L I V R E II, C H A P. I

l’eMcIilude à ou 3c/'; et ver* le commencement du siècle psssè , elle fut

portée à 1^' ou a". On conçoit donc qu’on ne peut pas employer ici dei observations antérieures au dix -huitième siècle, parce qu'il y a toute appa^ rence, que la parallaxe- n’est pas plus grande que (" ou a".

li &ut 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 on conclure, que toutes les étoiles soient exemptes de parallaxe. II est très-probable à la vérité, que Us étoiles les plus brillantes sont aussi les plus proches ; 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 '|a nature ne lait pas de sauts, il est à présumer, que ces étoiles ne sont pas les plus [troches, mais qu’entre elles et le soleil il y en a d’autres qui, ayant une grandeur plus conforme à celle du soleil, brillent moins que celles-Iè. Ou voit donc, combien de circonstances concourent , pour s’opposer à une détermination exacte, et combien il serait à désirer , qu'on observât aussi les petites étoiles relativement è leur parallaxe. Il est risible en môme tems, que la parallaxe des étoiles fixes ne peut se monter qu'à peu de secondes, parce qu’autrement elle n'aurait pas échappé aux nombreuses observations des étoiles, quoiqu’elles n’aient pas été faites dans ce dessein.

S- 19. Les instrumens, dont les astronomes se sont servis pour déterminer la parallaxe des étoiles, avaient des dimensions si grandes, cl étaient travaillés, vérifiés, et maniés avec tant de soin et d'adresse, que Bradlev était persuadé, que la parallaxe n’aurait pas échappé à ses observaliom, quandmême elle ne monterait qu'à une seconde. Dès qu'il se Cut assuré de la Ihéo- ’ rie 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 dilVérencc entre le calcul cl les obscrralions, plus grande qu'une seconde et demie, d'où il conclut, que la parallaxe n'était pas d'une seconde.

34 ASTRONOMIERATIONNELLE

On ne peut pas disconvenir, que cette limite est susceptible de quelque extension, attendu que Us eneurs des observations peuvent être un peu plus grandes, et que peut-être les étoiles, observées par Bradley, n'étaient pas justement les plus proclies de la terre. Cependant comme les plus habiles as>^ tronomes depuis Dradley n’ont pas trouvé des paralla.xes plus grandes, il parait qu’un peut supposer, que la parallaxe des étoiles les plus proches n’est pas plus grande que deux secondes. De même que la paralluTe diurne d'une planète é<iuivaut an demi-diamètre de la terre, vu de la planète, do Blême la parallaxe annuelle d'une étoile fixe est le demi-diamètre de l'orbite de la terre, vu de étoile, ou ce qui revient au même, le demi-diamètre vrai, divisé par la distance de l'étoile. On trouvera donc le minmwm de la distance de l’étoile, en divisant le rayon de l'orbite de la lerie par a" ou par 0,0000(91196 7. Il en résulté, que la distance des étoiles les plus proche* de lu terre est plus de loJiJa t'ois plus grande que la distance du soleil à la terre, ou suivant Bradiey qpi prend i" pour limite des parallaxes, plu* de.aooooo fois plus grande.

5. ao. Le dcmi-diamèire de l'orbe terrestre contient au moins a3ooo rayons de la terre, et celui-ci est d’environ i4ia lieue* de France, ou f’Bo milles dont quinze au degré. En multipliant ces nombres par io3i3a, on trouvera que la distance (tes étoiles est plus grande que 337a millions de rayons terrestres, ou aoooooo millions de milles. Ainsi le teins que la lumière emploie à passer de l’étoile la plus proche à la terre, est au moins io3i3a fois 8 min. 7 sec. i4-'> »» sn ^1 jours, suivant Dradley quatre

ans. Celte iu.mense 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 noua ne connaissons pas la fin. Cest ici que la géométrie finit,

et que t'asiior.omie tient à la poésie. Le seul résullat sur. que donnent les observations astronomiques, c'esP que même la plus petite distance des étoiles fixes est si grande, que le diamètre de l'orbe terrestre, une ligue de pU.s de quaiaiite millions de milles, y parait être un point.

§. VI, l.a né.liode dont Bradiey et d'autres astronomes se sont servis, pour ueiv;rii.ii.cr la paiailue , consiste h observer , pendant une année en-