le a i mars , le soleil se trouve au point B où l'écliptique coupe Téquateur, et ce jour-là le soleil parcourt à peu près cet équatenn Dans chacun des jours suivants , sa déclinaison augmente de plus en plus vers le nord , parce que le mouvement propre lui fait parcourir lare BS'C de l'écliptique ; au aa juin , le soleil arrive au solstice déiéy c'est-à-dire au point C de Fécliptique le phis éloigné de l'équateur , et qui est skué sur un parallèle TU dont la déclinaison ET = a3^ 27' ; ce parallèle s'appelle le U-opique du Cancer, et il est parcouru presque rigoureusement par le soleil dont la déclinaison reste sensiblement constante pendant deux ou trois jours avant et après le solstice, attendu que la tangente au point C de l'écliptique est parallèle à l'équateur. Ensuite , le mouvement propre du soleil lui faisant décrire l'arc CB' de l'écliptique, la déclinaison de cet astre diminue graduellement, et il déerit chaque jour des parallèles où il a déjà passé; au a3 septembre^ il se retrouve en B' sur l'équateur, qu'il parcourt à peu près à cette époque qui est celle de Yéquinoxe d'automne; puis, sa déclinaison devient australe sur l'arc B'G de l'écliptique, et il parvient, vers le aa décembre, au point G^ situé sur le tropique du Capri-corne T'D', où arrive le solstice d'iûver. Enfin, en décrivant l'arc G'B de l'écliptique , il se rapproche de l'équateur, où il arrive de nouveau en B au 21 mars, et Tannée tropique est révolue en 365*,24226.

549. Le jour solaire vrai est l'intervalle de temps compris entre deux passages consécutifs du soleil au méridien ^^ri^ur d'un lieu déterminé m pris à volonté sur le globe terrestre. Ce jour solaire , quoique variable , est toujours plus long que le jour sidéral, qui est constant; car, si aujourd'hui le soleil a passé au méridien en même temps qu'une certaine étoile, demain, lorsque cette étoile arrivera au même méridien, le soleil, par son mouvement propre, aura

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rétrogradé vers l'orient de i*^ environ (*); et il lui faudra «ncore à peu près 4 minutes de temps pour parvenir au méridien supérieur.

o50. Les jours solaires vrais ne sont pas égaux entre eux, et cela tient à deux causes : i*^ le mouvement du soleil sur Fécliptique n'est pas uniforme, mais soumis à des inégalités que ^Astronomie enseigne à calculer; 2^ lobliquité de Técliptique, quand même la vitesse du soleil y serait constante, rendrait encore variable le mouvement de cet astre en ascension droite , ou parallèlement à 1 equateur. En effet, si Ton conçoit par Taxe d-es pôles POP', 24 plans horaires qui divisent Téquateur en arcs égaux de 1 5® chacun , on verra aisément, par des considérations géométriques fort simples, que ces plans horaires n'intercepteront pas sur l'écliptique des arcs égaux entre eux. Aussi, pour se procurer une période de temps qui soit constante, les astronomes ont imaginé un soleil fictif qui parcourrait uniformément Téquateur dans le même temps que le soleil véritable parcourt TécUptique; et ce sont les retours successifs de ce soleil fictif à notre méridien supérieur, qui déterminent le midi moyen et les jours moyens dont le nombre est encore 365,24^^26 dans une année tropique. Chacun de ces jours moyens surpasse donc le jour sidéral de 3"*56' (voyez la note du n*^ 549); tandis que le jour vrai est tantôt plus court, tantôt plus long que le jour moyen de quelques secondes. Mais ces avances ou retards accumulés pendant plusieurs mois , finissent par produire une différence très-notable entre le temps vrai et le temps moyen, à certaines époques de Tannée , ainsi que nous l'indiquerons en détail au n^ 580.

Quant au point qui sert d origine au temps moyen, nous ne nous en occuperons pas ici, parce quil faudrait entrer dans des détails qui dépendent du mouvement elliptique. Il suffit de savoir que Ton peut calculer, pour chaque jour, l'avance ou le retard du midi vrai sur le midi moyen, et que ces différences sont consignées dans la Connaissance des temps et dans ï Annuaire du Bureau des longitudes. Nous ne parlerons pas non plus de quelques autres inégalités qui affectent le mouvement du soleil, telles que la natation^ parce qu'elles sont périodiques ou négligeables ici.

551. Dans la GnomoniQUE , où la nature des procédés que Ion emploie ne comporte pas une précision astronomique, on admet les hypothèses suivantes :

(*) La valeur moyenne de ce retard diurne est le quotient de 36o° par 365,24226, nombre de jours que renferme l'année; et il égale Sg'S", arc (lui est décrit en â'^Sô* de temps.