270 LOIS IUT MOUVEMENT DU SOLEIL,

le périgée, et l’autre l'apogée. La seconde des deux lois qui vien-nent d’être énoncées, généralement connue sous le nom de loi desaires, fait voir de quelle manière la vitesse du soleil varie avec laposition qu’il occupe sur son orbite elliptique. Si nous prenons, pat-exemple, les arcs MM', NN', pg. 202, que l’astre décrit dans destemps égaux, le premier à partir du périgée M, et le second àpartir de l’apogée N, les aires des secteurs elliptiques MTM', NTN'doivent être égales; il en résulte évidemment que MM'est plusgrand que NX'; c’est-à-dire que la vitesse du soleil est plus grandelorsqu’il est à son périgée que lorsqu’il est à son apogée. On re-connaît sans peine, par des considérations analogues, que la vitessedu soleil diminue constamment, pendant qu’il va du périgée àl’apogée; et qu’elle augmente, au contraire, sans cesse, pendantqu’il va de l’apogée au périgée.

La forme d’une ellipse dépend du rapport qui existe entre ladistance du centre à l’un des foyers et le demi-grand axe ; l’ellipseest plus ou moins aplatie, plus ou moins différente du cercle décritsur son grand axe comme diamètre, suivant que ce rapport a unevaleur plus ou moins grande. La considération du plus grand et duplus petit diamètre apparent du soleil nous a fait reconnaître (§ 146)que ce rapport de l’excentricité OT, /Ig. 202, au demi-grand axeOM,rapport que l’on nomme simplement l’excentricité de l’ellipse, estégal à 0,0168, ou à peu près 1 4 5 . 11 en résulte que l’ellipse solaireest extrêmement peu aplatie. Si la pg. 202 avait été faite dans desproportions convenables, il serait impossible de distinguer l’ellipsed’un cercle. On s’en rendra compte sans peine, en observant que,si l’on voulait tracer cette ellipse solaire en donnant un mètre dolongueur au demi-grand axe OM , le demi-petit axe OR devraitavoir une longueur de 0 m ,99986 ; c’est-à-dire que la différenceentre le demi-grand axe OM et le demi-petit axe OR serait seule-ment de 0 n \0001 4 , ou environ - de millimètre. Il faudrait que letrait avec lequel on figurerait l’ellipse fût bien fin, pour que salargeur fût moindre que cette différence.

Le grand cercle de l’écliptique n’est autre chose que l’intersec-tion du plan de l’orbite du soleil avec la sphère céleste, dont lecentre est occupé par la terre (§ I 43). Les deux équinoxes A, C,pg. 202, et les deux solstices B, D, sont les extrémités de deuxdiamètres de ce cercle, qui sont perpendiculaires l’un sur l’autre.Il est aisé de s'assurer que le grand axe MX de l’ellipse est dirigé,par rapport aux lignes AC, BD, comme l’indique la figure. On voiten effet que le soleil, en parcourant son orbite dans le sens de laflèche, arrive à son périgée M quelque temps après s’être trouve