PARALLAXE DU SOLEIL; SA DISTANCE A I.A TERRE. 27!dans la direction du solstice d'hiver D , conformément au résultatdes observations, qui indiquent que le diamètre apparent du soleila sa plus grande valeur vers le 1 er janvier. La longitude du pé-rigée M, qui est égale à l’arc ABCDM (§ 1 i l), a pour valeur en-viron 280".

Les saisons, dans lesquelles l’année entière se divise, sont lesintervalles de temps employés par le soleil à parcourir les diversarcs nb, bc, cd, da de son orbite. D’après la position qu'occupentla ligne des équinoxes AC, et la ligne des solstices BD, dans leplan de l'ellipse, les quatre portions «Tb, OTc, cTd, rtTa de lasurface de l'ellipse ne sont pas égales entre elles; donc aussi lesdurées des saisons doivent être inégales, puisque, suivant la loi desaires, ces durées sont proportionnelles aux aires de ces quatre por-tions de l'ellipse. Les observations donnent, en effet, les nombressuivants pour les durées des saisons :

Printemps. . . . 92' 20 1 ’ 59 m .

Hiver. 89 0 2.

Été. 93 14 13.

Automne. 89 18 35.

En ajoutant les durées du printemps et de l’été, on trouve186' 11 " 12 m ; en opérant de même sur les durées de l’automne etde l'hiver, on trouve 178' 18 1 ' 37“' : le soleil reste donc, chaqueannée, près de 8 jours de plus dans l'hémisphère boréal que dansl’hémisphère austral. C’est, à l'excentricité de l’orbite du soleil,combinée avec la loi des aires, qu’est due cette inégalité des duréesdes saisons ; c’est encore à la même cause que tiennent les diffé-rences que nous avons signalées (§ 133) entre les deux zones gla-ciales de la terre.

§ 1 48. Parallaxe du soleil; sa distance à la terre. — La

considération des valeurs que prend successivement le diamètreapparent du soleil peut bien faire connaître la loi suivant laquellevarie la distance de cet astre à la terre ; mais elle ne peut nous four-nir aucune idée de la grandeur absolue de cette distance. De mêmeles moyens employés par Kepler pour arriver aux lois du mouve-ment du soleil ne pouvaient également lui donner que les rapportsentre les distances successives du soleil à la terre. Aussi, n’avons-nous indiqué, dans ce qui précède, que la forme de l’orbite du so-leil, sans en faire connaître les dimensions. Nous savons seulementque cette orbite est une ellipse, dont l’excentricité est 0,0168; maisnous ne savons pas quelle est la longueur de son demi-grand axe,c’est-à-dire de ce qu’on nomme la distance moyenne du soleil à la