LIVRE II, C H A P. I

iïèrov ia distance zénitaie d'une étoile au méridien, ou platôt les variations péxiodiques de celte distance-, elle suppose donc, qee la lunette du secteur reste immuablement dans la même position pendant plusieurs ans. Il est aisé de se convsincre de cette immobilité, si la liauteur des étoiles n'éprouve que des variations périodiques qui dépendent des saisons, de manière qu'après être corrigée par l'aberration, etc. elle est toujours la même au bout d'un an. La rétraction n'y a aucune influence , parce qu'on n'observe pour cet effet, q«e des étoiles près du zénit, où la rétraction varie seulement de i" pour un degré de bauteur, et qu'il ne s'agit ici que d'une variation de ^d'^y y compris l'aberration. Mais. ce qui est plus important, c'est que les observations zéniiaies ne donnent sépa-réme-nt ni FaberratiGn ni la parallaxe., mais l'une confondue avec îautre: il pourrait donc paraître difficile de les séparer, et d-8 déterminer la parallaxe qui n'est que de i^^ ou a'', par des observations qui comprennent l'aberration qui est de ^o'\ Il est vrai , que cette dernière., ainsi que la nutation, est bien exactement connue par une foule ■d'observations. Cependant, vu la grande importance de cet objet, il serait à •désirer qu^il y eût des phénomènes^ aiTcctés de la parallaxe seute^ et en mêîne tems aisés à oliserver av«c une grande précision. Il n'y a sans doute rien de plus propre à cet effet, que l'observatix)n des étoiles doubles, proposée par Galilée, et exécutée par M. Herscliel: ce sont des étoiles, dont la distance apparente de l'une à l'autre est si petite, que même dans les lunettes ordinaires elles paraissent composer une seule étoile, et qu'il faut employer •de fort« gf ossissemens , pour rendre visible rintervalle de peu de -secondes, qui les sépare. Comme ces deux étoiles ont la môme longittiJe, latitude-, hauteur, etc. elles sont atrectées de k réfraction, aberration, etc. absolument de la même manière^ ensorte que leur position relative, et leur âistance apparente n'en est pas aftérée du tout. Il est très-probable, que ces étoiles sont en effet fort éloignées l'une de l'autrie, de manièr,e que l'une €st beaucoup plus éloignée de la terre que l'autre, quoique dans la même direction: c'est d'autant plus vraisemblable, parce qu'ordinairement l'une des étoiles qui forment une étoile double, est beaucoup plus brillante que l'autre. On conçoit, qu'en pareil cas, leur distance apparente augmentera ou diminuera, que l'étoile la

plus éloignée se déiachera de l'autre ou se cachera derriëre elle, aussitôt que l'oeil ou la terre change de place. Il pourrait même arriver, que dans dliférentes saisons, la même étoile parût double et simple j et le plus petit changement se manifesterait par la forme altérée du groupe de ces deux étoiles. Un plus grand développement de celle matière, et des calculs y re* latifs, serait inutile, d'autant que jusqu'à présent aucune observation n'a él-é publiée, qui donne un résultat sûr (^).

§. 22. Il est encore plus difficile de déterminer la grosseur des étoiles, parcequ'elle suppose qu'on connaît outre la distance, le diamètre apparent qui est aussi peu sensible que la parallaxe. En nommant p la parallaxe annuelle d'une étoile, p et r ses demi-diamètres apparent et vrai, x sa distance, a le rayon de l'orbite de la terre j on a deux triangles rectangles sur la commune base x, qui ont le côté adjacent à cette base ?% a, et l'angle f, p: d'où il suit .r zn — zi: — , donc rziz ~ a. Tout ce que nous savons )usqua présent, c est que p et § ne sont pas plus grands que a'^ La grandeur apparente des étoiles diminue, à mesure que les lunettes sont plus parfaites, et les étoiles finissent par paraître comme des points sans aucune grandeur. On sait qu'un objet lumineux paraît de loin beaucoup plus grand qu'il ne Test, parcequ'il communique à l'atmosphère qui Tenvironne, un éclat que l'oeil nu ne peut distinguer d'avec l'objet. L'inflexion irrégulière de la lumière, ou son aberration dans les verres de la lunette, et l'impression trop vive qu'éprou" ve la rétine par un point très -luisant, font qu'une étoile paraît toujours plus grande qu'elle ne l'est, et que plus les lunettes sont parfaites, plus elles font paraître les étoiles petites.

Lorsqu'une étoile est éclipsée par la lune, elle devrait disparaître peu à peu, si elle eût un diamètre sensible: conformément au mouvement moyen de la lune, il s'écoulerait environ deux secondes entre le commencement de l'écIipse et la disparition entière de f étoile, si son diamètre était seulement <le i'\ Mais toutes les observations s'accordent à prouvei", que même les étoiles de la première grandeur, lorsqu'elles sont éclipsées par la lune, disparaissent

dans un instant, snrs qu'on puisse apercevoir une diminution successive de

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(ij Voy. mon uiéinoiie sur la parallaxe dis éioites Jixes, à^mti i<i&épl'éinéndes de Berlin, an l'j^d.

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îeoî' limiiëre. Une des observations les plus décisives est celle de Toccultaiion de l'étoile double ^ rçp. Les deux éloiles dont elle est composée, sont si près l'une de l'autr^e, 4jue même dans des lunettes de onze pieds elles paraisseait former une seule étoile. Néanmoins Cassini et Mcssier ont observé des intervalles de 3^0 et de 8 secondes , entre les occultations de ces étoiles,, quoique l'une et l'autre disparût en moins d'une demi-seconde. Cela preuve 5 que le diamètre des étoiles, même dans les lunettes, paraît infini* ment plus grand qu'il ne l'est. Il en suivrait, que la grandeur apparente des étoiles serait tout -à -fait insensiblef cependant cette assertion est sujette à cjuelques objections.,

On pourrait dire que, quand-même l'étoile fût éclipsée successivement,, et que l'immersion, durât plus de deux secondes, l'impression que sa lumière fait sur notre oeil, est trop faible, pour que nous puissions apercevoir sa diminution successive: ceia paraît être confirmé par ce qu'on a observé dans les éclipses^ solaires, totales,, que le premier rayon., du soleil, change tout d'un coup une nuit parfaite, en. plein, joun, D'ailleurs; M.. Herschel ,, à qui Tàstronomie doit tant de- découvertes; importantes,, nous assure- qu'à l'aide àesgrossissemens étonnans que ses télescopes supportent,, il est parvenu à voir les nojaux des plus grandes étoiles,, parfaitement: ronds, sans, aucune lumière étrangère,, et à mesurer leurs diamètres apparens.. -Suivant ses obsprvations>. le diamètre de Wéga est i:z^\ celai dL^ldebaranzz: i -i , de la chèire izz-a-^ iM Si l'on suppose la, parallaxe annuelle de ces étoiles z=: i'',, ou le diamètre de l'orbe terrestre,, vu, des étoiles nn 2'', les lirais diamètres de ces étoiles et de^ tobiiede la terre seraient comme jv^^, 2-, à 1; leurs, diamètres seraient. àouc de 7 à: 5o millions de milles. Le diamètre- du soleil est l'arc d'un ce^cl«, dont le raj^on est la. distance du soleil à la. terre 5: il est nr 3^' rz o,oo^3ï==:— ^;. d'où il suit que le ra^on. de l'orbite de la terre est 107,4, fois,, et le- diamètre 2i5 fois plus grand que le diamètre du soleil.. Les diamètres, de ces étoiles seraient donc |. 2i5, |. 2i5,. et | . 2i5, ou 36 fois, i^ï fois, et 269 fois plus grands que celui du soleil. En supposant donc,, ■^qu'elles: sont des splières com.me le soleil ,, leur volume sérail 46656 ibis,.

(IJ Milos,- TransaoU. Vol. XAX/i. CaialoL^ue of double stars, page. 140. i53. 107.

38 A S T R 0 N 0 MI Ë R A T ï 0 N N E L L lE

4' 17 3281 fois, et 19^65109 fois plus grands que céim du soleih la chèçre

contiendrai!: presque 20 millions de corps égaux au soleil.

§. 23. Cette grosseur immense est appuyée sur des observations qui, malgré l'habilité des observateurs , admettent quelques doutes, vu qu'elles supposent les télescopes exempts de toute irradiation, et qu'elles sont contraires à ce qu'on a observé dans les occultations des étoiles par la lune: ces occultations , observées avec les mêmes télescopes , répandraient beau* coup de jour sur cet objet. Il est possible que ces trois étoiles ont une parallaxe plus grande, que celles qu'on a observées à d'autres étoiles: alors leur grosseur serait diminuée dans le même rapport. Du reste., le soleil Fi'est pas la règle pour les autres corps célestes: il est au -contraire probable, qu'il y a une infinité de soleils , plus grands que le nôirej et peutêtre celui-ci est un des plus petits soleils, ainsi que notre terre est une des plus petites planètes. Le seul résultat sûr qu'on puisse tirer de ces observations, c'est qu'en général les -étoiles sant aussi grandes, et peut-être beaucoup plus grandes que le soleil.

§. 24. Le plus petit diamètre apparent d'un corps opaque, qui soit perceptible à nôtre oeil, est de ^o"; mais si le corps est lumineux, la limite de visibilité sera d'autant plus petite, qu€ la lumière du corps est plus forte. Ainsi, puisqu'avec un diamètre de m-oins de 1'', les étoiles ont un éclat si grande que quelques unes sont visibles même au commencement du crépuscule ou en plein jour, il ne peut y avoir aucun doute, quelles n aient une lumière propre comme le soleil. Il est impossible que ces innombrables étoiles, qui couvrent le ciel à des distances immenses, ne brillent que d'une lumière empruntée, parceque les corps nécessairement plus brillans, dont elles emprunteraient la lumière, sont invisibles pour nous. Nos yeux sentent même la différence entre la lumière propre des étoiles fixes, et la lumière empruntée des planètes. Les étoiles de la première grandeur ont un éclat, prèsqu'égal à celui de Jupiter, dont le diamètre est parfois de 49". Cette belle planète deviendrait insensible, si sa distance était doublée plusieurs fois 5 et c'est encore bien loin de la distance des étoiles. Il paraît donc certain, que les étoiles fixes brillent d'une lumière propre, comme le soleil, et