CHAPITRE Xm

Des Étoiles et de leurs mouvemens.

Xii parolUze des étoile» e«t iuwiuible; leurs diiqaea , Ttu 4«aB Iss pins forts télescopes, se réduisent i des points luniaeux : encela, en astres diffèrent des planètes dont les télescopes augmentent la grandeur apparente. La petitesse âa diamètre apparent des étoiles est wvaTée , Bortont par le pen de temps qu'elles mettent i disparattre dans leurs occoltations par la lune, et <{ttî n'étant pas d'une seconde , indique qae ce diamètre est «u-desBous de cinq secondes de degré. La vivacité de la lumière des plus brillantes étoiles , coo^arée à leur petitesse apparente, nous porte à croire qu'elles sont beaucoup plus éloignées de nous que les planètes , et qu'elles n'empruntent point coaame elles leur (flarte à», soleil , mais qu'elles sont lumineuses par ellefr-mémes ; et comme les étoiles les plus petites eont assujetties aux mêmes mouvemens que les pins brillantes , et Conservent entre elles une position constante , 11 est tris vraisemblable que tous ces astres swit de - la mén^e nature , et que ce Sont autant de corps lumineux, plut ou moins gros , et placés plua ou moins loin an-deU des limUes du systènc solaire.

On observe des variations périodiques dans l'inten- •ité de ta lumière de plusieurs étoiles que L'on nomme pour cela changeantes. ()ueiijaeùiià ou a vu des étoiles te montrer presque tout-à-coup , et disparattre après avoir brillé du plus vif édat. Telle iut la fameuse étoile.

«8 Exposrrioif

observée en iS^a, dans Is constellation de Cassiopée. En peu de temps, elle surpassa la clarlë des plus belles •étoiles et de Jupiter mém« : sa lumièra s'alTaîblit ensuite , et elle disparut seize mois après sa découverte , sans avoir change de place dans le ciel. Sa couleur éprouva des variations considérables : elle fut d'abord d'un blanc éclatant , ensuite d'un jaune rooge&tre , et enfin d'un blanc plombé. Quelle est la cause de Ces phéilomènes? Des taches très étendues que les étoiles nous présentent périodiquement, en tournant sur ell«Bnémes à peu près comme le dernier satellite de Saturne , et peut-être l'interposition ^ de grands corps opaques qui circnlent autour d'elles, expliquent les variations périodiques des étoiles cbangeantes. Qoant aux étoiles qui se sont montrées presque subitement avec une- très vive Inmière, pour disparaître ensuite, oh peut soupçonner avec vraisemblance , que de grands incendies occasionnés par des causes extraordinaires « ont eu lien à leur surface; et ce soupçon se confirme par le changement de lenr couleur, aAalogue à celai que nous offrent sur la terre , les corps que nous voyons s'enflammer et s'éteindre.

Uno lumière blanche , de figure îrrégulîire , et à Isquelle on a donné le nom de voie lactée , entoure le ciel en forme de ceinture. On y découvre , au moyen du télescope, nu nombre prodigieux de petites étoiles qui nous paraissent assez rapprochées , pour que leur réunion forme une lumière continue. On observe encore dans diverses parties dn ciel , de petites blancbenrs que Ton nomme nébuleuses , et dont plusîenrs semblent être de la même nature que la voie lactée. Vue dans le télescope, elles off'rentégalèment la réunion d'ufl grand nombre d'étoiles : d'autres ne présentent qu^ne lumière

Dn STSTËHE DU MONDE. 6g

Uariclm et continue, il est très probable qu'elle* sont formées d'une matièi-e lumineuse très rare, rëpanâue en amas dÏTers dans l'espace célsrie, et dont la condensation successive a produit les noyanx et toutes les variétés qu'elles présentent. Les changemens remarquables que l'on a observés dans quelques-unes, et particnlïhrement dans la' belle nébuleuse d'Orion, s'expliquent d'une manière heureuse dans cette bypothise et lui donnent une grande vraisemblance.

L'immobilité respective des étoiles a déterminé les astronomes à leur rapporter , comme i autant de points 6xe8 , les monvemens propres des autres corps célestes ; mais pour cela , il était nécessaire de les classer, afin de les reconnaître ; et c'est dans cette vue , que l'on a partagé le ciel en divers groupes d'étoiles , ncnnmés eBostetiations. Il fallait encore avoir avec précision , la position des étoiles sur la sphère céleste; et voici. comme on j est parvenu.

On a imaginé par les deux pâles du monde , et par le centre d'Un astre quelconque, nu grand cerde qne Ton a nommé cercle de âédïjuùson , et qui coupe perpendiculairement l'éqnatettr. L'arc de ce cercle, compris entre l'équatenr et le centre de l'astre , mesure sa déclinaison qui est boréale ou australe , suivant la dénomination du pMe dont il est le pins près.

Tous les astres sitnés sur le même parallèle, ayant la m^e dédiBaison, il faut pour déterminer leur posi<iton , un nouvel élément. On a choisi pour cela, l'arc de l'éqnateur , compris entre le cercle de déclinaison et l'éqnînoze dn printemps. Cet arc compté de cet équinoxe , dans le sens du mouvement propre du soleil , c'est-Â-dire d'occident en orient, est ce que l'on nomme cuceagion droite : ainsi, la position des astres est déter-

mine* par leur SKeiuioti droite et par leur âéclî-

La hfititear mâ-îdienne d'un astre, comparée i la hauteur du. pâle, donne sa distance & l'é^ateor, ou sa dëcUnaUon. La détermination de son ascension dreite oflEraît plus de difBooltës anx anciens astronomes , à cause de l'impossibilité où ils étaient de comparer directement les étoiles au soleil. La lune ponvant Âtre comparée , le jour , au soleil , et la nnit , aux étoiles ; ils s'en serrirent comme d'an intermédiaire , poar mestirer la différence d'ascension droite du soleil et des étoiles, en a^ant égard aux mouvemens propres de la lune et du soleil, dans l'intervalle des observations. La théorie- du soleil donnant ensuite son ascension droite, ils en conclurent celle de quelques e'toiles principales auxquelles ils rapportèrent les antres. C'est par ce moyen , qu'Hipparqne Corma le premier catalogue d'étoiles dont nous ayons connaissance. Long-temps après , on doOsa plus de précision k cette méthode, eu employant, an lien, de la lune , la planète Vénus que l'on peut quelquefois apercevoir en plein jour, et dont le mouvement , pendant un court interralle de temps , est pins Isnt et moins inégal que le mouvement lunaire. Maintenant que l'application du pendule aux hoïl(^;es fournit une mesure da temps très précise, nous pon- Tons déterminer directement et avec une exactitude bien supérieure k celle des anciens astronomes , la différence d'ascension droite d'un astre et du soleil , par le temps écoulé entre leurs passages au méridien.

Ou pent , d'une manière semblable , rapporter la position des astres i t'écliptique ; ce qui est principalement utile dans la théorie de la lune et des planète^. Par le centre de l'astre, on imagine un grand cercle

perpendicnlaûe an plan de râ;ljptiqae, tt qoe l'oal Bonme cercle de latiiuda. L'arc de ce cercle, compris entre l'^Uptique et l'astre, mesnre sa latitude ipii est boréale ou australe , suivant la d^owànation dû p61e sitnë du mime câté de récUpttçpe>, L'arc de l'&lipti' <pu , compris entre le cercle de latitude et l'équiuexe du. printKmpa, et comjdd de cet tfqninoxe, d'occident en orient, est «e ^e ToQ nomme longitude de l'astre 4ont la position est ainsi dëteimintfe par sa lon^tudieet par sa latitude. On conçoit facileneut ^e l'îadïnaivm de rëqDateor i l'^iptique tftant connue , la longitude et la latitude d'un astre peuTeut se déduire de son ascension droite et de sa déclinaison obserTées.

n ne iallnt que peu d'années pour reconnaître la Tariatïon des étoiles eu asceasioa dr<Hte et en déclinaison. BientAt on remarqua qu^n changeant de position reUtiTement i l'éqiuteitr, eUes cons^raicnt U mâme latitude, et l'on en conclut que leurs variations eu ascension droite et en dëcliuaifoa , ne sont dues qu^ un mouvement commun de ces astres autour des pâtes de l'écliptlque. On peut encore représenter ces vanations, en supposant les étoiles inunc^iles^. et en faisant; moa> voir autour de c^ p61e> ceux de' l'équateur. Dsus.qq mouvemeot) l'ïnclinaisott de l'équateuv i, l'écUptique reste la même, et ses nœuds, ok les éqwnoses, Htr^^ gradent nnifocmémeot de iS4"t63 par années On.a i^l précédemment qu^ cette rétrogradation des équiuoxes , rend l'année tropique un pan phis^ courte que l'année sidérale; ainsi la différence des deux apnées sidérale et tropique,' et les variations des étoiles en ascension droite et en dédinaiAoe, dépisudenide ce mouvement par lequel le pâlq de l'équaleur décrit aanucU^meut un arc de i54"i63 d'un petit cerd^de la sphire cé-

leate, parcHMe i rëdiptiqQe. Cest «B'xelR que qod- ■iste 1« -phénomène coana sons le nom Ae préeetnon des iqainoxes.

La précision doitt l'astronomie moderne eit redevable i Tapplication des lunettes anx instrument astrono-^ miqnes, et i celle du 'pendule aux horloges,' a- ftU apefCéroir de petites inégalités périodiques, dans l'tnclînaisott de l'équatenr à l'écliptique et dans U précM-' sion des ëqnînoxes. BradleT* qui les a déconvertes, et tptî'les a soivies «Tec nn soin extrême pendant pluùenrs années, «n a reconnu la loi qui peat être réprésentée de la manière sUÎTante.

On conçoit le pAle de re'quatenr , mû mr la circonférence d'âne petite ellipse tangente i la sphère céleste , et dont le centre, queron peut regarder comme le pAle moyen de l'éqnatenr, décrit uniformément, chaque année, i54",63 du parallèle à l'écliptique , sur lequel il est situé. Le grand axe de cette ellipse, toujours dans le plan d'nn cercle de latitude, répond & un are de ce grand cercle, de S9",56; et le petit axe répond i nn arc de son parallèle , de 1 1 1 ",3o. La situation du vrai p4Ie de réqufttenr sur cette ellipse, se détermine ainsi. On imagine rar le plan de l'ellipse , on petit cercle qui a' te même centre, et dont le diamètre est égal sa grand axe. On conçoit encore un rayon de ce cercle, md d'un mouvement uniforme et rétrograde , de manière que ce rajoD coïncide avec la moitié du grand axe , U plus voisine de l'édiptiqQe ; tontes les fois que le noeud moyen ascendant de l'orbite lunaire , coïncide avec l'équinoze du printemps; enfin, de l'extrémité de ce rayon mobile, on abaisse une perpendiculaire sur le grand axe de l'ellipse. Le point où cette perpendiculaire coape la circonférence elliptiqne , est le lieu du

▼ni pAle de l'tfqoRteur. Ce moarement da pôle s'appelle nidation.

Lea étoile) , en rertn des monTemeos que nous venons de décrire, conservent entre elles nne position constante ; mais le grand observateur à qui l'on doit la déconrerte de la tmtatioo , a reconnu dans tous cet astres, nn mouvement général et périodique, qaî altère un pea leurs positions respectives. Pour se représenter ce mouvement, il faut imaginer que cli&qae étoile décrit annnellement nne petite circonférence parallèle à rédiptiqne» dont le centre est la position moyenne de l'étoile, et dont-le diamètre, va de la terre, soutend un angle de laS"; et qu'elle se meut sur cette circonférence , comme le soleil dans son orbite , de manière cependant que le soleil soit constamment plus avancé qu'elle , de cent degrés. Cette circonférence , en se pro,jetant sur la surface du ciel, parait sons la forme d'une ellipse plofi on moins aplatie suivant la baat^r de l'étoile an-dessus de l'écliptique; le petit axe de l'ellipse étant au grand axe, comme le sinus de cette hauteur est au rayon. De U naissent toutes les variétés de ce mouvement périodique des étoiles que l'on nomme

Indépendamment de ces monvemens généraux, plusieurs étoiles ont des mouvemens particuliers, très lenta, mais que la suite des temps a rendns sensibles. Us ont été jusqu'ici principalement remarquables dans SyrÎDS et Arctums, deux étoiles des plus brillantes; mais tout porte k croire que les siècles suïvans développeront des mouvemens semblables dans les antres étoiles.