EQU

á’où vient lc mot Equation, B

Exemple. Le soleil parcourt tantôt 54minutes d’excès furies 3600 de^ son mouve-ment pris fur l’équateur , tantôt 67. Cettedifférence rend le jour astronomique iné-gal. Pour corriger cette inégalité on prendun nombre moïen entre ces deux. Cenombre , qui est dc 39 minutes, 8 secon-des , ajouté au jour moïen , le rend egal.Aiant le jour moïen , il faut encore ajouterou retrancher tous les jours quelque nom-bre , pour avoir le vrai jour astronomique.Or ces différences forment roue autanc dir-qiicitions , & on en forme une Table qu’onappelle Equation des jours. C’est par certeTable qu’on corrige les pendules les plus jus-tes. ( V. ci-après Equation de l’horloge.)

Equation d’heurf. ou du Tcms .Différence entrel’ascenfion droite pour le lieu moïen dusoleil Sc l’asceníìon droite pour son vrailieu. Par conséquent fa mésure est la partiede l’équateur entre deux méridiens , dontl’un est tiré par le lieu moïen , Sc l’autrepar le vrai lieu du soleil dans l’écliptique.C’est. pour cette raison que les Astronomesdivisent le tems en moïen Sc apparent ,dont le premier répond au mouvementmoïen, Sc l’autre au mouvement apparentdu soleil ; Sc ils construisent des tables parlesquelles ils changent le tems moïen enapparent , Sc l’apparent en moïen. Voie^

- TEMS.

Equation du mouvement du soleil. Arc Ide l’écliptique compris entre Ion lieu moïenSc son lieu véritable. Autrement, c’est ladifférence entre le mouvement moïen , Scle mouvement véritable du soleil. Je m’ex-plique. La terre avance toujours avec lamême vitesse dans son orbite. Néanmoinsil semble des arcs de cet orbite qu’elleparcourt avec plus de vice fTê les uns queles autres. En voici la raison , la terre setrouve ( Planche XIV. Figure 133. ) dansson plus grand éloignement en a , qu’onappelle Aphélie , pendant que le soleil estdans l’Apogée , lorsque nous le voïons dans23- La terre aïant avancé de là d’un dou-zième de son orbite jusqu’en é, il semblenéanmoins que le soleil n’a p~s encore fait ladouzième partie de son orbite, jusqu’aucommencement du lion. Par conséquent lemouvement véritable de la terre ne se montepas à tant, que le mouvement moïen ; puis-que celui ci est 23 jo , au lieu que le mou-vement véritable n'est que 23 n. C’est cettedifférence qu’on appelle Equation du mou-vement du soleil. Cette Equation augmentetoujours jusques à la distance moïenne en-tre la terre Sc le soleil. De là elle diminue,

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jusques à la distance la plus proche, ou àla nn elle se perd tout à fait.

Ok appelle encore cette Equation , Projìa-pharess , Sc on la distingue en additive Scen J'ouJlraclive. Elle est additive , lorsqu’ondoit l’ajoûter au mouvement moïen , pouravoir le mouvement véritable. Au contraire,si on la soustrait du mouvement moïen ,pour avoir le résidu, qui est le véritable,elle est alors soitsraclive.

Regiomontan donne à cette Equation lenom d ’Angle de diversité j parce qu’elle estla différence entre l’angle , fous lequel ladistance du soleil Sc de l’apogée est vuede la terre, Sc du centre de l’excentrique.Les Astronomes ont calculé exactement cettedifférence de mouvement; Sc ils la sous-traient du mouvement moïen connu , pouravoir le mouvement véritable : savoir tandisque le soleil se trouve entre lès signes de23 Sc de s, vers la balance. Mais l’arc* dumouvement véritable dévénant plus grandque celui du mouvement moïen ; augmen-tant jusques à la distance moïenne de laterre , Sc diminunntensuite jusqu’à l’aphelie,on ajoute les Prosaphereses , qui dans cettemoitié font régulièrement égales à cellesde l’autre moitié.

Equation du Centre. Quoique l 'Equationprécédente soit une Equation du centre ,cette Equation n’est guéres en usage quedans le calcul du mouvement des planètes.Auftï la déffnit-on la différence entre le lieumoïen. Sc héliocentrique de la planète, oïielle est vue du soleil. Kepler , dans sonCommentaire De Motu sella Sc martis , Scdans son Epitome Asronomia Copernicanœ ,enseigne la maniéré de calculer cette Equa-tion dans un orbite elliptique. Il divisel ’Equation en Optique Sc Physique ; Sc ilprétend, que le mouvement d’une planètene pproît pas seulement inégal, à cause desa diverse distance du soleil ; mais qu’ilTest réellement dans son orbite.

Equation de i'Horlc*e. Différence entrel’heure d’une horloge Sc l’heurc solaire. Afìnd’avoir une idée plus nette de cette Equa-tion , il faut savoir, que la révolution dusoleil, ou son rétour au méridien, s’acheveplus promptement en certains rems de Tan-née que dans d’autres. De maniéré que siTon réglé une horloge fur le moïen mou-vement du soleil, si on la met à midiavec le soleil un certain jour de Tannée,ies jours suivans, elle ne marquera pasmidi dans le tems précis que le soleil palîerapar le méridien ; mais elle s’en écartera pl isou moins, suivant que la révolution véri-table du soleil sera plus prompte ou plus

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