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Il seroit encore à souhaiter que l'auteur donnât
une démonstration de la méthode qu'il propose, pour
approcher, aussi près qu'on veut, des racines des
équations; il semble supposer encore dans l'exposé
de cette méthode, que quand une certaine valeur de
Il nous reste à faire quelques réflexions sur les
équations appliquées à la Géométrie. Nous avons indiqué
au mot
Supposons, par exemple, qu'on propose de diviser une ligne a en moyenne & extrème raison, nommant x la partie cherchée de cette ligne, on aura a: x::x:a - x; d'où l'on tire xx+ax=aa, & [omission: formula; to see, consult fac-similé version]; la racine négative de cette équation ne sauroit servir ici, mais elle serviroit à la solution de ce problème, trouver dans le prolongement de la ligne donnée a une ligne x, telle que a:x:: x:a+x; dans ce cas la racine négative devient positive, & la positive négative; & l'équation est xx - ax=aa.
Si on propose de tirer du point A une ligne AE
(
Si on nommoit AF, x, BO, b, AC, r, AB, c,
on auroit bb - xx+cc=ax ou 2rc=xx+ax;
la racine positive est AF, & la négative Af, parce
que cette racine négative, si on la traitoit comme
positive, donneroit ax=Bf
Dans ce dernier cas, c'est - à - dire en prenant AF
pour l'inconnue, l'équation n'est que du second degré,
au lieu qu'en prenant BF pour inconnue, elle
monte au quatrieme; d'où l'on voit comment par le
bon choix des inconnues on peut simplifier un problème
en plusieurs occasions. Mais, dira - t - on, pourquoi
le problème a - t - il quatre solutions dans un cas,
& deux seulement dans un autre? Je réponds que
dans le dernier cas il a aussi quatre solutions comme
dans le premier; ou pour parler plus exactement,
que BF a quatre valeurs dans les deux cas; car [omission: formula; to see, consult fac-similé version],
ce qui donne deux valeurs égales de différent signe pour chaque valeur de AF.
Voyez encore d'autres observations sur un problème de
ce genre à l'article
Autre question. On propose d'inscrire dans un rectangle
donné ABDE (
Sur les équations différentielles, exponentielles, &c.
voy.
On appelle quelquefois équation, en Géométrie & en Méchanique, ce qui n'est qu'une simple proportionnalité indiquée d'une maniere abrégéc; par exemple, quand on dit qu'un rectangle est égal au produit de sa base par sa hauteur, cela signifie explicitement: si on a deux rectangles, & qu'on prenne une quantité quelconque linéaire a pour la mesure commune de leur base & de leur hauteur; que B soit le nombre de fois (entier ou rompu, rationnel ou irrationnel) que la base de l'un contient a; que H soit le nombre de fois que la hauteur du même contient a; que b soit le nombre de fois que la base de l'autre contient a; que h soit le nombre de fois que la hauteur du même contient a, les aires de ces deux rectangles seront entr'elles comme le produit des nombres B, H, est au produit des nombres b, h. De même, quand on dit que la vîtesse d'un corps qui se meut uniformément, est égale à l'espace divisé par le tems, cela veut dire explicitement: si deux corps se meuvent uniformément, & parcourent, l'un l'espace E pendant le tems T, l'autre l'espace e pendant le tems t; qu'on prenne une ligne a pour commune [p. 855]
Equation de l'Horloge (Page 5:855)
Le tems ne se mesure que par le mouvement; & comme le tems en lui - même coule toûjours uniformément, on se sert, pour le mesurer, d'un mouvement qu'on suppose égal & uniforme, ou qui conserve toûjours la même vîtesse.
Le mouvement du Soleil est celui dont on se sert
communément pour cela, parce que ce mouvement
est celui qu'on observe le plus facilement: cependant
ii manque de la principale qualité nécessaire
pour mesurer le tems, c'est - à - dire de l'uniformité.
En effet les Astronomes ont remarqué que le mouvement
apparent du Soleil n'est pas toûjours égal &
uniforme; mais que ce mouvement tantôt s'accélere,
tantôt se rallentit: il ne peut donc servir à
mesurer le tems, qui est uniforme par sa nature.
Voyez
Ainsi le tems mesuré par le mouvement du Soleil, & qu'on appelle le tems vrai ou apparent, est différent du tems moyen & uniforme, suivant lequel on mesure & on calcule tous les mouvemens des corps célestes.
Voici comment on explique cette inégalité. Le
jour naturel ou solaire n'est pas proprement mesuré
par une révolution entiere de l'équateur, ou par
vingt - quatre heures équinoxiales, mais par le tems
qui s'écoule, tandis que le plan d'un méridien qui a
passé sous le Soleil, vient à y repasser une seconde
fois par la rotation de la Terre; & ce tems est la distance
qu'il y a entre le midi d'un jour & le midi du
jour suivant. Voyez
Or si la Terre n'avoit point d'autre mouvement que celui de sa rotation autour de son axe, tous les jours seroient exactement égaux les uns aux autres, & auroient tous pour mesure le tems de la révolution de l'équateur: mais cela n'est pas tout - à - fait ainsi; car tandis que la Terre tourne autour de son axe, elle avance en même tems dans son orbite: de sorte que quand un méridien qui a passé sous le centre du Soleil a fait une révolution entiere, ce méridien ne revient pas sous le Soleil précisément, comme il paroît par la figure.
Soit S le Soleil (
De - là il s'ensuit que les jours solaires sont plus longs que le tems d'une révolution de la Terre autour de son axe.
Cependant si les plans de tous les méridiens étoient perpendiculaires au plan de l'orbite terrestre, & que la terre parcourût son orbite avec un mouvement uniforme, l'angle dBF seroit égal à l'angle BSA, & les arcs df & AB seroient semblables: par conséquent l'intervalle d'un midi à l'autre seroit toûjours le même, puisque l'arc AB & l'angle dBF seroient toûjours de la même quantité de degrés. Tous les jours solaires seroient donc égaux, & le tems moyen seroit le même que le tems vrai.
Mais les choses sont bien autrement, car la Terre
n'a point un mouvement uniforme dans son orbite;
elle décrit, lorsqu'elle est aphélie, un plus petit arc,
& lorsqu'elle est périhélie, un plus grand arc dans le
même tems. Voyez plus bas
Ainsi en supposant même que le Soleil eût un mouvement uniforme dans l'écliptique, le tems qui coule aniformément ne pourroit être représenté par la distance entre le midi d'un jour & le midi d'un autre: les Astronomes ont donc été obligés d'inventer, pour la commodité de leurs calculs, des jours fictifs, tous égaux entr'eux, & moyens entre le plus long & le plus court des jours inégaux.
Pour déterminer ces jours, on a pris d'abord le nombre d'heures de la révolution totale du Soleil dans l'écliptique, & on a divisé le tems total en autant de parties qu'il y a d'heures, dont vingt - quatre composent un jour.
De plus, comme nous ne connoissons point dans la nature de corps dont le mouvement soit uniforme, & que cependant un tel mouvement est la seule vraie mesure du tems, on imagine un corps fictif, par ex. une étoile qui se meut uniformément dans l'équateur d'occident en orient, & qui, sans accélérer ni retarder jamais son mouvement, parcourt l'équateur, précisément dans le même tems que le Soleil fait sa révolution dans l'écliptique: le mouvement de cette étoile représente le tems égal ou moyen, & son mouvement diurne dans l'équateur est de 59'8'', c'est - à - dire le même que le mouvement moyen du Soleil dans l'écliptique: par conséquent le jour égal & moyen se détermine par l'arrivée de cette étoile au méridien, & il est égal au tems que les 360 degrés de la circonférence de l'équateur mettent à faire une révolution entiere, & a 59'8''de plus. Comme cette addition de 59'8''est toûjours la même, les jours moyens sont constamment égaux entr'eux.
Puis donc que le Soleil va vers l'orient inégalement,
par rapport à l'équateur, il arrivera au méridien
quelquefois plûtôt que cet astre imaginaire, &
quelquefois plus tard: de - là vient la différence qu'il
y a entre le tems vrai & le tems moyen. On connoît
cette différence quand on sait le lieu de l'astre
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