jeanflop/post-ocr-correction huggingface dataset:
la comète Biela, a donné lieu, en 1872 et en 1885, à un grand flux d'étoiles. Décembre 6 à 13. Les essaims de cette époque ne sont pas actuellement très riches; mais, dans le passé, il y a eu, à cette époque, plusieurs fois, des chutes considérables d'étoiles. SYSTÈME SOLAIRE Soleil (△) Lune. 113 Terre 127 Éléments du système solaire p. 183 Satellites 1 □ 1 Comètes périodiques dont le retour a été observé 15 Comètes apparues en - SOLEIL Écliptique. — Le centre du Soleil, dans son mouvement apparent, décrit une trajectoire nommée écliptique. C'est au plan renfermant cette
décrit une trajectoire nommée écliptique. C'est au plan renfermant cette trajectoire, ainsi qu'au plan de l'équateur céleste, que les astronomes rapportent tous les éléments du système solaire. L'équateur céleste est l'intersection de la sphère céleste avec le plan de l'équateur terrestre. Obliquité de l'écliptique. — On donne ce nom à l'angle formé par le plan de l'écliptique avec le plan de l'équateur céleste; sa valeur est 23° 27' environ L'obliquité de l'écliptique n'est pas fixe; elle est soumise à un certain nombre de variations dont les principales sont les suivantes : 1° Une variation à très longue période, dite variation
: 1° Une variation à très longue période, dite variation séculaire, dépendant de la précession (voir p. 96); 2° Une variation périodique due à la nutation (voir p. 100). Par suite de la variation séculaire, l'obliquité de l'écliptique diminue actuellement d'environ 4",59 par siècle. En appliquant à l'obliquité la variation séculaire, on a l'obliquité moyenne dont la valeur au 1er janvier 1911 est 23°27'2",79. La variation périodique, due à la nutation, a une durée de 18 ans 5 ; elle a pour effet de faire osciller l'obliquité de l'écliptique de 9", 2 environ autour de la position moyenne, ce qui
9", 2 environ autour de la position moyenne, ce qui donne l'obliquité apparente. Par suite de cette variation périodique, l'obliquité apparente augmente pendant une durée de neuf années environ, pour diminuer ensuite pendant le même temps. L'obliquité apparente est donc tantôt plus grande, tantôt plus petite que l'obliquité moyenne. Obliquité apparente de l'écliptique en 1911 1er janvier 23.27. 8,63 1er juillet. 23.27. 9,40 31 décembre 23.27. 9,90 On a démontré que les déplacements du plan de l'écliptique étaient compris entre des limites assez étroites et que, par suite, le plan de l'équateur n'a pu coïncider avec celui de l'écliptique. On
de l'équateur n'a pu coïncider avec celui de l'écliptique. On peut admettre que l'obliquité de l'écliptique varie entre 21°59' et 24°36' environ. Excentricité. — C'est la distance du centre de l'orbite elliptique au foyer, en unités du demi-grand axe. L'excentricité de l'orbite apparente du Soleil diminue très lentement, elle était égale à 0,0167490 au 1er janvier 1900. Nœuds. — Le nœud ascendant est le point où, dans son mouvement, un corps céleste traverse l'écliptique en passant dans l'hémisphère renfermant le pôle boréal de l'écliptique; le point opposé est le nœud descendant. Inclinaison. — C'est l'angle formé par le plan de
descendant. Inclinaison. — C'est l'angle formé par le plan de l'orbite d'un corps céleste quelconque avec l'écliptique. D'après les anciens astronomes, cet angle était plus petit que 90°; actuellement, on le compte de 0° à 180°. On prend pour côtés de cet angle les arcs de l'écliptique et de l'orbite, à partir du nœud ascendant, et dans le sens des mouvements respectifs du Soleil et de l'astre. Équinoxes. — Dans son mouvement apparent annuel, le Soleil traverse deux fois le plan de l'équateur. On nomme point équinoxial de printemps le point de l'équateur par lequel passe le Soleil pour aller
point de l'équateur par lequel passe le Soleil pour aller de l'hémisphère sud dans l'hémisphère nord. Le point équinoxial d'automne est diamétralement opposé; le Soleil passe alors de l'hémisphère nord dans l'hémisphère sud. La ligne qui joint les deux points équinoxiaux ou ligne des équinoxes est l'intersection des plans de l'équateur et de l'écliptique. Le point équinoxial de printemps ou point vernal est l'origine des coordonnées servant à fixer la position des astres sur la sphère céleste; aussi sa détermination exacte a-t-elle une importance particulière. L'instant du passage du Soleil par le point vernal porte le nom d'équinoxe de printemps;
par le point vernal porte le nom d'équinoxe de printemps; c'est, pour l'hémisphère boréal, le commencement du Printemps. Solstices. — On donne ce nom aux points milieux des arcs de l'orbite apparente du Soleil situés entre les équinoxes. Au moment des solstices, le Soleil est à sa plus grande déclinaison boréale ou australe et paraît stationnaire dans le ciel. Saisons. Parties de l'année déterminées par les passages du Soleil aux équinoxes et aux solstices. Pendant le printemps, le Soleil va de l'équinoxe de printemps au solstice d'été; pendant l'été, du solstice d'été à l'équinoxe d'automne; pendant l'automne, de l'équinoxe d'automne
solstice d'été à l'équinoxe d'automne; pendant l'automne, de l'équinoxe d'automne au solstice d'hiver, et enfin, pendant l'hiver, du solstice d'hiver à l'équinoxe de printemps. L'orbite apparente du Soleil n'étant pas circulaire et la Terre n'étant pas placée au centre, les saisons n'ont pas mêmes durées. Actuellement, le printemps dure, en moyenne, 92 jours, l'été 93, l'automne 89 et le hiver 89. On remarque qu'en faisant la somme des durées du printemps et de l'été, on trouve 186, alors que l'automne et l'hiver ne donnent que 178; le Soleil reste environ 8 jours de plus dans l'hémisphère boréal que dans l'hémisphère
8 jours de plus dans l'hémisphère boréal que dans l'hémisphère austral. Par suite du mouvement l'un vers l'autre du point vernal et du périgée, la durée des saisons subit une variation lente. Lorsque ces deux points seront confondus, le printemps et l'hiver auront même durée; il en sera de même de l'été et de l'automne. Vers l'an 1250 de notre ère, la durée de l'automne était égale à celle de l'hiver et celle du printemps à celle de l'été. Commencement des saisons en 1911, temps moyen civil de Paris (compté de 0 à 24h). Printemps (équinoxe), le 21 mars à
de 0 à 24h). Printemps (équinoxe), le 21 mars à 18h 34m Été (solstice), le 22 juin à 13h 44m Automne (équinoxe), le 24 septembre à 4h 26m Hiver (solstice), le 22 décembre à 23h 2m Dans l'hémisphère sud, l'ordre des saisons est renversé, le printemps commençant, en 1911, le 24 septembre, l'été le 22 décembre, etc. Précession des équinoxes. — L'attraction combinée du Soleil et de la Lune sur le renflement équatorial du globe terrestre fait décrire à l'axe de la Terre un cône dans l'espace. Par suite de ce mouvement, la ligne des équinoxes se déplace, dans le
ce mouvement, la ligne des équinoxes se déplace, dans le sens rétrograde, d'environ 50", 2 par an; les deux tiers de l'effet sont dus à l'action de la Lune. Il en résulte que, quand le Soleil revient à l'équateur, sa position se trouve à 50", 2 en arrière du précédent équinoxe; cette circonstance explique la différence des années tropique et sidérale. Par suite du mouvement du pôle de l'équateur autour du pôle de l'écliptique, les déclinaisions des étoiles varient. L'étoile Polaire actuelle était à 120° du pôle lors des plus anciennes observations; elle en est actuellement à 14°, et cette
anciennes observations; elle en est actuellement à 14°, et cette distance diminuera jusque vers l'an 2100, où elle ne sera plus que 27°; à partir de ce moment la distance ira en augmentant jusqu'à 460 dans l'espace de 13000 ans, et diminuera ensuite. La précession des équinoxes a aussi pour effet de rendre visibles certaines étoiles qui étaient déjà sous l'horizon, et invisibles d'autres qui étaient précédemment au-dessus. Nutation. Mouvement de l'axe terrestre autour de sa position moyenne dont la période est de 18 ans environ. Par suite de la nutation, l'axe terrestre décrit un petit cône ayant pour base
nutation, l'axe terrestre décrit un petit cône ayant pour base une ellipse dont le grand axe mesure 18", 4 et le petit axe 13", 7. La nutation est produite par l'attraction de la Lune sur le renflement équatorial et sa période est la même que celle qui ramène les nœuds de l'orbite lunaire aux mêmes points de l'écliptique. Rotation. — L'examen des taches du Soleil a fait voir que la durée de sa rotation, corrigée de l'effet du déplacement de l'observateur placé à la surface de la Terre, est d'environ 25 jours. La direction de l'axe de rotation se définit
25 jours. La direction de l'axe de rotation se définit par la position de l'équateur solaire, lequel est incliné de 7°, 0 sur le plan de l'écliptique; la longitude du nœud ascendant étant égale à 750, 0 pour 1900, d'après Spörer. La durée de la rotation du Soleil n'est pas la même à toutes les latitudes héliocentriques : elle augmente de l'équateur aux pôles. Aphélie, périhélie. — Points où un astre, dans son mouvement, se trouve à sa plus grande ou à sa plus petite distance du Soleil. La ligne qui joint ces deux points est appelée ligne des apsides.
qui joint ces deux points est appelée ligne des apsides. Apogée, périgée. — Points où, dans son mouvement apparent, le Soleil se trouve à sa plus grande ou à sa plus petite distance de la Terre; ils répondent à l'aphélie et au périhélie de l'orbite terrestre. L'apogée a lieu vers le 1er juillet et le périgée vers le 1er janvier; la ligne qui joint l'apogée au périgée se nomme ligne des apsides; c'est en même temps le grand axe de l'orbite. Sa position est déterminée par la longitude du périgée, qui était de 281°, 317" au 1er janvier 1900, à
qui était de 281°, 317" au 1er janvier 1900, à 12h, temps moyen civil de Paris. Le périgée se déplace, dans le sens direct, de 11", 7 par an. Zodiaque. — Zone de la sphère céleste qui s'étend à 8°, 5 de chaque côté de l'écliptique et dans laquelle se meuvent les planètes. On divise cette zone, à partir du point vernal, en douze parties, égales chacune à 30° et nommées signes du zodiaque. Autrefois, les signes et les constellations de même nom coïncidaient; mais, par suite de la précession des équinoxes, l'équinoxe de printemps se trouve actuellement dans la
des équinoxes, l'équinoxe de printemps se trouve actuellement dans la constellation des Poissons. Il faudra 26000 ans pour rétablir la coïncidence des constellations et des signes. Entrée du Soleil dans les signes du zodiaque en 1911, temps moyen civil de Paris (compté de 0 à 24h). 21 janvier dans le Verseau à 41° 19 février dans les Poissons à 18h 30 21 mars dans le Bélier à 18h 40 21 avril dans le Taureau à 5h 45 22 mai dans les Gémeaux à 5h 28 22 juin dans le Cancer à 13h 45 24 juillet dans le Lion à 0h
à 13h 45 24 juillet dans le Lion à 0h 38 24 août dans la Vierge à 7h 22 24 septembre dans la Balance à 4h 27 24 octobre dans le Scorpion à 13h 7 23 novembre dans le Sagittaire à 10h 5 22 décembre dans le Capricorne à 23h 2 Jour solaire vrai. — Temps écoulé entre deux passages consécutifs du Soleil au méridien. Par suite du mouvement apparent elliptique du Soleil, de l'obliquité de l'écliptique, le jour solaire n'étant pas uniforme, les astronomes ont imaginé le Soleil moyen, ayant la même durée de révolution que le Soleil vrai
ayant la même durée de révolution que le Soleil vrai et se mouvant avec une vitesse uniforme sur l'équateur. L'intervalle de temps entre deux passages consécutifs au méridien du Soleil moyen forme le jour moyen. Pour fixer la position du Soleil moyen sur l'équateur, à un moment donné, les astronomes supposent que le Soleil moyen passe aux points équinoxiaux aux instants où le Soleil vrai y arriverait dans l'écliptique, s'il partait du périgée ou de l'apogée avec une vitesse uniforme. Jour sidéral. — Intervalle de temps qui s'écoule entre deux passages consécutifs d'une même étoile au méridien; il commence au
passages consécutifs d'une même étoile au méridien; il commence au moment où le point vernal passe au méridien. Le temps sidéral à midi moyen est l'heure que doit marquer, à midi moyen, une pendule réglée sur le temps sidéral. Le jour sidéral, d'une durée uniforme, est plus court de 3m55',9s de temps moyen que le jour moyen. Durée du jour solaire moyen en temps sidéral 24h3m36',55; durée du jour sidéral en temps moyen 23h56m4s,og. Équation du temps. C'est la différence entre l'heure moyenne et l'heure vraie. Temps moyen à midi vrai. — Heure qu'une pendule réglée sur le temps moyen
vrai. — Heure qu'une pendule réglée sur le temps moyen doit marquer lorsque le centre du Soleil vrai est au méridien de Paris. Année sidérale. — Temps qu'emploie le Soleil moyen partant d'une étoile pour y revenir. Sa durée, en temps moyen, est de 365j6h9m,g", 5. Année tropique. — Temps qui s'écoule entre deux passages consécutifs du Soleil moyen à l'équinoxe du printemps. Par suite de la précession des équinoxes, l'année tropique est plus courte que l'année sidérale; elle vaut, en temps moyen, 365j5h48™45", 98 (1), et diminue de 0", 53 par siècle. Année anomalistique. — Temps mis par le
53 par siècle. Année anomalistique. — Temps mis par le Soleil moyen partant du périgée pour y revenir. Le périgée ayant un mouvement direct, lorsque le Soleil a accompli sa révolution sidérale, il lui reste encore à parcourir les 11", 7 du mouvement annuel du périgée; l'année anomalistique est donc plus grande que l'année sidérale. Sa durée, en temps moyen, est de 365j6h r3m53s,o ('). Valeurs diverses: En rayons terrestres Distance moyenne équatoriaux. 23439,2 à la Terre En milliers de kilomètres. 148501 En rayons terrestres Demi-diamètre équatoriaux 109,00 En milliers de kilomètres. 69713 Grandeur apparente exprimée en angle (valeur moyenne)
de kilomètres. 69713 Grandeur apparente exprimée en angle (valeur moyenne) 32'3",64 Parallaxe équatoriale, angle sous lequel on verrait du centre du Soleil le demi-diamètre équatorial de la Terre à la distance moyenne S".80 Celui de la Terre étant 1 3 30157 (2) Masse: Cellette de la Terre étant 1 33343a Densité Cellette de la Terre étant 1. 0,25 Celle de l'eau étant 1,36 En 1900, d'après les Tables du Soleil de M. Newcomb. Correspondant à la parallaxe 8". 80 Valeur adoptée par la Conférence internationale des étoiles fondamentales réunie à Paris en 1896. Tableau des demi-diamètres et des distances du
Paris en 1896. Tableau des demi-diamètres et des distances du Soleil à la Terre, à midi moyen en 1911 DISTANCE AU SOLEIL 1911 DEMI DIAMÈTRE en rayons terrestres milliers équatoriaux de kilomètres Janvier, 16, 30,48, 47,6 16, 17, 73 23,05,6 1/17067 31 16, 16, 1: 23,09511 147687 Février, 5 16, 13, 63 23,154,7 147687 Mars 23 16, 35, 3 23, 6 7 16, 66, 15 23, 2 6 11 147, 83 2342711 14928 Mai, 15, 58, 24 23,526,0 15005ci Juillet, 5 23, 82, 18 237, 6 151, 870 Octobre, 6 23, 384, 4 48 23, 26, 28 232, 83, 2
23, 384, 4 48 23, 26, 28 232, 83, 2 148, 506 Novembre, 12 23, 69, 9 23, 985, 3 147, 945 Décembre, 12 23, 74, 5 23, 0, 4 1 23, 24, 3 23, 1, 93 147, 191 TRANSLATION DU SYSTÈME SOLAIRE dans l'espace. L'étude des mouvements propres des étoiles a fait reconnaître que le Soleil possède un mouvement de translation dans l'espace. Ce changement de position se manifeste par un agrandissement apparent des constellations de la région céleste vers laquelle le Soleil se dirige; tandis que les distances angulaires des étoiles de la partie du Ciel diamétralement opposée
angulaires des étoiles de la partie du Ciel diamétralement opposée paraissent diminuer. L'Apex est le point de la sphère céleste vers lequel s'avance le Soleil, avec tout son cortège de planètes, d'astéroïdes, de comètes et de météores. La détermination de l'apex présente de nombreuses difficultés, et il règne encore aujourd'hui une grande incertitude sur la vraie direction du mouvement de translation du système solaire. Cette incertitude provient, en grande partie, de ce que l'on ne peut que difficilement discerner l'effet du mouvement solaire de celui provenant des étoiles. Depuis les recherches de W. Herschel, à la fin du 18e siècle,
recherches de W. Herschel, à la fin du 18e siècle, la détermination des coordonnées de l'apex a donné lieu à un grand nombre de travaux. En 1888, M. L. Struve avait trouvé pour coordonnées de l'apex = 266°, 7, D=-31°,0. M. L. Boss entreprit, en 1889, une nouvelle étude de la question et trouva ZR 280°, D = + 40.. Douze ans plus tard, il adopta D = + 51°. Quelques astronomes ont trouvé une déclinaison D comprise entre 0° et 10°. À la suite d'un travail publié en 1899, M. Newcomb est amené à adopter M = 277°, 5,
M. Newcomb est amené à adopter M = 277°, 5, D = + 35°. La comparaison de ces évaluations montre la difficulté d'arriver à une approximation précise de la position de l'apex. CRÉPUSCULE Les crépuscules du matin et du soir sont dus à l'éclairement des régions supérieures de l'atmosphère par les rayons du Soleil. Crépuscule civil. — Il finit au moment où le Soleil est abaissé de 6° au-dessous de l'horizon. À ce moment, les planètes et les étoiles de grande taille commencent à paraître. Le Tableau suivant se rapporte au milieu de chaque mois. Durée du crépuscule civil o
au milieu de chaque mois. Durée du crépuscule civil o LD m fi m m m ID m ID m m m 42 33 , 31 , 30 31 34 36 35 32 , 30 30 32 33 , 43 33 31 30 31 35 37 36 32 30 32 33 34 44 34 32 32 32 35 38 37 33 31 33 35 45 35 32 31 33 37 40 38 35 32 32 34 36 47 36 34 32 34 38 41 39 36 33 34 35 37 48 37 34 33 35 39 43 41 36 33
48 37 34 33 35 39 43 41 36 33 34 36 38 49 18 35 34 36 40 44 42 37 34 34 37 39 50 39 36 34 36 41 45 43 38 35 35 38 40 51 40 37 35 37 43 47 44 39 36 36 39 42 Crépuscule astronomique. — Il finit au moment où le Soleil est abaissé de 180° au-dessous de l'horizon. Le Tableau suivant est calculé pour l'hémisphère boréal. Pour l'hémisphère austral il suffit d'ajouter six mois aux dates indiquées. DURÉE DU CRÉPUSCULE ASTRONOMIQUE le 1er de chaque mois LATITUDE DURÉE 0°
CRÉPUSCULE ASTRONOMIQUE le 1er de chaque mois LATITUDE DURÉE 0° 10° 20° 30° 40° 50° 60° Janvier. 1.16 1.16 1.20 1.27 1.39 2. 1 2.48 Février. 1.13 1.14 1.17 1.22 1.34 1.54 2.30 Mars. 1.10 1.11 1.14 1.21 1.31 1.49 2.21 Avril. 1.30 1.11 1.15 1.22 1.34 1.55 2.41 Mai. 1.12 1.14 1.19 1.28 1.45 2.21 Juin. 1.15 1.18 1.24 1.36 2. 0 3.45 Juillet. 1.16 1.19 1.25 1.38 2.4 Août. 1.14 1.16 1.21 1.32 1.51 2.41 Sept. 1.11 1.12 1.17 1.24 1.37 2. 3 3. 8 Octobre 1.10 1.11 1.14 1.21 1.32 1.50 2.25 Novembre 1.12 1.12 1.16 1.22
1.14 1.21 1.32 1.50 2.25 Novembre 1.12 1.12 1.16 1.22 1.33 1.52 2.26 Décembre 1.15 1.15 1.19 1.26 1.37 1.59 2.50 Le Soleil n'est pas abaissé de 180° au-dessous de l'horizon. DURÉE DU JOUR à différentes latitudes LATITUDE DURÉE 0° 12 h 61 min 19 sec 9 67° 23 mois 16.44 13 63° 23 20 69° 51 2 30.48 14 64° 50 21 73° 40 3 41.24 15 65° 48 22 78° 11 4 49.21 16 66° 21 23 84° 5 5 54.31 17 66° 32 24 90° 0 6 58.27 18 À l'équateur, les 24 heures d'une année se
58.27 18 À l'équateur, les 24 heures d'une année se répartissent en 12 heures de jour, 863 heures de crépuscule et 3(13 heures de nuit. Au pôle ces nombres deviennent respectivement 24.00, 24(13 et 1913 heures. TABLE DE CORRECTIONS Pour déduire des levers et couchers du Soleil à Paris les levers et couchers dans un lieu compris entre 0° et 60° de latitude boréale. La Table des pages II a à 112 contient les corrections qu'il faut appliquer aux heures du lever du Soleil à Paris, pour avoir les heures locales du lever du Soleil dans les lieux compris entre
locales du lever du Soleil dans les lieux compris entre 0° et 60° de latitude boréale. Le signe +, placé devant une correction, indique qu'elle doit être ajoutée au lever du Soleil à Paris; le signe - indique que la correction doit être retranchée de l'heure du lever du Soleil à Paris. La correction pour l'heure du coucher est égale à celle du lever, mais de signe contraire, c'est-à-dire que, si la première doit être retranchée, la seconde doit être ajoutée, et réciproquement. La Table permet aussi d'obtenir une valeur approchée de l'heure du lever et du coucher du Soleil
approchée de l'heure du lever et du coucher du Soleil dans un lieu situé entre l'équateur et 60° de latitude australe. Il suffit pour cela d'ajouter six mois à la date considérée et d'entrer dans la Table avec la valeur ainsi obtenue. La Table est calculée de dix en dix jours : pour les époques intermédiaires, on calculera la partie proportionnelle. Voici un exemple pour en montrer l'usage. EXEMPLE. On demande les heures locales du lever et du coucher du Soleil le 16 janvier 1911 à Alger. La latitude d'Alger est 36°47', ou 36°, 8. C'est donc entre les colonnes
est 36°47', ou 36°, 8. C'est donc entre les colonnes de 36° et de 38°, page III, qu'il faut chercher la correction. On trouve le 11 janvier + 40m pour 30° et -35" pour 38°, la différence pour 2 degrés est de -5m, ce qui donne 2m, 5 pour 1 degré; on aura donc pour 36°, 8 : 40m + (2m, 5 x 0,8) = -38m. Le 21 janvier on a -36m pour 36° et 31m pour 38°, la différence est 13 + 5m; on aura pour 36°, 8 : -36 + (2m, 5 x 0,8) = 34m; la différence
-36 + (2m, 5 x 0,8) = 34m; la différence pour 10 jours, du 11 au 21 janvier, étant + 4m, elle sera de + 0m, 4 pour 1 jour et de + 0,4 x 5 = + 2m, 0 pour les 5 jours du 11 au 16. La correction correspondante au 16 janvier sera donc -38m + 2m = -36m, et l'on aura, le 16 janvier : Lever du Soleil à Paris. 7 h 51 Correction avec son signe -36m Lever du Soleil à Alger. 7h 41m Coucher du Soleil à Paris 15h 24m Correction en signe contraire. Coucher
Soleil à Paris 15h 24m Correction en signe contraire. Coucher du Soleil à Alger 17h 5m Les heures ainsi obtenues sont exprimées en temps moyen civil local ; pour avoir l'heure légale correspondante, il faut, suivant la règle donnée plus haut, ajouter ou soustraire un terme. CORRECTIONS des levers et couchers du Soleil DATES. Janv. Fev. Mars Avril Mai Juin Juil. Août Sept. Oct. Nov. Déc. 79 73 71 67 63 58 54 49 43 38 32 11 74 70 66 62 58 54 50 45 40 35 30 21 16 63 60 56 52 48 45 40 36 31
16 63 60 56 52 48 45 40 36 31 26 31 56 54 51 48 44 41 38 34 31 27 22 Fév. 10 45 43 41 38 36 33 30 27 25 21 18 20 34 32 30 28 27 25 20 20 16 13 Mars 23 21 20 19 18 16 15 14 13 12 11 10 9 8 7 6 5 4 3 2 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1
1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 7 77 73 69 65 61 57 52 47 42 37 31 l, 81 77 73 68 64 59 55 50 44 39 33 28 m 73 68 64 59 55 50 44 39 33 CORRECTIONS des levers et couchants du Soleil DATES. 1 420 44° 46° 48° 50° 50 54° 56° 58° 60° "+• + -h -h -h -h m m m m m
+ -h -h -h -h m m m m m m ™ m Janv. i 26 19 la 4 5 15 aS 3547 60 11 24 18 11 3 5 13 23 33 44 56 21 21 16 io 3 4 12 20 29 39 50 31 18 i3 8 2 3 10 17 25 33 42 10 14 10 6 2 3 8 14 20 27 34 20 î I 8 5 2 2 6 10 15 20 25 Mars. 2 7 5 3 1 1 4 7 10 13 17 12 3 3 100 23468 + + +
13 17 12 3 3 100 23468 + + + + 23 I 1 0 0 0 1 I I I 2 Avr" 1 4 3 2 0 1 3 4 6 8 II 11 8 6 4 1 2 5 8 12 16 20 „. 21 12 9 6 2 3 7 12 17 23 29 Mai. 1 12 7 2 3 9 15 22 30 38 Il 19 14 9 2 4 1, 19 27 36 46 21 23 16 10 3 5 12 22 31 42 53 31 25 18 II 3 5 14 24 35 46
31 25 18 II 3 5 14 24 35 46 59 Juin. 10:17 20 12 4 6 15 26 37 49 63 20 28 20 13 4 6 16 27 38 51 65 30 27 20 12 4 6 16 26 38 50 64 i l, 10 26 19 II 3 5 15 25 36 48 61 20 24 18 10 3 5 13 23 33 44 56 30 21 15 9 3 4 12 20 29 38 49 Août. 9 17 13 8 2 3 10 17 24 32 42 19 14 10 6 2 3 8 11 19
42 19 14 10 6 2 3 8 11 19 26 33 e 29 10 7 4 1 2 6 10 14 19 24 Sept. 8 6 5 3 1 1 4 6 9 12 15 183 2 1 0 0 22456 + + + + + + 28 1 1 1 0 0 1 1 2 2 3 Oct. 8 5 4 3 a 1 3 5 7 9 12 189 7 4 1 2 5 8 12 17 21 28 S 13 9 6 2 2 7 12 17 23 30 Nov. 7 16 12 7 2 3
17 23 30 Nov. 7 16 12 7 2 3 9 16 22 30 39 ? 15 9 3 4 11 19 27 36 47 Dec 27 23 17 10 3 4 13 22 31 42 53 Dec c. 125 19 il 4 5 14 24 34 46 58 171 26 20 12 4 5 15 25 36 48 61 i ; 27 26 20 34 5 15 25 36 48 61 7 LUNE Orbite lunaire. — La Lune décrit autour de la Terre une ellipse dont la Terre occupe un des foyers; dans ce mouvement la Lune tourne constamment