MESURE DU TEMPS

ces objeciions sont fondées, ce que H. Arago ne semble pas admettre, et il recommande aux Toya^nrs qui parconrent les contrées où le del est moins nébuleux qu'en Europe, de faire les observations propres à confirmer ou à détruire celles de D. Gassini.

Enfin, un dernier sujet de recberches dont les éléments nous manquent totalement , c'est la cause de la prodigieuse déflagration qui existe dans le Soleil. En remarquant qu'un courant électrique entretient à l'état d'incandescence permanente et sans déperdition de substance, un cbarbon placé sous le vide pneumatique, certaines personnes ont assimilé la masse solaire à une immense batterie électri-r que. La tranquillité qu'on reconnaît aux régions polaires du Soleil, comparée a l'agitation des régions équatoriales, où les tacbes et les facules cbangent sans cesse de figure et de position, ne pouTant s'expliquer par la rotation sur un axe, doit provenir d'une cause extérieure. Au reste, ce sujet est de nature à rester encore longtemps incertain, et le cbamp des conjectures est trop vaste pour nous y hasarder.

De la mesure du. Temps.

W. Un pendule se retrouvant, après chaque oscillation, dans le même état , nous offire la plus facile des divisions de la durée en parlies égales : on le donne comme régulateur de la marche des horloges. Mais le temps de Foscillation dépend de la longueur du pendule et de quelques circonstances physiques ) on est donc forcé , pour le régler et le vérifier, de recourir à la révolution diurne, qu'on sait être parfaitement uniforme {n^ 2), tel est le Jour ndéral, durée qui s'écoule de l'instant où une étoile passe an méridien supérieur jusqu'à celui où elle y revient, et qui est la même pour tous ces corps Telle commence et finit au moment où Véquinoxe T passe a ce méridien, et est divisée en 24^, qu'on compte de à 24.

Le ciel étoile est donc une horloge parfaite , réglée sur le temps iidéral; une étoile passe au méridien à l'beure marquée par son ascension droite en temps ; et l'on peut assimiler l'astre à la pointe de l'aiguille qui indique l'heure sur un cadran : seulement il y a autant d'aiguilles indicatrices que d'étoiles au ciel.

Comme le Soleil règle tous nos travaux , et que cet astre est le plus fsoile à observer, ses révolutions diurnes servent â mesurer le temps pour les usages de la société, hàjour vrai ou solaire bc compte à partir de minuit, passage du Soleil au méridien inférieur : il est formé de

fS HEStRE DU TEm»5.

34* qu'on paHaga en d«tix durées âe It^ ebftqné; l'une qni eomnienmi à midi. Léê Mtronomei eomptent les heures solaires de à M, à ptêrtist de wMii o'esl ce qu'on appelle le^ovr û^trénemîqmê. Le IS étk ittote ê 8^ du matin est alors ttommë le U à 20^ *.

Hous savons que les étoiles doTancent le Soleil d'entiron 4' par jour (n* M), à raison de l'espace apparent que oel astre décrit vers l'oriettt« La diffiârenoe des passages méridiens s'accumule de Jour en jour , el après un an » ou une révolution entière dans TéoUptique^ l'étoile ae retrottve dans la même situation à VégtLfd du Soleil , el a passé une foia de plus au méridien : le j&ur sôUtih» est donc jjriuê Umg que le j(mt SMrel; mais la diffiérenee est variable ^ comme nous l'allons démontrer.

Imaginons deux cercles horaires menés par les extrémités de Tare d^écUptique , que le Soleil a paru décrire en 24'*, arc d'A peu près le Se8^ de sou orbite : ces deux plans feront entre eux un angle meéurë ^ non par Tare d'écliptique décrit^ mais par l'aM d'équateur ibtereepié. Le temps que le Soleil met à traverser de l'un de ces plails à l'autifO, est la différence du jour sidéral au jour solaire. Or,

\^ La vitesse du Soleil est variable , et l'arc d'écliptique parcouru chaque jour change; tantôt il est de W^ et tantôt de 61' (p. 6S) : ces 4' de différence équivalent à 16'^ de temps; de là une l'« cause d'inégalité.

S<> Hème en supposant les arcs décrits égaux, les angles des t^eTcIes horaires qui les interceptent ne le seraient pourtant pas, parce que ces angles sont mesurés par des arcs d'équateur sur lesquels ceux d'écliptique se trouvent diversement inclinés; eut équinoxes, ces ares font un angle de S3<* 28', tandis qu'aux solstices ils sont parallèles : telle est la seconde cause d'inégalité.

Ainsi; quoique les jours solaires soient tous partagés en 24*, ils ne sont cependant pas égaux : ces heures sont donc inégales. Hidi n'est pas même le milieu du jour, si ce n'est aux solstices (n^ 83, 2»}. Une horloge dont la marche est parfaitement uniforme et réglée sbr te Soleil ne demeure donc pas d'accord avec cet astre : les différentes accumulées rendent les erreurs plus ou moins grandes. On peut maintenant apprécier la bonne fbi et l'instruction d'un homme qui , pour exagérer la perfection du travail d'une montre, afiTme qu'elliS va toujours comme le Soleil.

* Le Bureau des Lonçitudet , dao« «et Tahle< , comneuee le jour attronoiiriqtié à i comroo ie joaf mi), et le oenpte de o à a^A jm^'au aiinuit soÎTant. L'^Mtfmiw 4i) i alors au minuit qui sépare le 3i déc. du i*' jany. Cette métbode, qui a des a^aikUsea , ii*es( pas eucore reçue dans les éphém^rides.

MBSIJRB DU TKHPS. 7»

Jkm les nsagei titiU^ nùûn ne tenoiiB pas compte de PiaégaUlédes jours selailréS , patoe qu'elle n'est pas asset grande pour intéresser nés besoins. Hais les travaux astronomiques exigent plus de préoisioil ^ Toiei te piroeédë qu'on suit !

4K. Le seM/ meysi» est un astre hypothétique qui , partieipant d'ailr leurs â tontes les révolutions diurnes apparentes du oiel p déorirait en un an l'équateur eéleste , d'un mouvement uniforme dirigé Vers l'est c eet astre parcourrait ehaque Jour un arc de ^V 8'^ *f-(n<^ SK), arc d'éqoateur qui^ en temps sidéra) , équivaut à 8'66''-r. Qu'une horloge d'une exécution parfaite soit réglée sur ce wlni moyen, e'est>4-dire de manière à marquer VW-jr de moins que %A^, entre deux passages d'une étoile quelconque au méridien (il suffira de quelques essais , pour que le pendule reçoive la longueur couTenable a cette condition) ; que de plus on mette cette horloge d'accord avec le «a/et/ vrai à une époque qui sera bientôt indiquée. Bans rintervalle» elle avancera ouretar* dera sur eet astre; mais au bout de l'année tout se trouyera composé et l'accord rétabli /parée que le soleil moyen , partant d*un même cercle horaire avec le soleil véritable, aurait la vitesse qui les ramènerait ensemble ft ce ioercle, après l'aocompUssement de la révolution annuelle entière. Les'heures indiquées par cette horloge , ou ce soleil moyen , est ce qu'on nomme h Temps moyen \

Il est assex ordinaire aux astronomes de comparer ainsi les mourements irtégnliers à un état moyen et réglé; cela donne, par un calcul rimple, des résultats approchés qu'on corrige ensuite, en considérant les diffiirences comme de petits écarts.

Il y a donc trois manières de mesurer le temps , dont chacune ofre des avantages i

V L^heure sidérale, qui est régulière, et que donnent les étoiles (coy.p,«)5

9f VkêUPB moyenne, qui est également régulière, et dont nous n* noua d'exposer la nature $

8"» L'hern^ solnirs on traie , qui est un peu inégale ^ et que marque le SoieiU

46. Pour comparer le temps moyen au temps solaire vrai, il faut

* Cêê S' 66",S65 d« tenpt skUrftl, «n S' fi5",909 de temps mogreD, mm/ la fuantiié dotU le jour sidéral esiplut court qu$ Ujour moyon, on celle dont une étoile revient chaque jour au méridien plut t6tque le SoUil moyen, en s^aTançant Yen Touect, en torte que la tphïrS célêêisaecomplit ta révolulUm en»Zh66f y, 5 ds tmpt HdHni,