quent une diminution fort lente et à peine sensible dans l'intervalle d'un siècle.

Pour avoir une juste idée du mouvement elliptique du Soleil, concevons un point mû uniformément sur une circonférence dont le centre soit celui de la Terre, et dont le rayon soit égal à la distance périgée du Soleil; supposons, de plus, que ce point et le Soleil partent ensemble du périgée et que le mouvement angulaire du point soit égal au moyen mouvement angulaire du Soleil. Tandis que le rayon vecteur du point tourne uniformément autour de la Terre, le rayon vecteur du Soleil se meut d'une manière inégale, en formant toujours, avec la distance périgée et les arcs d'ellipse, des secteurs proportionnels aux temps. Il devance d'abord le rayon vecteur du point, et fait avec lui un angle qui, après avoir augmenté jusqu'à une certaine limite, diminue et redevient nul quand le Soleil est à son apogée. Alors, les deux rayons vecteurs coïncident avec le grand axe. Dans la seconde moitié de l'ellipse, le rayon vecteur du point devance à son tour celui du Soleil, et forme avec lui des angles qui sont exactement les mêmes que dans la première moitié, à la même distance angulaire du périgée, où il revient coïncider avec le rayon vecteur du Soleil et le grand axe de l'ellipse. L'angle dont le rayon vecteur du Soleil devance celui du point est ce que l'on nomme équation du centre. Son maximum était de 2o,13807 au commencement du siècle actuel, c'est-à-dire au minuit commençant le premier janvier 1801. Il diminue de 53" environ par siècle. Le mouvement angulaire du point autour de la Terre se conclut de la durée de la révolution du Soleil dans son orbite. En ajoutant à ce mouvement l'équation du centre, on a le mouvement angulaire du Soleil. La recherche de cette équation est un problème intéressant d'analyse, qui ne peut être résolu que par approximation; mais le peu d'excentricité de l'orbe solaire conduit à des séries très convergentes, qu'il est facile de réduire en Tables.

Le grand axe de l'ellipse solaire n'est pas fixe dans le ciel; il a, relativement aux étoiles, un mouvement annuel d'environ 36" et dirigé dans le même sens que celui du Soleil.

L'orbe solaire se rapproche sensiblement de l'équateur : on peut évaluer à 148′′ la diminution séculaire de son obliquité sur le plan de ce grand cercle.

Le mouvement elliptique du Soleil ne représente pas encore exactement les observations modernes; leur grande précision a fait apercevoir de petites inégalités, dont il eût été presque impossible, par les seules observations, de reconnaître les lois. Ces inégalités sont ainsi du ressort de cette branche de l'Astronomie qui redescend des causes aux phénomènes, et qui sera l'objet du Livre IV.

La distance du Soleil à la Terre a intéressé dans tous les temps les observateurs; ils ont essayé de la déterminer par tous les moyens que l'Astronomie a successivement indiqués. Le plus naturel et le plus simple est celui que les géomètres emploient pour mesurer la distance des objets terrestres. Des deux extrémités d'une base connue, on observe les angles que forment avec elle les rayons visuels de l'objet, et en retranchant leur somme de deux angles droits, on a l'angle formé par ces rayons à leur concours : cet angle est ce que l'on nomme parallaxe de l'objet, dont il est facile ensuite d'avoir la distance aux extrémités de la base. En transportant cette méthode au Soleil, il faut choisir la base la plus étendue que l'on puisse avoir sur la Terre. Imaginons deux observateurs placés sous le même méridien et observant à midi la distance du centre du Soleil au pôle boréal : la différence des deux distances observées sera l'angle sous lequel on verrait de ce centre la droite qui joint les observateurs; la différence des hauteurs du pôle donne cette droite en parties du rayon terrestre; il sera donc facile d'en conclure l'angle sous lequel on verrait du centre du Soleil le demi-diamètre de la Terre. Cet angle est la parallaxe horizontale du Soleil; mais il est trop petit pour être déterminé avec précision par cette méthode, qui peut seulement nous faire juger que cet astre est au moins éloigné de neuf mille diamètres terrestres. Nous verrons dans la suite les découvertes astronomiques fournir des moyens beaucoup plus précis pour avoir sa parallaxe, que l'on sait maintenant être, à fort peu près, de 26", 54 dans sa moyenne distance

à la Terre, d'où il résulte que cette distance est de 23984 rayons

terrestres.

On observe à la surface du Soleil des taches noires d'une forme irrégulière et changeante. Quelquefois elles sont nombreuses et fort étendues; on en a vu dont la largeur égalait quatre ou cinq fois celle de la Terre. D'autres fois, mais rarement, le Soleil parait pur et sans taches pendant des années entières. Souvent les taches solaires sont entourées de pénombres, environnées elles-mêmes de parties plus lumineuses que le reste du Soleil, et au milieu desquelles on voit ces taches se former et disparaître. La nature des taches est encore ignorée; mais elles nous ont fait connaître un phénomène remarquable, celui de la rotation du Soleil. Au travers des variations qu'elles éprouvent dans leur position et dans leur grandeur, on démêle des mouvements réguliers, exactement les mêmes que ceux des points correspondants de la surface du Soleil, en supposant à cet astre, dans le sens de son mouvement autour de la Terre, une rotation sur un axe presque perpendiculaire à l'écliptique. On a conclu, de l'observation suivie des taches, que la durée d'une rotation entière du Soleil est d'environ vingt-cinq jours et demi, et que l'équateur solaire est incliné de 8° au plan de l'écliptique.

Les grandes taches du Soleil sont presque toujours comprises dans une zone de sa surface, dont la largeur, mesurée sur un méridien solaire, ne s'étend pas au delà de 34° de chaque côté de son équateur; on en a cependant observé à 44o de distance.

On aperçoit, surtout vers l'équinoxe du printemps, une faible lumière visible avant le lever ou après le coucher du Soleil, et à laquelle on a donné le nom de lumière zodiacale. Sa couleur est blanche et sa figure apparente est celle d'un fuseau dont la base s'appuie sur l'équateur solaire: tel on verrait un sphéroïde de révolution fort aplati dont le centre et le plan de l'équateur seraient les mêmes que ceux du Soleil. Sa longueur parait quelquefois sous-tendre un angle de plus de 100°. Le fluide qui nous réfléchit cette lumière doit être extrêmement rare, puisque l'on voit les étoiles au travers. Suivant l'opinion la plus

générale, ce fluide est l'atmosphère même du Soleil; mais cette atmosphère est loin de s'étendre à d'aussi grandes distances. Nous proposerons à la fin de cet Ouvrage quelques conjectures sur la cause, jusqu'à présent ignorée, de cette lumière.

CHAPITRE III.

DU TEMPS ET DE SA MESURE.

Le temps est pour nous l'impression que laisse dans la mémoire une suite d'événements dont nous sommes certains que l'existence a été successive. Le mouvement est propre à lui servir de mesure, car, un corps ne pouvant pas être dans plusieurs lieux à la fois, il ne parvient d'un endroit à un autre qu'en passant successivement par tous les lieux intermédiaires. Si, à chaque point de la ligne qu'il décrit, il est animé de la même force, son mouvement est uniforme, et les parties de cette ligne peuvent mesurer le temps employé à les parcourir. Quand un pendule, à la fin de chaque oscillation, se retrouve dans des circonstances parfaitement semblables, les durées de ces oscillations sont les mêmes, et le temps peut se mesurer par leur nombre. On peut aussi employer à cette mesure les révolutions de la sphère céleste, dans lesquelles tout parait égal; mais on est unanimement convenu de faire usage, pour cet objet, du mouvement du Soleil, dont les retours au méridien et au même équinoxe ou au même solstice forment les jours et les années.

Dans la vie civile, le jour est l'intervalle de temps qui s'écoule depuis le lever jusqu'au coucher du Soleil; la nuit est le temps pendant lequel le Soleil reste au-dessous de l'horizon. Le jour astronomique embrasse toute la durée de la révolution diurne : c'est le temps compris entre deux midis ou entre deux minuits consécutifs. Il surpasse la durée d'une révolution du ciel, qui forme le jour sidéral; car si le Soleil traverse le méridien au même instant qu'une étoile, le jour sui