L’Encyclopédie/1re édition/ECLIPTIQUE

d’Alembert

L’Encyclopédie, 1^re éd.

1751 (Tome 5, p. 299-300).

ECLIPTIQUE, eclipticus, pris adj. (Astronomie.) se dit de ce qui appartient aux éclipses. Voyez Eclipse.

Toutes les nouvelles & pleines Lunes ne sont pas écliptiques, c’est à-dire qu’il n’arrive pas des éclipses à toutes les nouvelles & pleines Lunes. Voyez-en la raison au mot Eclipse.

Termes écliptiques, termini ecliptici, signifient l’espace d’environ quinze degrés, à compter des nœuds de la Lune, dans lequel quand la Lune se trouve en conjonction ou en opposition avec le Soleil, il peut y avoir une éclipse de Soleil ou de Lune, quoiqu’elle ne soit pas précisément dans les nœuds. Voyez Eclipse.

Doigts écliptiques. Voyez Doigt & Eclipse.

Ecliptique, sub. f. se dit plus particulierement d’un cercle ou d’une ligne sur la surface de la sphère du monde, dans laquelle le centre du Soleil paroît avancer par son mouvement propre : ou bien, c’est la ligne que le centre du Soleil paroît décrire dans sa periode annuelle. Voyez Soleil, &c.

Dans le systême de Copernic qui est aujourd’hui presque généralement reçû, le Soleil est immobile au centre du monde : ainsi c’est proprement la terre qui décrit l’écliptique ; mais il revient au même quant aux apparences, que ce soit la Terre ou le Soleil qui la décrive.

L’écliptique se nomme autrement orbite terrestre, ou orbite annuelle, ou grand orbe, en tant qu’on la regarde comme le cercle que la Terre décrit par son mouvement annuel. Elle est divisée en douze signes ou parties égales, dont on peut voir les noms à l’article Zodiaque, & dont la Terre parcourt environ un par mois. L’écliptique a aussi un axe, qui est perpendiculaire à ce grand cercle, & qui est différent de l’axe du monde ou de l’équateur, & les extrémités de cet axe s’appellent les poles de l’écliptique.

On appelle nœuds les endroits où l’écliptique est coupée par les orbites des planetes.

L’écliptique est ainsi nommée, à cause que toutes les éclipses arrivent quand la lune est dans ou proche les nœuds, c’est-à-dire proche de l’écliptique. Voyez Eclipse.

L’écliptique est placée obliquement par rapport à l’équateur, qu’elle coupe en deux points, c’est-à-dire, au commencement d’Aries & de Libra, & en deux parties égales : ainsi le Soleil est deux fois chaque année dans l’équateur ; le reste de l’année il est du côté du nord ou du côté du sud. Ces points qu’on nomme équinoctiaux, ne sont pas fixes, mais rétrogradent d’environ 50″ par an. V. Equinoxe & Précession.

Comme le point de l’écliptique qui a la plus grande déclinaison, par rapport à l’équateur, est le point qui est éloigné d’un quart de cercle des points équinoctiaux, la distance de ce point à l’équateur est la mesure ou la quantité de l’obliquité de l’écliptique, c’est-à-dire, de l’angle formé par l’intersection de l’équateur & de l’écliptique.

L’obliquité de l’écliptique, ou l’angle qu’elle fait avec l’équateur, est d’environ 23° 29′ : les points de la plus grande déclinaison de chaque côté s’appellent points solstitiaux, par lesquels passent les deux tropiques. Voyez Solstice, & Obliquité.

Voici la méthode d’observer la plus grande déclinaison de l’écliptique : vers le tems de l’un des solstices, observez avec l’exactitude la plus rigoureuse la plus grande hauteur méridienne, pendant plusieurs jours successivement ; de la plus grande hauteur observée, ôtez la hauteur de l’équateur ; le reste donne la plus grande déclinaison au point solstitial.

Ç’a été une grande question parmi les astronomes modernes, de sçavoir si l’obliquité de l’écliptique est fixe ou changeante. Il est certain que les observations des anciens astronomes la donnent considérablement plus grande que celles des modernes ; c’est pourquoi Purbachius, Regiomontanus, Copernic, Longomontan, Tycho, Snellius, Lansberge, Bouillaud, & plusieurs autres, ont crû qu’elle étoit variable.

Pour déterminer cette question, il a fallu comparer bien exactement les observations des Astronomes de tous les tems ; les principales sont celles de Pytheas, l’an avant J. C. 324, qui fait l’obliquité de l’écliptique = 23° 52′ 41″ ; celle d’Eratosthene, l’an 230, la donne de 23° 51′ 20″ ; & celle d’Hipparque, 140 ans avant J. C. la détermine à 23° 51′ 20″ : celle de Ptolomée, 140 ans après J. C. fait cette obliquité de 23° 51′ 20″ ; celle d’Albategnius, en 880, de 23° 35′ : Regiomontanus, en 1460, de 23° 30′ : Walterus, en 1476, de 23° 30′ : Copernic, en 1525, de 23° 28′ 24″ : Rothmannus, en 1570, de 23° 30′ 20″ : Tycho, en 1587, de 23° 30′ 22″ : Kepler, en 1627, de 23° 30′ 30″ : Gassendi, en 1636, de 23° 31′ : Riccioli, en 1646, de 23° 20′ 20″ : Hevelius de 23° 20′ 20″ : Mouton de 23° 30′ : & de la Hire, en 1702, de 23° 29′.

Après tout ce que l’on vient de dire, quoique les plus anciennes observations donnent une plus grande obliquité à l’écliptique que celle d’aujourd’hui, beaucoup d’astronomes ont crû néanmoins qu’elle étoit immuable : car ce ne fut que par méprise qu’Eratosthene conclut de ses observations que la plus grande déclinaison de l’écliptique étoit de 23° 51′ 20″ : par ces mêmes observations il n’auroit dû la mettre qu’à 23° 31′ 50″ : ainsi que Riccioli l’a fait voir. Gassendi & Peiresc ont remarqué la même inadvertance dans l’observation de Pytheas : Hipparque & Ptolomée ont suivi les erreurs d’Eratosthene & de Pytheas : & c’est ce qui a donné occasion aux auteurs dont nous avons parlé ci-dessus, de conclure que cette obliquité étoit continuellement décroissante.

Néanmoins le chevalier de Louville ayant examiné de nouveau cette question, fut d’un autre avis. Le résultat de ses recherches, qu’il a publiées dans les mém. de l’acad. royale des Sciences, pour l’année 1716, est que l’obliquité de l’écliptique diminue à raison d’une minute tous les cent ans. Les anciens n’avoient point égard aux réfractions dans leurs observations ; & de plus, selon eux, la parallaxe horisontale du Soleil étoit de 3′, au-lieu que les astronomes modernes la font de quelques secondes. Ces deux inexactitudes produisent beaucoup d’erreurs dans leurs observations ; aussi M. de Louville a-t-il été obligé de les corriger avant de pouvoir y compter.

Suivant une ancienne tradition des Egyptiens, dont Hérodote fait mention, l’écliptique avoit été autrefois perpendiculaire à l’équateur. Par les observations d’une longue suite d’années, ils estimerent que l’obliquité de l’écliptique diminuoit continuellement, ou, ce qui revient au même, que l’écliptique s’approchoit continuellement de l’équateur ; c’est ce qui leur fit conjecturer qu’au commencement ces deux cercles étoient écartés l’un de l’autre autant qu’il est possible. Diodore de Sicile rapporte que les Chaldéens comptoient 403000 ans depuis leurs premieres observations jusqu’au tems où Alexandre fit son entrée dans Babylone. Ce calcul peut avoir quelque fondement, en supposant que les Chaldéens ont compté sur la diminution de l’obliquité de l’écliptique d’une minute tous les cent ans. M. de Louville prenant cette obliquité telle qu’elle doit avoir été au tems qu’Alexandre fit son entrée dans Babylone ; & remontant, dans cette supposition, au tems où l’écliptique doit avoir été perpendiculaire à l’équateur, il trouve actuellement 402942 années égyptiennes ou chaldéennes, ce qui n’est que de 58 ans plus court que la premiere époque.

En général, on ne peut pas rendre raison de l’antiquité fabuleuse des Egyptiens, des Chaldéens, &c. d’une maniere plus probable, qu’en supposant des périodes célestes parcourues d’un mouvement très lent, dont ils avoient observé une petite partie, & d’où ils calculoient le commencement de la période, en ne donnant à leur propre nation d’autre commencement que celui du monde. Si le système de M. de Louville est vrai, dans 140000 ans l’écliptique & l’équateur ne feront qu’un seul & même cercle.

Nous croyons ne pouvoir mieux faire que de rapporter ce que dit sur cette question M. le Monnier dans ses Institut. astron. Les Arabes ayant déterminé vers l’an 820 l’obliquité de 23^d 33′, le calife Almamoun fit encore construire un plus grand instrument pour cette recherche, avec lequel Ali fils d’Isa, habile méchanicien, & quelques-uns de ceux qui avoient travaillé à la mesure de la Terre, observerent à Damas l’obliquité de 23^d 33′ 52″, la même année que le calife mourut en conduisant son armée contre les Grecs. En 1269 Nassir Oddin l’observa fort exactement proche de Tauris, de 23^d 30′. En 1437 on a trouvé à Sarmakand, avec un instrument dont le rayon surpassoit 100 piés, construit par ordre d’Ulug Beigh prince Tartare, l’obliquité de 29^d 30′ 17″. Enfin dans le siecle précédent la plûpart des astronomes ont fait l’obliquité de l’écliptique de 23^d 31′ ou 30′ ; ensuite ayant égard aux tables de réfraction & de parallaxe pour corriger les distances apparentes du Soleil au zénith, & les réduire aux véritables, ils ont établi cette obliquité de 23^d 29′, ou 23^d 28′ 50″ : dans ces derniers tems on l’a observée de 23^d 28′ 30″ ou 20″ ; ce qui a fait imaginer à quelques astronomes qu’elle diminuoit, sans examiner quelle pouvoit être la précision à laquelle on tâchoit de parvenir il y a soixante ans dans une recherche aussi délicate. D’ailleurs ils ont adopté les observations faites avec des gnomons, ne considérant pas que ces sortes d’instrumens ne doivent guere être employés que pour observer les latitudes géographiques, puisqu’il est constant qu’avec les plus grands gnomons, comme de 60 à 80 piés de hauteur perpendiculaire, on ne sauroit répondre d’un tiers de minute vers le solstice d’été ; au lieu qu’avec les quarts de cercle garnis de lunettes, on peut connoître les haureurs absolues à 2″ $\scriptstyle {\frac {1}{2}}$ ou 5″ au plus, parce que le disque du Soleil est terminé dans la lunette, ce qui n’arrive jamais aux gnomons ; en effet, la pénombre y rend toûjours l’image confuse vers les bords, & par cette raison l’observation de la hauteur trop incertaine. M. le Monnier traite cette matiere encore plus au long & avec plus de détail, dans la préface de l’ouvrage que nous venons de citer.

Pour remédier au défaut principal des gnomons, il a placé en 1744, dans le plan même du gnomon de l’église de S. Sulpice, un peu au-dessous de l’ouverture du trou par où passent les rayons du Soleil, un verre objectif de 80 piés de foyer. Par la disposition & la grandeur de ce verre, il a transformé son gnomon en une espece de grande lunette, qui doit donner à-peu-près la même précision que les lunettes garnies de quarts de cercle, & qui à plusieurs autres égards est infiniment plus avantageuse, parce que le verre est placé dans un mur inébranlable, & qu’on peut compter avec assez de certitude sur son immobilité, & sur celle du marbre qui doit recevoir l’image du Soleil au solstice (voyez Méridienne). Il a marqué soigneusement sur ce marbre les termes de l’image au solstice d’été de l’année 1745 ; & il espere qu’en comparant dans la suite le lieu de l’image du Soleil au terme fixe auquel cette image est parvenue au solstice d’été de l’année 1745, on pourra reconnoître par-là si l’obliquité de l’écliptique est sujette en effet à quelques variations : en attendant il nous avertit que le terme où le Soleil étoit parvenu l’année précédente, a paru le même que celui qu’on a fait graver sur le marbre au mois de Juin 1745.

Au reste, quand l’obliquité de l’écliptique ne diminueroit pas constamment, il est certain qu’elle a un mouvement de nutation que M. Bradley a observé le premier. Voyez Nutation, & mes recherches sur la précession des équinoxes ; voyez aussi Précession, Zodiaque, &c.

Enfin il est bon de remarquer encore que l’écliptique, c’est-à-dire l’orbite que la Terre décrit autour du Soleil, n’est pas parfaitement plane ; l’action de la Lune sur la Terre écarte la Terre de ce plan, tantôt en-dessus, tantôt en-dessous, de la valeur d’environ 13″. (voyez mes recherches sur le système du monde, II. part. ch. ij. art. 201 & suiv.) Il est vrai que ces 13″ sont très-difficiles à observer ; & qu’en supposant même les observations astronomiques encore plus exactes, on trouveroit une quantité beaucoup moindre pour la variation de la Terre en latitude, parce que le centre de gravité de la Terre & de la Lune décrit très-sensiblement une ellipse dans un même plan autour du Soleil ; que la Terre ne s’écarte de ce dernier plan que d’environ 1″, & que par la nature des observations astronomiques, ce plan doit presque toûjours être confondu avec l’écliptique. Mais il n’en est pas moins vrai que la Terre peut s’écarter du plan réel de l’écliptique d’environ 13″. Je traiterai plus en détail cette question dans une troisieme partie de mon ouvrage, que je me prépare à publier ; & je ne fais ici cette remarque d’avance, que pour répondre à une objection très-plausible qui m’a été faite sur ce sujet. (O)

Ecliptique, en Géographie, &c. c’est un grand cercle du globe, qui coupe l’équateur sous un angle d’environ 23^d 29′ (voyez Globe) ; c’est pourquoi l’écliptique terrestre est dans le plan de l’écliptique céleste : elle a comme elle ses points équinoctiaux & solstitiaux, & elle est terminée par les tropiques. Voyez Equateur, Solstitial, Equinoctial, Tropique, &c. (O).