TROISIÈME PARTIE, CHAPITRE' SEPTIÈME

ETE' sera égale àr~nr ; d'où il résulte que le maximum tlb la déviation est de 20". -Comme elle se trouve tantôt orientale et tantôt occidentale , suivant la direction alternative du mouvement terrestre, on voit que cet ordre de phénomènes peut offrir au plus un contraste de 40 secondes angulaires entre les circonstances les plus opposées.

Il faut maintenant nous former une juste idée générale dé la marche nécessaire de ces variations , envers une étoile quelconque, pendant lo cours de chaque période annuelle. Dans l’exploration effective des diverses conséquences que nous niions déduire du principe fondamental , nous pourrons d'ailleurs supposer, pour faciliter la conception cl abréger l’exposition, que l’observation s'accomplit suivant le plan même de l’aberration,, toujours déterminé par l’étoile correspondante et la tangente actuelle à l’écliptique. Quoiqu’une telle manière d’observer soit certainement peu praticable, surtout avec le degré de précision qu’exigent de tels phénomènes , il faut d’abord l’imaginer ainsi, sauf à déduire ensuite , d’après les règles trigonométriques convenables , les réactions diverses de l’altération primordiale sur les coordonnées angulaires de l’astre , et surtout les modifications que doivent en éprouver la déclinaison etl’asccnsion droite, seuls éléments géométriques qui comportent directement une exacte appréciation.

L’ensemble des rayons menés de l’étoile aux différentes positions de l’observatoire terrestre peut être utilement regardé comme formant un cylindre circulaire oblique , dont la base serait l’écliptique , son obliquité étant mesurée , eh chaque cas, par la latitude de l’astre. On conçoit dés lors que le minimum de l’aberration, soit orientale , soit occidentale, aura lieu quand la terre se trouvera sur le diamètre TT' de l’écliplique {fig. 13) délerminé par le plan conduit, suivant l'axe de ce cylindre,

perpendiculairement à l’écliplique; partie que, en ces deux

points , les génératrices du cylindre formeront UH angle droit avec les tangentes de sa base. Il est également aisé de sentir que le dianfètre perpendiculaire T 'T"' marquera les positions qui correspondent au minimum d’aberration, puisque l’iuclinaison de la tangente sur la génératrice s’y écartera le plus possible de 90° ; elle sera alors égalé à la latitude de l’étoile. Telle est donc la marche élémentaire du phénomène : l’aberration , qui , a six mois d’intervalle , s’opère en sens inverse , présentera , dans le cours de l’année, deux maxima et deux minima, dont les quatre époques, exactement assignables, offrent toujours des intervalles semestriels ou trimestriels. Quant à l’intensité de la déviation, orientale ou occidentale , son maximum est uniformément fixé à 20” ; mais son minimum varie nécessairement avec la latitude

de l’étoile, quoiqu’il soit indépendant de sa longitude.

•>i , enfin , doucette appréciation générale , on veut descendre, d’après le môme principe , à la comparaison des divers cas" essentiels , il faudra considérer l’explication préoédentc comme formulée pour une étoile quelconque , qui ne se trouve ni au pôle de l’écliptique, mi dans ce plan. Envers le premier de ces cas extrêmes, notre cylindre deviendra droit, et l’aberration, supposée -toujours directement observée , obtiendra constamment son maximum de 20% en ne laissant subsister de différences immédiates que relativement à sa direction ; ce qui suffira toutefois à déterminer des variations aussi prononcées qu’à l’ordinaire à l’égard des coordonnées usitées. Lorsqu'il s’agit, au contraire, d’une étoile de l’écliptique, le cylindre se réduit à un plan, et l’ensemble des variations présente la marche la p bis tranchée, surtout quant à leur intensité, puisque le minimum se trouve alors Rigoureusement nul, la tangente à l’écliptique pouvant ainsi coïncider avec le rayon visuel de l’étoile.

Cette sommaire explication fait aussitôt ressortir l’immense