VOLUME DES ASTRES

effet pour cette dist<ince près de 24000 rayons terrestres , ou do 34 millions do lieues. Au reste le procédé que nous avons exposé ne serait guère propre à donner avec précision un aussi petit arc ; les astronomes ont recours à des moyens plus favorables, sur lesquels nous reviendrons plus tard, en parlant des passages de Vénus sur le Soleil.

De la Lune, un spectateur verrait le rayon de la Terrn sous un an* gle d’environ 1°, ce qui prouve que la Lune est 400 fois plus proche de nous que le Soleil. En effet, la dlslaiiee lunaire n’est que de 60 rayons terrestres {roy. n° SS), il faudrait -juxtaposer en ligne droite 30 sphères égales à la Terre pour attciiifire jusqu’à la Lune, et 12000 pour aller jusqu’au Soleil. Si ces trois corps avaient leurs centres eu ligne droite, comme cela arrive dans les éclipses totales, la distance de la Terre à la Lune devrait être prolongée 400 fois plus loin pour atteindre le Soleil. Pour donner une idée de cet immense éloignement, nous ferons remarquer qu’un boulet de 24, chassé par 8 kilog. de poudre , parcourt nu sortir du canon 420 toises par seconde, ce qui revient à 663 lieues par heure. Ce projectile, s'il conservait celle vitesse, parcourrait donc 13900 lieues par jour, cl cependant, il lui faudrait environ 6 ans pour arriver au Soleil, tandis qu’il ne mettrait que 3 jours | pour aller à la Lune.

Les distances et les parallaxes que nous venons de donner varient •avec le lieu des astres et celui que l’observateur occupe sur la Terre; ainsi il ne faut pas prendre les nombres ci-dessus comme absolument exacts. Mais notre but n’étant maintenant que d’expliquer le mouvement ^e la terre, ces résultats moyens entre les plüs grands et les moindres suffisent a notre objet. Nous reviendrons plus tard sur ce sujet, pour en faire apprécier toutes les conséquences.

21. Le Diamètre apparent d'un astre est le nombre de degrés sous lequel nous le voyons. Ce diamètre se mesure par le temps que l’astre met à traverser devant un fil très-fin placé dans la lunette. On observe les moments précis où son bord vient toucher le fil, tant à sou entrée qu’à sa sortie. La durée écoulée entre ces deux instants, traduite en degrés, à raison de 13° par heure (n° 7), donne le diamètre apparent, si l’astre décrit l’équateur. Dans le cas contraire, il faut multiplier par le cosinus de sa déclinaison (coy. la note n° 14). On peut encore placer au foyer de la lunette un réseau de fils parallèles très-fins, et qui divisent le champ en espaces égaux. Ce réticule, qu’on nomme Micromètre quand l’un des fils est mobile, sort aussi à mesurer les diamètres VaAsocaspiii, s

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VOLDMK DES ASTRES.

.ipparenti et lei plut petits interrallet. On troure ainsi que le diamètre dn Soleil et celai de la Lune sont à pou près égaux à 8S'

Une fois ce diamètre connu, ainsi que la parallaxe, le volume s’obtient aisément. Par exemple, le rayon de la Terre est vu du Soleil sous un angle de 8", 58 , et celui du Soleil vu de la Terre est de 963". On est donc bien assure qu’.i la même distance où le rayon solaire parait de 903", celui de la Terre semble être de 8", 58. Ces rayons étant entre eux dans le rapport de ces nombres **, on a la proportion

8",58 I 963" :: rayon terr. ; rayon sol. =s 119«

^ OüO

Ainsi, le rayon solaire 113 fois celui de la Terre.

Les volumes de deux sphères sont comme les cubes de leurs rayons. Le cube de 1 12 est 1 404 928 ; donc le rolume du Soleil esl environ quatorze cent mille fois celui de la Terre.

On trouve de même que le rayon de la Lune n’est que les ^ de ceint delà Terre, et que son volume n’est que la partie de celui de notreglobe.

La Luno et le Soleil nous semblent de grosseurs à peu près égales ; mais cette apparence est bien trompeuse, puisque celui-ci étant

• Voici le moyen que Rochon a employé pour meuircravcc précision îc» iliamètrcsilcs planèlci. On »c sert d’un prisme de cristal de roche, qui jouit de la double réfraetion, propriété q ii consnto à voir doubles le» objet* qu'on re{;ardoà travers ce minéral; l'ccarlemeoldc* deux images dépend des posilioas de i'o;il, du cristal et du rohjct. Qu'à l'aide d'une lunette munie d'un de ces crUlaus, on regarde de loin un disque noir peint sur un fond blanc, et qu'on place ce cristal dans le tube, de manière à présenter ces deux images en contact. Oo marque sur le tube la place où se trouva alors le cristal, correspondante au petit angle sont lequel le disque est tu ; or cet angle est connu d'après le diamt’lrc cl la distance. On ré|>èle les épreuves avec difTérents di«quc» , en changeant le lieu du cristal dan* le tube, pour amener le contact apparent de* disque*. Chaque position répond à un diamètre connu ; cl Ton conçoit qu'il est facile de graduer lo tul>e de la lunette pour des diamètres apparents croissant de seconde en seconde ; d'ailleurs, des graduations égales du tube répomlenl à des accroissements égaux du diamètre. En dirigeant l’axe vers une planète et amenant la double image au contact, la graduation correspondante sur le tube de la lunette fait apprécier avec exactitude le diamètredo l'astre. C'est en perfectionnant cet ingéoiouz procédé, que M. Ango est parvenu à obtenir ces diamètres avec une extrême précUioa.

•• I/anglc sous lequel nous apercevons les corps dépend de leurs volume* cl de leurs distances ; mais si !c volume demeure le mémo cl si la distance devient double ou triple, Vanglt optiq^st est réduit h la moitié on au tiers. En effet, si l'observateur S (6g. ii) voit sous le mémo angle deux arcs u6 et AT , et que celul-ei soit à une ditiancc double , AT est aussi double de o6. On a en général Srt t «A * 1 SA * AT, puisque Icsarcssont décrits du même centre S. h'où il suit que pbls l'arc ab s'éloigne de son centre S, et plu* Tanglc quil mesure décroît, dans le même rapport que la distance augmente. Dans le cas du boleil et de la hune les arcs dont il s'agit étant très-petits, sont pris pour leurs cordes.

On voit donc que si uu corps s'éloigne en pré>cutaul scs dimensions dans une situation toujours parallèle, l'angle optique , sous lequel il sera vu, sera d'autant moindre, et ses dimensions nous paraîtront d'autant plus petites.

ROTATION DIURNE DE LA TERRE

AOO foi* pliu loin qae l’aatro , son diamètre Téritable est -400 fois celui de la Lune; le^ volume du Soleil est quatorze cent mille fois plus gros que notre globe, qui lui-même est près de 50 fuis celui de la Lune. On trouve que la Lune n’a que 780 lieues de diamètre, et n’est guère à plus de 86 mille lieues de nous, tandis que le Soleil a 320 mille lieues de diamètre, et est éloigné d’environ 8A millions de lieues.

Pour nous faire une idée des grandeurs relatives de ces trois corps, concevons par la pensée qu’on ait amené le centre du Soleil à coïncider avec celui de la Terre, sans changer la position de la Lune; puisque la distance lunaire est de 60 rayons terrestres, et que le rayon solaireestde 1 12 fuisie rayon de laXerro, on voit que le Soleil embrasserait la Terre, l'urbc entier dans lequel circule la Lune, puis s’étendrait presque une fois an delà. L’imagination s’étonne au récit de ces faits incontestables; elle résiste à les croire, parce qu’ils sont hors de la portée ordinaire de notre esprit. Et que sont cependant ces dis-

-tonces et. ces volumes, lorsqu’on les compare aux étoiles ?