APPARENCES CELESTES.

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que. et SP une droite faisant avec cet axe unangle de 2l<> 28’. L’axe de la Terre , dans toniesles positions possibles mp est constammentparallèle à SP. Si les arcs pd, ae sont égaux àce même angle, les petits cercles tracés sur Insurface du globe perpendiculairement à j'axepq, soûl appelés cercles polaires ; arctiquedans l'hémisphère boréal, antarctique dansl'hémisphère austral.

Pour tous les pays de la Terre , compris en-tre un des tropiques et le cercle polaire leplus \oisin, les jours et les nuits sont inégaux,si cen'cst aux équinoxes; le jour et la nuit lesplus longs sont ne moins de 24 heures, et il y ad'autant moins d'inégalité entreles plu* longset les plus courts que l'on est plus voisin dutropique.

Dans les régions que comprennent les deuxtropiques, il y a toujours peu d'inégalité entreles jours. Le Soleil à midi atteint une grandehauteur, et deux fins par an il passe au zénith .c’est-à-dire au point du ciel où aboutit In ver-ticale ou perpendiculaire à l'horizon menéepar le centre de la Terre .

Alix tropiques le passage du Soleil nu zénithn'a lieu qu'une fois par an.

Sur tous les points de l'équateur les jourssont constamment égaux aux nuits.

aux cercles polaires laplus longue nuit cl leplus longjour sont de 24 heures.

Entre chaque cercle polaire et son pèle , lalongueur du Jour vers l'un des solstices, et desnuits vers l'autre solstice, va en augmentantsans cesse. Enfin au pôle un jour et une mmd'environ six mois se partagent l'année à p> uprés également.

Du mouvement de la Terre autour du Soleil ,résulte un mouvement apparent du Soleil au-tour de la Terre , de telle sorte que celui-cisemble parcourir sur l'écliptique un espaceangulaire précisément égal et opposé parle sommet à celui que la Terre décrit réelle-ment.

Le phénomène de Vaherration est une con-séquence du mouvement de la lerre. Il con-siste en ce que toutes les étoiles paraissentdécrire annuellement, aulourde leur positionmoyenne , une petite ellipse, et il est dft à lacomposition de la vitesse de la lumière aviccelle rie la tene sur son orbite , qui est envi-ron U) 000 fois moindre que la première.

Les stations et rétrogradations des p’n-ncies s'expliquent aussi facilement par la Com-binaison de' leurs mouvements avec Celui dela terre. L*es planètes inférieures , Mercure etVénus, ne s’éloignent Jamais beaucoup du So-leil l.eur plus grande élongation,ou distanceangulaire à cet astre, ne surpasse pas 29° pourMercure, et 47° pour Vénus .

t'HASES DK LA LtJNE ET DES P T. AN ETES. — 1.0

rotation de la Lune aulourde la Terre , et legrand éloignement du Soleil par rapport àl'une et à l’autre, expliquent parfaitement lesphases de la Lune . Sur la ligure 10, O repré-sente la Terre , et A, B, C , D, E, F, G , II sontdiverses positions de In Lune dans son orbite.Au-dessus du globe lunaire on a représenté àune échelle plus petite les diverses apparen-ces ou phases qui coirespondent à ces posi-tions.

Les rayons solaires peuvent être considéréscomme sensiblement parallèles à une mêmedirection S, parce que le Soleil est presque 400fois plus éloigné de la Terre que la Lune .L'hémisphère tourné vers le soleil, c'est-à-direà droite de la figure, sera donc éclairé eu tousles points de l'orbite, et l'hémisphère opposéreslera obscur. Dans la position A, lorsque Int une est en conjonction avec le soleil, l'hé-

misphère obscur est complètement tourné versla Terre, la Lune est nouvelle et invisible. Aubout de 3 Jours et demi . la Lune étant en II.une portion rie l'hémisphère éclairé devientvisible. Eu C ou au premier quartier, nousapercevons la moitié de cet hémisphère ; en D,les trois quarts; en K, la Lune est en opposi-tion et pleine. Aux poinls F, C, H, elle pré-sente successivement les mêmes apparencesqu'aux points D, C,R, et elle redevient invisi-ble en A.

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l'hases de. la hune.

Pour déterminer la partie visible dans cha-cune de ces positions, il faut imaginer dans leglobe lunaire un grand cercle perpendiculaireau rayon recteur mené du centre de la Terreau (entre de la Lune . I.a portion éclairée del'hémisphère pincé en avant de ce plan sera seuleaperçue de la Terre . On comprend facilementalors pourquoi le croissant a toujours les cor-nes à l’opposé du Soleil.

On comprend aussi pourquoi les planètesinférieures, Mercure et Vénus , sont les seulesqui aient des phases complétés , et commentl'eloignement des p'anètes supérieures quiviennent apres Mars rend insensibles les va-riations de grandeur dues aux phases.

Eclipses. — Les ügures 17 et 18 donnent l’ex-phcaiion des éclipses. Soit Ali un corps sphéri-que lumineux, tel que le Soleil , et CD un au-tre corps spherique opaque , la Terre dans latig. 17, la Lune dans la fig. 18. Comme on peuttoujours mener à deux cercles deux systèmesde tangentes communes, savoir, l'un EC\,EUIîoù le croisement a lieu au delà des deux cer-cles; l’aulre DHA.CKB, où le croisement a lienentre les deux cercles, les points E et K sontles sommets de deux cônes tangents aux deuxsurfaces sphériques à la fois. La sphere CDporte vers le sommet E du premier cône une