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ASTRONOMIE.

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ment la plus grande des deux est de couleurmuge ou orangée , tandis que la petite paraitbleue ou verte Si ces contrastes ne résultenti»as uniquement d'une illusion d'optique, quelmagnillque spectacle doivent offrir aux p ; anè-iea qu'ils éclairent, ces Soleils rouges et verts ,'•itiiôt paraissant sur le même horizon , tantôt?-e succédant l’un à l’autre!

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Castor. Mesarthim, y au Délier.

Ktoii.es filantes. — On appelle ainsi ces feuxl'airs et rapides qui s'allument tout à coup aumilieu des ténèbres et qui semblent autantd'étoiles se détaehant de la voûte céleste pourtomberdansdifférentesdireetinns vers la sur*lace de,la Terre. Le nom de Bolides est donnéa ceux qui ont un diamètre assez considérablepour offrir l'apporence d'un globe de feu. Un-illon lumineux marque fréquemment la routeque le météore a suivie.

La périodicité de certaines apparitions d'é-toiles litanies est aujourd'hui bien constatée,t.es époques les plus remarquables sont du 10nu 15 novembre. aux approches du Ki août,le 7 décembre, etc. U est arrivé plus d'une fois,notamment aux deux premières épiques, queI on a observé de véritables pluies d'étoiles'Hantes Telle est celle que t’illustre voya-geur, >1. de Nmtiboldt, observa en Amérique dans la nuit du 11 au 12 novembre 1700. Maisle plus souvent ou peut constater l’appariiion-m phénomène sansqo'il atteigne celte inten-sité. Suivant M. Quételet , le nombre des étoi-les Ulantes est de K, moyennement par heure,aux veux d'un observateur is dé ou de plusieursobservateurs dont l'attention est dirigée versune même région du ciel. Ce nombre est dou-ole si les observateurs se partagent l'exanirnde la voûte céleste, l’our une apparition ex-• raordinnire, M. J. Ilerschel pense que le nom-ore d'etoiles doit être nu moins double, c'esta dire de plus de :i2 pour tout le Ciel.

On attribue généralement les étoiles ti'nnlesà la meme couse que les aêrolithes ou pierresmm becs du ciel; on pense qu'elles provien-nent de myriades d'astèroï es qui se meuventautour du Soleil , dont les orbites coupent ciTe•le in Terre dans les environs des points où laferre se trouve vers les trois époques ci-dessus-lésignées. Il résulte du catalogue le plus com-pte) de chutes d'aéroülh. 6 que le plus grandnombre de ces pierres météoriques tombe ennovembre, surtout vers le KL

Ou doii signaler les analogies remarquablesque divers observateurs et physiciens, tels queCassint, de Mairan , MM. Biot, Quételet , etc ,oui signalé entre ces groupes d'asteroldes, lalumière zodiacale, les taches du Soleil el lesaurores boréales. Nous ajouterons que l'unpourrait peut-être attribuer à la même camel’apparition si controversée d'un prétendu sa-tellite de Vénus . Car si la lumière zodiacale,nui s'étend au delà des orbites de Mercure etde Vénus , est formée, comme le pensait Cas-sini, par une multitude d'asiéroïdes, il peut yen avoir qui se soient trouvés dans le voisi-nage de Vénus , et qui nient offert l'apparenced'un satellite de cette planète en présentant lamême phase.

$ 2 Is>is des mouvements réels des astres.

I.otv fit? Kfpifk. — I. t.es planètes se meu-

vent dans des courbes planes , et les rayonsvecteurs menés de leurs centres au centredu Soleil, décrivent autour de cet astre desDires proportionnelles au temps.

II. t.es orbites décrites par les centres desplanètes, sont des ellipses dont le Soleil occupeun des fox ers.

III. t.es carrés des temps des révolutionsdes planètes amour du Soleil sont dans lemême rapport que les cubes des grands axesde leurs orbites

Les deux premières lois sont applicables auxmouvements des satellites aussi bien qu'àceux des planètes, si l'on fait abstraction desperturbations qui résultent de causes dontil va être question. Mais Is troisième loi n'estqu'approchée; ellescraitendéfaut si limassesdes phiièie.-n'étatem pas inliniment petit» s parrapport a c» Ile du Soleil, de sorte quelle doitêtre modiUée pour les satellites qui ont unemasse sensible par rupporl à celle de la pla-nète principale.

Attraction ou pesanteur universelle. — Dela première loi de Kepler on peut déduirel'exisience d'une force dirigée vers le centredu Soleil. La loi du mouvement elliptique, oul'KxpressiOQ de la vitesse qui se déduit de cetteloi ut de la précédente, montre que l'intensiiédu cette force varie, pour une même planète,en raison inverse du carré de la distance auSoleil . lînüu la troisième loi de Kepler montrequ’à égalité de distance au centre du Soleil,l’intensité de la force motrice est proportion-nelle à la masse de chaque planèle et indé-pendante de la nature particulière de celleplanète.

Telles sont les conséquences que Newton adémontrées synthétiquement dans ses Prin-cipes, ei sur lesquelles il a fondé la théoriede la pe'uuteur universelle, son plus beau titrede gloire.

Tous les corps de la nature s’attirent mu-tueilemem en raison directe des masses et enraison inverse du carré de la distance. Telleest la grande loi que Newton a mise hors dedoute, non-seu-ement par les déductions tirées(L s lois de Kepler, mais encore par une dé-monstration directe. Kn effet, en admettantce principe, on en conclut, par les méthodesemployées dans la mécanique, des lois géné-rales dont celles de Képler ne sont que des casparticuliers.

Newton a d'abord démontré que , quanddeux corps sphériques sont sollicités par unesemblable force attractive, chacun d'eux décritautour de l'autre, considère comme immo-bile, et tous deux décrivent autour de leurcentre commun de gravite des courbes con-caves qui sont ucn- des trois sections coniques,et dont un des foyers est occupé par ce centrecommun de gravité. La courbe sera, danschaque cas particulier, une ellipse, nue hyper-bole ou une para noie, selon les rapports devitesse, de distance el de direction; et les ex-centricités pourront avoir des valeurs quel-conques, d après les mêmes circonstances.Dans tous les cas, la vitesse angulaire aveclaquelle se meut la ligne qui joint les centressera en raison inverse du carre de leur dis-tance mutuelle, et les aires décrites par celteligne seront égales en temps égaux. Kntin lerapport du carré du temps de la révolutiond'un des deux corps au cube du grand axe,dans le cas du mouvement eLipiique, seraégal à une quantité constante divisée par lasomme des tnas-es des deux corps. Ce rapportsera donc sensiblement constant si l'une desdeux masses est toujours extrêmement petitepar rapport à foutre f>*t ce qui n lien pour