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 astrono miques fournir des moyens beaucoup plus précis pour avoir sa parallaxe, que l'on sait maintenant être à fort peu près de 27′′, dans sa moyenne distance à la terre; d'où il résulte que cette distance est de 23578 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 paraît 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 mouvemens réguliers, exactement les

mêmes que ceux des points correspondans 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 huit degrés un tiers au plan de l'écliptique.

Les grandes taches du soleil sont presque toujours comprises dans une zône de sa surface, dont la largeur mesurée sur un méridien solaire, ne s'étend pas au-delà de trente-quatre degrés, de chaque côté de son équateur: on en a cependant observé à quarantequatre degrés 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 paraît quelquefois soutendre un angle de plus de cent degrés. 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'événemens 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 ses 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 paraît 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 suivant, il y reviendra plus tard en vertu de son mouvement propre par lequel il s'avance d'occident en orient; et

dans l'espace d'une année, il passera une fois de moins que l'étoile, au méridien. On trouve ainsi qu'en prenant pour unité, le jour moyen astronomique, la durée du jour sidéral est de 0,99726957.

Les jours astronomiques ne sont pas égaux : deux causes, l'inégalité du mouvement propre du soleil et l'obliquité de l'écliptique, produisent leurs différences. L'effet de la première cause est évident: ainsi au solstice d'été, vers lequel le mouvement du soleil est le plus lent, le jour astronomique approche plus du jour sidéral, qu'au solstice d'hiver, où ce mouvement est le plus rapide.

Pour concevoir l'effet de la seconde cause; il faut observer que Fexcès du jour astronomique sur le jour sidéral, n'est dû qu'au mouvement propre du soleil, rapporté à l'équateur. Si par les extrémités du petit arc que le soleil décrit sur l'écliptique dans un jour, et par les pôles du monde, on imagine deux grands cercles de la sphère céleste; l'arc de l'équateur, qu'ils interceptent, est le mouvement journalier du soleil rapporté à l'équateur, et le temps que eet arc met à traverser le méridien, est l'excès du jour astronomique sur le jour sidéral; or il est visible que dans les équinoxes, l'arc de l'équateur est plus petit que l'arc correspondant de l'écliptique, dans le rapport du cosinus de l'obliquité de l'écliptique, au rayon: dans les solstices, il est plus grand dans le rapport du rayon au cosinus de la même obliquité; le jour astronomique est donc diminué dans le premier cas, et augmenté dans le second.

Pour avoir un jour moyen indépendant de ces causes; on imagine un second soleil mu uniformément sur l'écliptique, et traversant toujours aux mêmes instans que le vrai soleil, le grand axe de l'orbe solaire, ce qui fait disparaître l'inégalité du mouvement propre du soleil. On fait ensuite disparaître l'effet de l'obliquité de l'écliptique, en imaginant un troisième soleil passant par les équinoxes, aux mêmes instans que le second soleil, et mu sur l'équateur, de manière que les distances angulaires de ces deux soleils, à l'équinoxe du printemps, soient constamment égales entre elles. L'intervalle compris entre deux retours consécutifs de ce troisième soleil, au méridien, forme le jour moyen astronomique. Le temps moyen se mesure par le nombre de ces retours, et le temps vrai se mesure par le nombre des retours du vrai soleil, au méridien. L'arc de

l'équateur, intercepté entre deux méridiens menés par les centres du vrai soleil et du troisième soleil, et réduit en temps, à raison de la circonférence entière pour un jour, est ce que l'on nomme équation du temps.

Le jour se divise en vingt-quatre heures, et l'on fixe à minuit son origine. L'heure est divisée en 60 minutes, la minute en 60 secondes, la seconde en 60 tierces, etc. Mais la division du jour en dix heures, de l'heure en cent minutes, de la minute en cent secondes, est beaucoup plus commode pour les usages astrono¬ miques, et nous l'adopterons dans cet Ouvrage,

Le second soleil que nous venons d'imaginer, détermine par ses retours à l'équateur et aux tropiques, les équinoxes et les solstices moyens. La durée de ses retours au même équinoxe ou au même solstice, forme l'année tropique dont la grandeur actuelle est de 365,2422640. L'observation a fait connaître que le soleil met plus de temps à revenir aux mêmes étoiles. L'année sidérale est l'intervalle compris entre deux de ces retours consécutifs : elle surpasse l'année tropique, de 0,014119. Ainsi les équinoxes ont sur l'écliptique, un mouvement rétrograde ou contraire au mouvement propre du soleil, par lequel ils décrivent, chaque année, un arc égal au moyen mouvement de cet astre dans l'intervalle de o,014119, et par conséquent, de 154",63, Ce mouvement n'est pas exactement le même dans tous les siècles, ce qui rend un peu inégale, la longueur de l'année tropique : elle est maintenant de 13" environ plus courte qu'au temps d'Hipparque.

C'est à l'un des équinoxes ou à l'un des solstices, qu'il convient de commencer l'année. Son origine placée au solstice d'été ou à l'équinoxe d'automne, partagerait et répartirait sur deux années consécutives, les mêmes opérations et les mêmes travaux : elle aurait ainsi les inconvéniens du jour commençant à midi, suivant Pancien usage des astronomes. L'équinoxe du printemps, époque de la renaissance de la nature, semble devoir être pareillement celle du renouvellement de l'année; mais il est aussi naturel de la faire commencer au solstice d'hiver, que l'antiquité célébra comme l'époque de la renaissance du soleil, et qui sous le pôle, est le milieu de la grande nuit de l'année,