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ner en 24 heures d’orient en occident autour de la terre.On peut se représenter la combinaison de ces deuxmouvcmens en imaginant un cercle qui tourne autourde son centre de droite à gauche, tandis qu’un pointplacé sur la circonférence , et qui participe du mouve-ment général , se meut de gauche à droite sur cettecirconférence.

Comme toutes les apparences dues au mouvement dela terre sont plus importantes pour l’astronomie et pourles sciences qui en dépendent que ce mouvement réellui-même, on a particulièrement besoin de connaîtreà chaque instant le lieu du soleil, c’est-à-dire, le pointdu grand cercle de la sphère céleste où le projette lerayon visuel mené de notre œil à son centre ; aussi dansla théorie on suppose que la terre est immobile au foyerde l'ellipse que le soleil semble parcourir , et l’on trans-porte à ce dernier les vitesses variables du mouvementde notre globe. Nous nous conformerons à cet usagedans ce qui va suivre.

L’orbite dusoleil n'est pasle grand cercle de la sphèrecéleste que cet astre paraît décrire, quoique cette or-bite et ce grand cercle soient désignés par le même nomd’écliptique •, c’est une ellipse située dans le plan de cegrand cercle, et dont il est facile de déterminer les di-mensions relatives, car le diamètre apparent du soleilvariant continuellement de grandeur, il en résulte quecet astre est tantôt plus près et tantôt plus éloigné dela terre. On sait que le plus grand diamètre apparent(yoy . ce mot) est de 32' 35", 6, et le plus petitde 3i'3i".Ainsi, d’après les lois de l’optique , les distances de-vant être en raison inverse des diamètres, si nous dési-gnons par D la plus grande distance du soleil à la terre,et par d la plus petite distance , nous aurons

D : d-.-. 32' 35",6 : 3i' 3i"

:: ig55', 6 : 1891"

En représentant donc la plus grande distance par lenombre ig55, 6, la plus petite sera représentée par lenombre 1891, et, par conséquent, la distance moyennepar 1923, 3 j ou, divisant ces trois nombres par 1923, 3,on aura, pour représenter respectivement la plus grande,la moyenne et la plus petite distance les nombres

1,016794; 1,00000; 0,983206.

Il est aisé d’en conclure qu’en prenant pour unité ledemi-grand axe de l’ellipse, le demi-petit axe est égalà 0,999858, et l’excentricité à 0,016794*

Les rapports précédens ne nous apprennent riensur les dimensions absolues de l’orbite solaire , l’obser-vation seule de la parallaxe peut déterminer ces dimen-sions j or, on sait (t>oy. Parallaxe) que cette parallaxeest d environ 8", 6, et parsuite quela distance moyenne

SO

du soleil à la terre n’est pas moindre de 23g84 fois lalongueur du demi-diamètre de la terre, ce qui fait à peuprès 34000000 de lieues.

Cette importante donnée nous fait encore connaîtreles dimensions propres du soleil, qui se déduisent im-médiatement de sa distance et de l’angle qui mcsuieson diamètre apparent. Le diamètre réel de cet astreest de 320000 lieues, ou près de 4 fois la distance de laterre à la lune. Si l’on veut comparer les dimensionsdu soleil à celles de la terre, on trouve que le demi-diamètre solaire est au demi-diamètre de la terre

comme 111 i est à 1, et que le volume de ce globe

prodigieux équivaut à i 38447 2 fois celui de la terre.

La masse du soleil, déduite de la théorie de l’attrac-tion , est représentée par le nombre 354936, la massede la terre étant prise pour unité. En comparant lamasse au volume, on obtient la densité ( voy . ce mot) ;ainsi la densité moyenne du soleil est à celle de la terrecomme o,2543 est à 1.

Si l’orbite du soleil était un cercle et s’il le parcou-rait d’un mouvement uniforme, il suffirait de connaî-tre sa situation à un instant déterminé pour pouvoircalculer ensuite sa situation à un autre instant quelcon-que, mais il n’en est point ainsi j l’observation montreque la vitesse de son mouvement est continuellementvariable ; par exemple , vers le 31 décembre, il par-court en 24 heures un arc de i° 1'9", 9 tandis que, vers leI er juillet, l’arc qu’il décrit dans le même intervalle detemps n’est que de o° 57' 11", 5. Il faut donc savoir ré-duire le mouvement moyen et uniforme que l’on prendpour base des calculs au mouvement réel et inégal ;c’est ce que les astronomes font avec facilité à l’aide destables du soleil où se trouvent toutes les circonstancesde ces divers mouvemens. Nous ne pouvons ici qu’in-diquer la base de ces opérations.

La durée d’une révolution complète du soleil ou sonretour à la même étoile, ce qu’on nomme l'année si-dérale, étant de 365i 6 h 9' 10", 75= 365), a563744>ctpendant cette durée le soleil parcourant les 36o° del’écliptique, si sa vitesse était uniforme il parcourrait

en un jour 59' 8", 33022. Ainsi connaissant le lieu dusoleil sur l’écliptique un jour donné, ce qu’on appellel’ époque, on aurait son lieu pour tous les jours suivansen ajoutant 59' 8" 33022 par chaque jour écoulé à par-tir de l 'époque. Le lieu obtenu de cette manière neserait pas le véritable, mais il servirait à le trouver enréduisantle mouvement circulaire au mouvement ellip-tique, comme nous l’avons exposé au mot anomalie-On prend ordinairement pour époque minuit, tempsmoyen, qui sépare une année de la précédente, c’cst-a-dire, le minuit qui finit le 3i décembre et commencele i er janvier^ le lieu moyen ou, comme on le