MOUVEMENT ANNUEL DE LA TEHRE

d'adopter l'une de ces deax opinions, en comparant les phénomèncf^ , ainsi que nous l'aTons fait pour le mouvement diurne.

D'abord , si la Terre décrit par an , autour du Soleil , un cercle A S-4000 rayons terrestres de distance , ce globe parcourt chaque jour un peu moins de 1®. Un calcul simple donne environ 410 lieues pour l'espace décrit pendant une minute , 6 Jieues f par seconde; la Terre décrirait dans son orbite en 8^ et demie, un espace égal à celui qui nous sépare de la Lune, et en 7' un espace égal an diamètre de notre globe. Si cette grande -vitesse étonne , combien l'esprit n'est-il pas eflRrayé lorsqu'il veut l'attribuer au Soleil? Ainsi, en comparant seulement le peu d'étendue de la Terre à l'immense volume d'un astre quatorze cent mille fois plus gros, on Toit qu'il est plus simple (dans la nécessité de reconnaître que la Terre , ou le Soleil , est animé de cette vitesse) de l'attribuer plutôt à notre globe.

On sait, par les lois de la Mécanique, que pour qu'un corps libre soit frappé de manière A tourner sur son axe, il faut que Timpulsion ne passe pas par son centre de gravité : outre sa rotation, il prend encore un mouvement de translation , comme si la puissance eût agi sur ce centre, en sorte qu'il est emporté dans l'espace, tout en tournant sur lui-même. Si la force qui pousse mie bille sur un billard n'est pas dirigée par le centre de cette sphère , on la voit pirouetter en même temps qu'elle s'avance dans la direction même du choc. Si l'on veut que la rotation subsiste seule, il faut imprimer en même temps au centre une seconde impulsion égale et opposée,, capable de l'arrêter. Nous sommes assurés que la Terre a un mouvement de rotation en 24^ ; quelle qu'en soit la cause , ce globe n'a pu recevoir cette sorte de mouvement, sans que le centre ne soit ti*ansporté dans l'espace, à moins qu'une force opposée ne l'ait arrêté. Il est donc plus simple de concevoir la Terre animée de ce second mouvement, que de l'attribuer au Soleil ; en effet , il faudrait trois impulsions pour produire lesphé* noinènes dans cette dernière supposition : l'une sur leoentre du Soleil ; la deuxième sur la Terre , ponr la faire tourner ; la troisième égale et opposée à celle-ci ,,pour arrêter son centre et le fixer dans le vide.

27. Nous avons déjà eu occasion de parler de quelques astres intermédiaires entre nous et les étoiles, et qui ont, comme le Soleil, un mouvement propre. En observant ces planètes avec de bons télescopes, on a reconnu des taches dont les mouvements ont attesté la rotation de ces corps sur on axe , précisément comme cela arrive pour la Terre: tons ces corps sont , comme ce globe , opaques ^t un pan aplatis à leurs

MOUVEMENT ANNUEL DE Lk TERRE. 93

pôles ^ toornent autour du Soleil dans des orbites différcoles^ et cela d*oocidentea orient /comme la Terre. ,Ii en est qui ont des lunes comme nous avons la nôtre. Tous ce^ faits seront exposés aTec détail (a*80). Ainsi, un spectateur placé dans le Soleil, si la Tive lumière de cet astre ne le privait pas de la vue des corps célestes , verrait les planètes circuler autour de lui , en tournant sur elles-mêmes , et la Terre lui paraîtrait soumise à la même loi.

Plus les planètes s'éloignent du Soleil , et plus leur marche est lente ; la Terre, d'après le'raug que lui assigne sa distance , n'est point soustraite à cette règle générale : l'analogie est complète , et tout conspire à classer ce globe an rang des planètes. Si l'on veut , avec Tycho- Brabé, que le Soleil ait en effet un mouvement annuel dans l'écliptique , outre que la simplicité de cet admirable ensemble est détruite, il n'en faut pas moins ad^iettre la rotation des planètes autour du Soleil, qui emporterait ainsi leurs orbites dans Tespace, et les contraindrait de le suivre dans sa marche autour de nous : système d'une grande complication.

Quant a la vitesse de la Terre , elle doit d'autant moins surprendre , que celle de Vénus est plus grande encore, puisqu'elle décrit 485 lieues par minute; cette planète a un volume à peu près égal a celui de la Terre. Et quelle force prodigieuse que celle qui meut Jupiter et Saturne, qui sont l'un 1281 fois, et l'autre 995 fois plus gros que notre globe/ Pourquoi la Terre ne pourrait-elle pas se mouvoir comme ces corps? Un observateur placé dans Jupiter jugerait le Soleil, la Terre et les planètes en mouvement autour de lui; et le volume considérable de son globe rendrait cette illusioa plus vraisemblable que pour nous.

Le mouvement annuel de la Terre, ou celui du Soleil, telles sont les deux hypothèses entre lesquelles on n'a que le choix , c'est ce que les faits rendent incontestable. La première de ces suppositions est la plus simple, puisqu'elle fait mouvoir dans l'espace la Terre, ce point à peine visible pour le spectateur placé dans le Soleil : tandis que nous sommes obligés d'avouer que d'autres corps célestes plus volumineux sont pourtant doués de ce même mouvement. N'est-il pas naturel de préférer un système qui porte les caractères de la vérité, et respecte toutes les conditions de l'analogie, détruites par l'opinion contraire?

Et quant aux deux mouvements de la Terre, sa rotation diurne sur son axe et sa translation annuelle dans l'écliptique, loin de regarder cette double action comme une complication, on doit reconnaître, qu'outre qu'ils existent dans les planètes ou ils n'offrent rien de surprenant, la translation est la conséquence des principes de mécanique

84 MOUVEMENT ANNUEL DE Li tËRRB. ,

qui ont pu engendrer la rotation : si cette dernière existe sDlila ; il Mot plm de puissance pbur la produire, pins d'efiForts d'esprit pbttt lli ebticëvoir *.

C'est ainsi que ce jdnèt qu'on nomme ntûp^é^ par Taetibb lëlirftlis qu'on lui împHrae^ tourne rapidement sur son axe, tandiê q\M là pointedécrit une bourbe sur l'horiton. Du reste, dette ebmpMMlfstlti éki bien imparfaite, puisque Pair, le frotteibent ; la manière dont la toupie est lancée , tendent à détruire son ntouToment , ëti comitlénçaiit pair la translation : celui de là Terre ^ qù'aueune résistance ne dithimiei ël( au contraire éternel.

Il est Trai qif e la trarislation imprimée à la T&rre par tino impulëtbn primitive dërrait s'etercer en li^ne droite ^ ot qu'au contraire Tbrbiib est ui^e courbe fermée que cb gldbe débrit chaque autiëtt ; lUftlé cela rieftit d'uhe force ihconnue qui le ramètie sans oeslb véri le Soleil, dont il ne peut s'écarter et se rajpprocher que dans Cbrtainél lidtites. Cet ilstre bist doué d'unb puisèance altractire qui agit Kttr la Térrb^ comme celle-ci agit sur les corps pesants. C'est eb qtti éem èl^llqué plus tard {iiH>yBSi n« 95).

Adbbitons donc la doctrine du dobble raouvement de là T6rrb> et ibiii de la regarder comme iégèremeilt adoptée , adttiironk au côti« traire cbkiibien elle réunit de preuves. En tiïéi, i[)libiqûb i*ée1; ce tbouireitient pourrait U'ètrë pas confirmé par belui dds |»lah6tes; car bbl borps pourraient ne pas exister, ou n'avoir pas cdi deiit rolatibtià dihi^ëbs l'une et l'autre d'bOcident en oribut ; ou être sans Itenës , ou eiifiii être moiiià groisses que là Terre et moiiis éloignée^ du Solbil. €et)ehdânt il reèterait enebre^ dans leé seuleâ apparences i^latiVM au

* Pour eipUquer le double mouvement de roUtioo et de tranilatioii de la Tetra, il tnffit de tupposer que, pUcëe primitiyemeot en un point A (fig. la), elle a reçu une impuisbn dont là direction n a pas passé par »on centre de gravité. En comparant sa vitesse dans son orhite et eelle de sa roUtlon, Jean fiernoulDi a clierchë le point od elle a t>^ être frappCe pbiki> <)tt1l en soit rétufté les deux mouvements que noua reconnalstons ; et U a tronvët dans ThypetiiAse du globe homogène, que cette distance au centre est très-petite et seulement la i65« partie de son rayon {voj/. ma Mécanique , n« 370). La Terre aurait donc été frappée en A perpendiculairebîcnt à la li^no AS mciiée au Soleil S, un peu plkl» loin àe cet astre qoële ceôtre, et éani Ir sent qui la porterait de A en >esst, X • * • - ^^^ *^°1® impnUioa attrait aott pour produire les mouvements diurne et annuel que nous observons, abstraction faite de la cause qui force la translation à s'accomplir selon la courbe JFermée (n» 95). Ainsi, loin que la réunion ée hes aédx mofcrettitentf otTre une difliciilté de plut, il faut avouer qu'elle eit là plut aidiple des combinaisons i car il est infiniment peu probable qne^ia projeetioa priimdve ile teates les planètes a passé précisément par leurs centres de gravité. L'impulsion ett produite à une distance du centre égale <^ un quatre^ent-douzième du rayon pour Mart, sept dixneavièmét pour Jupiter, un cent-soixantième potir la Lune.

MOUTEHBNT ÂNRtJEL DE hk TEllbË. È^

S<rieil> asfes de preuTet {ioilr Faire {iréBirer rhfpathèse du mooretaieht de le Terre.

Hais ce qnî donne pins de poids a cette opinion ^ c'est l'aocord àdtnl* nible qu'elle établit entre les observations et les résultats : les détails les plus fninutieuK et les calcals les plus délicats ne font trouver, dans les eonséqnences ^ qu'identité arec les pbénoinènes , que rigueur et eiaotitude dans les prédictions. La démonstration qu'on tiré de Fattraction (n^ 95) ne peut être exposée maintenant^ et c'est pourtaiil la seule qui soit mathématique. La suite de ce traité n'est , à proprement parlw^ qu'une série de preuves du double mouvement de la Terrci Ce qui n'était qu'Une supposition infiniment plus thâisemblable que l'opinion ct>n traire, deviendra alots une vérité démontrée par plus de prenvea que n'en peut réunir aucune théorie physiqne ^ soit par la simplicité des lois qui en résultent , soit par i'analofpe qu'elle établit dans toutes les parties du système.

28. D'après cela , fe centre T de la Terre (fig. 12) décrit donc autour du Soleil S , immobile dans l'espace , une courbe plane et fermée A T P :^ en S65 jours ^ , d'occident en orient^ tandis qu'en même temps elle fait chaque jour sidéral un tour sur elle-même et dans le même sens ^ son axe est emporté dans le vide , et demeure parallèle dans toutes êes positions , formant avec le plan de son orbite ^ qui est YÉdipaque, un angle constant de 66<> %%\ Un spectateur qui, séparé de la Terre, marcherait en la suivant dans l'écliptique, la tète tournée vers le pôle boréal , aurait sans cesse le Soleil à sa gauche , et verrait notre globe marcher dans le sens A «s» )( X • • • en tournant sur son axe, la face dont il aurait l'aspect passant de la gauche à la droite de ce speelateur.

Un peu après le eoudhter du Soleil , lorsque la lueur crépusculaire vimut dlB s'éteindire ^ ikous apercevons la moitié de la sphère céleste : le ciel nous semble tourner peu à peu d'orient en occident ; des étoiles m oadient d'un côté sous rhoricon , et du côté opposé^ d'autres se lèventi La révolution apparente continue durant la nuit ^ et l'étendue du firmament qui vient successivement s'offrir à nos regards dépend de la dorée de Vobsourité. Dans une nuit d^hivelr ou d'automne ^ on voit^ à Paris,leciel presque ebtièr, excepté la partie voisine du pôle austral, qui ne se lève. jamais pour nous (p. 19), et celle qui est proche du lieu de l'écliptique où le Soleil nous parait être , qui , roulant sur nos têt(9à avec cet «8tl*e, est cachée pour nous par la clarté du jour. Telles sont les apparences produites par la rotation de la Terre sur son axe en 34^.

m MOUVEMKM ANNUEL DE LA TERRE.

Par Vcff«t da mourement annnel , le Soleil nous semble parcourir l'écliptique dans le même sens que la Terre décrilen effet cette courbe. Si la Terre est en X (^g* 1^) j le Soleil nous parait occuper le point opposé i£h , ou plutôt le point où le firmament est rencontré par la droite X S prolongée indéfiniment. Si la Terre est transportée en ^ , le Soleil nous parait en Hl ; si elle est en \^ , nous le jugeons en «^ : ainsi la Terre parcourant l'arc X ^ H > l'astre nous semUe décrire :^ ni «^ , et cela, dans le même sens , et comme nous décrirons ce même arc dans six mois. «

Après avoir observé no astre d'un {(oint de la surface terrettre, nous avons exposé (o? 20) les procédés qui serrent à réduire cet astre au lieu où il serait vu du centre de la Terre. Be même OCy (fig. 9) étant un arc d'écliplique décrit par le centre de la Terre , et C le centre du Soleil , l'astre S, qui parait être en I à l'observateur placé en 0; pourra être réduit au point Q où cet astre serait vu du centre G du Solei]. ose , ou l'angle sous lequel de S ou verrait le rayon de l'écliptique, est ce qu'on nomme la parallaxe annuelle ou de l'orbe terrestre.

La plus grande base qui puisse servir d'échelle pour mesurer des distances aussi considérables, a élé jusqu'ici le rayon de la Tcsrre, qui a 148S lieues j mais iorsqn'on a obtenu avec précision la parallaxe solaire , et qu'on en a conclu le rayon de l'écliptique , on peut prendre ce dernier pour unité. C'est ainsi qu'on est parvenu à trouver avec précision les dislances des planètes au Soleil , ainsi qu'il sera expliqué plus lard. Le mouvement de la Terre qui , par les illusions dont il est cause , a pendant longtemps retardé la connaissance des mouvemenU réels des planètes , nous les fait donc connaître avec plus de précision que si nous étions fixés au centre.

29. Puisque l'axe de la Terre reste parallèle à lui-même, et fait, avec le plan de son orbite , un angle de 66'' S2\ les extrémités de cet axe devraient tracer dans le ciel, autour des pôles ^ deux courbes fermées , d'une étendue proportionnée a celle de l'écliptique et an rayon de la sphère céleste; mais il n'en est pas ainsi , et cet axe se prolonge en effet jusqu'aux deux pôles, points opposés invariables. Gela résulte du prodigieux éloignement des étoiles , les parallèles se joignant â l'infini. Nous avons vu {n? Il) que les dimensions de la Terre sont nulles comparativement à cette distance; il faut en dire autant du diamètre même de l'écliptique, quoique ce diamètre ait près de 70 millions de lieues : c'est ce qui sera prouvé par la suite (iMiy. n? ISl)*

Ainsi , l'axe de la Terre ne répond constamment aux mêmes points, les pôles célestes, que parce que les parallèles concourent a l'infini.

Le plan de Tëqualeur, emporté par le mouvement annuel , coniiervant ion paralléliiiaie. aussi bien que l'axe ^ fait toujours aveo l'orbite un angle de 93<* M\ et coupe le ciel suivant le même cercle (Véquateur céleste) que si le globe était fixe. Le mouvement de la Terre ne con« trarie donc en rien les observations relatives a la situation fixe des pôles et de l'équateur céleste.

^ Du Soleil.

SO. Supposons-nous maintenant placés au centre S du Soleil (fig. 18), el jetons les yeux sur la terre T ; nous lui reconnaîtrons -dans l'espace uiie rotation en 24 sur son axe, et une translation qui fait parcourir à son centre une courbe piano GTÀH en S65 jours | environ , l'axe de rotation diurne demeurant parallèle.

La ligne ST, qui joint les centres do Soleil et de la Terre, se nomme Rayon vecteur. Notre globe entraine dans l'espace ce rayon idéal, en lui faisant subir les variations de longueur nécessaires pour qu'il unisse toujours ces deux centres. En effet , nous verrons bientôt (n*> 80) que l'écliptique n'est pas un cercle et que la rotation diurne est uniforme, tandis que la vitesse de translation ne l'est pas.

81. Montrons d'abord que le phénomène du renouvellement des saisons est dû a rinclinaison constante de Taxe de la Terre sur le plan de l'orbe annuel, ce qui produit le changement en déclin. Soit T notre globe (fig. 14); le. rayon vecteur ST rencontre la surface en A. Le plau AB , perpendiculaire à son axe PT, donne le cercle AB , dont chaque point vient tour à tour passer en À par l'effet de la rotation diurne. Le Soleil étant fixé en S, les habitants de ce cercle AB ont donc tour A tour cet astre à leur zénith ; les ombres à midi sont, à cet instant, tout à fait nulles pour eux ; l'image du Soleil se réfléchit au fond d'un puits. Si OT est l'équateur^ AO désigne la latitude de ce cercle AB.

Supposons que la Terre ait en T la position pour laquelle la projection de 4'axe PT sur le plan de l'orbite coïncide avec le rayon vecteur ST, c'est-a-dire que le plan PTA soit perpendiculaire au plan de l'écliptique ^ cette époque sera le Solstice d*été. Les habitants de la xone AlB ne verront pas, il est' vrai , le Soleil à leur zénith; mais ce sera le jour ou cet astre en approchera le plus. Le cercle qui est au zénith de BA, et que le Soleil parait décrire on S4^, sera le plus éloigné de l'équateur TO vers le pôle boréal. AO sera do 2fS» 28', distance de

l'équatear oélesie au cercle qae décrit alora le Soleil , qu'on âfiptlie Trop^us du Cancer^ nom qu'on donne anssi an cercle terrestre AB«

Lorsque la Terre anra quitté le lieu T, et sera arrivée ah point' T' diamétralement opposé, Taxe ¥T étant parallèle à PT, et se projetant de nouveau sur le rayon vecteur ST^ l'angle FTS est obtus et sup* plément de PTS. €e rayon S'T coupe en A' la surface terl^lre de l'autre côté de l'éqnateur T'O', qui est demeuré parallèle à TO. Les habitants de la région ATB' odt aldrs l'été, tandis que dans l'hémisphère opposé, on est arrivé au Solstice d'Hiver. A midi, le Soleil passe au Kénith des habitants du cercle A'fi', qui est a iS<» W de l'équatélir, vers la région australe. Ce cerble est le Tropiqknë du CaprteorfM^ nom qu'on applique aussi au cercle oéleste que le Soleil parait décrire à cette époquC} et qui a â8<» 28' de débiinaisôn australe. 11 est le plus éloigné de l'éqoateur parmi ceux que cet astre parcourt dans cet hé^ misphère.. '

2â. Examinons ce qui arrive dans les intervalles de ces deux situalions de la Terre. L'axe ne se projette plus sur le rayon vecteur^ et l'angle de ces deux lignes varie sans cesse. D*abord la Terre partant de T pour passer en t^^ cet angle est aigu et va en croissant ; il est droit en f; la projection de Yaxep't^ sur Torbite est ^i' perpendiculaire au rayon vecteur SaV. De f en T' l'angle de Taxe de la Terre et du rayon vecteur continuant de croître devient obtus» Lorsque la Terre passe de ^T' en t, cet angle Soft' déoroit si^ns eesseï' d'être obtus, redevient droit en t, et enfin aigu en passant de i en T. Les positions T et T' des solstices sont les limites de cet angle.

Quand la Terre est parvenue anx lieux f et t^ où le rayon vecteur SaY^ Satp est perpendiculaire a l'axe p'if, pf, nous avons i'iquinoxe du printemps ef celui de l'automne . Ce rayon vecteur rencontre visible'* ment notre globe en des points a', et, sur l'équateur; et tous leS habi» tants de ce cercle ayant tour à tour le Soleil à leur zénith, cet astre nous parait décrire i'équateur céleste.

M; Suivons la Terre dans son motiVement entre les quatre points principaux de l'orbite.

1» L'incliilaibon ijonstante dé l'axe terrestre sur le plan de l'écliptique nous fait juger que le Soleil change de déclinaison et décrit une série de parallèles i I'équateur, en passant d'un des tropiques à l'an* Ire, deroles qu'il patcourt ensuite de nouveau en rétrogradant vers I'équateur. Chacun de ces parallèles est l'effet de notre rotation

SAiaORB, Wê

diume, 61 le pasiage d'an eercle h Tautre^ Db te ehân^Hlëttl de deelidateott dti Soleil^ est dû à la tramUilidii de h Tbrrè dans TébUp-^ tique.

8» Le pâBiage d'utté étoile an méridien ditiae en dent tekiips par- Biitettièitt ëgant l'intertalle du leret an ebnohei*; mai« la même chëèe n^a lien pour le Soleil qu'atli solstiben. A taison du chàhgement perpétDèl de déeUnaiéon, leH ailgles hbrairei dn letet et dii eotiohër Met ttb pe\i itiégant. A (réquinote du pHhtemps ; la 8« iiioitié dn jeat Btttpaeâe là !'• de V l^". C'est le cOiltràii*è à IHSqniHbie d'àtt-tOitotië. Otfdi H'M dûM 0x^têm»Ht le iniliêu Hu foàr qu'aUof déu»

S"* Aux éqnînoxes, la hauteur méridienne du SOlëil est p^isément D'EIDE' (fig. 8), compl. de la latitbdë OU db lH hauteur du pôle PD (ii« 17). Aux solstices, elle est celte inèhie quantité db M<» 18'; II est Facile de H^onnaitre ees quatre époques. Sur Uh sOl hOHzOhtal BHA (fig. 41} , si Ton fixe un Gnomon ou Style vertical CI, et qu'on trace une méridienne Cft ; intersedion de Vhorizon atec le Méridien qui passe parle style (n<» 6 et 206), l'ombre de ce style tombera chaque jour à raidi sur Cit. En examinant la longueur de l'ombre, on pourra déterminer les jours des solstices et des équinoxes *. Par exemple, au solstice d'été, Nombre méridienne atteint sa plus petite longueur, ce qui rend bette époque facile à reconnaître.

Si l'on mesure ayec soin les longueurs d'un gnomon et de son ombre méridienne, on en conclura la hauteur du Soleil a midi. Des observations faites aux deUx solstices donnent ainsi la plus grande hauteur méridienne Vg (fig. S), et la moindre D'G , compléments des distances lénithales Zg, ZG, qui reviennent à Z£ — Ig, Z£ -{"^Cv. La demidiff. de ces arcs est EG = % = l'obliquité de l'éctiptiquey ou l'angle que forment l'ecliptique gix et l'équateur EË' : la demi-somme des mêmes arcs est ZE «= PD = la hauteur dn pôle. Ainsi les deux dis-

* l« tt^le C\ (fig. 40 et ibn ombre GB hmtnli le trîuigle rècUilelte ClB> eft rwgfe CtB est U kAatetir du Soleil sur ThorixoD; on aCI X cot B » CB, éqà. qm donne à on insUnit quelconque, Tane des quantités B, CI et CB, connaissant les deux autres. A midi, la hauteur D'ff fig. %) est cette I^ de ré^uatètat + %g, ott la décUn. dit Soleil, d*où

hauteur mérid. ■» 90» — latitude -4- déclin. Soleil. Aîiifti où a

gnomon Xiang \faiûude — déclin,) =s ombre.

La déclinaison est négative lorsqu'elle est australe, nulle aux é^uinozes^ et de id« aS' aux solstices, n est donc bien aisé d'évatuer les longueurs de Tombre à ces quatre époques, et Je les détenànlér par obsenratîott.

60 SOLBtL.

tances sénîthales méridiennes et soisticiales ont pour demi-diSërence Tobliquilé de récliptique, et pour demi-somme la latitude du lieu de Tobservation.

Au reste, comme la longueur des ombres méridiennes varie très-peu vers les solstices, il y a toujours quelque indécision sur cette détermination. Les effets de la pénombre dans les grands gnomons (n<* Wï) augmentent encore l'incertitude, quoiqu'on puisse parer à cet inconvénient. Ou ne doit donc regarder les ombres méridiennes que comme des moyens très-imparfaits de déterminer les solstices et les équinoxes. Il en faut dire autant des retours de levers et couchers d'étoiles a la même heure (nP S5). Aussi les modernes ont-ils trouvé des moyens beaucoup plus exacts.

4^ On nomme année tropique la durée qui s'écoule entre deux passages du Soleil par le même point de sou orbite, tels qu'un équinoxe ou un solstice. Les^ mesures les plusj)récises ont donné (foy. n^ 111)

année tropique = 365;,243218184 = 365/ 5^ iS' 47'',6459.

On n'avait d'abord fait l'année que de S6K^', parce qu'en se servant des ombres méridiennes, on n'avatt compté que 365/ entre les retours du Soleil à la même hauteur méridienne équinoxiale. On préférait observer les longueurs d'ombres vers les équinoxes, parce que les tsriations sont plus marquées. Mais comme après 365/ le Soleil n'est pas revenu pi'écisément au même point du ciel , il en résultait une petite erreur qui n'était rendue sensible qu'après un laps de plusieurs années. Par exemple, au bout de quatre ans, au lieu de retrouver la même Ombre méridienne après 4 fois 865/ ou 1460>, on ne l'observait qu'après 1461/. Ce jour de plus, réparti sur les 4 années, donnait à très-peu près 865/ ^ pour l'année. Les observations étant répétées durant un temps très-considérable , une moyenne entre les résultats y a apporté plus de précision «

84. Pour les habitants de l'équatenr terrestre KK' (fig. 6), les pôles Pet P' sont dans l'horizon. Tous les astres ont leurs cercles diurnes verticaux et coupés par la moitié. Toute l'année les jours sont égaux aux nuits. Le Soleil passe deux fois l'an au zénith, et ses hauteurs méridiennes soisticiales sont de 66^ 8â% inclinaison de l'axe terrestre sur l'écliptique : les hauteurs croissent en approchant des équinoxes. Dans le cours de l'année les ombres prennent toutes les situations possibles, tantôt d'un côté de l'équateur, tantôt de l'autre, six mois vers le pôle boréal; six vers le pôle austral j l'ombre méridienne allant direc-

SAlSdNS. 61

tement à ces pôles, el s'aooearcissant de plds en plas a mesaro qu'on approche daTantage de l'éqninoxe, oà elle est nalle. Ainsi, à proprement parler^ il n'y a par an sons l'équatenr que deux étés et denx hivers. La première saison est la .plus désagréable , à cause des chaleurs excessÎTCs et des pluies abondantes.

Il est aisé de voir qu'entre les deux tropiques, zone qu'on a désignée tous le nom de Totride, toutes les choses s'y passent d'une manière plus ou moins analogue.

Mali dès -qu'on sort des tropiques, les phénomènes s'éloignent de plus en plus de ceux qui viennent d'être décrits. L'arc diurne s'étend en été et s'aocourcit en hiver ; pour noire hémisphère, l'ombre à midi est toujours portée vers le nord dans une direction constante, qui est celle de la méridienne. Le lénith Z de l'observateur s'avance vers le pèle; les jours prennent de plus en plus de longueur en été, et s'accouroissent au contraire en hiver .«Si l'on trace sur la Terre (ftg. 6) un cercle OR à 2S*^ â8' du pôle, les habitants de ce cercle qu'on nomme Polaire, auront un jour de 24^ lorsque le Soleil décrira le trépiqne voisin de ce pôle, et une nuit de 24^ à l'autre solstice. Plus près du pôle, on voit que le temps de la présence et de l'absence de l'astre vers les solstices deviendra^ plus grand encore. Enfin, sous le pôle, l'ho* rkon étant l'équateur même £E', le Soleil est six mois au-dessus et six mois au-dessous de ce plan, et l'année n'est formée que d'un jour et d'une nuit de même durée.

Les espaces terrestres contenus vers les pôles dans les cercles polaires , forment les »oneê glaciales ^ les zones tempérées sont comprises entre ces cercles et les tropiques. Ces divisions terrestres sont de convention ; mais elles dérivent de la considération des températures ha« bituelles. Le froid est plus long et plus rigoureux a mesure qu'on s'avance vers les zones glaciales, dans le temps où le Soleil décrit les régions placées vers le tropique opposé ; mais lorsque l'astre parcourt le tropique voisin, la faible intensité de chaleur de ses rayons obliques est compensée par la longue durée de leur action, puisqu'il est bien plus longtemps sur rhoriion ; la température s'y élève beaucoup, mais fêté est fort court. Les glaces polaires, accumulées par la rigueur d'^n froid long et rigoureux, se fondent alors en partie pour se reproduire bientôt.

Au reste, mille circonstances physiques influent sur la température, telles que le voisinage des lacs , des mers , des montagnes et des forêts. C'est ce qui empêche de juger des rigueurs habituelles de l'hiver pour un pays, par la seule connaissance de sa latitude.

m soLcrii.

tK. Simminoof mainlmapl les appareneM oaniéet fw lei oliaiigsmentl ^'«80. fir. du SoleiK Lorufue la Toko» peue d'aa poinl île l'^lipliqneà uo êuivo point , la rayqn dirigé an Soleil et proloQué j«|sqo'av oial étoile , y Ta marquer chaque jour dea étoiles diffiéventei : ainsi, outre les changements de déclinaison qui amènent la snoeestûm des saisons» il fon| encore aToir égard à cenx qp'éproave raseension droite. L*astre nous sefuble occuper au ciel d^ lieux différents^ et procéder de près d'un degré par jour de droite à gauche (d'occident ep orient). L'éclat du Soleil nous Aie |a Tue des termes de oompayaison qui nous rendraient cette marche sensible ; mais on peut ot^serYcr le. Soleil aTCO des verres colorés et d'épaisseur convenable à l^at de ratn^esphèce^ et en comparer la position à celle des aatM« astses* C'est ainsi qu'on reconnaît que, si le Soleil était réduit à la lumière d'une étoile, eomme il répondrait chaque jour à une nouiella éloik|, on le Y^rrait se porter sans cesse Vers celles qui sont orientales, ks atteindre et )es dépasser.

felle est la cause du retard du Soleil sur les étoiles; en legaadaat k ciel chaque soir à 10*, on reconnaît bientèt que, dans Iqs diveraes saisons, les constellations qui sont auméridieu sont trè«*diWnentes, ^ que la partie de la sphère céleste qui est exposée à nos yenx n'est pas la même. Les étoiles qui sont aujourd'hui au méridien à midi, y pas* sent un peu plus tèt les jours suivants, lorsqu^n mesure le temps avac une montre réglée sur le Soleil j dans trois mois, elles y seront 6* avant le Soleil (a 6* du matin); trois autres mois après, elles y passetont â minuit, etc.

On explique donc aisément pourquoi le ciel d*hivern*4$t pmê h mime que le ciel d'éié, car à la même heure solaire les oonstelktions prennent chaque 24* des positions plus avancées vers l'occident. Elles lont fixes dans l'espace, aussi bien que le Soleil; mais ce mouvement delà Terre dans son orbite produit la même illusion que si elle étiiit fixe et que le Soleil traversât les constellations successives, par une progression lente dirigée vers l'orient , se rapprochant de cdles qui se couchent peu après lui , les atteignant et les dépassant ensuite. L^étoilf, ainsi placée k la droite du Soleil, se couche et se lève un peu avant lui : bientôt , en eontinuant de s'écarter à gauche , il la laisse devancer son lever d'environ I*, la faible clarté de Taurore ne sufit plus pour l'absorber ; on la voit paraître à l'orient quelque temps avant le Soleil : c'est le lever hiliaque de cette étoile. Le coucher kéliofuêf aa contraire, a lieu pour l'étoile qui se couche environ 1 heure après k Soleil. ,