VENDREDI

qn* IVpacte ■oit 25, •t le DOtt^M a*cr pins grand qae 11 .

mardi.

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58 lundi.

Si la pleine Lune tombe le SI mars, et que le lendemain soit un dimancliey ce jour sera eelui de Pâques ; c'est le plai tèt que cette fiète puisse arriver (efr 1818). Le plus tard a lieu quand là pleine Lune tombe le 20 mars, et que^ forcé de recourir a la lunaison suivante^ qui esl le 18 ATril , ce jour se trouve être un dimanche; oiir il faut pro- (séâef 7 joui's plus loin , ou le SK avril (en 1880). La fôte de Pâques tombe donc toujours entre le 21 mars et le 26 avril.

Cette etpetition suffit pour composer le calendrier. OnebercheriDÎfiai de mars on la lettre dominieafe, qui règle letf dénoroinafîons de cdaque jour de l'aùnée , le nombre d*0T, puis l'épacte qui détermine ka phases moyennes de la Lttne , et la fête de Pâques. Il reste ettsaite a distribuer les fêtes mobiles d'après leuf^ distance^ à cette tëlû, et i inscrire ant autres dates les noms des saints et des fêtes fixes.

On a coutume d'indiquer dans les calendriers les phases lunaires , les éclipses et divers autres phénomènes astronomiques. Comme ce traité est destiné à donner le moyen d'en calculer les époques , noas renvoyons aux divers chapitres ou ces sujets sont exposés. Quant aux prédictions morales , et â celles des variations atmosphériques dont on

a Min d'enrichie les almanacht, tioa^ croirions faire injare A nos lecteors en les entretenant de ces ridicales présages , qu'il font rôjdter parmi les absurdes rêveries de V Astrologie judiciaire.

Appliqnons ces règles au calendrier d(} 1841. Pour trouver le jour initial de mars , le n^* 1\ ferait connaître que ce mois commence par un lundi. De là résnltent les noms des autres jours de l'année. D'dilleurs, d'après le haut de la p. 1 IS , la lettre dominicale est C, et l'on peut inscrire dans le calendrier perpétuel dimanche à éhàque retour de C 9 lundi pour D y etc. Nous indiquons ici le commeùcement dé chaque mois.

Janv. FéY. Mars.

Avr. Mai. Juin.

Juin. Août. Sept.

Cet. NOT. Dec.

vead. lund. luod.

lam. mar. mar.

dim. mer. mer.

loDd. Jeud. jeud.

etc.

jeud. fam. mar.

vend. dim. mer.

lara. Imid. jeod.

dim. mar. vend.

etc.

jeud. dim. mer.

vend. luDd. Jeud.

sam. roar. vend, dim. mer. lam.

elc.

▼end. lund. mer.

sam. mar. jeud.

dim. mer. veftd.

luod. jeud. sam.

etc.

Les jours de la semaine ainsi distribaés , les saints et les fètea fixées sont aisément classés à leur plaee , . et il ne reste qu'à mar<quer les fêtes mohiles d'après la date pascale. La règle p. 115

donne XYIII pour nombre d'or^ reste de — r^ — , et ptfï suite

l'ëpacte 7; ainsi ^ d'après le tableanp. 118^ la fête de Pâques tombe le H avrîL Dono on a (p. 114)

Sepiuagés. 7 févr.

Quinçuag. SI févr.

Cendres, U févr.

AnHonclal. S5 mart.

Passion f 98 mars.

Bameaux, 4 avril.

t^AçuES, 11 avril .

Quaslm., 18 avril.

Ascension, 90 mai.

Pextccôtb , 30 mai.

Trinilé, 6 juin.

Vêie-Dlèu, 10 juin.

Le premier <ttmaDche de VÂvent est le 38 novembre. (^iaire^Temps , les 3 mart, 9 juin, 15 septembre et 15 décembre.

Quant aux néoménies moyennes, on les place chaque fois que Tépacté 7 se rencontre dans le calendrier perpétue^ savoir: 24 janvier et mars , 22 février, avril et mai , 20 juin et juillet , 18 août .... Les pleines Lunes viendront aux épacles 20 , savoir : les 1 1 janvier et hiar9 , 9 février , avril et mai , 7 juin, . . .

Nous nous réservons de traiter, dans la 8« partie, de la correspon-

dance dos dates des divers calendriers , ainsi que des diilérentes ères et périodes qui leur ont servi de base.

Des Planètes.

80. Nous avons dît que les étoiles sont fixées au firmament , et que leur mouvement diurne n'est qu'une apparence due a la rotation delà Terre en 24^, dans un sens contraire : Téloignement de ces étoiles est immense. Mais nous avons ajouté que plusieurs astres, qu'on nomme Planètes y ne conservent pas les mêmes situations à l'égard des étoiles fixes. L'observation a appris qu'elles sont incomparablement plus rapprocbées de nous, qu'elles n'ont pas de lumière propre , et que, semblables à la Lune , celle dont ils brillent n'est qu'empruntée du Soleil qui les éclaire. Les planètes ont aussi , comme notre globe, un mouvement de rotation sur uu axe, et parcourent autour du Soleil un orbe elliptique dont cet astre occupe le Foyer commun. Toutes ont ce double mouvement qui les emporte d'occident en orient.

Qu'on se représente le cercle céleste , que nous avons appelé éc/tjpiique} lea planètes en sont toujours très-proches, ce qui vient de ce que chaque orbite est très-peu inclinée sur ce plan. Lorsque la planète atteint le point de cette courbe où elle rencontre l'écliptiqoe céleste, elle est dans la ligne de section de son orbite avec le plan de l'écliptique , ou a son IVceud ascendant ou descendant ; ces nœuds sont faciles à observer 9 puisque la planète occupe un des lieux de ce cercle si bien connu , qui forme l'écliptique céleste : on la voit même quelquefois coïncider avec quelqu'une des étoiles qui s'y4rouvcnt.

On dit qu'une planète est' en conjonction avec le Soleil , quand elJe à même longitude que lui ; on la dit en opposition quand la différence des longitudes est de ISO^". Dans le l^*" cas, la planète passe â midi au méridien ; elle y est à minuit dans le second.

On distingue sept planètes principales , qu'on a nommées Mercure y Fénus, la Terre ^ Mars, Jupiter, Saturne et Uranus.

Les deux l'« sont plus près que nous du 0, et leur orbite est renfermée dans celle de la Terre. Soit S le Soleil, c'dY (f\g. 22) l'écliptique que la Terre décrit en un an , 6^ l'orbe de Vénus , £DC celui de Mercure. Dan» toutes les situations relatives de ces trois corps autour du Soleil S , il est visible que Vénus et Mercure nous sembleront toujours plu9 ou moins rapprochés de cet astre et jamais en. opposition ; il y aura deux sortes de conjonctions : Tune en deçà (inférieure) , l'autre au delà du © (supérieure). La digression ou Vélongation, qui est

le plaa grand écart , sera le rayon de Torbe vu de la Terre. Ces planètes semblent être tantôt à droite , tantôt a gauche de l'astre du jour^ comme des Satellites qui le suivent dans sa marche apparente ^ préci* sèment comme la Lune suit en effet notre globe , en tournant autour de lui, pendant sa révolution autour du Q. Si I9 planète nous parait à Test de cet astre , elle n'est visible que le soir, après le coucher ; si elle est à l'ouest , on ne la voit que le matin avant l'aurore. Les directions du mouvement dans l'orbite étant de l'ouest à l'est (de droite à gauche), pour le spectateur placé dans la région boréale du Q, il est bien facile déjuger si la planète s'approche , soit de nous , soit d'une conjonction. Si elle est près d'un nœud , c'est-à-dire presque sur l'écUptique , en même temps qu'elle se trouve près de la conjonction, elle parait coin-, cider avec le Soleil, et se peint sur son disque comme un point noir. C'est une sorte d'éclipsé à laquelle on donne le nom de passage sur le Soleil; la planète parait traverser l'astre de gauche à droite. Telles sont les apparences qu'offrent les deux planètes inférieures.

Les autres planètes wni supérieures^ c.-à-d. plus éloignées que nous du O, dont elles paraissent s'écarter à toutes les distances angulaires , se' trouvent tantôt en conjonction, tantôt en opposition, ou en qua* drature. Comme notre vitesse surpasse beaucoup celle de ces corps , supposons que l'un est immobile en t' dans son orisile c'e'g\ pendant que la Terre suit l'écliptique ETB. Quand la Terre est vers F, la planète est en conjonction avec le Soleil , et plus loin de nous que cet astre ; ces deux astres se lèvent et se couchent ensemble. Quand la Terre est en £', la planète est en quadrature, passant au méridien 6* avant le Q; quand nous arrivons en T, elle est en opposition, se trouve bien plus proche de nous, et jouit de l'éclat le plus vif^ elle passe à minuit au méridien^ elle est acronyque, demeurant toute la nuit sur Thorizon. Enfin notre globe étant en A , if y a de nouveau quadrature ; la planète passe au méridien à 6^ du soir.

Gomme nous transportons au Soleil la vitesse de notre globe, voici les apparences qu'offre la marche d'une planète supérieure. Un peit avantsaconjonction,onla voità la gauche du se coucher peu après cet astre; l'un et l'autre s'avancent vers l'est ; mais comme la marche du Soleil est plus rapide, il se rapproche de la planète et l'atteint; elle est entrée dans les feux de cet astre et nous cessons de la voir. Hais bientôt après nous l'apercevons à l'orient un peu avant le Soleil levant; elle se dégage de ses rayons; placée à sa droite, elle se lève et se coQche un peu avant lui. Le Q ^'^ devancée et continue de s'en icarler vers la gauche de tout son excès do vitesse; et l'arc qui les

iépal*e s'açcroÎMant chaque jour, le leyer de la planète devance de plus ^1ï plus celui dii O : ^ i^ quadrature ?a distance est de 00*, elle aa lève vers le milieu dé la nuit. Lorsque l'arc est devenu de 180«, il y « opposition; \h planète passe au méridien à minuit , se lève le soir, et sécôucbele matin. Au delà, Sa distance au Q continue d'augmenter ^ itiaîs le reste dn cercle diminue , et le Q ^^ rapproche chaque jour de là f)lanète, qui passe au méridien après minuit ; le Q arrive à la seconde quadrature, puis à la conjonclion.

C'est aitisi qu'après s'être superposées , on voit les aiguilles d'une montre tf'écarter à raison dé leurs vitesses inégales : mais lorsque la distance est d*uhe demi-circonférence, l'arc s'accroît encore; par conséquent , l'arc du cAté opposé continuant de diminuer, les aiguilles se rapprochent en effet ; c'est l'aiguille rapide qui poursuit a son tour l'autre.

I)e8cèndons maintenant dané les détails des mouvements de chacun des corps planétaires.

6i. HticoBs'^est un très-petit globe dé 1200 lieues de diamètre, fort peu distant du Soleil , dont il nous parait s'écarter de IS* IV a 28» 48', la digression moyenne est de 22° j en terme moyen. Celle planète est donc souvent engagée clans les rayons solaires , et rarement visible à l'œil Au dans nos climats : on la voit le soir à l'occident après le coucher dé cet aslre, ou le matin à Forient avant son leter. Elle ne fait que des oscillations plus ou moins régulières des deux côtés du Soleil* la durée de ses retours au même lieu relatif au Soleil , est de 106 à 1S0/; et le plus grand écart, en partant d'une conjonétion avec le Soleil, est de près de 29°. Les élongalions de Mercure varient selon les circonstances, depuis i^ 12' jusqu'à 28° 48'. '

Au télescope , Mercure présente dles phases comme la Lune. Dans ses quadratures, il parait sous la forme d'un croissant dont les pointes sont opposées au Soleil ; ce qui prouve que cette planète est opaque. Dans ses conjonctions supérieures, c.-à-d. lorsqu'elle est an delà du Soleil, la planète doit être pleine , parce que la face éclairée nous regarde; elle ne nous montre au contraire que la face obscure lorsqu'elle est entre le Soleil et nous, ou dans les conjonctions inférieures. IL se peut inème qu'elle passe sur le disque de cet aslre et nous paraisse le traverser en quelques heures , sous l'apparence d'un point noir. Bais ce phénomène arrive rarement, parce qu'il exige le concours de» mêmes circonstances que pour les éclipses du Soleil par la Lune; il faut que le O et Ç soient ensemble au nœud de la planète , oe qui n'a lieu que

MERCUllE, VÉNtJS. fM^

dans les lliois de tnai et novembre. L'obsfervattan de eette plaifële est d'aillears très-difibcile , A tàUdii de sa distance II iiotre globe, dé sa pe^ lilesse (soti tblUnië li'ésl pm triple de celui dé là Lofie); et ehûn de sa prôxindt^ iii Sdiëil.

Sans (iôQté il A fnlfa dhé Ictigde siiitë d'obsettatlôns jK^tir reconnaître que cei aèti'è , qii^oti voit sous des apparences difféi^ented, tantAt ic soir, tantAt te mdtin , est la méhie plariêté; fnais comme là cansâ de l\ différence de ôeâ aspects est contitie , et cjtie l'on n'est visible que lorsque Tiiutré cessé dé rétré , il est naturel de rappi-otfhet les cireonstaniies An raouTemènt , et d'en cdncluf e que è'est le même 6(itpB qui oscille des deot côtés du Soleil.

Ces^faits-, étudiés avec èoiil , ofit prouvé que Hercnre dé(;rit autour du Soleil otie ellipse peu étendde, la plue exceiitHquë des sept grosses planètes y et qbiest toujours renfermée diins celle que décHt la Terre par Son niôuvement annuel, et dont le plan est incliné dé 7^ à l*écHpli({u6. Les passages siif lè disque du Soleil f:etîennent périodiquement ifp<^ 6, 7y 13, 46 et 263 ans ; ces durées intefnlédidires dépendent de lu positioii des nœuds relativement aux apsides, c'est-A-dire anl extrémités du grand aie de l'ellipse, ou \e périhélie ^îVàphéliè. Le ^aj'on de Votbe , on là roofeilne distance de Mercufe an 8aTe?l , est les | da rayon de l'écliptiqué, ou fii284 demi-diamètres de la Terré, otl enfin 13 tOO 000 lieues, te diamètre apparent vafie, atec les distances ^ de y' â iff^'^ la valeur moyenne est de 8",8.

I^ diamètre de lèrcure est les f de èelui de la Tèfrè ; son tolomé ^n e*t le 16' : l'eilipse qu'il décrit est très-éxcentHque ; le temps dé la révolution entière est dé 87/ M* 15' Ai", ta planère tourné sur ioti axe «Jiî4*6'i8''j l'angle de son orbite avec son éqtlâleur est très-grand^ les variations des saisons y sont considérables : o6 lui èoppose une atinoêphére tfès-dense. Newton , en comparant les distances au Soleil, a tâtonna qûd dans flefcurèla chaleur et là lumière sont 7 fois p1u4 intenses qne sur notre globe au milieu de l'été, température supérieure à celle de l'eau bouillante : cette planète est donc inhabitable pouf des é(M dé notfé nature. On supposé que ses montagnes ont juscfu'à 800d toisés d'élévation.

84. Itinvs $ oJtrè tontes les mêmes apparences que Mercure , mais avec des phases plus sensibles, et des oscillations plus étendue^ et de plus lon^é durée. Cette belle planète a une lumière pftts J)Tarïché que celle des autres corps célestes : son volume et sa proximité de là Terre, à de certaines époques ^ la rendent si brillante ; qu'on la vqit en plein

jour : on estime alors qu'elle répand autant de lumière que 20 étoiles de l''" grandeur. On ne Taperçpit que durant 3^ ou 4^ au plus , soit le malin vers l'orient , soit le soir a ToCcident. Comme on la prenait pour deux astres di£Férents, on l'a nommée V Étoile du jour ^ Lucifer^ Phos^ phore, ^(sofopoçj lorsqu'elle précède le lever du Soleil^ et VÉtoUe du soir ou du berger^ f^eêper, ""E^rspoç , quand on la voit k son coucher. L'instant où son éclat est le plus yif est vers son quartier et non lorsqu'elle est pleine, position où étant placée au delà du Soleil, elle en est trop voisine, et en outre plus éloignée de nous. Les phases sont très-sensihles , et hien plus aisées à observer que celles de Hercare ; surtout vers la conjonction inférieure ^ la partie obscure conserve alors une lueur qui a fait croire que son sol est phosphorescent.

L'orbite de Vénus est une ellipse dont le Soleil occupe le foyer, et qui est moins étendue que récliplique , mais plus que l'orbe de Mercure : la moyenne distance de Vénus au Soleil est environ les j de celle de la Terre ^ ou 17348 rayons terrestres (24 860 000 lieues). La chaleur et la lumière y sont deux fois plus grandes que^ur notre globe. Cette planète oscille y comme Mercure , de part et d*autre du Soleil , mais dans un arc plus étendu j elle s'éloigne de cet astre de 45*> à 47** 12'^ environ le quart de la partie visible de l'écliptique ; la digression moyenne est de 46<>6' en 146 jours , à partir du Soleil ; il lui faut ë84 jours pour revenir à la même place par rapport au Soleil. Vénus nous apparaît le matin pendant 40 semaines, et le soir pendant la même durée. Ses phases et ses changements de distance font éprouver à son diamètre apparent de grandes variations (de 0",6 à 6r\2); la valeur à la distance moyenne de la Terre au Q est 16",9. Le diamètre de cette planète est presque égal à celui delà Terre (environ 2800 lienesj; son volume n'eât moindre que d'un 9«.

Le plan de l'orbite de Vénus coupe l'écliptique suivant une droite , la Ligne det nœuds, qui va maintenant du 75<' degré de longitude au 255«. La durée de la révolution sidérale est de 224/ 16^ 49^8", ce qui fait V 86' par jour.

Vénus revient en conjonction tous les 884/, et sa longitude s'accroît a chaque fois de 816<>j après cinq conjonctions, ou 2920/c=8 X 365/, sa longitude est augmentée de 8 fois 216^', ou 1080°, qui font 8 oirconfcrences. Ainsi , à très^peu près ,' tous les huit ans , les conjonctions de Fénus et du Soleil arrivent au même lieu du ciel, remarque qui sert é calculer ^ par approximation , les mouvements de cette planète.

Comme Mercure^ Vénus passe quelquefois sur le Soleil et s'y peint comme un {^oint noir qui le traverse de gauche a droite. Lorsqu'elle

VÉNUS. lâîj

décrit le diamètre roêine , h durée ^a passage est de 8^ moins 6 à 8'* mais, à raison de la parallaxe, ce passage, observé de divers points da globëy doit beaucoup varier. Les passages de Yënus sur le disque du Soleil offrent le moyen le pins exact d'obtenir les distances de ces astres à la Terre et leurs parallaxes : ceux de 1761 et 1769 ont donné 8'',5776 poor la parallaxe solaire (n<^ 30). La distance du Soleil à la Terre sert ensuite d'échelle pour mesurer rëloignement des autres planètes.

Lorsque , par la combinaison des mouvements , Vénus se projette sur le disque solaire , cette planète en décrit une corde, qui est trèsdifférente pour les divers observateurs, aussi bien que la durée du passage, surtout si les lieux sont convenablement choisis. Cette durée qu'on peut mesurer avec une extrême précision , serait de 7^S4' si la projection était centrale ; elle dépend essentiellement de la difierence déposition des deux astres à notre égard , c.-a-d. de la différence des parallaxes. De là résulte la valeur de cette quantité, et par suite celle delà parallaxe même {voy. y^a/rofiomié de Delambre , t. II, p. 468). Nons reviendrons bientôt sur ce sujet.

Ces passages de Vénus sur le Soleil se calculent à la manière des éclipses.Ils sont rares et peuvent arriver à une heure où ces astres suiit cachés BOUS Vhorizon , ce qui rend , dans ce cas, les voyages nécessaires aux astronomes qui veulent les observer. En- 1769 , des astronomes allèrent observer le passage de Vénus sur le Soleil , les uns nu Fort du Prince de Galles, à la baie de Hudson , d'autres à Otaîti, dans la mer du Sud ; Chappe alla en Californie , Hell à Wardhns , aux limites septentrionales de la Laponie, et Planmann à Cajanebonrg, en Finlande. Ce sont ces beaux travaux qui ont fait connaitre la parallaxe •olaire avec précision. Après un passage sur le disque solaire, il s'éconle 8 ans pour le suivant, puis lâS ans, puis 8 ans, puis 105 ans, puis 8 ans, puis 132 ans, puis 8 ans, puis 105 ans, etc. Les passages ont donc lien dans les années 1681, 1689, 1761, 1769, 1874, 1882, 2004, .2013^ 2117, 2125, 2247, 2255, etc.; savoir, deux consécutifs en décembre , puis deux en juin , puis deux en décembre , deux en juin, etc. Ils ont toujours lieu en décembre ou en juin , instants où le Soleil a 255* et 75^ de longitude , c.-a-d. est près des nœuds de Vénus. £n 1874 , le 8 décembre , le passage durera 4* 9% et sera invisible à Paris ^ pois le 6 décembre 1882, etc.

L'orbite de Vénus est inclinée de 8° 28'28'',5, sur l'écliptique, dont la planète nous parait quelquefois s'écarter de près de 9<>^ c'est elle qui prend la plus grande latitude et qui a servi à fixer ancienne-* nent la largeur du zodiaque (n<'42); mais cette bande, dans laquelle

t4)Qt«8 le« plaoèt^A deT#ient demeurer ipans oesse comprÎMt , n'et I plus «asex largç pour c«Uçp qu'qn » npgvellçnifinl déçouYertep. Ce n'est d'ailleurs qu'upe convention arbitraire et sans utilité.

En ptoservant les taphes de Vénus ^ on a reconna qu'elle loorn^ en 3i^ 3 V T' snr un a^e qui demeure sans cesse parallèle. L'éqoatear est incliné de 1%"* snr l'orbite. Les Tariations qye présentent les porqes de la planète opt attesté l'existence de très-hantes niont^gpes ; et , si Ton peut ajontef foi au^ pbsçrvalîonsy ces élévations spnt de 17 wlle toises , environ 4 fojs plus cpnsidprabjes que celles de notr§ grlpbe : ce résultat tqp seinble exagéré. £n effet, Téplat que jette cettip plante éblouit telleipei^t Tq^^l qui la vpit avec uqe fprte lunettp^ qu'on n'^ remarque aupiine des taches permant^ptes que présente U l^nne : si lumière est uiiifiQrme, ou du^popin^ ses parties moips vivea sont trèsdifficile^ à suivre dans leurs apparences. Les échancrures des cornes^ dont l'observatipu ^ dppné la ^nfée de la r^^tatipo sur Taxe , ne sont pas de naturp à permettre dp calpnler Télçyation des sppimités, La proximité de la Lune doit donner bien plps de çertitpf}? àr^vidfuitiQa des hauteurs qu'pn remarque à la surface dp pe corps.

La loi de I4 A^^rs^A^iiqi^ de la Inmicrp a popdiiit Schrpptw à pensfsf que Yénu() est environnép d'une atmospl^èrç analpgna à la n^tre. Quelque^ ppîpM plus obsçurfi et variables d'épl^t ont sppiblç être des nuages propres À tepipf^er l'ardpur dp gpleil. U f^'j f^ ^WWà aplatis- ^ment sensible.

88, K41S <f ps^ la pnpîns distantp des p|anptes supérîe|irea. Pe Isrs on yerrait le diamètre dp Soleil mpins grand d'ei^virop pu tiers; ss surfaoe n'y «pmblprait que les|-^ la Ipmièrpet la cb^lepr n'f Boni qqç les I de pelles de la Terre ; son volume n'en est gqèfç qpe le 6«, Ls distance de Mars au Solpi) pst upe £o\a et d^mie le raypp moyea de répjîptiqqp, ou ^9544 rayon» terrestres ( 53 400 OOQ liepes). L'ellipse de Kars est très-excentrique et extéi'ieure a eel|e do la T^sn^ ce qui rend tr^- variable la distance au Soleil , aipsi qpp les a&M qui en dérivent^ et que nppf avons évalués ep tprmes xppypps.

Le diamètre apparent de Mars varie avec les di#(apcp3 (de ^'' i l^l't le diamètre vrai est la moitié (1600 Ueues), et le volume le S® de celui de la Terre : Mars est donc gros comme ain fois la l^me pu tfoif foif Merpurp. Il tourne d'occi4^nt pn orient eppime npps, et dans un tepips i peu près égal (en 34^ iV 31''); l'axe de rota^en est incliné à l'orbif^ de Ql^ 18' 1 r', ce qui rend les variatipns des saisons presque les mèmai que pour nous , puisque notre ax.e est inclipé de 69"" ^ à réeliptiqoa.