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

Toutes les nouvelles et pleines Lunes ne sont pas écliptiques, c'est-à-dire qu'il n'arrive pas des éclipses à toutes les nouvelles et 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 et ECLIPSE.

ECLIPTIQUE, sub. f. se dit plus particulièrement d'un cercle ou d'une ligne sur la surface de la sphère du monde, dans laquelle le centre du Soleil parait avancer par son mouvement propre : ou bien, c'est la ligne que le centre du Soleil parait décrire dans sa période annuelle. Voyez SOLEIL, etc.

Dans le système de Copernic qui est aujourd'hui presque généralement reçu, 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 se 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, et dont la Terre parcourt environ un par mois. L'écliptique a aussi un axe, qui est perpendiculaire à ce grand cercle, et qui est différent de l'axe du monde ou de l'équateur, et les extrémités de cet axe s'appellent les pôles de l'écliptique.

On appelle nœuds les endroits où l'écliptique est coupée par les orbites des planètes.

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 et de Libra, et 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. Voyez EQUINOXE et PRECESSION.

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'obliquitté de l'écliptique, c'est-à-dire, de l'angle formé par l'intersection de l'équateur et de l'écliptique.

L'obliquitté 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, TROPIQUE et OBLIQUITE.

Voici la méthode d'observer la plus grande déclinaison de l'écliptique : vers le temps 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 solsticial.

ç'a été une grande question parmi les astronomes modernes, de savoir si l'obliquitté 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, et plusieurs autres, ont cru qu'elle était variable.

Pour déterminer cette question, il a fallu comparer bien exactement les observations des astronomes de tous les temps ; les principales sont celles de Pytheas, l'an avant J. C. 324, qui fait l'obliquitté 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 obliquitté 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° 30' 20" : Hevelius de 23° 30' 20' : Mouton de 23° 30' : et 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 obliquitté à l'écliptique que celle d'aujourd'hui, beaucoup d'astronomes ont cru néanmoins qu'elle était immuable : car ce ne fut que par méprise qu'Eratosthene conclut de ses observations que la plus grande déclinaison de l'écliptique était de 23° 51'20": par ces mêmes observations il n'aurait dû la mettre qu'à 23° 31'50": ainsi que Riccioli l'a fait voir. Gassendi et Peiresc ont remarqué la même inadvertance dans l'observation de Pytheas : Hipparque et Ptolomée ont suivi les erreurs d'Eratosthene et de Pytheas : et c'est ce qui a donné occasion aux auteurs dont nous avons parlé ci-dessus, de conclure que cette obliquitté était 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'obliquitté de l'écliptique diminue à raison d'une minute tous les cent ans. Les anciens n'avaient point égard aux réfractions dans leurs observations ; et de plus, selon eux, la parallaxe horizontale du Soleil était 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 avait été autrefois perpendiculaire à l'équateur. Par les observations d'une longue suite d'années, ils estimèrent que l'obliquitté de l'écliptique diminuait continuellement, ou, ce qui revient au même, que l'écliptique s'approchait continuellement de l'équateur ; c'est ce qui leur fit conjecturer qu'au commencement ces deux cercles étaient écartés l'un de l'autre autant qu'il est possible. Diodore de Sicile rapporte que les Chaldéens comptaient 403000 ans depuis leurs premières observations jusqu'au temps 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'obliquitté de l'écliptique d'une minute tous les cent ans. M. de Louville prenant cette obliquitté telle qu'elle doit avoir été au temps qu'Alexandre fit son entrée dans Babylone ; et remontant, dans cette supposition, au temps 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 première époque.

En général, on ne peut pas rendre raison de l'antiquité fabuleuse des Egyptiens, des Chaldéens, etc. d'une manière plus probable, qu'en supposant des périodes célestes parcourues d'un mouvement très-lent, dont ils avaient observé une petite partie, et d'où ils calculaient 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 14000 ans l'écliptique et l'équateur ne feront qu'un seul et 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'obliquitté de 23d 33', le calife Almamoun fit encore construire un plus grand instrument pour cette recherche, avec lequel Ali fils d'Isa, habile mécanicien, et quelques-uns de ceux qui avaient travaillé à la mesure de la Terre, observèrent à Damas l'obliquitté de 23d 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 23d 30'. En 1437 on a trouvé à Samarkand, avec un instrument dont le rayon surpassait 100 pieds, construit par ordre d'Ulug Beigh prince Tartare, l'obliquitté de 29d 30' 17". Enfin dans le siècle précédent la plupart des astronomes ont fait l'obliquitté de l'écliptique de 23d 31' ou 30' ; ensuite ayant égard aux tables de réfraction et de parallaxe pour corriger les distances apparentes du Soleil au zénith, et les réduire aux véritables, ils ont établi cette obliquitté de 23d 29', ou 23d 28' 50" : dans ces derniers temps on l'a observée de 23d 28' 30" ou 20" ; ce qui a fait imaginer à quelques astronomes qu'elle diminuait, sans examiner quelle pouvait être la précision à laquelle on tâchait 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'instruments ne doivent guère être employés que pour observer les latitudes géographiques, puisqu'il est constant qu'avec les plus grands gnomons, comme de 60 à 80 pieds de hauteur perpendiculaire, on ne saurait répondre d'un tiers de minute vers le solstice d'été ; au lieu qu'avec les quarts de cercle garnis de lunettes, on peut connaitre les hauteurs absolues à 2"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 toujours l'image confuse vers les bords, et par cette raison l'observation de la hauteur trop incertaine. M. le Monnier traite cette matière encore plus au long et 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'eglise de S. Sulpice, un peu au-dessous de l'ouverture du trou par où passent les rayons du Soleil, un verre objectif de 80 pieds de foyer. Par la disposition et la grandeur de ce verre, il a transformé son gnomon en une espèce de grande lunette, qui doit donner à-peu-près la même précision que les lunettes garnies de quarts de cercle, et qui, à plusieurs autres égards, est infiniment plus avantageuse, parce que le verre est placé dans un mur inébranlable, et qu'on peut compter avec assez de certitude sur son immobilité, et sur celle du marbre qui doit recevoir l'image du Soleil au solstice (voyez MERIDIENNE). Il a marqué soigneusement sur ce marbre les termes de l'image au solstice d'été de l'année 1745 ; et il espère 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 reconnaitre par-là si l'obliquitté de l'écliptique est sujette en effet à quelques variations : en attendant il nous avertit que le terme où le Soleil était 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'obliquitté de l'écliptique ne diminuerait pas constamment, il est certain qu'elle a un mouvement de nutation que M. Bradley a observé le premier. Voyez NUTATION, et mes recherches sur la précession des équinoxes ; voyez aussi PRECESSION, ZODIAQUE, etc.

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 et suiv.) Il est vrai que ces 13" sont très-difficiles à observer ; et qu'en supposant même les observations astronomiques encore plus exactes, on trouverait une quantité beaucoup moindre pour la variation de la Terre en latitude, parce que le centre de la gravité de la Terre et 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", et que par la nature des observations astronomiques, ce plan doit presque toujours 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 troisième partie de mon ouvrage, que je me prépare à publier ; et 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, etc. c'est un grand cercle du globe, qui coupe l'équateur sous un angle d'environ 23d 29' (voyez GLOBE) ; c'est pourquoi l'écliptique terrestre est dans le plan de l'écliptique céleste : elle a comme elle ses points équinoctiaux et solstitiaux, et elle est terminée par les tropiques. Voyez EQUATEUR, SOLSTITIAL, EQUINOCTIAL, TROPIQUE, etc. (O)