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ÉCLIPTIQUE

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À l'origine apparaissant en volume V08, page 895 de l'encyclopédie 1911 Britannica.
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ÉCLIPTIQUE , dans l'See also:

astronomie. See also:Le See also:plan de l'écliptique est cet See also:avion dedans ou s'approche que le centre de la gravité de la See also:terre et de la See also:lune tourne autour du See also:soleil. L'écliptique elle-même est le See also:grand See also:cercle en lequel cet avion rencontre la sphère céleste. Elle est également définie, mais pas avec la rigueur absolue, comme See also:chemin apparent décrit par le soleil autour de la sphère céleste comme terre exécute son révolution annuelle. En See also:raison de l'See also:action de la lune sur la terre, car il exécute sa révolution mensuelle dans une See also:orbite légèrement inclinée à l'écliptique, le centre de la terre lui-même dévie du plan de l'écliptique dans une période égale à celle de la révolution nodale de la lune. La déviation est extrêmement légère, sa quantité maximum s'étendant entre o•5 "et o•6". En raison de l'action See also:des planètes, particulièrement See also:Venus et See also:Jupiter, sur la terre, le centre de la gravité de la terre et la lune dévie par pourtant quantité de minuter, généralement un ou deux tenths d'une seconde, du plan de l'écliptique proprement dite. En raison de l'action des planètes, la position de l'écliptique est sujette à une variation séculaire lente s'élevant, pendant notre See also:temps, presque à 47"par siècle. Le See also:taux de ce See also:mouvement diminue lentement. L'obliquity de l'écliptique est l'See also:angle que son avion fait avec celui de l'équateur. Sa valeur See also:moyenne est maintenant environ 23 27'. Le mouvement au loin, l'écliptique produit une variation séculaire de l'obliquity. qui diminue maintenant d'une quantité presque égale au mouvement entier de l'écliptique lui-même.

See also:

Les See also:lois du mouvement de l'écliptique et de l'équateur sont énoncées dans le PRECESSION d'See also:article DES ÉQUINOXES. Des tentatives ont été faites par See also:Laplace et ses successeurs de fixer certaines See also:limites dans lesquelles l'obliquity de l'écliptique sera toujours confiné. Les résultats dérivés ainsi sont cependant basés sur des formules imparfaites. Quand le problème est considéré See also:sous une See also:forme rigoureuse, on le constate qu'aucune See also:limite absolue ne peut être fixée. Il peut, cependant, montrer que l'obliquity ne peut pas changer plus de deux ou trois degrés dans million d'années de notre époque. La See also:formule pour l'obliquity de l'écliptique, comme dérivé des lois du mouvement d'elle et de l'équateur, peut être développée d'une série procédant selon les See also:puissances croissantes du temps comme suit: nous avons mis T, le temps de 1900, compté en siècles solaires comme unité. Puis, Obliquity=23° T3 de "T0.0085" T2-f-o•ooI7 "de 27'31.68"46.837. De See also:cette expression est dérivé la valeur de l'obliquity à de diverses époques données dans la table suivante. La See also:partie à gauche de cette table donne les valeurs pour des intervalles de 500 ans de 2000 B.c. à A.d.2500 comme calculé des données modernes. Pendant des See also:dates plus de pendant trois ou quatre siècles avant ou après 18ö le résultat est nécessairement incertain par un ou plusieurs tenths d'une See also:minute, et donc est seulement donné à l'o• I'. 28'41.91"28 18,51 27 55,10 27 31,68 27 8,26 26 44,84 26 21,41 25 57,99 25 34,56 (S.

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