MESURE DU TEMPS

cpnTeiiir d'une époque de dépari commune. Supposons la Terre en T (fig. Itf), le cercle céleste éqoatorial D ^ G T> l'éoIipUque A :& P T ; P le périgée , A l'apogée. Imaginons qu'un mobile parcoort uniformément l'écHptique AP^ arrivant à l'apogée et au périgée en mime tempe qtte le Soleil erai; sa vitesse constante devra se'trouVer intermédiaire entre celles que cet astre prend en ces deux points. Le mobile et le Soleil partent de l'apogée A , où la vitesse solaire est la plus lente ; le premier devancera d'abord l'astre, qui accélère de plus en plus sa marche , tandis que celle du mobile demeure la même. Les vitesses deviennent bientôt égales , et celle du Soleil continuant de orc^tre jusqu'au périgée P^ l'intervalle qui les sépare commence dés lors à diminuer, pour devenir nul enfin en P^ où le Soleil atteint le mobile, puis le devance a son tour. Hais puisque le Soleil se ralentit de plus en plus , il devance le mobile de moins en moins ; à mesure que les deux corps approcheront de l'apogée A, leur distance décroîtra , et ils arriveront ensemble en ce point : et ainsi de suite , le Soleil se trouvant sans cesse plus près de l'apogée que le mobile. L'arc qui sépare ces deux corps est V Équation du centre ou de l'orbite, parce qu'en Astronomie on nomme Équation les nombres qu'on doit ajouter ou 6ter a des valeurs moyennes pour obtenir les véritables. La plus grande équation est maintenant de 115' 27'' S.

Le mobile partagera donc le cercle de l'écliptiqne céleste en iW arcs égaux Ao, o/^ /m, ... ta, iu& ..., et il restera à la fin un petit are Sjé provenant de l'exfvs /o l'ann^ sur S6tf/; chacun de ces arcs est de W B"-;. Concevons qu'à { nrtir de Téquinoxe T» on ait pris sur l'équateurBC, T«' = To, A'T =T *, T «' = Tc.j l'équateur BG sera ainsi divisé, comme l'est l'écliptique, en un peu plus de S6K arcs égaux it't% iW, c!V, ... de 59' 8" ^ : T ne sera pas l'un des points de division.

Gela posé , le eohil moyen parcourt l'équateur DG de manière à arriver en V lorsque notre mobile est en it^ à atteindre de même les points i, a'y ft'. . . . lorsque le mobile est en «', a, ^» • • . ce soleil moyen par- . courra des arcs égaux dans des dorées égales , c'est-à-dire que son mouvement sera dégagé des deux irrégularités du soleil vrai. Les retours de oe soleil fictif an méridien donikent l'instant du midi moyen.

•47. On peut maintenant évaluer VÉquaUon du tempe, ou la diSfrence entre le temps vrai et le temps moyen ponr chaque jour, en traduisant en calcul les données de la fig. 15. La tab. Vlll est destinée à faire connaître cette différence. '

MESURE DU TEMPS. f^i

Vaé liôrloge qoi marque le temps moyen peut bien ie Ironrer d'accord areo celle qni donne l'heure vraie ou solaire * : mais dans les joon toiTasits l'acoord cesse d'avoir lien , et la difiérence est variable. Les pendules à équation donnent ces deux heures; elles ont deux ai* gfuillea des minutes, dont l'une ^ par sa marche uniforme, indique le iemfiê ma^fény l'autre marque le temps vrai, à l'aide d'un mécanisme particulier destiné A l'accélérer ou a la retarder, précisément comme eela arrive au Soleil. Hais comme la complication des rouages tend à diminuer la régularité de la marche de l'instrument , on doit préfëi^r les bonnes pendules ordinaires qui n'indiquent que le temps moyen ^ sauf à recourir à la table VUl, si l'on veut en déduire l'heure vraie. On peut donc aisément trouver l'avance ou le retard du Soleil , et se servir constamment , pour les trois unités de temps, d'une pendule réglée sur le temps moyen on sidéral.

48. Mesurons maintenant les différences de nos trois espèces de temps.

!• Le temps sidéral se compte deOà 24^, à partir de Finstant où réqui^ nose y^ paue au méridie9é supérieur* Ce point n'est, il est vrai, distingué par aucun astre 3 mais l'asc. dr. en temps d'une étoile quelconque étant l'heure de son passage au méridien, l'astre sera dans ce plan à l'heore même désignée 'par son ascension droite en temps. Voilà pourquoi le temps sidéral exprime Vaseension droite actuelle du zénith ou du milieu du cieL En observant un passage d'étoile, on aura donc l*heure sidérale.

Bans les observatoires , on emploie de préférence le temps sidéral , parce qu'on a de fréquentes occasions de s'assurer de la marche de la pendule. On note l'heure , la minute et la seconde du passage d'une étoile quelconque aux K fils du réticule de la lunette méridienne (page 9), et prenant la moyenne, la pendule sidérale devra marquer , à cet instant , l'heure confnue d'avance par l'ascension droite en temps (ooy. notre catalogue d'étoiles , table XI).

On peut encore régler la pendule sidérale sur le Soleil ; car la Connaissance des Tems donne l'asc. dr. de cet astre , ou l'heure sidérale de son passage au méridien. On observe, a l'aide d'un verre coloré, les

« Bn eoimltant la tablé VIII, on Toit que fe Solefl est d'aeeord avec la pendole moyenne à 4 époques , qui dépendent de la position actuelle de l'apogée A et du péfigée P, savoir, les ]5 avril, ]5 juin, i«' septembre et s4 décembre. Le Soleil avance sur la peudule de la i" époque à la s«, retarde de la %• à la 3«, avance ensuite, etc. : le plus grand retard est de t^^f l« II février, et la plus grande a^aoée de 16' 17" le 3 novembre,

. VKAIfOQBAPHTI, 4

Si MESURB DU TBMP8.

iotlanto oà Im howèê oeekieiilal ei orieiiUl TiomiODi on ediitaei «^ec let filide la ivnette méridienno; la moyeiine efl l'iMure oMVfuée à l'ioaUnt du passage du oentre^ laquelle doit être donnée ^ par la poDdnie sidérale, égale à l'aseension droite du Soleil.

U. L'heure tclamvrmi» s'obtient par le passage da eentre dn MMI an méridien, comme on Tient de le dire. On pont aussi lire wlto heure sur un cadran solaire bien eonstrnit ; mais ce proeédé , en usage pour la Tie oirile, est très*peu précis. Les grandes itrégnlaritéa du temps solaire Trai empêchent les astronomes de s'en serrir.

m. L» Umpi moyen s'obtient en oherohant le temps Trai, et afant égard à sa différence avec le temps moyen. Lorsqu'on a obserté le passage du © au méridien , la pendule moyenne doit an même itionelrt marquer le temps moyen à midi Tnii, tel qu'on le Yott table TIH.

Pour qu'une pendule moyenne soit bien réglée , il fout qu'elle relarde chaque jour gur les étoiles de 3' 55'',9 de temps moyen. Ainsi dirigea, à un instant quelconque, une lunette Ters une étoile, et remarquez Tlieure à Totre pendule moyenne , le lendemain le cadran marquera à' W fi de moins, quand l'astre reviendra au Altlu réticule : il faudra donc* monter ou descendre un peu la lentille | jusqu'à ée que cette condition soit rigoureusement remplie.

A Londres et k Paris, les horloges publiques marquent le HMpft moyen $ ce qui est fort utile , puisque le mouyement de oes maeblneê doit être uniforme comme celi^i du Soleil moyen. L'usage du temps moyen dans la société est très-commode, parce qu'il peut être dofinë par toute bonne pendule; tandis qu'il faudrait tourmenter la pièed d'horlogerie, et peut-être la détériorer, si Ton youlait la i>emettre sans cesse d'accord avec la marche du Soleil, dépendant Tuflage du temps moyen a Tinconvénient de ne pouvoir mettre les montM à l'heure en consultant le cadran solaire, qu'autant qu'on a éf;eté à l'équation du temps. Si l'on yeut, par exemple , connaiire l'heure moyenne le 18 octobre , époque où le Soleil avanoe de 14' 4^ sdr le temps moyen, il faut retrancher W A%' de l'heure qu'indique le floMf; ainsi à midi vraif la montre de tempe moyen doit indiquer 1 1*4B' IS".

Celte équation du temps n'est pas rigoureusement la même Ohàqnè année, pour la même date; mais la variiilion est peu Importante, et ta table VIII peut servir sans erreur notable, quand on ne veut que mettre une montre à l'heure moyenne, à l'aide d'un cadran solaire, parce que la pénombre dii style ne permet d'y estimer l'heure du temps vrai qu'a une deaii-mînute près. Du reste , V^nnuatre du Bureau <bs £0»gttudes fait connaître l'équation du temps areo exactitude*

LT7NB. 8S

LoffM|ii0 hs TttlttToiniies Mtcrreiil ^ îoi d« tempi trmi , là dtt letapf ■ioy«D « on trwiTéy a» mérHAnn terapt de ratine* » de forte* diSéfehééi iane kk benree roarqtt é ei par les horlogei pobliqaetv diiérenoeé qiftî peoTent nette aux relaiions oemmerctales s il aérait dono à déstrei^qeé tonte le Tradœ se sdemit ao temps moyen.

On rbeterquera qne Ter* le mois d'oolobre^ la dëoroissanoe de la darée des jours semble le soir être très-rapide i oomnie alors le Soleil afaneé d'enTiron un quart d'beure y il se cotiobe nn quart d'heUre trop I6t ^oor la personne dont la pendule suit le temps moyen, il ett Yrai qne le Ittatin le Soleil se lère. aussi un qnairt d'heure trop tAt | maïs BOi ntmnrs , autant que les brouillards ordinaires à notre climat en cette saison , nous rendent peu sensibles à celte cîrconstanee» La contraire de cet effet se fait observer au milieu dé février^ que le Soleil retarde de prèl d'un quart d'heure snr le temps moyen ^ en sorte qu'on a l'impression d'un acefoisseineiit rapide de la durée des Joutc^ quand on remarque l'heure de l'arriyëe de la Huit sur nne pendule de temps moyen.

On règle encore les pendules pAr des hautenra odfîëspoftdânteè et des hauteurs nbsolileé; nous reviendrons sur oe sujet ponr en ftlre des appUeatlons*

De la Luneé

49. £n £«#• mW jNis /iuntnaifse pÊW êlh-même ; restai doni etfs hrUk n'esi y» * sw yr #n<i dm Soleil. En effet , d'un oôté^ quoiqu'elle soit 400 fois plus près de nous (n» 10) 4a lumière est 800 mille fois moindre; on a» dans les jiAesss que Oet astre présente, la preuve qu'il n'est qu'un corps sphérique , opaqiie , éclaire de divers côtés sucoessifi par le Soleil f que sa partie lumineuse regarde sans cesse : donnons quelques détails sur ees singulières apparences»

Si la partie éclairée de la Lune est directement tournée vers la Terre^ ce qui snppose notre globe entre la Lune et le Soleil , par l'efilst de la rotation diurne, toutes les parties de la Terre viendront en 84* s'offrir à la Loues et tous les habitants de. la Terre verront tour à tooroet astre sous la forme d'un cercle lumineux durant la nuit entière* On dit alors qne la Luné ewi pleine (Kg. 16).

■ak si ces deut astres sont placés dit même côté par rapport à Hena i h partie éclairée dé k Lune regarde le Soleil , et nous est opposée» IliéaHftphère qui est tourné vers nous est obscur^ et nous ne repérée» vous pas. Ce n'est que durant le jour que nous ponrriona voir la bwe)

niftit elle est invinble /quoique sous nos yeux, non pat |»aroe que rëolat Bolaire nous empêche de la yoir, ainsi que cela a lieu pour les étoiles y mais parce qu'elle ne nous renToie aucune portion de lumière. La Imne esl nouwlUy et Ton ne la yoit ni le jour, ni la nuit ; c'est la Néaménie. fille se lève et se couche pendant que le Soleil est sur Thorisoh^ pi passe au méridien yers midi , tandis qu'à la pleine Lune ce passage arrive vers minuit.

Lorsque la Lune est 90^ a droite ou à gauche de la ligne qui joint la Terre an Soleil (fig. 16 et 17), il n'y a de visible que la moitiédu diaque exposée A nos regards ; la Lune passe an méridien vers^ du soir, et c'est le premier Quartier; ou vers 6^ du matin, et c'est le denùer Quariier.

Voici donc la suite d'aspects que présente la Lune. Après avoir été invisible pendant A à 5/, on l'aperçoit le soir à SO® ou 40* du Soleil couchant, sous la forme d'un Croiesant dont les cornes sont tournées à notre gauche; ce n'est d'abord qu'une ligne courbe, convexe vers le Soleil , et qui se perd dans les feux de l'astre; on peut alors , avec une lunette, distinguer la partie obscure qui complète le disque lunaire : le passage au méridien arrive une heure et demie environ après midi. Hais ce passage retardant de plus de -|- d'heure par jour, la Lune s'éloigne de plus en plus do Soleil , et le croissant acquiert plus de largeur dans cette durée ; le lever ayant lieu peu après celui du Soleil , n'est pas visible , et l'astre n'est aperçu que le soir. Le premier Qmar^ fier se présente ensuite sous l'apparence d'un demi-cercle , et la Lune passe au méridien vers 6^ du soir : on dit qu'elle est Diohotome.

Dans les jours suivants, l'aire lumineuse s'accroît, la Lune oontinue de s'éloigner du Soleil , et le lever se retarde de plus en plus : elle est pleine, lorsqu'elle est visible sous la forme d'un cercle ; son passage méridien , qui continue toujours de retarder, arrive alors vers minuit. Peu à peu son bord a droite s'efface, et bientôt on a le dernier Quartier, demi-cercle de lumière qui cotte fois est tourné du côté opposé, le diamètre étant a droite. L'astre passe au. méridien vers 0^ du matin et se lève vars minuit : on est alors dans le Déclin,

La phase se resserre de plus en plus , et ce n'est que le matin qu'on peut l'apercevoir a l'orient , sous la figure d'un croissant dont les pointes sont dirigées à notre droite. Bientôt ce n'est plus qu'un filet courbe et très*voisin du Soleil levant , qu'il précède d'environ 1* ; enfin on cesse entièrement de le voir : c'est la Néoménie, Quelques jours après , le croissant reparaît le soir à l'ouest , et les mêmes appa-^ renées se reproduisent.