SAISONS

(liarne, et le pasiage d’un cercle à l’autre, ou le changemenl de déclinaison du Soleil, est dû à la translation de la Terre dans l’ccliptiqiie.

2” Le passage d’une étoile an méridien divise en deux temps parfaitement égaux l’intervalle du lever au coucher; mais la même chose n’a lieu pour le Soleil qu’aux solstices. A raison du changement perpétuel de déclinaison, les angles horaires du lever et du coucher sont un peu inégaux. A jréquiiioxe du printemps , la 2° moitié du jour surpasse la l'“ de 1' 12". C’est le contraire à l’équinoxe d'automne. Midi n’est donc exacloinent le milieu du jour qu’aux deux solstices,

3" Aux équinoxes, la hauteur méridienne du Soleil est précisément D'E = DE' (6g. 3), compl. de la latitude ou delà hauteur du pôle PD (n° 17). Aux solstices, elle est cette même quantité ± 23“ 28'. Il est facile de reconnaître ces quatre époques. Sur un sol horizontal BHA (6g. Al) , si l’on fixe un Gnomon ou Style certical CI, et qu’on trace une méridienne CM ; interscctiou do l’horizun avec le méridien qui passe par le style (n°> 6 et 200), l’ombre déco style tombera chaque jour à midi sur CM. En examinant la longueur do l’ombre, on pourra déterminer les jours des solstices et des équinoxes *. Par exemple, au solstice d’été, l’ombre méridienne atteint sa plus petite longueur, ce qui rend cette époque facile à reconnaitre.

Si l’on mesure avec soin les longueurs d’un gnomon et de son ombre méridienne, on en conclura la hauteur du Soleil à midi. Des observations faites aux deux solstices donnent ainsi la plus grande hautenr méridienne D'^(fig. S), et la moindre D'G , compléments des distances tcnithales Zy, ZG , qui reviennent à ZE — Ey, ZE -1- EG. La demidiff. de ces arcs est EG = Eÿ = l’obliquité de l’écliptique , ou l’anglo que forment l’écliptique gG' et l’équateur EE' : la demi-somme des mêmes arcs est ZE = PD = la hauteur du ])ôle. Ainsi les deux dis-

* Le »lylc Cl (fij*. 40 sou ombre CB forment le iriinglc rccUn(;lt' CIB, où Tatit'le CIB e»t It hauteur du Soleil sur Phorizon ; on a Cl X cot B « CB, cm]u . qui donne à un instant quelconque, PiUM dea quantités B, Ci et CB, coonaissant les deux autres. A midi, ta hauteur D'y Bq, est celle D E de rëquateor H- Ey» ou la déclin, du Soleil, d'où

hauteur mérid. 90^ — latitude -4- déclin. Soleil.

Aiofion n

gnomon Xf^9 {UuUutU — €Uciin.) a ombrt,

La déciinaiion est négative lonqn'elle e»t australe, mille aux équinoxes, et de i8* aux solstices. 11 Ml doue bien aisé d'évaluer les longueurs de l'ombre à ces quatre époques, et de les dclcrmiiier par observation.

SOLEIL

lances icnitbales mcridieinies et üolslicinlcs nul pour demi-diiTércnce l'obliquilé de l’ccliptiqiic, cl pour deiiii-sumiuc la l.itilmlc du lieu de l’observation.

Au re.ste, comme la longueur des ombres méridiennes varie Irès-peu vers les solstices, il y a toujours quelque iiidccisioii sur cette déteruiiiiatiuu. Les effets de la pénombre dans les grands gnomons (n° 12S) augmentent encore riiiecrlilude, <|uoiqu’on puisse parer à cet inconvénient. On ne doit donc regarder les ombres méridiennes que comme des 1110 } ens très imparfaits de déterminer les solstices et les équinoxes. Il en faut dire autant des retours de levers et couchers d’étoiles à la même heure ( 11 ° Aussi les modernes ont-ils trouvé des moyens beaucoup plus exacts.

4° On nomme année tropique la durée qui s’écoule entre deux passages du Soleil par le même point de son orbite, tels qu’un équinoxe ou un solstice. Les mesures les plus précises ont donné (eoy. n° 111)

année tropique = 3G,V,2 «22181 21 = 365/ 5'* 18' 47",61S9.

Ou n’avait d’abord fait l’année que de 365', parce qu’en se servant des ombres méridiennes, on u’avait compté que 365' entre les retours du Soleil à la même hauteur méridienne équinoxiale. On préférait observer les longueurs d’ombres vers les équinoxes, parce que les variations sont plus marquées. Mais comme ajirès 365' le Soleil n’est pas revenu précisément nu même point du ciel , il en résultait une petite erreur qui n’était rendue sensible qu’après un laps de plusieurs années. Par exemple, au bout de quatre ans, au lieu de retrouver la même ombre méridienne après 4 fois 365' ou 1460', on ne l’observait qu’après 1461'. Ce jour de plus, réparti sur les 4 années, donnait à Ircs-pen près 365' j pour l’année. Les observations étant répétées durant un temps très-considérable, une moyenne entre les résultats y a apporté plus de précision.

34. Pour les habitants de l’équateur terrestre KK' (fig. 6), les pôles P et P' sont dans l’horizou. Tous les astres ont leurs cercles diurnes verticaux et coupés par la moitié. Toute l’année les jours sont égaux ^ aux nuits. Le Soleil jtasse deux fois l’an au zénith, et ses hauteurs méridiennes solsticiales sont de 66° 32', inelinaison de l’axe terrestre sur l’écliptique : les hauteurs croissent en approchant des équinoxes. Dans le cours de l’année les ombres prennent toutes les situations possibles, tantôt d’un côté de l’équateur, tantôt de l’autre, six mois vers le pôle boriinl , six vers le pôle austral; l’ombre méridienne allant direc-