LIVRE II, C H A P. IL

recherche demande des observations fort éloignées, h cause de la lenteur du mouvement: Plulémée ne pouvait donc pas l'employer, mais les ubservaliuns moderne* ont prouvé clairement, que l'accroissement de longitude est le même pour toutes les étoiles, au tieu que le changement des ascensions droites est très-dill'érent, surtout près du pôle. Les anciens astronomes trouvèrent par la seconile méthode, que la latitude était invariable, tandis que la déclinaMon éprouvait des changemens fort sensibles. Les étoiles dans les signes ascatdans approchent du pute boréal de réqiialciir , dans les lignes déscendans elles approchent du pôle austral; plus les étoiles sont près des points équinoxiaux, plus ce mouvement est rapide ('). Il liillait en conclure, que l'axe du monde décrit autour de l'axe immobile de l'écliptique un cène, et par conséquent les pôles du monde un cercle dans la sphère, parce qoe.l’obliqiiité de l'écliptique, ou l'angle compris par les deux axes, ne changeait pasj et que ce mouvement a une direction opposée h l'ordre des signes, parccquc la longitude augmente, et que par conséquent les points équinoxiaux

cl solsliliaux uni un mouvement rétrograde. Le changement de lu latitude

• • des étoiles, découvert dans les tems modernes, u'a rien de commun avec ce

mouvement: il est comparativement iiiseusiblc, et suit d'autres loix, ainsi qu'un va le voir. Cela sera entièrement éclairci, en comparant aux observations le mouvement des étoiles, calculé d'après celle rotation supposée de l'axe de l'ëquatcur.

Il est remarquable, que ce mouvement, malgré sa lenteur, parait avoir été connu do tous les anciens peuples qui cullivaieni l'astronomie, longtems avant liiyparque ('). Mais cela se con^'oit aisément par la manière dont ils olisi'ivèreut lu cours üii soleil. Un objet très-important de leurs observations était la première apparition d'une étoile avant le lever du soleil {prius htUa- CU5) I et ils remarquaient exactement le point de l’horisun , où le soleil se leva, ou la longueur de fombre, jetée par le gnomon, ce jour, c’est-ù-dire la déclinaison, et par conséquent la longitude du soleil. (Quelques ans suliisaient, pour leur luire apercevoir, que le jour où l'étoile était pour lu pre-

fl) ^/mag. Uh. yll. Cap. 3.

(1) Un en usuTc Ui pitUTci nuicitiict dont l'IJutain Jt ttjir. tBciannt par

astronomie rationnelle

iilicie fois visible le malin, le soleil, quoii|u’ajanl la mf-mc situation relativementl'cloilc, ne se levait pas au mùnic point de l'horison , ou que la longueur de l'ombre n'élail plus la même: d’où il suivaiF, que l'étciile avait cliangé de longitude, parcequ'clle était l'uno et l'autre fois à dgale distance au soleil.

Au reste, les anciens, ou du moins Ptolêmée, as’aienl une idée peu juste de ce mouvement. Cet astronome le regarda comme un mouvement réel de la sphère des étoiles, d'où il conclut, que l'année tropique était la vraie révolution du soleil, parccque, dit-il, sa révolution relativement aux étoiles est aussi sague, que par rapport à Saturne ou telle autre planète (•). On verra dans l'astronomie physique, que la précession des équinoxes n'est autre chose qu'un déplacement du plan de l’équateur terrestre, qui est une suite nécessaire de l'action de la lune et du soleil sur les parties élevées de l'équateur du sphéroïde aplati, et qui par conséquent n'aurait pas lieu, si U terre était une sphère.

do. D'après les observations (I. §. 9Q-), la ntrograda/ioii annuelle des points équinoxiaux le long de l'écliptique, ou l’arc décrit par les pôles de l’équateur autour des pôles de l'écliptique, ou ce qui revient au même, l’accroissement annuel de la longitude des étoiles est 5o'', r. Les pôles du monde décrivent donc , autour des pôles ‘de l'écliptique , un petit cercle , dont la distance it son pôle est égale à l'obliqullé de l'écliplitiue, en parcourant dans ce cercle un arc de 5o", t par an contre l’ordre des signes: ils feront donc, ainsi que les points équinoxiaux sur l’écliptique, une révolution entière en aStSfiS ans, dans la supposition que ce mouvement est toqjours uniforme. La longitude de chaque étoile croissant de 5o", i par an, on trouvera pour un tems quelconque, la longitude moyenne des étoiles par une simple addition. La latitude ne change pas, mais l'ascension droite et la déclinaison éprouvent des changemens ditlcrens selon la situation de chaque étoile relativement à l’équateur. Les règles de la trigonométrie sphérique donnent -le moyen de calculer pour un tenu quelconque 'l’ascension droite et la déclinaison, la latitude et longitude étant données; mais il est plus commode pour

(i) Ub. IIJ. Chitp. a. uq i.&uuucucï03cai.