MOUVEMENT ANNUEL DE LA TERRE

et compteront raidi ou minuit à cet instant. Hais la rotation de la Terre fait changer la situation do ces deux cercles^ ce qui produit la succession des heures , des jours et des nuits : ces phénomènes sont donc dos au mouwmeni diurne, aussi bien que les cercles que semblent décrire chaque jour les astres autour de nous.

24. Pour trouver la position du Soleil à un instant quelconque, il faut observer cet astre au cercle mural , comme nous avons fait pour les étoiles (p. 18), afin d'avoir l'heure du passage et la hauteur, et par suite Tasc. dr. et la déclin. On reconnaît bientôt que cette position du Soleil change sans cesse par rapport aux étoiles. Et d'abord, la plus grossière observation prouve qu'à midi la hauteur de cet astre ntr. l'horizon varie avec les saisons, aussi bien que la durée du jour; sa déclinaison change doue : tantôt il décrit l'équateur EE' (fig. 3), tantôt s'en éloigne d'un côté ou de l'autre, en GG' ou gg^. La durée de l'arc visible de son cours apparent est telle que kg en été, et telle que KG en hiver j le lien de son lever est A ou K, l'astre à l'horison se rapprochant , soit du nord, soit du midi. Ces phénomènes attestent (p. 14) des changements considérables de lieu dans le ciel.

Qu'on prenne chaque jour a midi les distances zénithales des bords supérieur et inférieur du Soleil , on terme moyen entre ces deux distances donne celle du centre, d'où résulte la distance de ce centre à l'équateur ou sa déclin. On s'assure ainsi que le Soleil est tantôt dans l'équateur, tantôt au-dessus , tantôt au-dessous^ et on mesure la distance de l'astre à ce plan *.

Il est aisé de s'assurer de même que le Soleil se porte chaque jonr d'environ 1^ vers Test, en le comparant aux étoiles , qui sont, comme on l'a vu, immobiles dans l'espace. Car en remarquant à une pendule sidérale (u? 7), l'heure do passage du centre du Soleil au méridien , on voit que chaque jour il y arrive environ 4' plus tard (ju'une étoile prise à volonté **. Le soleil s'écartant de 4' par jour relativement à l'étoile qni

* n est inutile de dire que le Soleil n'étant pu à une dislance infinie de la Terre, par un ethi de la parallaxe (n^ ao), cet astre ne répond pas pour tous les hommes au môme point du ciel. 11 ne faut regarder comme nulles les dimensions de la Terre, que par rapport aux étoiles, parce que leur distance est inappréciable (n« ii) ; mais lorsqu'il s'agît du Soleil, la dktiiioe xénithale observée POZ (fig. 7) doit être remplacée par FGZ, qui a lieu au centre C de la Terre. Cette petite correction d'environ 8'\ on plus petite encore, qui se trouve par les i^es données, ne doit jamais être oubliée dans ce qui va suivre.

** Dans cette série d'observations, on prendra pour terme de comparaison une éiaà9 qa*ea puisse voir en plein jour ; au reste, on peut changer d'étoiles et préférer celles do&t le passage méridien se fait de nuit, sauf à avoir égard à la diffcreuce d'ascension droite de ces di< I étoiles.

MOUYENENt ANNdBL DE LÀ TERRE. 49

a {liste aveo lai an méridien , s'en éloigne de plus en pins. Lorsqae In Terre anra effectué 90 révolutions , Tintervalle sera de 90 fois A\ ou à peu prèe 6^ en trois' mois : dono le cercle horaire du Soleil se sera porté Ter» l'orient à 90^ de celui de l'étoile ; ces plans seront à angle droit. Après environ 180 révolutions, les deux astres seront distants • delS^, on situés sur le même cercle horaire do part et d'autre du pôle; au bout de 6 mois^ le Soleil passera au méridien lâ^ apr.;s l'étoile (odle-ci sera à minuit au méridien supérieur, p. 11). Les retards du Soleil continuant de s'accumuler, on trouve qu'après S65^' j-, la différence est de S4^, c'est-à-dire qu'à l'expiration de l'année^ le Soleil est revenu dans le cercle horaire de l'étoile , laquelle a passé une fois de plus aa méridien : cela suit précisément du* même raisonnement (n^ IS), par lequel on prouve qu'un voyageur qui a fait le tour entier du globe compte un jour de plus que nous, quand il a marché versVest.

Concluons de ces deux observations que Vascension droite du Soleil varie chaque jour, aussi bien que sa déclinaison, et qu'on sait mesurer l'étendue de ces variations. La connaissance de ces éléments suffit , avons-nous dit n<* 9, pour déterminer la situation d.'on astre dans le ciel. Pour en avoir une idée juste, on poni^ra faire l'opération suivante : on marquera sur une sphère les diverses constellations, d'après le procédé donné n<* 9, en les rapportant a l'équateur EE' (lig. S) cl aux pôles célestes P, F^ selon leurs déclinaisons et ascensions droites. D'après la déclinaison et l'ascension droite du Soleil pour chaque jour, on en déterminera le lieu sur notre globe; et unissant ces divers points par un trait contigu ^G% on aura l'image de la route du Soleil durant les S65 -^ révolutions de la Terre, route qu'il doit recommencer éternellement. Sur nos planisphères, nous avons marqué cette courbe.

Pour mieux faire entendre la marche annuelle du Soleil, ôtons, par la pensée, A cet astre , cette lumière éclatante devant laquelle toute autre disparait, et supposons qu'on ne le voit que comme une simple étoile. Chaque jour ses relations avec les autres étoiles changeront; nous le verrons s'avancer de plus en plus de droite à gauche, ou d'occident en orient, par une progression lente d'environ V par jour, eu vertu de laquelle il s'approchera de quelques aétres et s'éloignera de ceux qu'il nous cachait par son interposition ; enfin il nous semblera suivre dans le ciel une route en sens opposé à la rotation diurne apparente, et retarder chaque jour, sur les étoiles, à raison de Is quantité dont il se sera avancé dans cette orbite.

usÂNoatAraii. ^

SO MOUVËMÇNT ANNUEL DE LA TEHHE.

l^'p^Af^r^^tiop a fait coDQuitrp qne ceita courbe^' esiiraoie dans un plim qi|i pawe p^r le ceiitre de la Terra. On eent bien que la pan d'ex«|f)^tllde des opëraMons graphiques anr un globe nepamietlraii pas df) çoqipter sur la mérite de cplte conséquence ; mais en soumetlant les obserTatioiis an calcul le plus rigoureux , elle devient hors de douta. fik eSei, en évaluant les déclin, qui répondent à deux points quelconques opposés diaroétraleuteot, ou dont lesaso. dr. diffèrent de 180<>,on trouve qup cp$ déclin, sont égales, Tune boréale , l-autra australe. Ainsi I les points où }e Soleil est à égala distance de l'équatauif sont toujours ai|x extrémités d'une droite qui passa au centra de la Terra : ce qui prouve que VorbHe idaire €$$ plane. On la nomma ÉfeHpHqnê : on dpnne aussi ce nom au grand cercle fixe suivant lequel ce plan prolongé va couper la sphère cél^te , cercle infiniment éloigné de l'orbite, et par conséquent très-différent de la courbe que cet astre déovit.

£n prenant les plus grandes déclin. G'Ë'^ ^£ (fig. S) de part ot d'autre de réquateur ^'j points ou le Soleil se trouve aux Soisiieêê, on reconnaît que l'équat^ur et réoUptique font entre aux un angle de ât^8\ Cet angle est ce qu'on nomme ViMiquM de FéolyMqtte* Ainsi, l'axe fV dç la rptatioa diur;ie fait , avec l'écliptique G'^^ un angle T^g> Wi est le compléipent du précédent, on de 66<> W.

35. lia variation du Soleil an dèoKnaieon, présenta un phénomèBe bien remarquable , la succession des saisons. Lorsque la Soleil e«| dans réquateur céleste ££' (fig. d), la rotation diurne de la Terre T, nous fait juger ^^^ Q®^ ^^^^ a décrit en %\^ ce cercle même. BanS las jonvs suivants, le Soleil procédera dans son orlnte, et se transportera en quolquQ point o : la Terre continuant d'effectuer ses rotations sur son axe, nous verrons |e même effet que si l'astre o décrivait an un jour un cercle parallèle à Téquateur ££', comme l'étoile qui a mèma déclin* Ainsi, à mesura qqa la Soleil s'éloigna de ce plan Ef, il nous semblp décrire une sérip de cercles parallèles; et lorsqu'il a atteint la Mn^ite ff vers le pôle boréal, il commence A sa rapprocher de Féquatenr, paf la même série de cercles apparents. U décrit da nouveau l'éqnateur ££', puis s'abaisse au-dessous, en paraissant suivre une marche spirale analogue, jusqu'à la lipuito of^oséa G'.

Cette série da cercle offre une apparenoa très-compliquée, qui n'cit , comme on voit, qu'ont combinaison trèa*simpla da la votalion dinrnç de la Tprre , et dp déplacement annuel dn Soleil dans Téeliptiqo^. Cet astre décrit en ^n an une courbe AHpG (fig. IS), tandis que la Terre, fixée en un lieu S, tourne envireft Mtt feia nn quart sur s<m

HOUVSMPKT INNUBL DE Là TVBiqï. 91

axQ a)||H|8e nil plua AGPH de Vovïnlp «plaire. Noua r^aqdKfin» bientôt (ii<» 83} sitr cette coraplicatiqn ^e mqqTemeiits : if nom «o^it <l^ PRf|PfiT<>!' 499 Q^^qifp jpfir, de $oi\ lever à «on couphp^, lu Soleil nflffft 9f|KA})IP AY^if ^é^rît ^i^ cercle diiiriie «v^p les «ptres 49trc«> QMÎs 91I6 C0 p^fplfi Tarâ dp sitoation pt d'étpn^qe, ep se rappropbftpt pu s*élp)gDaii| ^p l'pqpatpvr, 4*qn côté 011 de Tpptre tfe op plan , auquel ce ppf|;}p 4wom^e pawHèlp. Oa peu* rapprophpr pettp e^ ppsitipp dp cp qui p ii\^ dit (fmge^ IIS et 19) snr l'éteudoc du cercle daovit par ^w é^ilfi, Il Titpsspj le lipu de sqp lever et de spn pouchpr, la dm^PP ^ sa Br^n^^ *?F l'bofizpq , etc., d'après la d^liaaisqn dp pet a^trp , pu sa ^istaucp à r^quateur*

4ln«i l9vm^^ Je Soleil Récrit un parallplp quelopugue gst' pu GG', le« ^Qf éfif 4tt jPPi^ ^t 4p U nuit pont ipesarée^ par let» arcs gk pt g% pu GK et G'K; sa hauteor méridienne p«| D-^* ou D'G, les points où Taslre 8P IPrp fPR^ plP9 9^ ff^pîUf rappropbés du nprd pu du sud. Qu pqnçoit pourqppi Ip; jpur4 son^ plus loug^ qop les naîU eu été> que la Imu^eur mérîi^î^Qfip 7 e%\ pluf grande, le lieu du lever du Soleil plui voinip dp nqr4, qif'eu hiypr. QuPo4 le SpIcH décrit rpqualeur EE'la dorép TE du jpur p^( égale à pelle de la nuit, p'est l'épqque des Éq^in9^e*, couifupucen^pu^ du prîptemp^ e\ de l'antouipp : la hauteur qiprtdJPPPP P'E eiit Vii^plîuaispff dp J'équateur, cqfpplpment dp la latitudp du lipu* Le jour |o pli](f |ppg pie Taouép ppur noua pst pelpi du S^kUfi^ 4'o^; quai^d l'astre décri( le perclp ggf, le plus élpigné dp réquateur> perc|p qu'qn |ipi})P)P Txoj^qu^, la durée de9 jpur^ yarip alors très-peu, parpp que l'épliptique^G' étant tangenlp au cprole^^' de dpclipa^pn» Tastre aenible copsecyer quelqpp temps la même déclip. ï<a ipip^P chqsp airî^P au Sokfiaç 4'hiver, qui répppd au jqur le plus cqurt dp Taunép} Ip SpIpU rfécrît plprs Ip tropique opposé GC, la ba^tp^r W^ ridieunfi N composp dp ocllp de Téquateur, -^ 23"^ â9' daui le l^^T ca^, et — %%? %W dan^ le apppud- Cp sont Ipf lifuites extrèmos que pettp bautpur atteint.

Pp))s Ips peuplas dp rhomispbère austral , l^i rplalions pi-dei sus doivent être prises en sens contraire.

iS. Instruits par ^'expérience à ne point ragarder couiuip r^plf les mouvpmpnta appaupnti , cberclions si le Soleil , au poqlrairp, np ipriiit pas fixe dansrespapeenS(Bg. 13), tandis que pptre gloire parpqurrait en on an l-éclîptique TàKPG, accomplissant 96^ i révoluMpns, sur un axe oblique à ce plan, et constamuient parallèle à }ui*niènie ; car les appatenoas sef ont pour |u>u< lea manies dans les deux cas. Il s'agit