LITRE PREMIER. 5S

àt cette espèce^Mais ce phénomène parait toujours arriver x6'ii6'',4 plus tard lors de la conjonction que vers Fopposition. La vitesse de Ja lumière est donc alors appréciable à nos sens; et puisqu'il est naturel de la supposer uniforme , il s'ensuit que la lumière parcourt réellement le demi-grand axe de l'orbe terrestre en 493'',3 de tems.

CSela posé, si la Terre et un astre lumineux étaient en repos dans îespace , il est évident que nous verrions cet astre dans la direction même du rayon qui nous en apporte l'image; mais si au contraire la Terre parcourt l'éciiptique dans une année sidérale, et par conséquent un arc moyen de ao'',25 dans 495'',2 de tems, sa vitesse sera comparable à celle de la lumière : alors en même tems qu'une molécule lumineuse lancée d'un astre supposé immobile, d'une étoile par exemple , frappera la rétine , elle sera repoussée dans le sens du mouvement de la Terre, c'est-à-dire suivant la tangente à son orbite; et Fceil éprouvera une sensation composée qui sera représentée par la résultante des deux vitesses dont il s'agit, et qui fera paraître l'astre dans la direction même de cette résultante. H suit de là que nous ne voyons pas les astres dans le lien qu'ils occupent rédlement. L^angle que la résultante de la vitesse de la Terre et de la vitesse de la lumière fait avec celle-ci, mesure l'effet total de l'aberration. Le plan de cet angle décrit donc anmieHement une circonférence entière autour de la droite qui joint la T^rre et l'astre; c'est là le phénomène observé. Dans le cas actuel, la position apparente d'un astre n'est autre que sa position vraie affectée de Taberration , comme la position vraie n'est autre que la positiop moyenne corrigée de la nutation. Toutefois il ne faut pas confondre la position apparente produite par la parallaxe (art. a3) avec la position apparente résultant de l'aberration, ni avec celle à laquelle la réfractioii donne lieu.

39. Indépendamment de ces mouvemens généraux, l'on a reconnu dans quelques-unes des étoiles les plus brillantes des mouvemens particuliers très lents, mais que la suite des tems et de 'bonnes observations rendront plus sensibles. On est porté à croire, par analogie , que toutes les étoiles ont des mouvemens semblables qui se dévoileront dans les siècles futurs. Pour se rendre raison de la manière dont les astronomes s'assurent de l'existence de ces mouvemens propres, il suffit de savoir qu'après avoir observe la position

apparente d^ane étoile^ par exemple son ascension drcHte et sa déclinaison apparentes, ils dépouillent cette position de l'aberration et de la nutation dont elle se trouve affectée , afin de connaître Tascension droite et la déclinaison moyennes de cette étoile pour la même époque. Or, une observation et une réduction semblables étant &ites pour une autre époque éloignée de la première , de 5o ans par exemple, ils connaissent de même pour cette seconde époque ^ascension droite moyenne et la déclinaison moyenne de l'étoile. Alors si en déduisant une position moyenne de l'autre, à l'aide de la précession moyenne bien connue, les deux résultats ne sont pas identiques, leur dififêrence, en la supposant assez sensible pour ne pas être uniquement attribuée aux erreurs d'observation, est le mouvement propre de l'étoile. Ce mouvement, tant en ascension . droite qu'en déclipaison, et dont la loi est absolument incpnnue, étant divisé pan 5o , exprime par approximation le mouvement propre annuel. Ordinairement on le confond avec celui qui est du à la précession; ainsi dans les catalogues d'étoiles, comme dans celui que renferme la Connaissance des Tems, le mouvement .annuel, soit en ascension droite, soit en déclinaison, se compose de la précession et du mouvement propre s'il y a lieu. On juge par là comment, en Astronomie, l'on rend les observations comparables entre elles, lorsqu'elles sont relatives à des époques différentes^ c'est ce que l'on verra par la suite.

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