LIVRE PREMIER

place dans le ciel. Sa couleur éprouva des variations considérables : elle fut d*abord d'un blanc éclatant, ensuite d*un jaune rougeâtre, et enfin d'un blanc plombé. Quelle est la cause de cçs phénomènes? Des taches très-étendues que les étoiles nous présentent périodiquement, en tournant sur elles-mêmes à peu près comme le dernier satellite de Saturne, et peut-être Tinterposition de grands corps opaques qui circulent autour délies, expliquent les variations périodiques des étoiles changeantes. Quant aux étoiles qui se sont montrées presque subitement avec une très-vive lumière, pour disparaître ensuite, on peut soupçonner, avec vrai^ semblance, que de grands incendies occasionnés par des causes extraordinaires ont eu lieu à leur surface; et ce soupçon se confirme par le changement de leur couleur, analogue à celui que nous offrent sur la terre les corps que nous voyou» s enflammer et s'éteindre.

Une lumière blanche, de figure irrégulière, et à laquelle on a donné le nom de voie lactée, entoure le ciel en forme de ceinture. On y découvre, au moyen du télescope, un nombre prodigieux de petites étoiles qui nous paraissent assez rapprochées pour que leur réunion forme une lumière continue. On observe encore dans diverses parties du ciel de petites blancheurs que Ton nonune nébuleuses j et dont plusieurs semblent être de la même nature que la voie lactée. Vues dans le télescope, elles offrent également la réunion d'un grand nombre d'étoiles; d'autres ne présentent qu'une lumière blanche et continue; il est très-probable qu elles sont formées d'une matière lumineuse très^rare, répandue en amas divers dans l'espace céleste, et dont la condensation successive a produit les noyaux et toutes les variétés qu'eUes présentent. Les changements remarquables que l'on a observés dans quelquesunes, et particulièrement dans la belle nébuleuse d'Orion, s'expliquent d'une manière heureuse dans cette hypothèse et lui donnent une grande vraisemblance.

L'immobilité respective des étoiles a déterminé les astronomes à leur rapporter, comme à autant de points fixes, les mouvements 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 Ton a partagé le ciel en divers groupes d'étoiles nommés constellations. Il fallait encore avoir avec précision la position des étoiles sur la sphère céleste, et voici comme on y est parvenu.

On a imaginé par les deux pôles du monde, et par le centre d'un astre quelconque, un grand cercle que l'on a nommé cercle de déclinaison, et qui coupe perpendiculairement l'équateur. L'arc de ce cercle, compris entre l'équateur et le centre de l'astre, mesure sa déclinaison, qui est boréale ou australe, suivant la dénomination du pôle dont il est le plus près.

Tous les astres situés sur le même parallèle ayant la même déclinaison, il faut, pour déterminer leur position, un nouvel élément. On a choisi pour cela l'arc de l'équateur compris entre le cercle de déclinaison et l'équinoxe du printemps. Cet arc^ compté de cet équinoxe, dans le sens du mouvement propre du soleil, c'est-à-dire d'occident en orient, est ce que l'on nomme ascension droite : ainsi la position des astres est déterminée par leur ascension droite et par leur déclinaison.

La hauteur méridienne d'un astre, comparée à la hauteur du pôle, donne sa distance à l'équateur, ou sa déclinaison. La détermination de son ascension droite offrait plus de difficultés aux anciens astronomes, à cause de l'impossibilité où ils étaient de comparer directement les étoiles au soleil. La lune pouvant être comparée, le jour, au soleil, et, la nuit, aux étoiles, ils s'en servirent, comme d'un intermédiaire, pour mesurer la différence d'ascension droite du soleil et des étoiles, en ayant égard aux mouvements 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 étoiles principales

auxquelles ils rapportèrent les autres. C'est par ce moyen qu*Hipparque forma le premier catalogue d'étoiles dont nous ayons connaissance. Longtemps après, on donna plus de précision à cette méthode, en employant, au lieu de la lune, la planète Vénus, que Ton peut quelquefois apercevoir en plein jour, et dont le mouvement, pendant un court intervalle de temps, est plus lent et moins inégal que le mouvement lunaire. Maintenant que l'application du pendule aux horloges fournit une mesure du temps très-précise, nous pouvons déterminer directement, et avec une exactitude bien supérieure à celle des anciens astronomes, la différence d'ascension droite d'un astre et du soleil par le temps écoulé entre leurs passages au méridien.

On peut, d'une manière semblable, rapporter la position des astres à l'écliptique; ce qui est principalement utile dans la théorie de la lune et des planètes. Par le centre de l'astre, on imagine un grand cercle perpendiculaire au plan de l'écliptique, et que l'on nomme cercle de latitude. L'arc de ce cercle, compris entre l'écliptique et l'astre, mesure sa latitude, qui est boréale ou australe, suivant la dénomination du pôle situé du même côté de l'écliptique. L'arc de l'écliptique compris entre le cercle de latitude et l'équinoxe du printemps, et compté de cet équinoxe, d'occident en orient, est ce que l'on nomme longitude de l'astre, dont la position est ainsi déterminée par sa longitude et par sa latitude. On conçoit facilement que, l'inclinaison de l'équateur à l'écliptique étant connue, la longitude et la latitude d'un astre peuvent se déduire de son ascension droite et de sa déclinaison observées.

• 11 ne fallut que peu d'années pour reconnaître la variation des étoiles en ascension droite et en déclinaison. Bientôt on remarqua qu'en changeant de position relativement à l'équateur, elles conservaient la même latitude, et l'on en conclut que leurs variations en ascension droite et en déclinaison ne sont dues qu'à un mouve-

ment commun de ces astres autour des pôles de Técliptique. On peut encore représenter ces variations en supposant les étoiles immobiles, et en faisant mouvoir autour de ces pôles ceux de Téquateur, Dans ce mouvement, Tinclinaison de Féquateur à Técliptique reste la même, et ses nœuds, ou les équinoxes, rétrogradent uniformément de 1 54^,63 par année. On a vu précédemment que cette rétrogradation des équinoxes rend Tannée tropique un peu plus courte que Tannée sidérale; ainsi la dilFérence des deux années sidérale et tropique et les variations des étoiles en ascension droite et en déclinaison dépendent de ce mouvement par lequel le pôle de Téquateur décrit annuellement un arc de iS^^^ôS d'un petit cercle de la sphère céleste parallèle à Téciiptique. C'est en cela que consiste le phénomène connu sous le nom de précession des équinoxes.

La précision dont Tastronomie moderne est redevable à Tapplication des lunettes aux instruments astronomiques et à celle du pendule aux horloges a fait apercevoir de petites inégalités périodiques dans Tinclinaison de Téquateur à Técliptique et dans la précession des équinoxes. Bradley, qui les a découvertes, et qui les a suivies avec un soin extrême pendant plusieurs années, en a reconnu la loi, qui peut être représentée de la manière suivante.

On conçoit le pôle de Téquateur mû sur la circonférence d'une petite ellipse tangente à la sphère céleste, et dont le centre, que Ton peut regarder comme le pôle moyen de Téquateur, décrit uniformément, chaque année, i54"t63 du parallèle à Técliptique^ sur lequel il est situé. Le grand axe de cette ellipse, toujours dans le plan d*un cercle de latitude, répond à un arc de ce grand cercle de Sg'^Sô, et le petit axe répond à un arc de son parallèle de 1 1 i'',3o. La situation du vrai pôle de Téquateur sur cette e^ lipse se détermine ainsi : on imagine, sur le plan de Tellipse, un petit cercle qui a le même centre, et dont le diamètre est égal au grand axe; on conçoit encore un rayon de ce cercle mû d*un