III. 57.

Aihair

Castor

-f- 3a. aa.

y Gemaux

Aldebaran

-h «Bo

(ielte .table donne lieu à plusieurs observations importantes. ■) A l'égard des signes et — , l’accor^ est 'parfait entre le calcul et les observations. a) La parallaxe des deux dernières étoiles en ascensiorf droite est la plus petite de toutes, aussi bien d'après le t aïeul que par observation. Il en est de même d'Arcturus, dont la parallaxe d( est la plus grande. Quant h Aldebaran, le rapport entre df et di est aussi à peu près le même, silivant le calcul et les observations. 3) Si l'on veut entrer dans un certain détail, ^1 ne faut comparer entre elles que des étoiles de même grandeur à peu près, telles que Sirius et Arclurus: en elTèl le rapport entre les valeurs de df est le nièino que celui Mes df' comme t à a. Le même r.ipport e.xiste entre les valeurs de d î, tandis que le rapport des d 5' est celui de l'égalité ; d'où l’on pourrait conclure, que Sirius et .'Vrclurus sont égalenrcnt éloignés du soleil, le dernier ayant vers le pôle austral un mmivenient, égal h celui dû

(1) Voy. le-' jnénHtîjfS de Mr. On the copsfr.tction nf iht ,t?l On tluf

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ASTRONOMIE RATIONNELLE •oleil v(TS^ le pote boridi. 4) Le même accord- ae -trouve entre lea parallazea dfi de l’rucÿuD et d'Athair qui sont à peu piêa de niéuie grandeur; niaia relativement aux parallaxes df, dS", il y a une grande diüërence qut semble prouver qu'Atliair a un mouvement propre vers le pôle burëul. 6; La parai* laxe à de i’oilux est deux lois plus grande que celle de Castor, quoique ^ces deux étoiles soient de là même grandeur apparente, et à peu près dans la même silualion, d'où il vieql que les deux valeurs de d sont égales.

On pourrait en conclure , que la valeur de -- ou ^ est deux lois plus grande relativement à Pollux que par rapport à Castor, c’tsi à-iiire que Ca* stor est deux lois plus éloigné du soleil que Pollux. En ellèl, M. llersclieL a découvert, que Castor 'est une étoile double, composée de deux petites .fitoiles qui, ayant uue lumière deux fois plus faible que celle de Pollux,* paraissent être deux t'ois plus éloignées. 6; Un voit qu'en général lis parallaxes d’ascension droite s'accordent beaucoup mieux que celli-a de décliuaisun; il est donc k présumer, que l'angle a bisoin d'une grande correction.

53. Le mouvement propre d’une étoile, trouvée par observation, et séparé des mouveniens apparens {Chap. JJ.), eat son niouvenient relu/ij', composé des muuvemens iTuis de l'étoilé et du soleil. CcA la souime ou la différence dn ces deux mouvenuns, selon qu'lis sont opposés l'uu à l'autre on qu’ila ont la même diieclioii; et ce mouvi-meiit rat d’autant plus grand, qun l'étoile est plus près de la terre. Ainsi, quand la comparaison uct u.ouv^ mena propres des plus grandes étoiles a rndiqué celle dont |e mouvement, dans un certain tems, a été le plus cousiuérable, on peut suppixer, que son mouvement est le plus lavorablement disposé relativement à celui uu soleil,ou que ces deux n.ouveiucns ont des direclioiis opposées, boieul donc (/-’ÿ. i-a.) ¥J, Sm, les vrais mouvemens de l’étuiie et suleiii et s (p parallèle à SPj de aorte que le mouvement relatif ou observé est Puis-

que F est supposée être une des plus proches étoiles , F et b seront deux soleils voisins dans leur système; ils auront donc à peu piès U même distairce au centre du système, el par conséquebt les mêmes muuvemens Vj'~Ss. •Cela posé, les triangles SCs, F sont égaux et semblables, pareeque Ss, fj, sont supposées paxallèies. Uu a doue CF=CS, $:=FC/=.CFa-f-CsF=

L i V R E II, C H A P. III.

9 F sf, ou F et En supposant la dislan-

ce de lu plus piucLe éipite /s“ dooooo Klemi-diumèlres de rurbile de la terre on aura F/'~*y, La table précédente (J. 5a.) montre, que le plus g<and mouvement est d'environ 4^'' c» 5o ans, ce q'ui fait c/',9 pat an, et ^ = o",4> — o.ooooo>>H>66! multipliant par dooooo, on aura Vf— . c,65i pour le mouvement annuel. Un arc de l'orbite de la terre, égal à

0,654 est intercepté par un angle au soleil de degrés, que la terre décrit en 38 jours. Ainsi la vitesse de l'étoile sera à celle de la terre. comme 38 a .6) du comme i à g. On verra dans l’aslrononiic 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 dune l'étoile se mouvait autour du soleil à la distance J", en vertu de la force

centrale du suletl; sa vitess'e serait — ~ ^ de celle de la terre, c'est-à-

dire, 6> fuis moindre qu'elle n'est acluellrmeirt : elle est donc 6t fuis plus gratrde que 'dans le cas, où elle dépendrait delà force centrale du soleiL On doit en conclure, i|u'clle résulte d'un corps central dont la masse est beau» coup plus gr ande que celle du soleil , ou 'duquel l’étoile est beaucoup plu* prés que du soleil. Le dernier cas est très-peu probable, pareéqu’il suppose, que l'étutlc esl 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'u* corps rentrai,, dont la force centrale ou la masse est beaucoup plus grand* que celle <lu soleil; ce qui est d’ailleurs vraisemblable.

Cest i pen près- de cett* manière, qu’un 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 tems de décider celle question, pareeque les observation* ^ anciennes sont .trop peu exactes. -'Il est vrai que plusieurs astronomes de no* jours croient avoir observé le mouvement propre d'un grand, nombre d’étoiles, qu'on trouve même dans les catalogues à côté de là précession. La ebo- . • se elle -même n'admet aucun doute; mais il "n’en est pas de même de la gran-

Hcur et de la direcliun ile*ce« mouvement. Si l’on considère, que ce* moie-

•>8 ASTRONOMIE RATIO N N ELLE

vemens propres ne sont , pour ainsi dire, que les bribes qui restent, après qu'on a appliqué h la situation ije chaque étoile, les mouvemens apparens con* nus 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 con* vaincra aisément, qu'il faudra des siècles ou des milliers d’années, pour déci* der celte question. . • '