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à la lerre serait Ile du
soleil à latine, el Ninis pa| conséquent,
m m- a la pi. ne ,iu soi il, nous paraîtrait 3,
7 fois aussi grand que cet astre , et uous donnerait 11, S lois plus de lumière. Dans le grand nombre de. étoiles lix>s , beaucoup iloivenl être iulimineiit plus grande! que Siriiis.
Plusieurs étoiles Ont disparu des cieux , l'étoile »2 de la Vierge semble cire .1 nombre : le 9 mai 1888, elle échappa 101 recto relies de sir John Herschell, qui depuis
ne l'a jamais retrouvée, quoiqu'il ait eu fréquemment occaiion d'observer la partie du ciel où pendant si Longtemps «lie avait
cle \u>. H est an i\e quelquelois que de* éioili s , B| rès avoir paru tout à coup el brille d'un éclat irès-wf, ont diiparu subitement. L'on cite plusieurs exemples de es étoiles passagères; un entre autres, qui eut lieu l'an ISS de notre ère, détermina , dit-on , Hipparque à former le premier catalogue d'étoiles. En 38(1, une antre étoile parut subitement près Oe l'Aigle, et disparut apn* avoir brille pendant trois .semaines d'un oe'a t
aussi rif que Vénus. Le 10 octobre igiiJ>,
une étoile brillante se montra (oui à coup dans la constellation du serpentaire, et resta visible pendant un an; plus récemment, en 1070, une eioile nouvelle fut découverte dans la lêle du Cygne; au bout d'un certain temps, elle devint invisible, puis reparut, et apr.s avoir subi plusieurs variations de lumière, elle disparut sans qu'on l'ait jamais revue depuis. Il y avait alors deux ans qu'on l'avait || erçu • pour la première fois, lui 1573, 00 découvrit dam une étoile
nouvelle , son éclat niginenta rapidement
jusqu'à ce qu'elle ci'U surpasse celui même de Jupiter; il diminua ensuit' graduellenu ut; et cette étoile, a; rès avoir présenté toutes les variétés de teintes qui indiquent les différentes périodes de la combustion, disparut sans changer de position, seize mois après sa découverte. L'on ne saurait imaginer rien de plus terrible qu'une conflagration qui , d'une telle distance, pourrait être visible. On croit cependant que celle éloile peut être nériodlqseol identique à celles qui parurent en 9M et l-iii». Parmi les multitudes innombrables d'étoiles parsemées doni les
cieux , il en est probablement beaucoup qui disparaissent el reparaissent alternativement ; les périodes de treize d'entre elles ont ete déjà passablement déterminée!. La plus, remarquable decel étoiles est Omicron, de la constellation de la Baleine. Elle parait environ douze lois i'ii iin/c ans; son celai est variable ; elle offre quelquefois l'apparence d'une étoile de deuxième grandeur, mais elle n'acquiert pli toujours la même intensité d'éclat, et ne suit pas non plus constamment une marche uniforme dans l'augmentation ou la diminution de sa clarté. E Ion levé» lius, elle ne parut pas du tout pendant quatre
ans, de l'Hydre disparaît ei reparaît aussi
lous bs Wk ours; el sir John Herschell cite comme nu exemple IrèOriingulier le dicile, l'étoile Algol ou p de Per'see, qui cou
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serve l'apparence d'une étoile de deuxième grandeur pendant doux jours et quatorze secondes; son éclat commence alors subitement à diminuer, et en trois heures et demie environ elle se trouve réduite à l'apparence d'une étoile de quatrième grandeur; mais sa lumière augmente ensuite de nouveau, et en trois heures et demie à peu près, elle a regagné son éclat habituel. Toutes ces vicissitudes s'accomplissent en deux jours, vingt hpures et quarante-huit minutes. La cause des variations qui s'opèrent dans la plupart des étoiles périodiques est inconnue ; mais d'après les changements d'AIgol, M. Goodricka conjecluré qu'elles peuvent être occasionnées par la révolution de quelque corps opaque «'interposant entre nous et l'étoile , et obstruant ainsi une partie de sa lumière. Sir John Herschell est frappé du haut degré d'activité manifesté par ces changements dans des régions où, « sans de telles preuves, nous pourrions snpposer que tout est privé de vie. » Il observe que notre propre soleil emploie un temps égal à neuf fois la période d'AIgol pour accomplir une révolulion sur son axe, tandis que, d'un autre côté, le temps périodique d'un corps opaque satellite, qui serait assez grand pourproduire un pareil obscurcissement passager du soleil, vu d'une étoile fixe, ne serait pas égal à quatorze heures.
Plusieurs milliers d'étoiles, qui semblent n'être que des pcinls brillants, sont en réalité, et ainsi qu'on en acquiert la certitude en les examinant attentivement, des systèmes de deux soleils, ou même plus , dont quelquesuns tournent autourd'un centre commun. Ces étoiles binaireset multiples sont extrêmement éloignées et exigent par conséquent les lélescopes les plus puissants pour pouvoir être vues séparément. Le premier catalogue d'étoiles doubles, dans lequel les places et les positions relatives de ces astres aient été déterminées, est dû à l'habileté et au génie industrieux de sir William Herschell, à qui l'astronomie est redevable de tant de découvertes brillantes, el q"i le premier conçut l'idée de la combinaison des étoiles doubles en systèmes binaires et multiples , idée complètement établie par ses propres observations , et confirmées récemment par celles de son fils. Les mouvements de révolution de plusieurs de ces étoiles, autour d'un centre commun , ont été établis, et leurs périodes déterminées aVec une exactitude remarquable. Depuis leur première découverte, quelques-unes ont déjà accompli une révolution presque entière, et l'une d'elles, » de la couronne, est actuellement très-avancée dans sa seconde période. Ces systèmes intéressants présentent ainsi une espèce de chronomètre sidéral, à l'aide duquel la chronologie des cieux sera signalée aux siècles futurs par des époques déduites de leurs propres mouvements el non sujettes aux erreurs provenant des perturbations planétaires, telles que celles qui ont lieu dans notre système.
En observant la position relative des étoiles d'un système binaire, la distaure qui
les sépare, et l'angle de position, c est-à-dire l'angle que le méridien ou un parallèle à l'équateur fait avec la ligne joignant les deux étoiles, se trouvent mesurés. Les différentes valeurs de l'angle de position indiquent si l'étoile satellite se meut de l'est à l'ouest, ou de l'ouest à l'est; si son mouvement est uniforme ou variable , et en quels points ce mouvement est le plus grand ou le plus petit. Les mesures de distance indiquent si les deux étoiles vont en se rapprochant ou en s'éloignant l'une de l'autre. Au moyeu de ces éléments, on a pu déterminer la forme et la nature de l'orbite. Si les observations étaient d'une exactitude parfaite, quatre valeurs de l'angle de position et des distances correspondantes à des époques données suffiraient pour déterminer la forme et la position de la courbe décrite par l'étoile satellite; mais l'on n'arrive presque jamais au degré de précision nécessaire pour cela. On s'assure de l'exactitude de chaque résultat en prenant la moyenne d'un grand nombre des meilleures observations, et en faisant disparaître l'erreur par leur comparaison mutuelle. Les dislances qui séparent les étoiles sont si petites qu'elles ne peuvent être mesurées avec la même exactitude que les angles de position : ainsi, p^ur déterminer l'orbite d'une étoile , indépendamment de la distance , il e9t nécessaire de supposer, c» qui, du reste , est l'hypothèse la plus proba* ble, que les étoiles sont sujettes à la loi de la gravitation, et que par conséquent l'une des deux étoiles décrit une ellipse autout de l'autre , supposée en repos, quoique non nécessairement au foyer. L'on construit ainsi graphiquement une courbe, à l'aide des angles de position el des temps correspondants d'observation. Les vilesses angulaires des étoiles s'obtiennent en tirant des tangentes à cette courbe à intervalles déterminés, d'où l'on connaît pour chaque angle de position les distances apparentes ou rayons vecteurs de l'étoile satellite, ces distances apparentes étant, selon les lois du mouvement elliptique, égales aux racines carrées des vitesses angulaires apparentes. Les angles de position calculés d'après une ligne donnée , et les dislances correspondantes des deux étoiles étant une fois connues, oa peut tirer une autre courbe qui représentera sur le papier l'orbite réelle de l'étoile projetée sur la surface visible du ciel; de sorte que les éléments elliptiques de l'orbite vraie et sa position dans l'espace se trouveront déterminés par un système combiné de mesures et de calculs, niais comme cette orbite a été obtenue dans l'hypothèse que la gravitation étend son pouvoir jusqu'à ces régions éloignées, ce qu'on ne peut savoir a priori, il faut qu'elle soit comparée au plus grand nombre d'observations possible, pour pouvoir établir jusqu'à quel point l'ellipse calculée s'accorde avec la courbe réellement décrite par l'étoile.
C'est à l'aide de ce procédé que sir John Herschell a découvert que plusieurs de ces systèmes d'étoiles sont sujets aux mêmes
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lois de mouvcmnnt que notro système de planètes ; il a délermiaé les élémenti de leurs orbites elliptiques el calcule les périodes do leur révolution. L'une des étoiles do y de la Vlergfl accomplit sa révolution autour de l'autre en <>-20 ans; le temps périodique de ode la Couronne est de :>87 ans ; celui de Castor de 989 ans, cl celui île t du bouvier de 1600 ans. Le professeur Encke a fixé celui de 70 d'Ophiucnus à 80 ans; et M. Savary, qui a le mérite d'avoir le premier déterminé par l'observation les éléments elliptiques de l'OT bile d'une étoile binaire, a prouvé que la révolution de g de l'Ourse s'accomplit en 58 ans. i de la Vierge consiste en deux étoiles d une grandeur à peu prés égale. Elles étaient si éloignées l'une de l'autre , vers le commencement cl le mi lien du siècle dernier, que llradley, et Mayer, dans son catalogue, les indiquent comme deux étoiles distinctes. Aujourd'hui, elles sont tellement rapprochées que, mémo avec de très-boni télescopes, elles paraissent ne former qu'une seule étoile, tant soit peu allongée. Une suite d'observations, continuées depuis le commencement du siècle actuel, a mis sir John Hcrschi II à même do déterminer la forme et la position de l'orbite elliptique de l'étoile satellite avec une exactitude vraiment surprenante. Suivant son calcul, elle doit être arrivée à son périhélie le 18 août 183V. La proximité réelle des deux étoiles doit alors avoir été extrême , et la vitesse angulaire apparente assez grande [tour pouvoir décrire un angle de 68 en une seule année. Les observations faites par sir John Herscbell au Cap de Bonne-Espérance, el
celles du capitaine Smith, faites en Angle-
lei re, s'accordent à prou* et qu'une augmentation de vitesse avait lieu dans le mouvement de l'étoile satellite à mesure qu'elle approchait de son périhélie. D'après les lois du mouvement elliptique, la vitesse angulaire de celle étoile satellite doit a présent diminuer graduellement, jusqu'à ce qu'elle arrive à son aphélie, ce qui aura lieu dans ,'J! \ ans environ. I. 'étoile satellite de * de la Couronne a dfl atteindre son périhélie vers 1885, et elle de Castor l'atteindra en 1 8.'i6-
Il arrive quelquefois que l'orbite don ■
étoile satellite se présente de champ à la terre, comme dans rdu Serpentaire. L'étoile
satellite semble alors se mouvoir en ligne droite, el osciller de chaque côté de l'étoile principale. Cinq observations sont nécessaires dans ce cas, et suffisent pour la détermination de son orbite, pourvu toutefois qu'elles soient parfaitement exactes. A l'époque où sir William Her-chell observait le système en question, les deux étoiles se trouvaient séparées d'une manière très-dislincte, tandis qu'aujourd'hui l'une d'elles
implétement projetée sur l'autre, que .M. Stru»e>nc peut, même avec son grand ic-
. ,i| me* air entre elles la plus petite séparation. Les deux étoiles de : d'Orion qui, du temps de SU* William HerSChell, paraissaient, au contraire , n'en former qu'une seule, sont actuellement séparées. Si celte
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libration était due à la parallaxe, elle serait annuelle par suite de la révolution de la terre ; mais comme il faut plusieurs années pour qu'elle soit sensible, on ne peut l'attribuer qu'à un mouvement orbiculaire réel vu obliquement. Parmi les étoiles triples, nous citerons : du Cancer, dont deux font l'office de satellites par rapport à la Iroisième. L'on remarque qu'en général les ellipses dans lesquelles les étoiles satellites des systèmes binaires accomplissent leurs révolutions , sont beaucoup plus allongées que les orbites des planètes. Sir John Herscbell, sir James South, le professeur Slruve de Dorpat ont beaucoup augmenté le catalogue primitif d'étoiles doubles de sir William Herscbell, et l'ont fait mouler à plus de .'1,000, dont 30 ou V0 sont reconnues comme formant des systèmes binaires ou tournants. M. Dnnlop, de son côté, a fait un catalogue île 263 étoiles doubles dans l'hémisphère austral. Le mouvement de Mercure, qui est plus rapide que celui d'aucune autre planète, est de 38,717 lieues par heure; la vitesse périhélie de la comète de insu était au moins de • Ils. 874 lieues par heure ; mais si les deux étoiles de (9 de l'Eridau , ou de ■ de l'Ourse sont aussi éloignées l'une de l'autre que l'étoile fixe la plus voisine du soleil est éloignée de cet astre, la vitesse des étoiles satellites doit surpasser lout ce que l'imagination peut concevoir. La découverte du mouvement elliptique des étoiles doubles est du plus grand intérêt, puisqu'elle montre que la gravitation n'esl pas particulière A notre
système planétaire, mais que dans les régions les plus éloignées de l'univers les systèmes de soleils obéissent aussi à ses lois.
Parmi les multitudes de petites étoiles , soit doubles, soit simples, qui brillent dans le ciel , il est possible que quelques-unes soient assez près de nous pour présenter îles mouvements parallacliques distincts, provenant de la révolution de la terre dans son orbite. De deux étoiles qui, en apparence , se touchent, l'une peut élre bien loin derrière l'antre dans l'espace. Vues de la terre, dans un certain point de son orbite, elles peuvent sembler près l'une de l'autre, tandis que, observées de nouveau quand la terre est dans une autre position, elles peuvent, au contraire, paraître excessivement éloignées. C'est ainsi que deux objets terrestres paraissent n'en faire qu'un lorsqu'ils sont vus sur le prolongement de la même ligne , tandis que leur éloignemcnl devient sensible lorsque l'observateur change de place. Dans ces cas, les étoiles n'auraient qu'un mouvement apparent, et non un nmuvi ment réel ; l'une d'elles semblerait osciller annuellement en ligne droite de chaque côté de l'autre mouvement que l'on ne pourrait confondre avec celui d'un système binaire, dans lequel une des étoiles décrit une ellipse autour de l'autre, ou dans lequel, si le bord de l'orbite est tourne vers la terre p les oscillations mettent des années entières à s'accomplir. Une telle parallaxe ne paratt
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pas encore avoir été prouvée, de sorte que la distance réelle des étoiles reste toujours un sujet de conjectures.
Les étoiles doubles sont de nuances différentes, et le plus ordinairement elles présentent le phénomène du contraste des couleurs complémentaires. En général, la grande étoile est jaune, orange ou rouge, et la petite bleue . pourpre ou verte. Quelquefois une étoile blanche est combinée avec une pourpre ou une bleue ; mais il arrive plus rarement qu'elle le soit avec une rouge. Dans beaucoup de cas ces apparences sont dues à l'influence du contraste sur le jugement que nous portons des couleurs. Quand, par exemple, on observe une étoile double, don lia pi us grande est d'un rouge foncé, presque couleur de sang, et la plus petite d'un beau vert, celle-ci perd sa couleur quand la première est cachée par les fils métalliques disposés en croix dans le télescope ; mais , dans un grand nombre d'exemples, les couleurs sont trop fortement prononcées pour être purement imaginaires. Sir John Herschell, dans un des articles insérés par lui dans les Philosophicnl Transactions, observe, comme un fait très-remarquable, que, quoique les étoiles rouges soient assez communes, l'on n'a point eu d'exemple encore d'étoiles simples bleues, vertes ou pourpres.
Outre les révolutions de certaines étoiles les unes autour des autres, il est quelques syslèmes binaires qui sont entraînés dans l'espace, par un mouvement commun aux deux étoiles dont ils se composent, vers quelque point inconnu (lu firmament. Les deux étoiles de 61 du Cygne, qui sont à peu près égales, et qui sonl restées pendant cinquante ans à la distance, de 15" environ l'une de l'autre, se sont déplacées de V 23" durant celle période , par suite d'un mouvement qui pendant plusieurs siècles doit paraître uniforme et rectiligne : car, lors même que ce mouvement s'accomplirait suivant une courbe, un arc aussi petit de celle courbe devrait évidemment nous paraître une ligne droite. Les étoiles simples ont ,-iussi des mouvements propres, mais ces mouvements sont lellement petite, que celui île p de Cassiopée, qui n'est que de 3,74. par an , est le plus grand de tous ceux observés jusqu'ici. Les dislances énormes des étoiles nous font paraître très-petits des mouvements qui , en réalité, sont très-grands. Sir William Herschell supposait que, parmi certaines irrégularités , les mouvements des étoiles ont une tendance générale vers un point de ciel diamétralement opposé à £ d'Hercule, et il attribuait cette tendance à un mouvement du système solaire en sens contraire. S'il en était réellement ainsi, les «'■toiles Mouilleraient ( d'après les effets de la perspective, diverger dans la direction vers laquelle nous tendons , et converger dans l'espace que nous abandonnons; il y aurait en outre dans ces mouvements apparents mm régularité que le temps finirait par iléfelei ; luSis si le système solaire et toutes
les étoiles qui sont visibles pour nous étaient emportés dans l'espace par un mouvement commun , comme des vaisseaux entraînés par un courant, il nous serait impossible», à nous, qui suivons le mouvement général, d'en déterminer la direction. L'on ne. peut mettre en doute le mouvement progressif du soleil et des étoiles; mais l'astronomie sidérale n'est pas, à beaucoup près, assez avancée pour pouvoir déterminer les rapporls qui existent entre les mouvements de ces corps.
Les étoiles sont répandues très-irregnlièrenient dans le firmament; elles abondent tellement en de certaines places, qu'elles semblent presque se toucher, tandis que dans d'autres elles ne sont que très-légèrement clair-semées. Un petit nombre de groupes' plus condensés forment des objets magnifiques, et offrent, même à la vue simple, un coup d'oeil admirable. Les Pléiades et la constellation de la Chevelure de Bérénice sont de tous ces groupes les plus dignes de remarque ; mais la plupart de ces amas d'étoiles présentent à l'œil nu l'apparence de légers nuages blancs ou de vapeurs: telle est la voie lactée, qui, ainsi que sir William Herschell l'a prouvé, doit son éclat à la lumière diffuse des myriades d'étoiles dont elle est composée. La plupart de ces étoiles paraissent extrêmement petites, à cause de leurs dislances énormes; et elles sonl si nombreuses, que, d'après l'estimation du même astronome, il en passa 50,000 au moins dans le champ de son lélescope en une heure de temps, et dans une zone de "2° de largeur. Cette portion singulière des cieux, qui fait parlie de noire firmament, consiste en une couche d'étoiles très-étendue, mais d'une épaisseur très-petite, comparativement à sa longueur età sa largeur : la terre est placée à peu près au milieu de l'épaisseur de celte couche, près du point où elle se divise en deux branches. Plusieurs amas d'étoiles, examinés à l'œil nu ou avec un télescope ordinaire, ressemblent à des nuages blancs, ou à des comètes rondes sans queue; mais sir John Herschell a trouvé que, vues à travers un instrument puissant, leur aspect devient comparable à un espace globulaire, qui, rempli d'étoiles et isolé dans les cieux, semble former une société indépendante de tous les autres corps célestes, et soumise à des lois qui ne régissent qu'elle seule. Ce serait vainement, dit-il, qu'on essayerait de compter les étoiles qui composent un de ces amas globulaires, et, dans tous les cas, ce ne serait pas par centaines qu'il faudrait les compter, puisque, d'après un calcul grossièrement fait, il parait que plusieurs de ces groupes doivent contenir dix ou vingt mille étoiles, si rapprochées les unes des autres, et formant une masse si compacte dans l'espace circulaire qui les renferme, que la surface de cet espace n'excède pas la dixième parlie de celui qui recouvre sur le ciel le disque de la lune- Le centre de cet espace, où les étoiles semblen' se projeter les unes sur les autres, offre l'ap-
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parencc d'une llnnune brillante, ou d'un foyer de lumière très-éclalnnt.
Si toutes ces étoiles sont autant de soleils, donl les distances respectives soient égales à eellrs i|ili séparent notre propn soleil do
l'étoile fiu la plus proche (1), l'intervalle
compris entre nous al la croupe dont l'ensem le est a peine v isilile a l'œil nu, doil être si roiisiderabY, que l'existence de cel objet magnifique ne p. ut nous être révélée que
i .h ii lumirre qoj probablemenl l'en est dégagée il,] a mille ans an moina. Ci s amai soni quelquefois si irrôgulien et al mal lermines dans les conlODra, que leur aspect ne
prêtante a l'esprit d'anlre idée qae elle d'u-
nc plus grands ricliesse dam la portion du ciel qu'ils occupent, <|ue dans d'autre-. Ils COnliei nent m i|us d'e'oiles i;ue les amas
glubalairea, et quelquefois une étoile rutilante forme au milieu d'eux un objet remarquable. Sic V illiain Ile schell les consi dérail conime des rudiments d'amas globulaires, il. mis un elal moins avance de condensation, tuais tendant vers celle même forme globulaire par suite de leur attraction mulucl-
BtOILBS, 'uniment on en obtient le catalogue, I "(/. I ; m i 1 1: mi uiipii nm\
Btoilks i i n i k.. Voy. Ml rtont 1 1 -. Kroius ilu matin, du soir, etc. Voy.
\ I Sis.
ETOILE m s Mu;es. Saint Mattbieu rapporte (il, 1,2, '.t, etc.) que des mai' es \ rirent à Bethléem pour adiiiei.iius-rii.isi
e! qu'ils J lurent conduits par une étoile qui allait devant eux, el qui s'arrêta a l'endroit où était l'enfant. Or, disent 1rs adversaires
(t) La révolution i uelle de la terre ne lai e
' ■m changement sensible daqs les pince, apparentes a s et ilea Uses, il est en oré* douteux qu'à l'unie des ressources de l'astronomie moderne ei il a romenls les plus parfaits, l'en aoii
parvenu îi découvrir une parallaxe sensible, atéoe
dans la plus voi-in de us soleils ,'ln'u. es. Si une
étoile lise avait une parallaxe d' seconde, cette
étoile serait SI ,789 I >is p u i in du sol il que la
une telle distance, non-seulement l'orbite terrestre ne serai! plus qu'un point, m ils
tut entier . i'i au i< • \ •■ r du iéle*cope le i lus
DUHMMM , pourrai être t UVSfl DSf l'épaisseur d'un
".•■ , i..i ii èi ■, donl la i teste pi est a Vn\ ron Mu, m u lieues par seconde, emploierait
et sept joui i a inversa ' et esp ice. t ue ait donc ivo i été allumée ou éteinte plus de trois ans avant qu'il nous i m été p issible d'avoit connaissance d'un li grand événemeni. Cependant combien cette >li- Blancs paraîtra petite, tout immense qu'elle est, si u us i.i , onipirous i celle drs coi ni les plus • qui luil en i|..us les i jeux ! Il esi hors île doute que les étoiles lu s sont lumineuses comme le e>i dune probable qu el es ne so i pas p
mires que ne l'csi le I I de la moins é o\ntre elles. Dan 1 1 \ de mé
mires nébuleuses, quelques-unes des - atmtlenl s,, [oucli i \ i être p
Ben eut loin les u derrière les ai in s da
rondeur sans baraas del'espace; l'on p rati" ne mpp ,., i p|u leurs m
re, i i lumière mettrait donc les milliers d'aune,-, a nous parvenir de ces myriakt de soleils, donl celui qui occui
de nos divines Keriluree, ce seul énoncé
prouve jusqu'à l'iv ideuc- I.i laus-.-i
rrcii ; car personne n'ignora que les étoiles, a raison de leur immense élévation, ne pên-
vent indiquer une ville, pas même un pays, bien moins encore une maison. Si l'on dit qu'une étoile s 'abaissa et s'approcha vers la
lei re pour i ar uer la maison 00 était lésas,
on tombera dans une abeardiU pins ridicule que la première, poieqa'en l'abaissant dans I espace, celte étoile Bar lit eonvei t par son étendue non-aeulemenl Bethléem el toute la Judée, mais encore lotit notre hémisphère. La difficulté des Incrédules tombe d'ellemême, dès <j ii i- l'on considère qne le lerme aster ( tarif ) empl ryé d ini le texte grec, et le mot latin tttlla de la \ nlgate s,,ni ,n,. ci pjibles Don-seulemenl du i*ens A'étoilt proprem nt di e, mais ancore d'un simple météore lumineux qui, vu à une certaine distance, n toutes b)l apparences d'une étoile. Cela posé. lOUle la question se réduit a savoir si Dieu, dont la pin, '.nue inlinie a forme les i ioux, créé lotis les aslres, qu'il lient
suspendus dana l'espace au moyen de eerlaincs lois qui sont l'œuvre de sa lagesi , si Dieu, dis ins-noii-, n'a point eu la possibilité de créer aussi an météore lumineux à l'aspect d'une étoile ordinaire, al de le faire conconrir an dessein qu'il avait d'amener les mages de l'Orient aux pieds du Verbe
fait chair. Or, lous les astronomes qui méritent ce nom savent parfaitement qu'ils re -
cevraienl un démenti de la science elleiném ■, el qu'ils se couvriraient da ridicule, s'ils ae prononçaient pour la négative. Mais
nous avons à prouver que les paroles du
ii"1 e y i. u,,' n ijsl que le i ciuiipapnon obscur et éloigné. >
De toutes les étolli s donl on a observé le mouvement, aucune ne parati -e mnuvoii aussi rapidement qui SI do Cygne, c'est ce qui 1a fait nippon r plus
près de nous ipi'.niiuiie nuire, nu objet pareisSBrU.se
mouvoir d'auùnl plus vin- qu'il a i plu- rapproché.
( n admis par e. Ile supp Bit 00 . MM. ira S • I Ma
th. eu uni lenle de délei minci sa parallaxe BU
c'est -a-dire , d'établir ipieile serai) la srandcui du
iliau elle de l'orbite lene U*e \ . "I , par
suiie , de ealculi i sa distance a i terre. I
de leurs obseï votions i.i nèlre d ■ l'or-
bili len. sue. qui esi d
prés, ne soutiendrait, vu ie l G 1 1«, qu'un a ulc d'une
deiui-si'i le; d'un l'on pull i leielure qw I
Cygne doit être a itil millions de t"is : . mil de
heues environ de la terre, distance que la lumière, tout en parcourant 80,0i 0 lieue. par secou le . mettrai) au mêles ,i\ ans a traverser, Cette dist nce pourtant, tout é arme qu'elle est r minl-
inini de celte a laquelle l'é oile p lui ôt e . el l'on ne i i.nrr.aii dire de combien de im. il se poorrait qu'elle fui pin, éloignée. B 'ii moavi ment a parent . qui ssi île I" .niiiiie.i inciW nous semble exilé nen lit iid ml, ii la djtiaoi s qui nous •
angle d'une sec le i orropondani à 9 Baillions de millions de lieues environ, i mouveme I
quel, ain i H \ ■ • . ,is donn na c
nom d'étoile Ose , e>i do -l" mill s de millions de
J. lier- lie!, TrtU4 (fastronomit.
Sommeryille, Gounevon du tçiencct, etc.
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