MOUVEMENT ELLIPTIQUE. C

longDcnr qne leoaloul montre appartenir au rayon qn’cllo représente; joignez enfin les points ainsi obtenus par un trait continu , cl tous aurez la courbe P ^ AT. . . qui figure l’ccliptiquc.

La ressemblance de cette courbe avec la section conique nominéo Ellipse f est confirmée parles calculs les plus précis, qui en établissent l’identité parfaite. Donc l'écliptique, ou l’orbite annuelle de la Terre, est une ellipse dont le Soleil occupe l’un des foyers.

L’ellipse est une courbe PH AG (fig. 13) que sa ligne AP de plus grande longueur coupe en deux parties égales ; le centre C est le milieu de cette ligne AP, qu’on nomme grand axe. Sur AP, il y a deux points S et F à distance égale du centre, qu’on nomme les foyers, et qui jouissent de cette propriété : si de ces foyers S et F on mène des droites ST, TF à un point quelconque T de la courbe, la somme de ces deux distances est toujours égale au grand axe AP. Soit pris un fil qui ait AP pour longueur, et dont les extrémités soient fixées aux foyers S et F; on roil que si l’on tend ce fil , à l’aide d’un stylet T , pour lui donner la forme FTS, FGS, etc., la pointe sera sur la courbe dans toutes ses positions; on décrira l’ellipse en faisant glisser la pointe le long du fil , et le maintenant toujours tendu.

La longueur CA ou CP est la moyenne distance (dont noos avons donné la valeur n° 36); la perpendiculaire GIl au grand axe, menée par le centre C, est le petit axe; et puisque FG SG, et que la somme de .ccs deux lignes est = AP, on a FG = SG = distance moyenne CP = demi-grand axe; enfin CS ou CF est ce qu’on nomme l'Excentricité ; c’est la différence entre la moyenne distance CA et la plus grande SA, ou la plus petite SP. Foy. mon Cours de Mathématiques pures , n“ 386.

Comparons les ongles décrits chaque jour par le rayon vecteur ST : le plus grand et le plus petit de ccs angles indiquent les points opposés A et P : ce sont les sommets ou Apsides; la duree qui sépare les instants où la Terre arrive en ccs points est celle d’une demi-année. Des observations très-précises ont donné les lieux qui seuls remplissent ces deux conditions : on rcconnait que la Terre est arrivée au périgée P le l'f janvier 1828 à 8'“ 24' 42" du matin, temps moyen de Paris, et à l’apogée A le 2 juillet ; que la plus grande distance AS = 1,01685, la moindre PS = 0,98315, la mo}ennc distance étant prise pour unité; la demi-différence de ces nombres donne 0,0 1685 pour l'excentricité, qui est les 1685 cent-millièmes de la moyenne distance ou du demi-grand axe, Ln multipliant ces nombres par 23984, les longueurs sont exprimées en rayons terrestres; et pour les avoir en lieues

«8 SOLEIL

de 2280 toises, il faut eu outre iinilliplicr par 1432,7 (tx»y. A” SCJ.

40. Nous avons prouvé (n® 24) que l’écliptique céleste est un grand

cercle do la sphère, au centre duquel nous scmblons être fixés ; que ce plan, celui do l’équateur céleslo et les pôles , sont de même immobiles dans l’espace. L’intcrscclion de l’équateur (fig. 13) par l’écliptique ATP^ so fait suivant la droite diamètro de ces deux

cercles célestes : ses extrémités .sont le.s équinoxes, éloignés de 180*; le signe T le point où nous parait être le Soleil au printemps, a est le lieu de cet astre le jour même de l’équinoxe d’au(o»me. Mais le Soleil étant réellement placé en T, la Terre est en effet en =£îr au printemps, "on T à l’automne.

La figure 12 représente les positions de la Terre aux divers signes; P est le périgée, A l’apogée; mais pour conformer leur langage aux apparences , les astronomes rapportent au Soleil le mouvement annuel de translation dans l’écli()tique ; ainsi chacun rectifiera aisément les termes dont ils font usage , et que dorénavant nous adopterons. S sera censé le lieu fixe de la Terre tournant chaque jour sur son axe ; tandis que le Soleil décrit en nn an la courbe elliptique P^îrA'Y' (fig. 16), inclinée sur l’équateur DCdc 23“ 28'. Le Soleil semble être au périgée P vers le solstice d’hiver; à l’apogée A vers celui d’été , à l’équinoxe T 0 lo fi" mars, à l’autre équinoxe:^ à la fin de septembre.

Celle ligne T tracée dans l’équaleur et dans l’ccliptiquc , a une position que nous savons trouver avec précision ; elle est très-usitée en Astronomie. Nous avons dit, n° 0, que ])our faire connaître la situation d’un astre dans le ciel , on en mesure l’asu. dr. et la déclin.; la première est un arc d’équateur qui s’étend entre deux plans horaires , l’un qui passe par l’astre, l’autre qu’on choisit arbitrairement. Les astronomes sont convenus de prendre pour ce dernier plan le cercle horaire qui passe par l’équinoxe Tr les degrés d’asc, dr. sc comptent donc sui- l’équateur à partir du nœud T> depuis zéro, qui occupe ce point, jusqu’à 360”, en faisant te tour entier de ce cercle d’occident en orient, dans te sens du mouvement annuel.

41. Au lieu de fixer la position d’un astre dans le ciel par son ascension droite et sa déclinaison, on [icut le rapporter au plan de l’écliptique. Sur la sphère céleste, abaissez de cet astre un arc de cercle perpend. à ce dernier plan; le nombre de degrés de cet arc est la Latitude de l’étoile ; doiinez-cn outre la Longitude, qui est l’arc d’écliptique céleste compris depuis le point T jusqu’à celui où ce cercle est

MOUVEMENT ELLIPTIQUF.

coupé par le premier arc; et ces deux coordonnées détermineront, comme n° 9, lu lieu de l’astre. Les degrés du longitude sont comptés sur l’éclipliquo céleste , d’occident en orient , et de 0 à 860“ à partir du nœud 'Y'-

Il ne faut pas confondre les arcs de longitude et de latitude célestes arec ceux de même dénomination usités en Géographie (n“ 17) : ce sont également des coordonnées sphériques destinées au même usage, qui est de fixer la situation des points du globe qu’on considère; mais le plan auquel elles sont rapportées est l’équateur terrestre en Géographie, et l’écliptique céleste en Astronomie.

Ainsi que nous l’avons exposé, n° 9, à l’aide d’un équatorial, on d’une lunette méridienne et d’un mural, il est facile de mesurer dans le ciel les asc. dr. et tes déclin, des astres, on en déduit ensuite les longitudes et latitudes à l’aide du calcul. C’est par les formules de la trigonométrie sphérique que les astronomes font ces opérations; il n’entre pas dans notre plan de présenter cette théorie qu’on trouvera développée dans notre Astronomie pratiqtu , ,n“ 40. On préfère les longitudes et latitudes aux asc. dr. et déclin., dans divers casque nous exposerons. On sent, par exemple, que le Soleil ne sortant pas du plan de l’écliptique, a loujours zéro de latitude, et que la distance de cet astre à l’équinoxe suffit pour en donner le lieu ; ce qui offre plus de simplicité dans les applications.

Le Soleil change chaque jour sa place dans l’écliptique , et n’a décrit l’ellipse entière qu’au bout de l’année tropique, ayant tantôt accéléré, tantôt retardé sa marche ; l’arc moyen est de S9'8" 7 (n“ 3S); quand le Soleil est en 'Y' (fig- 12), sa longitude est 0; elle est do 180“ au point opposé Si l'on connaissait la longitude de cet astre à un instant fixe, un en déduirait sa longitude moyenne pour tout autre instant ; en ajoutant autant de fois 89' 8" -, qu’il s’est écouté de jours. Les astronomes sont dans l’usage de prendre jmur départ le midi du 81 décembre, qu’ils nomment VÉpoque {le midi du premier janvier pour les nniié<-s bissextiles). En 1837, par exemple, la longitude moyenne de l’époque est 270“ 86 ' 6 ", 02. Il est bien entendu qu’il faut ensuite corriger les erreurs dues au mouvement elliptique, et à plusieurs autres causes dont nous parlerons bientôt (ooy. n“ 111), On a construit des Tables du Soleil, destinées à marquer chaque jour le lieu de cet astre dans son orbite : celles de M. Delambre sont très-précises, en y apportant de petites corrections reconnues par Bcssel : tous les astronomes en font usage ; la Connaissance des Tenu en publie chaque année un extrait. On a aussi des tables do ilo Zach et de Carlini.

SOLEIL

Le signe Q est cm|iloyc pour designer le Soleil.

42. A partir de la ligne 'Y' des équinoxes, concevons chaque demicercle de l'écliptique céleste divisé en six parties égales, ou de 80°; celle élendue csl ce qu’on nomme un Signe : le Zodiaque est une zone céleste , traversée dans son milieu par l’écliptique, cl terminée par deux cercles qui lui sont parallèles, à la distance de 8 à 0° des deux côtés. Les signes déterminent douze divisions égales dans le zodiaque, auxquels on a imposé les noms cl les caractères suivants :

Printemps.

1 Le Bélier - 'Y', ° »i|;nc.

2 Le Taureau y, 1

3 Le* Gémeaux 2

£ti.

4 L’Ecrevisse 3

5 Le Lion i) , 4

6 La Vierge HJ?, 5

Automne.

7 La Balance 6 signes

8 Le Scorpion 1T\, 7

9 Le Sagittaire 8

- Hiver.

10 Le Capricorne 9

11 Le Verseau ss», 10

12 Les Poissons )(, II.

Pour aider la mémoire , on a compris ces douze signes en deux vers latins, où ces noms viennent dans l’ordre où le Soleil y parcourt les signes.

Sunt Aries, Taurus, Gemini, Caneer, Léo, yfrgo, Ubrague, Scorpiut, ,4rcUenene, Caper, Amphora, Pitees.

Le Soleil est en X é l’instant de l’fiquinoxe du printemps; sa longitude et sou ascension droite sont iiulles; il entre dans y un mois environ après, quand il a déciit 80°; dans {^, quand il en a parcouru 60°; l’astre entre dans l’Ecrevisse au solstice d’été, à 00° degrés de longitude , etc. ; puis continuant sa route , arrive à la Balance à l’équinoxe d’automne, et au Capricorne à l’instant du solstice d’hiver. L’époque où chaque mois le Soleil entre dans un nouveau signe, dé- {tend de la vitesse de son mouvement et de la nature de l’orbite; les tables en indiquent le* inoineols précis. C’est du 19 au 28 de chaque mois que ce passage arrive. Voici la durée qu’en 182B l’astre met à décrire chaque signe ;

Priât. 92. 91. 90, 9

89. .81/ 10* 53' 8 6. 34,0 UP..30.20. 44, 1 Été. 93. 14. II, 8

=Q:..30/ 8* 19' 3 llt..99.20. 23, 6 4».. 29.12. 25, 8

Aut.89.17. 1,6

10*29' 1 es..29. 14.40, 8 X-.30. 0.11, 8 Uiv, 89. 1.14,8.

SOLEIL

On trouve que le 31 décembre 1828 à midi , la long, du périgée (fig. 15) ou l’arc 'Y' A =5; P =0*9° 58', W . Le Soleil, dans aon mouvement apparent, est nu sommet P, le plus rapproché , ce même jour, à 2*31' 15" du soir, au sommet A le plus éloigné le 2 juillet 1829 à S* 45' 41" du matin; a l’cquinoxe T du printemps le 23 mars à 7*0' 46" du soir; enfin h l’équinoxe ^ d’automne le 21 septembre à 9*55' 15" du malin.

Les quatre saisons sont d’inégales durées , ce qui suit de la variation de vitesse et de distance du Soleil. Le printemps est plus court que l’été et plus long que l’automne : l’hiver est la moins longue dos saisons. D’après les données ci-dessus , on peut , à Irés-peu près, désigner ré(ioque do l’entrée dans chaque signe , et celle du retour des saisons, connaissant le moment où l’un do ces phénomènes arrive; consultez au reslo la table I.

'Il résulte de cet exposé que c'est précisément lorsque la Terre est plus éloignée du Soleil, que l’été arrive pour les habitants de l’hémisphère boréal, alors que l’émission do la chaleur est plus faible à raison de la distance. Mais l’élévation de la température est due à la longue durée des jours et à la direction moins oblique des rayons du soleil. La chaleur qui n’a pas le temps do se dissiper pendant des nuits très-courtes, s'accumule sans cesse, et devient très-élevée * ; le contraire arrive en hiver.

On serait porté à croire que l’hémisphère austral étant plus rapproché du Soleil dans notre hiver, cl recevant alors plus de chaleur dans .son été que nous dans le notre , a des étés plus chauds et des hivers moins froids que nous : mais Lambert a depuis longtemps prouvé qu’il u’eu est pas ainsi.

Eu effet, la chaleur que le Soleil verso sur la Terre décroit comme le carré de la distance augmente; et d’un autre côté la vitesse angulaire du mouvement de l'astre varie aussi dans ce même rapport. Ainsi, aux accroissements successifs do longitude solaire, correspondent des changements do vitesse et par suite des variations dans la chaleur émise, qui se font une exacte compensation. Qu’on trace sur le plan de l’écliptique (fig. 13) une droite quelconque "T ^ traversant le Soleil et formant un diamètre de celle ellipse , cotte droite coupera l’orbite

* Il ne faut pas oublier que la fatitude d'un paya n’t'al paa la seule cause do raccumulatioa do Ta clialcur en été : les circonstances de localités exercent aussi une (yrande inHueoce; Idlas sont la force et la direction dns vents, la sérénité du ciel, le voisina|to dos montagnes , des forêts, des nsers et dos lacs , la nature mémo du sol , etc. i auui , à mémos latitudes , la Icuipératiirc peut être did'érculc. .

72 SOLEIL

en deux arcs généralement inégaux, de chacun 180* do longitude. Or, quel que soit ce diamètre, la Terre mettra des temps différents pour arriyer d’une extrémité à l’autre , et recevra la même quantité de chaleur de chaque côté. La partie de cette courbe TP— qui contient le périhélie P sera décrite plus rapidement , parce que la Terre a alors une )ilus grande vitesse, ainsi qu’on l’a déjà dit ; la chaleur reçue sera aussi plus granile, puisque la distance est moindre. Mais il s’établit une compensation dans le mouvement sur l’autre partie de la courbe T A ^ qui contient l’aphélie A ; la vitesse , la chaleur y sont moindres, et aussi il faut un plus long temps pour décrire cette demiorbite. C’est ce qui résulte de ce que la quantité de chaleur reçue pendant une partie quelconque de l’année, est proportionnelle à l’angle décrit par le rayon vecteur, dans cet intervalle de temps.

On voit donc que la quantité de chaleur envoyée par le Soleil à la Terre est la même en allant de l’équinoxe du printemps à celui d’automne, qu’en revenant de celui-ci au [>remier. Le temps plus long que le Soleil emploie dans le premier trajet est exactement compensé par son éloignement aussi plus grand ; et les quantités de chaleur qu’il envoie à la Terre sont les memes pendant qu’il sc trouve, soit dans l’un , soit dans l’autre hémisphère. Vay. un Mémoire de M. Poisson , Connainance de» Tetna, 1830. Ainsi, toutes les circonstances accessoires étant les mêmes pour deux latitudes égales, l’une boréale et l’autre australe, la température doit en général se trouver aussi égale, à des époques correspondantes de leurs saisons.

48. En obsiivant le Soleil à l’aide do verres colorés qui en affaiblissent l’éclat, on y rcniaiquc des taches noires environnées d’une bordure moins foncée : quelques-unes de ces taches ont souvent 1' de diamètre; et comme la Terre n’est vue du Soleil que sous un angle de 17", ces taches égalent 8 fois l’airo de notre globe. En 1779 cl 1791) il y en eut de 6 a 12 mille lieues de diamètre ; l’une d’elles était 4 a 5 fuis plus étendueque la Terre. Le 28 août 1805, dix taches se réunirent en une seule de 20000 lieues de largeur. Une seule seconde angulaire répond à 166 lieues de diamètre, ou 82 mille lieues carrées de superficie. On a vu de ces taches qui avaient 16 mille lieues de diamètre.

Les taches ne restent pas fixes sur le disque de l’astre; on les voit passer et traverser en 14 jours environ, disparaitre, puis revenir 14 jours après sur le bord opposé. Ouelquefois ces taches s’effacent tout à coup, tandis qu’on en aperçoit de nouvelles; car leur noinbro est très-va-

SOLEIL. 75

riiiblo (oii n’on a yii aucune durer plus de 70 jours) , el elles se préseulent avec une irrégularité perpétuelle; leur iiinrclie seule est constante. On rapporte incpiio que, vers l’an 585, la lumière du Soleil fut diminuée durant l'4 mois, et qu’en 626 In moitié du disque fut obscurcie pendant tout l’été. Plusieurs fois on a compté jusqu’à 50 taches; mais quelque temps après ces taches finissaient par disparaître en entier.

En suivant avec attention les mouvements de révolution de ces taches, on a reconnu (pie le Soleil tourne, comme la Terre, sur un axe, ayant ses deux pôles et son équateur : on a même pu évaluer la dtin^cde In rotation et connaitre la direction de l’axe, ainsi que nous le dirons plus tard.

Le jilus souvent les taches sont comprises dans une zone qui ne s’étend qu’à 31“ environ de l’équateur subire. On remarque aussi des facule» ; on nom me ainsi des points d’une iuiniére plus éclatante. Toutes CCS apparences préseiilent des stations et des rétrogradations comme les |danctes (n“ 89), dues aux mêmes cause.s, comme il sera expliqué.

L’existence des taches a paru à quelques astronomes concorder avec une saison chaude: on cite qu'en 1823, l’été s’est trouvé froid cl humide; le thermomètre ne s’est élevé qii’à 28“ 7 Ré. à Paris, et le Soleil n’a montré aucune tache; tandis qu’en 1807 l’été a en de grandes chaleurs, cl les taches ont été fort étendues. D’autres personnes résistent à cette opinion , el pensent qu’il n’y a aucune relation entre ces circonstances. Des hivers Ircs-rigoureox, des ét(is très-chauds sont arrivés en l’altseuce des taches ou en leur présence. L’an 1783 fut .remarquable par sa fertilité el la grandeur des taches solaires; un brouillard sec couvrit l’Europe el fui suivi du Iremblcment de terre de la Calabre.

Doit-on conjecturer, avec Laplace, que le Soleil soit une masse embrasée qui éprouve d’immenses éruptions , dont nos volcans donncnl a peine nue idée? les tac^hes du Soleil seraient alors de vastes cavités, d’où sortiraient par iulervallo des torrents do lave; ou bien, selon Galilée, ce seraient des fumées et des scories nageant sur un océan embrasé. Celle hypothèse n’est guère admissible, parce qu’elle ne s’accorde pas avec les apparences qu’on observe. L’opinion de Herschell est assez généralement reçue des astronomes. Ce savant pense que le Soleil est un corps solide, environné d’une atmosphère de nuages enflammés, dont la matière est soumise à un flux el reflux perpétuel, et ijiii , s’efilr’ouvrant quchiuefois , nous laisserait apercevoir le noyau

SOLEIL

obscur, distant de 800 lieues des nuages éclatants. En effet, Wilson a vu que les taches qui bordent le disque sont étroites et sans pénombre du côté du centre, et que cette bordure n’entoure de tous côtés que les taches centrales ; précisément comme si un trou conique s’offrait sous divers aspects à mesure que la tache tourne. Ce qui parait justifier cette opinion, c’est que les taches restent invisibles un peu plus de temps qu’à traverser le disque apjtarcnt, comme si la partie lumineuse était distante du noyau. M. Fourier avait remarqué que les gaz incandescents ne sont pas susceptibles do la polarisation comme les substances solides ou liquides et lumineuses; et M. Arago a reconnu qu’en effet la lumière du Soleil est dans le premier cas, ce qui parait prouver qu’elle émane d’une atmosphère. On conçoit d'ailleurs que la matière incandescente du Soleil no peut vraisemblablement pas être solide ou liquide, à cause de sa température élevée. Dans l’opinion de llerschell, les facules sont des portions de nuages éclatants et condensés.

Quelques personnes ont été jusqu’à croire qu’il existait entre le noyau du Soleil et ses nuages enflammés une atmosphère très-dense, qui en diminuait l'ardeur et l’éclat jusqu’à rendre l’astre habitable. On sent combien toutes ces notions sont vagues et conjecturales.

Quant à la température du Soleil , M. Pouillet l’estime do douze cents degrés centigrades, d’après une expérience ingénieuse. Qu’une sphère de glace à zéro soit percée d’un conduit où l’on a placé un thermomètre : l’instrunicnt ne restera pas à zéro, si l’on y fait arriver des rayons solaires par l’orifice du conduit. Connaissant la distance du foyer d’émanation, et le rapport du diamètre de l’orifice à celui de la sphère de glace , et la quantité dont le thermomètre a monté, ou calculera aisément la quantité de chaleur émise. Or M. Pouillet a trouvé que jamais le thermomètre ne s’élevait à plus de 7 degrés et demi, sons l’influence du Soleil, et ne restait pas à moins de 6 degrés; ces données l’ont conduit à conclure que l’astre a 1200 degrés de température moyenne. Nous ne citons pas cette expérience comme parfaitement concluante , mais seulement pour donner une idée des difficultés que présentent ces recherches, et du but qu’elles se proposent d’atteindre.

La nature de 1a lumière est encore aujourd’hui un sujet de contestation entre les physiciens. Les uns adoptent le système de rémission, en s’ap[)uyant sur l’autorité de Newton; ils veulent que tous les corps lumineux jouissent de la faculté de lancer des particules excessivement déliées et rapides, qui produisent la chaleur et lu lu-

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7tJ

micre. Les autres veulent que l’espace soit rempli d'uii fluide très* rare, nommé éther, dont les molécules sont vivement agitées par vibrations ou ondulations, en présence des corps dits lumineux. C’est à peu près ainsi que les vibrations d’un corps sonore deviennent son- ' sibles à nos oreilles par rintcriuédiaire'dcs ondulations de l’air; mais la lumière est transmise à nos yeux par l’éther, fluide bien plus rare, plus élastique et plus mobile. Les iiiouvemcnts perçus par nos organes produisent la sensation de la lumière, sans que le volume des corps lumineux soit altéré. Sans nous arrêter .à discuter ici ces deux opinions étrangères à notre objet, nous dirons que la lumière vibratoire se prêtant mieux è l’application' des phénomènes observés, réunit aujourd’hui le plus grand nombre de partisans.

On ne doit cependant pas regarder eomme une objection insoluble contre le système de l’émission, ce fait, que depuis un temps immémorial le volume du Soleil n’a éprouvé aucune diminution, en sorte qu’on doit croire que la masse du Soleil est in variable. Ceux qui attribuent la lumière et la chaleur à une émanation croient le contraire, quoique cette combustion ne paraisse pas jusqu’ici avoir diminué le volume do cet astre. Mais remarquons que son diamètre est d’environ 2000", dont chacune répond à 16S lieues, à la distance de 34 millions de lieues où se trouve l’astre. Or, si son diamètre diminue chaque jour de 2 pieds, ce qui est énorme pour un corps aussi volumineux, et pour une substance aussi rare ([ue la lumière, la diminution serait de 122 toises par an, et de ICO lieues, ou 1" après 3000 ans. Ainsi après 30 siècles, la combustion serait imperceptible pour nous, puisque nus instruments ne sont pas assez parfaits pour nous permettre d’apprécier 1" de diminution sur le diamètre de l’astre. L'opinion émise pur Buffon que le Soleil répare scs pertes en absorbant des comètes à de certaines époques n’est donc pas nécessaire à admettre dans les deux systèmes, suit do l’émission, soit des vibrations. Cette idée est privée de vraisemblance, d'après ce qu’on cunnait du peu de masse des comètes.

Quoi qu’il en soit do ces hypothèses, un n’en doit pas moins reconuaitre que le Soleil est un corps sphérique qui, comme la Terre, a une rotation autour d’un axe central ; son équateur est incliné de 7° 30' sur l’écliptique. L’astre emploie environ 25 jours et demi à accomplir cette révolution; mais à raison du mouvement de translation delà Terre dans son orbite, qui s’effectue dans le même sens, la durée de la rotation nous parait être de près de 27; 7. Les nœuds de l’équateur du Soleil, ou ses points d’iutcrscetion avec l’écliptique, sont à 80“ 7'

SOLEIL

et 260“ 7’ de longitude. Comme vers le 1 1 juin et le 12 décembre la Terre a CCS longitudes , elle se trouve dans cette ligne de section , et nous voyous l’équateur solaire sous la furme d’une droite inclinée de 7° 30' à l’écliptique.

Trompé par ses expériences, Rouguer croyait que la lumière a plus d’éclat au ceiilre du Soleil que vers les bords; qii'ainsi quelque cause devait affaiblir celle-ci. De même que notre atmosphère affaiblit la lumière des astres, surtout à leur lever où les rayons traversent ubliquement une plus grande étendue d’air, il pensait aussi que le Soleil est environné d’une immense atmosphère : mais par des expériences très-délicates, M. Aragn a reconnu que les bords du disque ont même éclat que le centre, ce qui renverse cette hypothèse.

La Lumière zodiacale est une lueur blanche qu’on aperçoit lorsque l’astre est un peu au-dessous de l’horizon, et qui est ass( z rare pour laisser distinguer les petites étoiles nu travers. La forme do celte lueur est celle d’un fuseau très-étroit dont la base s’appuie sur le Soleil, qui a souvent plus de 100° de longueur, et dont l’axe est dans l’équalcnr solaire. Au mois de mars, la Terre étant placée plus favorablement, on distingue ce fuseau lumineux a|irès le coucher du Soleil, et un le voit se diriger vers Aldébaran : en automne, on le remnr- (|ue avant le lever; et vers Ip solstice d’été, on le voit matin et soir, üo ignore ce qui produit la forme lenticidairc et l’étendue de cette lueur; mais il est établi qu’oii ne peut regarder la lumière zodiacale comme [iroduile ]iar l’atmosphère du Soleil, ainsi qu’on l’avait pensé, parce que cette hypothèse est contredite par la théorie de l’attraction.

Dominique Cassini affirme, dans son ouvrage, que la lumière zu- ^diacale est constamment plus vive le soir que le matin ; qu’eu peu de jours sa longueur peut varier entre 00 et 100 degrés; (|ue ces variations sont liées a l’apparition des taches solaires, de sorte qu’il y aurait ^ eu dépendance directe, et non pas .sculcineut coïncidence fortuite, entre la faiblesse de la lumière zodiacale en 1688, et l’absence de toute tache ou facule sur le disque solaire, dans celte même année.

Selon M. Arago (Annuaire de 1836, p. 208), de très-bous esprits regardent les résultats do Dnininii|uo Cassiiii comme peu digues de confiance. Il leur répugne d’adnietlre que des changements physiques sensibles pui.sscnt s’opérer simultanément dans Téiendue immense que la luniierc zodiacale embrasse. Suivant eux , les variations d’intensité cl de longueur signalées par ce grand aslronoiue n’avaient rien du réel , et il ne faut en chercher les explications que dans des intcimilleiires <lc la diaphanéitc atmosphérique. Il rcsteàsavoir sien effet

MESLUE UU TEMPS.

ces objections sont fondées, ce que M. Arago ne soin'ble'pas admettre, et il recommande aux voyageurs qui parcourent les contrées où le ciel est moins nébuleux qu’en Europe, du faire les observations propres à confirmer ou à détruire celles do D. Cassiiii.

Enfin, un dernier sujet de recherches 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 du substance, un charbon placé sous le vide pneumatique, certaines personnes ont assimilé la niasse solaire à une immense batterie électrique. La tranquillité qu’on reconnaît aux régions polaires du Soleil , comparée à l’agitation des régions éc{uatorinles, où les taches et les facules changent sans cesse de figure et de position, ne pouvant s’expliquer par 1a rotation sur un axe, doit provenir d'une cause extérieure. Au reste, ce sujet est de nature à rester encore longtemps incertain, et le champ des conjectures est trop vaste pour nous y hasarder.

De la mesure du Temps

4A. Un pendule se retronvant , après chaque oscillation , dans le même état , nous offre la plus facile des divisions de la durée en parties égales : on le donne comme régulateur de la marche des horloges. Mais le temps de l'osctllation dépend de la longueur du pendule et de quelquc-8 circonstances physiques^ on est ilonc forcé, pour le régler et le vérifier, de recourir à 1a révolution diurne, qu’un sait être parfaitement uniforme (n° 2), tel est le Jour sidéral, durée qui s’écoule de l'instant où une étoile passe au méridien supérieur jusqu’à celui où elle y revient, et qui est la même pour tous ces corps : elle commence et finit au moment où l’équinoxe T passe à ce méridien, et est divisée en 34'', qu’on compte de 0 à 24.

Le ciel étoilé est donc une horloge parfaite , réglée sur le temps sidéral; une étoile passe au méridien à l’heure 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 régie tous nos travaux , ut que cet astre est le plus facile à observer, scs révolutions diurnes servent à niourer le temps pour les usages do la société. Le jour vrai siu solaire .<u coiiqite à partir doinifiuit, passage du Soleil nu méridien inférieur : il est formé de

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