MOUVEMENT ELLIPTIQUE. W

coapë par le premier arc ; et ces deux coordonnées délermineront , comme n? 9, le lien de l'astre. Les degrés de loogiinde sont comptés sur réoliptiqae céleste , d'occident en orient , et de à S60® à partir dn nœud T-

Il ne faut pas confondre les arcs de longitude et de latitude célestes aTec ceux de même dénomination usités en Géographie (n** 17) : ce sont également dos coordonnées sphériques destinées au même usage ^ qui est de fixer la, situation des points du globe qu'on considère; mais le plan auquel elles sont rapportées est l'équateor terrestre en Géographie , et l'écliptique céleste en Astronomie.

Ainsi que nous 4'aYons exposé, n* 9, à l'aide d'un équatorial, ou d'une lunette méridienne et d'un mural , il est facile de mesurer dans le ciel les asc. dr. et les déclin, des astres, on en déduit ensuite les longitudes et latitudes à l'aide du calcul. C'est par les formules de la trigonométrie sphérique que .les astronomes font ces opérations ; il n'entre pas dans notre plan de présenter cette théorie qu'on trouTcra . déTcloppée dans notre Minmomie pratique , n? 40. On préfère les longitudes et latitudes aux asc. dr. et déclin., dans divers cas que nous exposerons. On sent, par exemple, que le Soleil ne sortant pas du plan de l'écliptique, a toujours »éro de latitude , et que la distance de cet astre à Téquinoxe suffit pour en donner le lieu ; ce qui offre plus de simplicité dans les applications.

Le Soleil change chaque jour sa place dans l'écliptique , et n'a décrit l'ellipse entière qu'au bout de l'année tropique, ayant tantôt accéléré, tantôt retardé sa marche : Turc moyeu est de 59^8" f (n<> S5); quand le Soleil est en T (fig« 12) , sa longitude est 0; elle est de 180» au point opposé =2^. Si Ton connaissait la longitude de cet astre à un instant fixe , on en déduirait sa longitude moyenne pour tout autre instant ; en ajoutant autant de fois W 8" \ qu'il s'est écoulé de jours. Les astronomes sont dans l'usage de prendre pour départ le midi du SI décembre, qu'ils nomment V Époque {\e midi du premier janvier pour les années bissextiles). En 1827, par exemple, la longitude moyenne de l'époque est ^7^ IS8' 6'' ,02. Il est bien entendu qu'il faut ensuite corriger les erreurs dues au mouvement elliptique , et à plusieurs autres causes dont nous parlerons bientôt {voy, n° 111). On a construit des Tables du Soleil, destinées à inarquer chaque jour le lien de cet astre dans son orbite : celles de M. Delambre sont très-précises, en y apportant de petites corrections reconnues par Bessel : tous les astronomes en font usage ; la Connaissance des Tems en publie chaque année uu extrait. On a aussi des tables de de Zach et da Garlini.

7d SOI^EIIi.

L9 «(M O M( employé pour déaigner le SoWit

4S« ▲ partir de la ligne T >â« des éqoiiioxes^ concerena àbaqoe demi» cercle do récliptique céleste divisé en six parties égales, ou da I0«} eette étendue .est ce qu'on nomme un Signe : le Zodiaque eit un* sene eéleste , traversée dans son milieu par réoliptique, et terminée par deuK cercles qui lui sont parallèles j à la distance de 8 a 9<> des deux côtés. Le* signes déterminent douze divisions égales dans le sodiaqoe, anxqueb on a imposé les noms et les caractèret suivant! z

PHmêogM

4«<<»«ni«,

^ (.e Bélier

T,ottfw.

7 U Balance aCk, 4

a LeTaurejia

a Le Scorpion m, 7

8 I.es Gémeaux

9 Le Sagittaire -H>, 8

Été,

JEr/&«r.

4 VitfWlÊM

ii.'*

10 Le €|iprieonie ^, •

êkêhiùu

11 MVerwa^ ^,10

9 I^Vier^

ISLesPoiMom X, 11,

Pour aider la mémoire , on a compris ces dou^ signes en àwx vers latina, où ces noms Tiennent dans l'ordre où le Soleil y parcourt les aignes,

Sunt ArU$, Taurus, Gemini^ Cancer, Léo, Firgo, Librague, Scorpius, Àrcîtenent, Caper, Amphora, PUces.

Le Soleil est en T à' l'instant deréquinoxe da printemps^ sa Ion* gîtnde et son ascension droite sont nulles ; il entre dans ^ un mois environ après, quand il a décrit SO^j dans ]^, quand il en a parcouru OO"» ; Taslre entre dans TÉcrevisse au solstice d'été ^ à 90^ degrés de longitude , etc. ; puis continuant sa route , arrive à la Balance à Téquinoxe d'automne, et au Capricorne à l'instant du solstice d'hiver. L'époque où chaque mois le Soleil entre dans un nouveau signe , dépend de la vitesse de son mouvement et de la nature de l'orbite^ les tables en indiquent les moments précis. C'est du 19 au 2S de chaque mois que ce passage arrive. Voici la durée qu'en 1*928 Fastre met à décrire chaque signe :

Été.

:ii...30/ 8*12'"8 ni. .29.20. 23,8 -f>..29.1f.a5, 8

ts»..29. 14.40, 8

Prinl.

AQt. 89.17. 1,8

fiiv.89. 1.14,8.

Oo Ifoava que le 11 déocnobr^ 1828 à midi , la long, du périgé« (fig. IK) oo TarQ T A ^âi P — e> Qo 58', 4'\ Le Soleil , dans son mouTe. m^i apparent^ es t^an sommet P, le plus rapproché , ce même }omx, iS^triS" du soir, au sommet A le plus éloigné le 2 juillet 18)9 àS*4S'4r' du matin 3 à Téquînoxe T du printemps le âS mars 4 I^QfW du soir^ enfin à Téquinoxe sû< d'automne le 21 septembre iS^é^'ir du malin,

Lea quatre saisons sont d'inégales durées , ce qui suit de la variation do titeaie el de distance du Soleil. Le printemps est plus court que Tété et plus long que l'automne : l'hiver est la moins longue des saisons. D'après les données ci-dessus , on peut > à très-peu prè«^ dësi* gner l'époque de l'entrée dans chaque signe , et celle du retour des faisons , connaissant le moment où l'un de ces phénomènes arrirej oonstiltos au reste la table h

11 résulte de cet exposé que c'est précisément lorsque la Terre eut plus éloignée du Soleil , que l'été arrive pour les habitants de l'hé-^ misphère boréal , alors que l'émission de la chaleur est plus faible i raison de la distance. Mais l'élévation de la température est due a la longue durée des jours et a la direction moins oblique des rayons du soïeil. Ln chaleur qui n'a pas le temps de se dissiper pendant des nuits très-courtes, s'aocumnie sans cesse^ et devient très-élevée * ^ le contraire arrive en hiver.

On serait porté à eroire que l'hémisphère austral étant plus rapproché du Soleil dans notre hiver, et recevant alors plus de chaleur dans son été que nous dans le nôtre, a* des étés plus chauds et des hivers moins froids que nous : mais Lambert a depuis longtemps prouvé qu'il n'en est pas ainsi.

En effet, la chaleur .que le Soleil verse sur la Terre décroit comme le carré delà distance augmente ; et d'un autre côté la vitesse angulaire du mouvement de l'astre varie aussi dans ce même rapport. Ainsi, aux accroissements suooessifs de longitude solaire, correspondent dos changements de vitesse et par suite des variations dans la chaleur émise, qui se font une exacte compensation* Qu'on trace sur le plan de l'éeliptique (fig. IS) une droite quelconque T ^ traversant le Soleil et formant un diamètre de oette ellipse , cette droite coupera l'orbite

* Il M frat pttMd»li«r qûlalctitnde «fan pays n'est pas la seula oaïue de raocuaralation de la chaleur en été : les circofutances de localités exercent aussi une grande influence ; telles sont la force et la direction dot Tente, la sércnitë do ciel, le voisinage des montagnes , des forêts, des mers et des lacs, la nature même du sol^ etc. ; aussi , à mêmes latitudes, la températare peut éIrtdifféNAte.

7â SOLEIL.

en deux arc» généralement inégaux, de chaciin 18(K de longitude. Or, quel que soit ce diamètre^ la Terre mettra des temps diflEârents pour arriver d'une extrémité à l'autre , et recevra la môme quantité de chaleur de chaque côté. La partie de cette courbe yV^h qui contient le périhélie P sera décrite plus rapidement, parce que la Terre a alors une plus grande vitesse , ainsi qu'on l'a déjà dit : la chaleur reçae sera aussi plus grande, puisque la distance est moindre. Hais il s'établit une compensation dans le mouvement sur l'autre partie de la courbe T A :^ qui contient l'aphélie A ; la vitesse , la chaleur y sont moindres, et aussi il faut un plus long temps pour décrire cette demiorbite. C'est ce qui résulte de ce que la quantité de chaleur reçue pendant une partie quelconque de l'année , est proportionnelle à l'angle décrit par le rayon vecteur^ dans cet intervalle de temps.

On voit donc que la quantité de chaleur envoyée par le Soleil à la TeiTc estJa même en allant de Téquinoxe du printemps à celui d'automne, qu'en revenant de celui-ci au premier. Le temps plus long que le Soleil emploie dans le premier trajet est exactement compensé par son éloignement aussi plus grand ; et les quantités de chaleur qu'il envoie à la Terre sont les mêmes pendant qu'il se trouve, soit dans l'un , soit dans l'autre hémisphère. Fay. un Hémoire de H. Poisson , Connaisêance des Tema, IMO. Ainsi, toutes les circonstances accessoires étant les mêmes pour deux latitudes égales , l'une boréale et l'autre australe, la température doit en général se trouver aussi égale^ à des époques correspondantes de leurs saisons.

4S. En observant le Soleil à l'aide de verres colorés qui en aflEûbliasent l'éclat, on y remarque des taches noires environnées d'une bordure moins foncée : quelques-unes de ces taches ont souvent 1' de diamètre^ et comme la Terre n'est vue du Soleil que sous un angle de 17", ces taches égalent 8 fois l'aire de notre globe. En 1779 et 179K il y en eut de 6 à 191 mille lieues de diamètre ; l'une d'elles était 4 à 5 fols plus étendue que la Terre. Le 28 août 1805 , dix tachasse réunirent en une seule de 20000 lieues de largeur. Une seule seconde angulaire répond à 168 lieues de diamètre, ou 82 mille lieues carrées de superficie. On a vu de ces taches qui avaient 16 mille lieues de diamètre.

Les taches ne restent pas fixes sur le disque de l'astre; on les voit passer et traverser en 14 jours environ, disparaître, puis revenir 14 jours après sur le bord opposé. Quelquefois ces taches s'effacent tout à coup, tandis qu'on en aperçoit de nouvelles; car leur nombre est très-va-

SOLBIL. 73

riaUe (oa n'en a yu aucune durer plus de 70 jour») , et «lies se présçttleot avec une irrégularité perpétuelle; leur marohe seule est coostoote. On rapporte même que^ vers Fan K85, la lumière du Soleil fut diminuée durant 14 mois , et qu'en 636 la moitié du disque fut obicnroie pendant tout Tété* Plusieurs fois on a compté jusqu'à 50 ta* cbes ; mais quelque temps après ces taches finissaient par disparaître eo entier. *

En sniyant arec attention les mouYcments de réTolution de ces taches 9 on a reconnu que le Soleil tourne, comme la Terre, sur un aie^ ayant ses deux pôles et son équateur : on a même pu évaluer la dorée.de la rotation et connaître la direction de Taxe, ainsi que nous le dirons plus tard.

Le plus souyent les taches sont comprises dans une zone qui no s'étend qu'a Sl<» enyiron de Téquateur solaire. On remarque aussi des faoikê; on nourme ainsi des points d'une lumière plus éclatante. Toutes ces apparences présentent des stations et des rétrogradations comme* Jes planètes {n? 89), dues aux mêmes causes, comme il sera expliqué.

L'existence des taches a paru à quelques astronomes concorder avec une saison chaude: on cite qu'en 1828, Tété s'est trouré froid et humide; le thermomètre ne s'est élevé qu'à M*" 7 Ré. à Paris , et le Soleil n'a montré aucune tache; tandis qu'en 1807 l'été a eu de grandes chaleurs, et les taches ont été fort étendues. D'autres personnes résistent à cette opinion , et pensent qu'il n'f a aucune relation entre ces droonstances. Des hivers très-rigoureux, des étés très-chauds sont arrivés en l'absence des taches ou en leur présence. L'an 1788 fut Teman|uable par sa fertilité et la grandeur des taches solaires ; un brouillard sec couvrit l'Europe et fut suivi du tremblement de terre de la Calabre.

Ouit-on conjecturer, avec Laplace, que le Soleil soit une masse embrasée qui éprouve d'immenses éruptions , dont nos volcans donnent à peine une idée? les taches du Soleil seraient alors de vastes cavités, d'où sortiraient par intervalle des torrents de lave ; ou bien , selon C^aiilée , ce seraient des fumées et des scories nageant sur un océan embrasé. Cette hypothèse n'est guère admissible, parce qu'elle ne s'accorde pas avec les apparences qu'oi^ observe. L'opinion de Herschell «•t asses généralement reçue des astronomes. Ce savant pense que le Soleil est un corps solide, environné d'une atmosphère de nuages enflammés, dont la matière est soumise à un flux et reflux perpétuel, et <iai , s'enlr'ottvrant quelquefois , nous laisserait apercevoir le noyau

74 SOLBIL.

olnenr^ distant de 800 Utiles des nuages éclatants. En effst , Wilsoa a TU que les taehes qui bordent le disque sont étroites et sans pénoHibN dn côté du centre, et qne cette bordure n'entoure de tous côtés que lés taehes centrales ; précisément comme si on trou conique s'offrait sons diver# aspects à mesure que la tache tourne* Ce qui parait jusli* ftef cette opinion, c'est que les taches restent invisibles un peu plus de temps qu'a traverser le disque apparent, comme si la partie luoiineuse était distante du noyau. H. Fourier ayait remarqué que les gaz inoandesoents ne sont pas susceptibles de la polarisation comme les substances solides ou liquides et lumineuses; et U. Arago a reconnu qu^en effet la lumière du Soleil est dans le premier cas, oe qui parait prouver qu'elle émané d'une atmosphère. On conçoit d'ailleurs que la matière inoandescente.dn Soleil ne peut vraisemblablement pas être solide ou liquide, à cause de sa température élevée. Sans l'opisien de Berschell, les facules sont des portions de nuages éclatants et eondensés«

Quelques personnes ont été jusqu'à croire qu'il existait entre le noyau du Soleil et ses nuages enflammés une atmosphère très-dense^ qui en diminuait l'ardeur et l'éclat jusqu'à rendre l'astre habitable. On sent combien toutes ces notions sont vagues et conjecturales*

Quant à la température du Soleil , H. Feuillet l'estime de douze cents degrés centigrades, d'après une expérience ingénieuse. Qu'une sphère de glace à léro soit percée d'un conduit où l'on a plaoé un tbcnnomètre : l'instrument ne restera pas a zéro, si l'on y fait arriver des rayons solaires par l'orifice du conduit. Connaissant la distance du foyer d'émanation, et le rapport du diamètre de l'orifice à celui de la sphère de glace , et la quantité dont le thermomètre a monté i on calculera aisément la quantité de chaleur émise* Or H. Pouillet a trouvé que jamais le thermomètre ne s'élevait à plus de 7 degrés et demi, sous l'influence du Soleil, et ne restait pas à moins de tt degfés; ces données l'ont conduit à conclure que l'astre a ISOO degrés de température moyenne. Nous ne citons pas cette expérienoe comme parfaitement concluante , mais seulement pour donner une idée des diflteullés que présentent ces recherches, et du but qu'elles se propo« sent d'atteindre.

La nature de la lumière est encore aujourd'hui un sujet de oontestation entre les physiciens. Les uns adoptent le système de l'éeiss* 9iom, en s'appuyant sur l'autorité de Newton; ils yeulent que tous les corps lumineux jouissent de la faculté dé lancer des particules excessivement déliées et rapides, qui produisent la chaleur et k lu*

miéfe. Loi antre» vealeni qut l'eipaQ^ soit rempli à*wh floide ifèi * raroi oomiiié éther, dont les moléoules so|i| vivement agitées par t^t^y ê i0 n$ oa ofi4f«^fOiM, en présence des corps dits looiinenx. C'est A pea près ainsi que les vibrations d'un corps sonore deviennent sen* libles à noe oreilles par rîotermédiaire des ondulations de l'air j. mais la lamière eat transmise à nos yeni^ par réther, fluide bif n plus rare, plitf élastique et plus mobile* Les mouvements perças par nos organes produisent la sensation de la lumière^ sans que le volume des corps lominçux spit altéré. Sans nous arrêter à discuter ici oes deux opi'aiops étrangères à notre objet, nous dirons que la lumière vibratoire se prêtant mieux à l'application des phénomènes observés, réanit aujoord'htti le plus grand nombre de partisans.

Oa ne doit oependxint pas regarder comme one olqeotion insolnble contre le système de l'émission , ce fait, que depuis un temps immé- OMffial le volume do Soleil n'a éprouvé aucune diminution, en sorte qu'on doit orcire que la masse du Soleil est invariable. Ceux qui attribuent la Inmièra et la chaleur à une émanaêion croient le contraire, quoique (»tte combustion ne paraisse pas jusqu'ici avoir diminué le volume de oel astre. Mais remarquons que son diamètre est d'environ MW, dont ohaonne répond à 166 lieues, 4 la distance de U millions delleues oà se trouve l'astre. Or, si son diamètre diminue chaque jour de 9i jneds, ee qui est énorme pour un corps aussi volumineux, ot pour une substance aussi rare que la lumière, la diminution serait de lia toises par an , et de 100 lieues , ou 1" après 8000 ans. Ainsi après tO siècles, la combustion serait imperceptible pour nous, puisque nos instruments ne sont pas assez parfaits pour nous permettre d'appréeier 1-' de diminution sur le diamètre de l'astre. L'opinion émise par BuSon que Je Soleil répare ses pertes eh absorbant des comètes i de oertaines époques n'est donc pas néoessaire à admettre dans ks «(eux STstèmes, soit de l'émission, soit des vibrationsé Cette idée est privée de vraisemblance, d'après ce qu'on connait du peu de masse des oonètea.

Quoi qu'il en soit de ces hypothèses, on n'en doit pas moins reeonnaltre que le Soleil esl un corps sphérique qui, comme la Terre, a une rotation autour d'un axe central ^ son équateur est incliné de 7* W sur Véeliptique. L'astire emploie environ SK jours et demi à aocomplir cette révolution; mais à raison du mouvement de translation de la Terre daua son orbite, qui s'effectue dans le même sens, la durée de la retatlen nous parait è(re de près de 27/ 1». Les nœuds de l'équatenr du Soleil, on ses points d'intersection avec l'écliptique, sont è M* T

et S60<» T de longitude. Comme Ters le 1 1 juin et le 12 décembre la Terre a ces longitudes y elle se trouve dans cette ligne de section , et nous Toyons i'équateur solaire sous la forme d'une droite inclinée de 7* 80' à Fécliptique.

Trompé par ses expériences, Bouguer croyait que la lumière a plus d'éclat au centre du Soleil que Ters les bords; qu'ainsi quelque cause dcTait affaiblir celle-ci. De lAême que notre atmospb^^ affaiblit la lumière des astres, surtout à leur lever on les rayons traversent obliquement une plus grande étendue d'air, il pensait aussi que le Soleil est environné d'une immense atmosphère : uiais par des expériences très-délicates, M. Arago a reconnu que les bords du disque ont même éclat que le centre, ce qui renverse cette hypothèse.

La Lumière zodiacale est' une lueur blanche qu'on aperçoit lorsque l'astre est un peu au-dessous de l'horizon , et qui est assez rare pour laisser distinguer les petites étoiles au travers. La formj) de cette lueur est celle d'un fuseau très-étroit dont la base s'appuie sur le Soleil, qui a souvent plus de 100^ de longueur, et dont l'axe est dans I'équateur solaire. Au mois de mars, la Terre étant placée plus favorablement^ on distingue ce fuseau lumineux après le coucher du Soleil, et on le voit se diriger vers Aldébaran : en automne, on le remarque avant le lever; et vers le solstice d'été, on le voit matiti et soir. On ignore ce qui produit la forme lenticulaire et l'étendue de cette lueur; mais il est établi qu'on ne peut regarder la lumière zodiacale comme produite par l'atmosphère du Soleil, ainsi qu'on l'avait pensé, parce que cette hypothèse est contredite par la théorie de l'attraction.

Dominique Cassini affirme, dans son ouvrage, que la lumière zodiacale est constamment plus vive le soir que le matin ; qu'en peu de jours sa longueur peut varier entre 60 et 100 degrés; que oea variations sont liées a l'apparition des taches solaires, de sorte qu'il 'y aurait eu dépendance directe, et non pas seulement coïncidence fcMiuite, entre la faiblesse de la lumière zodiacale en 1688 , et l'abaenoe de toute tache ou facule sur le disque solaire, dans celte même année.

Selon H. Arago (Annuaire de 18S6 , p. 298) , de très-bons eeprits regardent les résultats de Dominique Cassini comme peu dignea de confiance.il leur répugne d'admettre que des changements physiques sensibles puissent s'opérer simultanément dans l'étendue immense que la lumière zodiacale embrasse. Suivant eux , les variations d'intensité et de longueur signalées par ce grand astronome n'avaient rien de réel , et il ne faut en chercher les explications que dans des inter^ mittences de la diaphanéité atmosphérique. Il reste à savoir sien effet

DigitizecJ by VjOOQ IC