LIVRE II, C H A P. lïî. J

2 F 6/, on F 5/= 7, et F/nr/^.F 5/=i:I/5.(p. En supposant la distance de la pliis proche éunle /,szz:3ooooo denii-diamèires de rorbite de la terre :=z/] 'on aura F/zn^^/". 0. La table précédente (§. Sa.) montre, que 5e plus grand mouvement est d'environ 4^" en 5o ans, ce qui fait o'',g palan, et - m o''^ 4^ ^^ o, 00000218166: multipliant par Sooooo, on aura Fyir^z 0, 654 pour le mouvement annuel. Un arc de l'orbite de la terre , égal à 0,654 est intercepté par un angle au soleil de 37! degrés, que la terre décrit en 38 jours. Ainsi la vitesse de l'étoile sera à celle de la terre comme 38 a ô6^ ou comme J a g. On verra dans l'astronomie physique, que les •vitesses des corps qui décrivent des cercles autour d'un centre commun, sont en raison inverse des racines carrées de leurs distances au centre, Si donc l'étoile se mouvait autour du soleil à la distance f, en vertu de l^ force centrale du soleil, sa vitesse serait -^. m •-— de celle de la terre, c'est-à-

dire, 6. fois moindre qu'elle n'est aciuellement : elle est donc 61 fois plus grande que dans le cas, où elle dépendrait delà force centrale du soleil. On doit -en conclure, qu'elle résulte d'un corps central dont la masse est beaucoup plus grande que celle du soleil, ou duquel l'étoile est beaucoup plus prés que du soleil. Le dernier cas est très-peu probable, parcequ'il suppose, que l'éloile est précisément la plus proche du corps central, et que le soleil est le corps immédiatement suivant, comme Mercure et Vénus dans le système solaire. 11 s'en suit donc, que les étoiles se meuvent autour d'un corps central^ dont la forcé centrale ou la masse est beaucoup plus grande que cellç du soleil^ ce qui est d'ailleurs vraisemblable.

C'est à peu près de cette manière, qu'on parviendra peut-être un jour, par , la comparaison d'un grand nombre d'étoiles, à se former quelque idée de ce corps central des orbites des étoiles fixes. On verra aisément qu'il n'est pas encore ternes de décider cette question, parceque les observations anciennes sont trop peu exactes. Il est vrai que plusieurs astronomes de nos jours croient avoir observé le mouvement propre d'un grand nombre d'e=toiles, qu'on trouve même dans les catalogues à côté de la précession. La chose elle-même n'admet aucun doute^ mais il n'en est pas de même de la grandeur et de la direction de ces mouvemens. Si l'on considère , que ces mou-

veniens propres ne sont , pour ainsi dire, que les bribes qui restent, après qu'on a appliqué à la situation de chaque étoile, les mouvemens apparens conmus jusqu'à -présent, dont une partie n'est pas encore bien déterminée, comme la diminution de l'obliquité , tandis que la précession est ordinairement calculée par une méthode d'approximation qui n'est pas exacte; on se convaincra aisément, qu'il faudra des siècles ou des milliers d'années^ pour décider cette question.

L T V R E li, C H A P. IV.