L IVRE II, C H A P. I

rexacti tilde à i' ou 3o'''j et vers le commencement du siècle passé, elte fut portée à i'^ ou 2". On conçoit donc qu'on ne peut pas employer ici des observations antérieures au dix-huitième siècle, parce qu'il y a ioute apparence, que la parallaxe n'est pas plus grande que i" ou 2''.

Il faut encore remarquer, qu'il n'y a que peu d'étoiles qui aient été observées dans ce dessein et avec le soin nécessaire: si donc les observations n'ont indiqué aucune parallaxe, il ne faut pas en conclure, que toutes le» étoiles soient exemptes de parallaxe. Il est très-probable à la vérité, que les étoiles les plus brillantes sont aussi les plus proches 5 mais il est toutefois possible, que les plus proches étoiles paraissent de la troisième ou quatrième grandeur, parce qu'elles sont réellement plus petites que celles de la première grandeur. Nous verrons plus bas, que les étoiles de la première grandeur sont probablement beaucoup plus grandes que le soleil: s'il est donc permis de supposer ici comme partout, que la nature ne fait pas de sauts, il est à présumer^ que ces étoiles ne sont pas les plus proches, mais qu'entre elles et le soleil il y m\ a d'autres qui , ayant une grandeur plus^ conforme à celle du soleil, brillent moins que celles-là. On voit donc, combiea de circonstances concourent , pour s'opposer à une détermination exacte, et combien il serait à désirer , qu'on observât aussi les petites étoiles relativement à leur parallaxe. Il est visible en même tems , que la parallaxe des étoiles fixes ne peut se monter qu'à peu de secondes, parce qu'autre** ment elle n'aurait pas échappé aux nombreuses observations des étoiles^ quoiqu'elles n'aient pas été faites dans ce dessein.

§. 19. Les instrumens, dont les astronomes se sont servis pour déterminer la parallaxe des étoiles, avaient des dimensions si grandes, et étaient travaillés, vérifiés, et maniés avec tant de soin et d'adresse, que Bradiey était persuadé, que la parallaxe n'aurait pas échappé à ses observations, quandmême elle ne monterait qu'à une seconde. Dès qu'il se fut assuré de la théorie de l'aberration, il s'en servit pour calculer pour toutes les saisons, les latitudes ou hauteurs méridiennes apparentes des étoiles, et ne trouva jamais une différence entre le calcul et les observations, plus grande qu'une seconde et demie, d'où il conclut, que la parallaxe n'était pas d'une seconde.

3^ ASTRONOMIE Pl A T I 0 N N E L L E

On ne peut pas disconvenir, que cette limite est susceptible de quelque extension, attendu que les erreurs des observations peuvent être un peu plus grandes, et que peut-être les éloiles, observées par Bradley, n'étaient pas justement les plus proches de la terre. Cependant comme les plus habiles astronomes depuis Br.adley n'ont pas trouvé des parallaxes plus grandes, il paraît qu'on peut supposer;, que la parallaxe des étoiles les plus proches n'est pas- plus grande que deux secondes. De même que la parallaxe diurne d'une planète équivaut au demi-diamètre de la terre,- vu de la planète , de Blême la parallaxe annuelle d'une éioile fixe est le démi-diamëtre de l'orbite de la terre, vu de éloile, ou ce qui revient au même, le demi-diamètre vrai,, divisé par la distance de Féioile. On trouvera donc le minimum ds la distance de l'étoile, en divisant le rayon de l'orbite de la terre par i'^ ou par o.ooooogGgGij. Il en résulte, que la distance des étoiles les plus proches de la terre est plus de io3i3'2 fois plus grande que la distance du soleil à là terre, ou suivant Bradley qui prend i'' pour limite des parallaxes, plus de^ 200000 fois plus grande.

§. 20, Le demi-diamètre de l'orbe terrestre contient au moins 28000 rayons de la terre, et celui-ci est d'environ j^3i lieues de France , ou 660 milles dont quinze au degré. En multipliant ces nombres par 3o3i32, on trouvera que la distance des étoiles est plus grande que 23^2 millions de rayons terrestres, ou 2000000 millions de milles. Ainsi le tems que la lumière emploie à passer de l'étoile la plus proche à la terre, est au moins io3î32 fois 8 min. 7 sec. (§. 1^.).,. ou un an et 216 joui's, suivant Bradley quatre ansi Cette immense distance n'est peut-être rien par rapport à celle des étoiles dont est composée la voie lactée: ce n'est que le premier degré d'une échelle, dont nous ne connaissons pas la fin. C'est ici que la géométrie finit, et que l'astronomie tient à la poésie. Le seul résultat sûr que donnent les ©bservations astronomiques, c'est que même la. plus petite distance des étoiles fixes est si grande, que le diamètre de l'orbe terrestre , une ligne de plus de quarante millions de milles, y parait être uïi p.oint,

§.21. La méthode dont Bradley et d'autres astronomes se sont servis, pour déterminer la pavallaie , consiste à observer , pendant une année en-