ASTKO.XOMIIÎ POPULAIRE

constiluent, en effet , l’objet exclusif de l'Astronomie positive,

suivant un principe philosophique déjà pose au début de ce traité , et que le cours entier de notre élude confirmera de plus en plus. Celte seconde rectification élémentaire résulte de ce' <iue l’observateur n’est jamais placé au centre yérltabJe des mouvements apparents , c’est-à-dire au centre de la terre , où doivent être toujours rapportées les Observations accomplies sur les divers points de sa surface, afin de les rendre suffisamment comparables ; sans cette constante préparation }/on ne pourrait jamais faire exactement concourir, à une méme conclusiorf astronomique, les opérations analogues des différents observatoires. Une telle réduction est justement assimilable à celle qu’exigent habituellement les travaux géodésiques ou topographiques , sous le nom de réduction au centre de la station, quand on n’a pas pu se placer strictement au point de vue qui convient à l’ensemble dos déterminations.

Cette nouvelle correction, que l’on appelle la parallaxe, doit , comme la réfraction,- affecter immédiatement la distance au zénith. La réaction géométrique qu’ellé exerce ensuite sur presque tous les autres éléments astronomiques , soit angulaires, soit même horaires , pe doit pas davantage nous occuper que dans le premier cas, oùnousl’avOns reconnue dépendre des formules fondamentales relatives à la loi du mouvement diurne. Ainsi réduite à l’effet principal, îa'question consiste donc à remplacer la distance zénithale ASZ (G g*. 6) , observée à la surface de la terre , pour un astre donné A , par celle ACZ que verrait un observateur idéal placé ap ceotro-dc notre globe.

Il est d’abord évident , d’après ce seul énoncé , que' l’effet de la parallaxe s’opère toujours , comme celui de la réfraction, dans le même plan, vertical ; en sorte que les azimulhs proprement' dits Testent également inaltérables sous l’un et l’autre aspect: ce sont les seules -quantités astronomiques qui n’exi-

SECONDE PARTIE, Cita PITRE TROISIEME. ^>ô

gont, à ce double titre , aucune rectification. En second lieu, la parallaxe agit eu sens inverse de la réfraction ; taudis que celle-ci élève les astres, celle-là tes abaisse : car, l’angle ACZ ést visiblement moindre que l'angle ASZ, ef leur différence est toujours mesuré!» , suivant le grand théorème géométrique de Thaïes , par l’angle SAC sous lequel on verrait , de l'astre , le rayon terrestre de l’observateur. Quoiquo ces deux corrections opposée'; ne suivent pas d’aiiîeurs la même marche numérique, en sorte qu'il ne peut exister entre elles, envers aucun astre -, aucune compensation durable, il n’est pas inutile de remarquer que leur antagonisme a dû contribuera dissimuler anx anciens la nécessité d’avoir égard à chacune d’elk*. Enfin , il est sensible que la parallaxe est, comme la réfraction, rigoureusement nulle au zénith, seule direction où. il soit slriclement indifférent d'observer de la surface ou du centre • à mesure qu’on s’éloigne du zénith , la parallaxe augmente avéc la réfraction , et atteint son maximum à l’horizon; puisque, dans lé triangle CAS, où deux Côtés sont fixes , l’angle A devient le plus grand possible quand l’angle S est devenu droit. Mais là se borne la ressemblance générale entre les modes respectifs de variation de la réfraction et de la parallaxe, dont les lois numériques différent extrêmement r Au lieu de cette profonde complication logique de 1 uni tes recherches physiques avec de difficiles combinaisons mathématiques, qui réduira toujours l’étude réelle des réfractions astronomiques à devoir rester essentiellement expérimentale, le problème des parallaxes présente , an contraire , une grande simplicité géométrique , qui comporte une solution rationnelle pleinement satisfaisante, où la seule difficulté grave consiste à bien déterminer les données spéciales de chaque cas. En effet, le principe fondamental de la trigonométrie indique aussitôt une constante proportionnalité entre le sinus de la parallaxe

, ' . ASTRONOMIE POPULAIBB.

cherchée CAS , cl celui de la dislance zénithale observée AS£, puisque le côté SC est rigoureusement invariable % et que le côté AC peut toujours-. être jugé sensiblement tel pendant tout le cours d'une seule révolution diurne, ce qni suffit au calcul usuel des parallaxes. Le rapport fixe do ces deux côtés constitue donc la seule donnée spécifique qui, dans ces formules. , doive distinguer les différents astres: il détermine directement la valeur, propre de la parallaxe horizontale CA'S , par laquelle Ou se borne justement à caractériser charpie. cas, puisque, de ççtle principale parallaxe, il est aisé de déduire mathématiquement toutes celles que le même astre doit successivemeul offrir dans ses diverses hauteurs horaires.

On a, depuis longtemps , reconnu que la parallaxe est complètement insensible envers tous les astres extérieurs à notre monde -, en sorte que, à leur égard , il .est réellement indifférent de supposer Iq spectateur placé ait centre de L\ terre , ou en un point quelconque de sa . sqrfa.ee : çette conclusion générale se trouvera puissamment fortifiée au chapitre suivant, quand nous reconnaîtrons qu’uqe correctfiiq de même nature , mais vingtquatre mille fois plus grande, reste jusqu’ici totalement inappréciable , quoique l’erreur des mesures angulaires n’excède pas une seconde. Tous les astres intérieurs, au contraire , sans excepter les plus lointains, doivent habituellement subir une telle correction , pour toute détermiuation exacte : elle offre d’aillcqrs entre. eux, par suite de l’exlrémc diversité de leurs distances à la terre , des différences très -prononcées , depuis l'énorme parallaxe moyenne , d’environ un degré, qui convient à la lune, jusqu/à, la minime parallaxe. d’Uranus, toujours un peu inférieure à une demi-seconde.

La vrâic difficulté du problème des parallaxes étant ainsi réduite mathématiquement à déterminer, pour chaque astre, la valeur propre de sa parallaxe horizontale , le seul mode à la

fois pleinement général et suffisamment précis consiste à rattacher cette question, suivant l'apprécia tiou rationnelle ci dessus indiquée, fila, mesure fondamentale dos distantes, des astres à la terre, qui sera le sujet spécial, du chapitre suivant : celle relation naturelle fait déjà sentir l’intime solidarité mutuelle des diverses parties essentielles de la science cçleste. Un conçoit d ailleurs que l'étude dps parallaxes, qui dojl sembler purement préalable, se rattache mémc.ajpsi à l'exacte confiais^ sance des mouvements célestes, afin d’ estimer, les changements que doit éprouver chaque parallaxe horizontale , d'après les variations nécessaires que subit, aux diverses époques du mouvement propre, la distance du centre de la terre à l'astre considéré. Quoique la lune circule réellement autour de la terre, sa parallaxe varie néanmoins de ,54 à (il minutes environ : les variations doivent être proportionnellement bien plus considérables envers les astres dont la terre ne constitue pas le centre de mouvement. Au reste, quoique le rayon terrestre, l’autre terme du rappel qui mesure la parallaxe horizontale, ne soit pas, sans doute, strictement identique pour tous les observateurs, le faible défaut de sphéricité de notre globe n’exige ças qu’on y ait réellement égard dans le calcul usuel des parallaxes, où il faut éviter de compliquer les formules par aucune puérile affectation d’une précision illusoire ou superflue. •

Outre ce mode rationnel , soûl pleinement satisfaisant, dévaluer la parallaxe horizontale, ilfaïUhppré-ier ici le procédé indirect par lequel on peut aussi la déterminer, avec une certaine précision , du moins quand elle est un peu considérable , sans connaître préalablement la distance de 1 astre à la-terrc. 11 suffit, , pour cela, de suivre la même marche qui, au chapitre précédent, a servi de base à l’étude experimentale des réfractions. Aipsi , on commencera par observer la hauteur

•H 8 ■ 1 A R’TRON'OIU I F. »*<ipb».ÀnÎ!'..

méridienne de l’àstfe proposé quand il passe presque aü zénith, afin de pouvoir évaluer sa déclinaison 'actuelle, abstraction faite des erreurs ducs à la parallaxe. Seulement, cette condition préliminaire pourra souvent exiger que l’observateur se déplace , en se transportant aux lieu*, alors déterminés, où elle peut être suffisamment remplie. Cela posé, le calcul ordinaire du mouvement diurne, naturellement rapporté au centré de la terré, permettra de prévoir, à une heure donnée, la distance zénithale de l’astre quand il est notablement élolgué du méridien, eA évitant toutefois sa trop grande proximité de l’horizon, vu l’incertitude des réfractions Dès lors, l’exacte confrontation de cette distance calculée à la même distance observée déterminera nécessairement la parallaxe correspondante à cette hauteur, et par suite aussi la parallaxe horizontale, pourvu que la seconde distance zénithale ait d’abord été bien corrigée de la réfraction, qui concourt avec la parallaxe au règlement effectif de la différehcc constatée. N’ayant ici à découvrir qu’une seule constante, l’opération comportera spontanément de nombreuses vérifications, même sans changer de lieu, ni d’époque, en observant successivement l'astre à diverses hauteur^, entre les limites convenables , assez loin du zénith pour que la parallaxe

devienne bien sensible, et en même temps de l’horizon pour que la réfraction soit moins prononcée et surtout mieux connue. L’esprit de cette méthode montre clairementque l’inévitable incertitude laissée par nos tables de réfraction y doit habituellement exercer une influence (rop considérable. Aussi ne peut-on l’appliquer utilement qu’à de fortes parallaxes, ct presque au seul cas de la lune, où l’on peut ainsi obtenir une précision satisfaisante, quoique inférieure, même alofs , à celle qui résulterait d’Uue élude directe de la distance : envers Uranus , par exemple, ce procédé deviendrait totalement illusoire, ou du moins il ne pourrait indiquer qti’une vague limite supérieure

SECONDE : PARTIE , CIIAl'lTKE ÇftOlSIKMB. 229

do la parallaxe okerebée, puisque» celle-ci se trouverait, en ce cas, moindre que l’erreur nécessairement inhérente à une telle comparaison.

Les astres assez gros ou assez rapprochés pour nous oITrir un diamètre apparent trèS-qpnsidérable comportent , à cet égard , un autrcmodcd’apprécialion expérimentale, fondé sur la confrontation des mesures successives de ce diamètre à diverses hauteurs données. En effet , pendant le mouvement diurne de l’astre autour du centre de la terre , les diverses valeurs SAC, SA"Cr de la parallaxe se lient nécessairement au changement des distances AS, A"Sà l’observateur, qui constituent le seul çôté variable du triangle parallactique ACS. ür ces dernières variations se trouvent spontanément appréciées d’après celles du diamètre apparent , toujours inversement proportionnel à cette distance. Par la comparaison trigonométrique des deux trfanglcs ACS , A' CS, une exacte mesure des diamètres apparents propres aux deux hauteurs connues permettra donc d'apprécieç le rapport de^deux côtés constants CS et AS ou A' S, c’est-à-dire, la parallaxe horizontale. Mais l’incertitude inhérente à nos tables de réfraction exercerait ainsi ordinairement encore plus d’influence que dans le mode précédent, vu l’extréme petitesse habituelle du diamètre apparent, dont les variations servent alors de base à l’ensemble de l’opération : aussi cette seconde manière d’éviter l’élude directe des distances n'est-elle essentiellement admissible queuvers le soleil et la lune, qui nous offrent un diamètre d’environ un demi-degre.

La théorie des parallaxes et celle des réfractions constituent, dans leur ensemble, la préparation élémentaire que nous devons faire subir à toutes nog observations astronomiques pour les dépouiller, autant que possible, de tout ce qu’elles renferment d’abord de nécessairement subjectif, afin (je parvenir, envers les corps célestes, a des uotious vraiment objectives, où

ASTRONOMIE populaire.

l’homme n’interviéiit que comme simple explorateur de phénomènes indépendants de lui , ét sur lesquels ses propres conditions d’existence n’exercent plus aucuhe perturbation apparente. Mais nous n’avôns ‘ainsi considéré1 que les seules influences inhérentes aux conditions statiques de l’observateur^obligc de contempler les corps extérieurs h travers un voile gazeux ét dans une position excentrique, U rte autre classe de corrections subjectives , résultées dés divers mouvements généraux de l’observatoire terVéstre , devra compléter ensuite cette indispensable épuration , h mesure que ces mouvements viendront à nôtre être connus. Il y a d’autant moins d’inrônvénients a né pas nous en occuper ertrorc , que ces rectifications dynamiqdéssont, en général, beaucoup moins considérables que les modifications statiques dont nous venoRi d’achever l’appré ciation fondamentale, et qui, par leur nature, pouvaient être logiquement étudiées sans anticiper sur l’ordre nécessaire do nos explications pltérienres.

Collectivement envisagée; celte double élaboration rend désormais irrécusable la remarque générale de l’avant^dernier chapitre sur l’intime solidarité qui existe Spontanément ,'cn astronomie, entre le progrès de l’exploration matérielle et le développement des théories de correctioh des instruments trop grossiers dissimulent rinflucbce de la réfraction et de la parallaxe-, en sens inverse, le perfectionnement des mesures angulaires ét horaire» reste impossible, ou du moins illusoire , tant que ces deux perturbations laissent subsister une incertitude équivalente a celle que l’on veut ainsi éviter. Le sentiment profond d une telle connexité nécessaire,' essenliollemotit propre à la science astronomique^ doit faire historiquement apprécier l’importancé et la difficulté des Çflotts, d’ailleur's purement préliminaires, qui ont enliiv-rompu celte sorte de cérde vicieux, -d longtemps Contraire à tout essor des déterminations précises,

SECONDE 1'. Vit TI K , CHAPITRE TROISIÈME. 231

qui constituent maintenant l’dn des principaux caractères de cette première partie de la philosophie naturelle. ^

En considérant, encoTe plus profondément , celte relation romlamenlale , on en peut tirer une éclatante confirmation d’un précieux précepte philosophique sur la nécessité logique de n’aspirer que graduellement, même dans les plus simples éludes inorganiques , à toute la précision convenable en appréciant d’abord les phénomènes sous un aspect général , abstraction faite des irrégularités secondaires, dont l'appréciation successive s'accomplit ensuite , en temps opportun, sans altérer aucunement les lois primitives, à l’établissement desquelles leur examen prématuré eût apporté nécessairement un obstacle insurmontable. Car, on peut assurer hautement que , si l’exploration astronomique eut pu être "dès l’origine , aussi précise qu'elle l’est devenue dcpùis un sièclt?, ellèauraît radicalement entravé le développement de la science , bien loin de le favoriser : on eût même été conduit ainsi à méconnaître la loi élémenlairodu mouvement diurne, première base indispensable de toute l’astronomie puisque, tant qu’on ignore l'influence des réfractions, ce mouvement ne saurait sembler sphérique et uniforme au spectateur qui le mesurerait avec des inslrumertts trop parfaits.

Dans l’évidente impossibilité d’expliquer alors Ces irrégularités apparentes ou subjectives, il eût été, par conséquent, indispensable de les négliger d’abord , quand mêmeéllcs auraient pu être aperçues : mais comme l’enfance de l’esprit htunain nC comportait guère une telle sagesse logique , si rare encore aujourd’hui, il a été bien préférable que leur manifestation évidente se soit trouvée spontanément retardée jusqu' au temps où l’on a pu en rattacher l’appréciation à la loi objective primitivement résultée de leur Ignorance. Si donc, d’une part; l’itn-' perfection des moyens matériels d’observation était véritable

Digitiz

23*2 ASTHOSOMIK POPULAIRE..

ment liée, chez les astronomes de l'antiquité* à celle de leurs connaissances théoriques , on voit aussi d'une aul*e part , que cette harmonie se trouvait alors, en général, spontanément conforme aux vraies conditions fondamentales du progrès scientifique. La précision a commencé habituellement, en asjronoroic, vers l’époque ou, en effet, elle devenait convenable j son introduction prématurée eût . été i presque aussi funeste qu'impraticable. 11 importe beaucoup , à tous égards , de s’affranchir désormais , sous les lumineuses inspirations de ht vraie philosophie, d'une vainc appréciation historique, trop commune chez les savants actuels , que leur tendance empirique dispose à déplorer aveuglément, sans aucune saine distinction d’époques , l’absence primitive des moyens d’observation précise propres à la science moderne , tandis que , au contraire , leur usage initial eût radicalement empéché l’essor positif de l'esprit humain.

Pour compléter enfin notre institution fondamentale de l’exploration astronomique , il reste seulement à caractériser ici le précieux supplément général que fournit habituellement , à l’ensemble des mesures angulaires et horairés , l’exacte formation et le judicieux usage de ces catalogues d’étoiles , où se trouvent soigneusement déterminées les positions sphériqiles des astres nombreux que nous offre l’aspect journalier du ciel.

Cet ordre de nolious est presque toujours mal apprécié aujourd’hui , par suite de la tendance du vulgaire des savants à faire consister la science dans une simple accumulation de faits bien observés. Sous cet aspect , en effet , un catalogue d'étoiles ne constitue pas seulement un pur procédé d’exploration astronomique, mais aussi et surtout une classe directe de notions scientifiques , première base do l’astronomie sidérale. Aux yeux de ceux qui , au contraire, érigent la découverte des lois en seul objet permanent de la véritable science, pour laquelle les faits

proprement dits ne peuvent fournir que d'indispensables matériaux, il n’,. ? iste réellement aucune astronomie sidérale, et nous reconnaîtrons de plus en plus qu’elle ne saurait jamais exister. Dès lors nous devons envisager les catalogues d’étoiles, non sous l’aspect vraiment scientifique, mais sous le simple point de vue logique, comme un moyen précieux dq faciliter l’observation des astres intérieurs à notre monde, unique objet essentiel des saines spéculations astronomiques, La fixité fondamentale, que nous offrent les astres extérieurs, par une suite nécessaire de notre immense éloignement , les reud éminemment propres à constituer, pour nos yeux , le fond du tableau résulté du spectacle des divers mouvements intérieurs dont nous voulons découvrir les lois. Ainsi, l’ensemble des étoiles ne Comporte réellement, en astronomie, d’autre office habituel que de caractériser commodément les positions successives des planètes , d’après les directions connues des étoiles vis-à-vis desquelles leurs mouvements propres les transportent successivement..

En écartant toute idée de distance linéaire, le catalogue détermine la position sphérique de chaque étoile par la combinaison de deux données angulaires essentiellement analogues à nos coordonnées géographiques , puisqu’elles sont également rapportées au plan de l’équateur céleste ou terrestre. La première, qualifiée de déclinaison , correspond exactement à la latitude terrestre : elle mesure l’inclinaison sur ce plan du rayon mené du centre de la terre ou du ciel à l’étoile proposée, ou , en d’autres termes , sa distance sphérique à l'équateur. Quant à la seconde , qui a reçu le nom bizarre d'ascension droite , qu'un long usage peut seul excuser, elle représente la longitude géographique, en indiquant l’angle du cercle horaire correspondant à l’astre avec tout autre plan fixe passant par l'axe du monde , et qu ou est convenu de mener toujours par la ligne d’intersection de l’équateur a>ec l’écliptique. Leu

234 ' 'astronomie populaire.

semble de ces deux angles ou arcs détermine évidemment chaque direction céleste f de là mémo manière que leurs analogues géographiques caractérisent lefc positions terrestres ,

pourvu qu’on ajoute , en l’un et l’autré cas , le sens du le signe de la coordonnée, employée.

Ce système habituel de coordonnées angutairéS est souvent remplacé, surtout et! vers les planètes, par uh autre mode, entièrement semhlable an précédent, dont il diffère seuleiiiertt

par la substitution continue de l’écliptique 5 l’équateur. Un vicièux usage a conduit les astronomes à appliquer à ce dernier procédé les dénominations de latitude et longitude, qui, d’après leur acception géographique, se rapporteraient beaucoup mieux au premier Quoi qu’il cp soit, il faut reconnaître que ce nouveau couple Convient davantage aux calculs astronomiques , et le précédent aux^ observations. Or il est facile de passer mathématiquement de l’un à l’autre, puisqu’ils appartiennent à deux triangles sphériques rectangles avant pour hypoténuse commune l’arc mené de l'astre à l’origine identique des ascensions droites et des longitudes, et dont deux angles obliques diffèrent entre eux dé l'inclinaison bien connue de l’écliptique sur l’équateur.

L’exploration directe détermine aisément l’ascension droite et la déclinaison de chaque astre, d’après une soigneuse appréciation de son seul passage au méridien , considéré sous le double a-pect horaire et angulaire. Car. le temps entre les passages successifs de deux étoiles mesure aussitôt, suivant le taux ordinaire du mouvement diurne , la différence de leurs ascensions droites , qui, à ce titre, sont prcaqu’aussi souvent exprimées en heures qu’en degrés. Quant à la déclinaison , elle est facile à déduire de la hauteur méridienne, en retranchant ou ajoutant son complément à la distance locale du pôle au zénith , suivant que le passage nu méridien s’opère au nord ou

au sud du zénith". Cctte-doublc détermination pourrait également résulter dune équivalente observation de toute autre position de l’astre: mais la situation méridienne est, en général, très- préférable, soit comme évitant un calcul pénible, soit surtout pdir laisser rtn ins d'influCRCe àl’inéVita'ile incertitude des réfractions. Ainsi conçue, la construction d’un catalogue d’étoiles n’exige donc qu’un Usage éOnvenaWe des principaux instruments astbondtniqurt , la limette Méridienne' ôoinbinéé avec l’horloge sidéralè , et ensuite le cercle répétiteur vertical. Nous devons d’ailleurs Supposer ici Une rigoureuse fixité aux deux coordonnées sphériques de chaqnc étoile, ''que nous reconnaîtrons ensuite assujetties à certaines variations régulières; ou très-lentes du fort petites , qui , au reste, ne tiennent â aucun vrai mtruveuient objectif de l’astre, mais à la simple mobilité subjective de l’observatoire terrestre.

ectto double détermination géométrique constitue réellement la seule partie essentielle de tout catalogue d’étoiles, puisqu’elle 'fourbir aussitôt le vrai signalement précis (le chaque astre considéré, dohlla direction actuelle petit ainsi être toujours retrouvée avec certitude , d’après la foi fondamentale du mouvement diurne. Aussi lès astronomes n’attaehent-ils plus aucune sérieuse importance aux indicatlbtis accé&soires de ces recueils sur les noms ou leS notations des étoiles, et sur leur groupement en constellations. Us Ont laissé etàbfir, à cet égard, sans aucun grave dangef scientiliqdb , des usages presque arbitraires, dont la fixité constitue maintenant la principale valeur réelle, quoiqu’ils nous offrent encore tafit de traces évidentes de la première enfandc théologique dos êlild^s astrônomiques. Si ces considérations" secondaires comportaient réellement ltmportanCe exagérée qu’y attachent trop souvent les esprits superficiels , il serait assurément facile de les assujettir à des conventions judicieusement systématiques, destinées à secoti

ASTROXOMHi POPULAIRE. '

(1er l’usage continu du catalogue, ep permettant de mieux retrouver sur- le ciel la position d^ chaque étoile, puisqu’il suffirait, réciproquement, de rattacher convenablement aux situations les noms cl les classements employés. Cette double réforme offrirai certainement beaucoup moins d’embarras que celle de la nomenclature chimique ; mais aussi cst-cjle fort loin de présenter la méiqe utilité. Sans insister, à cet égard , sur aucune anticipation puérile des innovations qui pourront un jopr s’introduire spontanément, H convient seulement de signaler ici une expression vicieuse, qu’il serait aisé de remplacer, et qui tend trop souvent à suggérer des idées radicalement fausses. 11 s’agit de l’ordre de grandeur par lequel on a coutume de distinguer les étoiles suivant qu’elles sont plus ou moins brillantes, depuis les cinq ou six premières classes, toujours visibles à l’œil nu , jusqu’aux douzième et treizième , que permettent seuls d’apercevoir les plus puissants télescopes. Outre le vague peu dangereux d’une telle classiGcation , il faut surtout recliGcr la notion erronée qu’indique naturellement cette mauvaise dénomination , d'après laquelle on semblerait ranger les diverses étoiles suivant leurs dimensions décroissantes , prétention radicalement contraire, comme nous le reconnaitrons bientôt , à notre ignorance fondamentale sur leurs distances respectives. Cet usage constitue réellement un reste inaperçu de l’antique philosophie astronomique, où , tous ces astres étant effectivement supposés a la même distance , les plus brillants seraient naturellement les plus grands , tandis que le contraire arrive peut-être fort souvent, si la moindre grosseur est suffisamment compensée par plus de proximité, ce qui doit rester toujours indécjs. La substitution facile du mot éçlat aurait le préciepx avantage logique d’offrir un Gdèlc énoncé du fait, sans indiquer aucune vaine prétention scicnliGque.

D après leur destination essentielle , les catalogue» d’étoiles

tfl*.

SECONDE PARTIE , CHAPITRE TROISIEME. i3"

doivent., pour mieux remplir leur office , contenir le plus d’astres possible, et situés dans toutes les régions célestes , afin d’offrir partout et toujours dés termes de comparaison aux explorations planétaires. C’est pourquoi ces recueils , si peu étendus chez leur premier auteur, Hipparque, ont dû successivement devenir trés-volumineux , au point de comprendre aujourd’hui plus de cent mille étoiles , quoique le ciel austral

soit encore peu exploré. Les astronomes modernes se sont mis , à cet égard, à l’abri de tout reproche, en contractant la louable habitude d’y insérer tous les ?stres quelconques qu’ils peuvent convenablement observer.

TROISIÈME PATtTIE.