LIVRE II, C H A P. I

ticr(>, la distance sénilal« d'une étoile eu méridien, ou plutôt les variations pé> riodii|iics de celle distance: elle suppose donc, que la lunette du secteur reste inimualilemenl dans la même position pendant plusieurs ans. ]l est aisé de SC convaincre de cette immobilité, si k hauteur des étoiles n'éprriuve que des variations périodiques qui dépendent des saisons, de manière qu'apiët être corrigée jrar rabenation, etc. elle est toujours la même au bout d'un an. La réfraction n’y a aucune influence, parce qu'on ii’ubscrve pour cel efl't'l, que des étoiles près du xciiit, où la réfraebun varie seulement de i" pour un degré de hauteur, et qu'il ne s’agit ici que d'une variation de 4^'"> y compris ruberralion. Mais ce qui est plus important , c'est que les observations aéuitales ne donnent séparément ni l'aberration ni la parallaxe, mais '•

l’une confon lue avec l'autre: U pourrait donc puraitre diilicile de les séparer, et de déterminer la parallaxe qui n’est que de i'' ou a", par des observations qui comprennent l'aberration qui est de 4^^". Il est vrai, que celte dernière, ainsi que la nutation, est bien exactement connue par une foula d'observations. Cependant, vu la grande importance de cel objet, il serait à désirer qu’il y eût des phénomènes, afTeclés de la paralla.xe seule, et en même lems aisés à observer avec une grande précision. Il n'y a sans doute rien de plus propre à cel eirél, que l’observation des étoiles doubles, proposée par Galilée, et c-véculéc par M. Ilerschel: ce sont des étoiles, dont la di«

stance apparente de l'une à l’autre est si petite, que même dans les lunettes V

ordinaires elles paraissent composer une seule étoile,, et qu'il faut employer • de forts gros.sissemens , pour rendre visible l’intervalle de peu de secondes, qui les sépare. Comme ces deux étoiles ont la même longitude, latitude, hauteur, etc. elles sont alTectécs de la réfraction, aberration, etc. absolument dfc la même manière j eiisorte que leur position relative, et leur distance apparente n’en est pas altérée du tout. 11 est tiès-p'robable , que ces étoiles sont en'eflêt fort éloignées l'une de l’autre, de manière que l’une est beaucoup plut éloignée de la terre que l'autre, quoique dans la même direction: c'est d'autant plus vraisemblable, parce qu’ordinairemenl l’une des étoiles qui forment une étoile double, est beaucoup plus brillante qne l’autre.- On conçofl, qu'en • pareil cas, leur distance apparente augmentera ou diminuera, que l'ëioiie la

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plus éloignée se détiirlieia île l'aiilre ou se cachera deirièie elle, aiissilôt que l'üeil ou la terre change de place. Il pourrait même airivcr, que dans «liil'érentes saisons, la même étoile parût double et simple} et le plus petit changement se nianifesteiait par la tuime atiérée du groupe de ces deux étoiles, l'n plus grand développement de celle inalièrc, et des calculs y re* lalifs, sciait inutile, d’autant que jusqu’à présent aucune observation n’a été publiée, qui donne un résultat sûr (' ).

§. 32. Il est encore plus dlllicile de dclenniner la grosseur des étoiles, parcequ’elle suppose qu’on coiiuait outre la distance, le diamètre apparent qui est aussi peu sensible que la paralla.xe. En nommant p la parallaxe annuelle d'une étoile, f et r scs demi-diamètres apparent et vrai, x sa distance, a le rayon de l’orbite de la terre } on a deux triangles rectangles sur la commune base x, qui ont le côté adjacent à celle base r, a, et l'angle

», p: d'où il suit x~ ~ , donc r:r: — a. Tout ce que nous savons

jus<|u’à présent, c’est que p cl f ne sont pas plus grands que 2". La grandeur apparente des étoiles diminue, à mesure que les lunettes soûl plus pariàites, et les étoiles finissent par paraître comme des points sans aucune grandeur. On sait qu’un objet lumineii.x parait de loin beaucoup plus grand qu’il ne l'est, parccqu'il communique à l’atmosphère qui l’environne, un éclat que l'oeii nu ne peut distinguer d’avec l’objet. L’inflexion irrégulière de la lumière, ou son aberration dans les verres de la luuèlte, et l’impression trop vive qu'éprouve la rétine par nu point tiès-luisant, tout qu’une étoile parait 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 peo à peu, si elle eût un diamètre sensible: conruriuémcnt au mouvement moyen de la lune, il s’écoulerait- environ deux secondes entre le commencement de l'éclipse et la disparition entière de l'étoile, si son diamètre était seulement de 1". Mais toutes les observations s'accordent à prouver, que mlèmc les étoiles •le la première grandeur, lorsq'u'elles sont éclipsées par la lune, dispraissent dans un instant, s t.s uii’en pi:i.sse apeieevoir une diminution successive de

(1^ Vi'T. mua œCuii/iie lar la parallaxe tleséret.ei Jtati, Jaa» ioépltmiitelttik JierUn, an