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^. 89. Si Ton reprend ces cbservalions au bout de quelques" ans , on s'apercevra que l'ascension droi'.e de toules les éloiles a augmenté d'une certaine quantité; ce qui peut être expliqué par im mouvement en avant, commun à toutes les étoiles^ aussi bien que par nne rétrogradation des points ëquinoxiaux, d'où se comptent les ascensions droites. Mais comme, malgré ce mouvement, les étoiles ne changent point leurs situations réciproques, et qu'il est inconcevable que le nombre immense des astres ait un mouvement aussi général, relativement à des points qui n'ont aucune liaison avec les étoiles, dépendant uniquement du mouvement de la terre; on hésitera d'autant moins ici, où il ne s'agit "que de représenter les mouvemens apparens de la manière la plus simple, à laisser les étoiles en repos, en attribuant aux points équinoxiaux un mouvement rétrograde, égal à la quantité dont les étoiles paraissent avancer. Ce mouvement qui se fait de gauche à droite, fait que les points équinoxiaux viennent à la rencontre du soleil qui, par son m^ouvement propre, avance de droite à gauche; le soleil y parvient plutôt qu'il ne l'aurait fait, si ces points n'avaient eu aucun mouvement; donc les équinoxes, le printems, l'automne, et les autres saisons arriveront, que le soleil n'aura pas encore achevé son cours autour du ciel. Cest pourquoi ce mouvement remarquable a été appelé rétrogradalion des points équinoxiaux ou pré-' cession des éqiiinoxes. Ce mouvement tient à une cause qu'on apprendra dans l'astronomie physique. D'après cela, la véritable révolution du soleil est celle qu'il fait par rapport aux étoiles fixes: elle dure plus longtems que celle relative aux points équinoxiaux; et il est aisé de voir , qu'il en est de même des révolutions de tous les corps célestes. L'astronomie sphérique ne s'occupe que de la grandeur de ce mouvement, et de l'influence qu'il a sur les lieux apparens des corps célestes. Les rè^glcs suivant lesquelles cette influence est calculée, et la nature de ce mouvement, seront exposées dans le chapitre qui traite des étoiles fixes. Le soleil n'en éprouve d'autre altération, si non que sa véritable- révolution n'est pas d'accord avec celle dans l'équateur ou l'écliptique. L'obliquité n'étant pas altérée par ce mouvement, la longitude, et l'ascension droite du soleil se déduit de sa déciinui&ou observée, précisément comme si les points équinoxiaux étaieii?! ea

lîo ASTRONOMIE SPHERIQUE

repos; mais^ il est nécessaire de connaître la quantité de ce mouvement. §. 90. Dans la théorie du mouvement solaire , il ne s^agit donc que de savoir^ de combien sa révolution relativement aux points équinoxiaux est plus courte que par rapport aux étoiles, ou ce qui revient au même, vu que le mouvement du soleil se fait dans l'écliptique^ de combien les points équinoxiaux rétrogradent par an le long de Fécliptique. La longitude des étoiles augmentera nécessairement de la même quantité, ensorte que cette augmentation donnera immédiatement la précession des équinoxes. Ce mouvement étant fort lent, sa grandeur ne peut être exactement déterminée que par la comparaison d'observations fort éloignées l'une de l'autre; mais l'imperfection des instrumens antérieurs au seizième siècle rend douteuses les anciennes observations, quand il s'agit d'une petite quantité. Il n'est donc pas étonnant, qu'on n'est pas parfaitement assuré de la vitesse de ce mouvement; cependant on verra, qu'on s^en est assuré à une seconde près, La comparaison des observations de nos tems avec celles d'Hipparque donne un accroissement annuel de la longitude des étoiles de 5o§ secondes; celles de Piolémëe donnent un peu plus. Xes observations de Tycbo, comparées à celles de Lacaille^ donnent 49'^'55 a Si''', 09; le milieu de la totalité est de 5o^'^ En comparant les observations du tems présent entre elles , on trouve 5o'''',o6. M. Delambre, dans ses tables du soleii, suppose la précession annuelle ou la rétrogradation des points équinoxiaux le long de Péclip tique, égale à 5o'''',i.

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