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avait avancé vers le sud : elle continua de suivre cette direction pendant les jours suivaus, et ce mouvement, contraire à celui que devait produire la parallaxe annuelle, fit craindre quelque altération dans l’instrument qui servait à l’observer. L’étoile , marchant toujours vers le sud, se trouva, au commencement de mars 1726, à 20" du lieu ou elle avait été observée trois mois auparavant : elle resta stationnaire pendant quelques jours : vers le milieu d’avril elle commença de remonter vers le nord, et au commencement de juin, elle passa à la t même distance du zénith où elle s’était trouvée six mois auparavant. Sa déclinaison changeait alors de i"en trois jours, ce qui fit juger qu’elle allait continuer d’avancer vers le nord ; eu cfiet , l’étoile se trouva de 10" plus nord en septembre qu’en juin , et de 5 g'' qu’en mars. Elle retourna ensuite vers le sud , et au mois de décembre suivant elle fut observée à la même distance du zénith que l’année précédente, à la seule différence près que la précession des équinoxes devait produire. Le célèbre Bradley examina d’abord si cela ne provenait point de quelque balancement dans l’axe de la terre: mais les autres étoiles, observées en même temps , ne permettaient pas d’adopter f une hypothèse fondée sur l’aplatissement de la terre et f sur l’attraction. En 1727 Bradley recommença ses observations, et il vit que chaque^toile paraissait stationnaire, ou dans son plus grand éloignement, vers le nord ou vers le sud , dans la saison où elle passait au zénith vers six heures du soir ou du malin ; que toutes s’avançaient vers le sud lorsqu’elles paraissaient au zénith le matin, et vers le nord lorsqu’elles y passaient le soir j et que le plus grand écart était è peu près comme le sinus de la latitude de chacune. Lorsqu’il eut observé Je retour de ces étoiles aux mêmes lieux où elles avaient « d'abord paru, Bradley chercha la cause annuelle et constante, égale pour les étoiles de toutes grandeurs, et dont le plus grand efiet , du nord au sud , fût comme le