ABERRATION. 9M

loQt se pâmant^ h notre égard , comme si la Terre était fi\ëe aa foyer S, les diverses lignes TO semblent ane droite immobile , autour de laquelle tourne le rayon Tisnel apparent, décrivant lui cône dont l*étendue dépend de l'éléyation de Tastre an-dessos de l'écliptique. Ainsi l'étoile semble décrire annuellement une petite ellipse de 40^' j de largeur autour de son lieu réel , oscillant dans la période exacte d'une année ^ et derançant toujours )a Terre de 90^ dans cette orbite ficlÎTe , qu'elle parcourt dans le sens même de notre propre mou- Tcioent.

Si Téloile est au pôle même de Técliptique , elle paraîtra décrire un petit cercle de 20" de rayon ^ la largeur de Tellipsese resserre à mesure que la latitude devient moindre, jusqu'à se réduire à un petit arc d'écliptique de 40" 7 , lorsque l'astre est dans ce plan; car toutes ces orbites apparentes conservent leur largeur de 40'^ ^ , parallèlement au plan de la nôtre.

Voilà donc encore une nouvelle cause qui déplace les astres^ et nous porte à leur attribuer une position différente de celle qu'ils occupent. Dans la Conn. des TentSy on a tenu compte de cette cause, et les nombres qui y sont donnés pour le Q ont été frappés de cette sorte de conrecUon. La longitude de cet astre y est diminuée partout de 20" ,258. Aussi lorsqu'il arrive qu'on veut trouver le lieu réel de la Terre dans son orbite, ce qu'on nomme le lieu héliocentrique y il est i)ëces9aire d'ajouter IdO"" 0' 20", 25 à la long, de l'astre, telle que la donnent les Tables , comptée de l'équinoxe moyen.

Mais si l'astre est une étoile dont on a cherché la position à l'aide de la Table XI, après avoir corrigé l'ascension droite et la déclinaison de In précession et delà nutation , il faut encore avoir égard à Faberration. Ces trois corrections sont nécessaires pour décider du lieu apparent deTasti-e, et de l'beure de sou passage au méridien. Au reste, la correction d*a}>erratii>u est de peu d'importance^ puisqu'elle ne va au plus qu'à 20" de degré^ qui ne font qu'environ 1" de temps.

129. L'aberration est liée aux vitesses de la lumière et de la Terre, comme un effet dépend de ses causes. Aussi a-t*on deux moyens de mesurer l'étendue des oscillations apparentes qui résultent de ces deux vitesses, soit en calculant l'angle de déviation BAC (fig. S8) lorsque le côté AB est 10813 fois AD, soit en observant les écarts qu'éprouvent les étoiles en opposition avec le Soleil. Or, ces deux procédés donnent également 20" pour l'angle BAC ) en calculant de n^ême les déviations <:u latitude, et suivant les étoiles dans toutes leurs positions appa*

SOS DÉPRESSION Dfe L*H0R1Z0N.

rentes^ on vérifie et la période de reslitution annuelle an même lieu , et l'étendue des écarts en latitude. Ainû l'analyse s'accorde avec les faits observés pour prouver que la lumière est déviée par la vitesse de la Terre: le mouvement de translation de oe globe est donc mis hors de doute par oe phénomène, qui semblait d'abord de bien pen d'importanoe, à raison des petites erreurs qu'il occasionnait, et il est devenu la démonstration mathématique d'un fait que nous avions déjA étabb snr d'immenses probabilités* Boêmer a reconnu la vitesse de la lumière, et Bradley , après avoir observé l'aberration, en a déterminé la cause, même avant d'avoir découvert la nutation.

Les déviations qu'on remarque dans la position apparente des astres, selon l'instant de l'année oà ils sont observés, étant vérifiées de mille manières, et par les observations les plus exactes , prouvent donc inconieêtablement le meuvemeni de la Terre et celui de la lumière.

UO. La hauteur d'une étoile P (fig. 85) est l'angle FOI formé par le rayon OP avec l'horizon DIV, ou avec sa parallèle 01, que détermine le niveau à bulle d'air : la distance zénithale POZ en est Je complément à 90«.

Si l'on est dans un lien découvert , tel que le rivage de la mer, l'horizon est l'étendue que la vue embrasse, et l'on prend pour hauteur d'une étoile P, l'angle que forme le rayon OP avec le point où se termine cette étendue, qui est la trace que la mer marque au ciel. C'est surtout dans un navire qu'on se sert de ce moyen de mesurer les hauteurs, à l'aide du sextant , parce que les oscillations du vaisseau s'opposent à l'emploi du niveau et du fil à plomb; mais ce procédé exige une correction. Comme l'observateur est élevé an -dessus de la mer NH, OM est son horizon sensible, déterminé par la tangente à la sphère terrestre, et difiere de Vhorizon rationnel 01. La hauteur POl, ain^i mesurée, est donc trop grande de l'angle lOM, que forment ces deux horizons, angle qu'on nomme tle Dépression.

«Ainsi il faut évaluer l'angle lOX, et le soustraire de la hauteur observée. U est à remarquer que la réfraction, changeant à nos yeux les apparences du globe même, élève la limite de l'horizon et en prolonge l'étendoe en t. L'expérience a appris que cet effet de la réfraction diminue senlemenU'angle lOM, des 0,08.

On a calculé des tables qui donnent l'angle de dépression pour les élévations diverses de j'observateur au-dessus de la mer. Les navigateurs y ont recours pour corriger les hauteurs des astres telles qu'ils les obtiennent par leurs opérations. Ainsi, lorsqu'on aura observé la

ÉTOILES £T NÉBUi^USES. MS

haakenr d'un astre au-dessus de la limite de la mer, on prendra dana la table la iraleur qui répond à l'élévation da point où s'est faite l'ob* serration , el l'on sonstratra de l'angle observé. Il restera ensuite a faire lès oorreetions de réfractions, parallaxes, etc. (n^ 1S5).

Yoîei dono la série des oorreetions qu'on doit faire aux obseryations de bauteor ; 1^ oelle du demi-diamètre si l'on a observé l'un des bords; fto retrancfaer la réfraction; S<» ajouter la parallaxe (qui est nulle pour les étoiles) ; 4^ soustraire la dépression de l'horizon, si l'on a rapporté l'astre an niveau de la mer. Les ascensions droites et déclinaisons de tous les astres, données par les tables, doivent snbir (roiseorreetîons, afin d'en avoir le lieu apparent : P la dépression^ 2"* la nutation, 8® l'aberration.

Les plus petites différences appréciables sont ainsi soumises au oaU cul. Le dogré de certitude que les théories astronomiques doiyent inspirer offre une si étonnante précision, qu'on peut prédire longtemps d'aTanœ le lien d'un astre à une époque donnée. On sait disposer une lunette, sans crainte d'erreur, et lui donner la direction qui répondra à cet astre, à un jour, une minute et une seconde désignés ; et l'astre s'y présentera en efiet dans l'axe optique et devant le fil du réticule dont il sera arroi.

Sur l^ Étoiles et les Nébuleuses.

lit. On donne le nom à'éiùileê a tous les points brillants qui (urnent la Toùte céleste; mais les astronomes distinguent les planètes et les comètes qui ont une marche propre, et appellent étoileê fixesy ou simplement étoiles , tous les astres qui conservent à très^peu près leiurs distanoea angulaires. Passons en revue les particularités qu'elles pré* sentent.

Diêianeeê. La plus grande échelle dont nous pouvions' disposer pour mescirer les distances n'était d'abord qne le diamètre de notre globe; mais l'Astronomie nous en a fourni une qui est 24000 fois plus grande dans l'axe de l'orbite qu'il parcourt chaque année; cette éehelle nons a servi à évaluer les distances des planètes, mais elle est encore insuffisante pour les étoiles. Ces astres sont si prodigieusement éloignés de nous qu'ils 'n*<mi aucune parallaxe annuelle^ c'est-à-dire que le rayon de l'écliptique ne serait pas vu sous un angle de 1", par un . spectateor qui s'y placerait ; ce petit angle étant la limite des erreurs âenos observations. Lorsqu'à 6 mois d'intervalle, ou observe une ctoile, les rayons qu'on y dirige ont constamment été trourés paraU

fi04 ÉTOILES ET NÉBULEUSES.

lèlcs, qaoiqne la Terre se soit transportée à 70 millions de lieues de distance.

Il est vrai que tous les astronomes ne s'accordent pas sur oe fait. M. Brinckley, qui a fait beaucoup d'obsenrations d'étoiles, n*a troaTé aucune parallaxe annuelle a des circompolaires pour lesqttellfla les changements de déclinaison étaient très-sensibles par la préoesiion : il n'en a pas trouvé aux étoiles du Cygne qui semblent plus rapprochées de nous, puisqu'elles ont un mauvemeni propre annuel de 6'',t eQ ascension droite, et de V en déclinaison ; car nous devons direqa'on a reconnu de ces petits mouvements a beaucoup d'éloiles *. Mais oe savant accorde r',18 de parallaxe à Wega delà Lyre et r',42 à jiiàïr. Bradley attribuait V de parallaxe à Sinus. Ces effets , conteslës par d'habiles astronomes, restent douteux. H. Stmve a trouvé que sur 14 séries d'étoiles opposées, 7 donnent la parallaxe négative, ce qui jette des doutes sur les 7 autres : Pond n'accorde de valeur probable que (K'018, quantité si petite qu'elle se perd dans les incertitudes delà réfraction qui sont 20 fois plus grandes. Gomme les erreurs des sens se combinent avec celles des instruments, on ne peut guère compter que sur les résultats obtenus par diverses méthodes et divers astronomes qui se trouvent d'accord. On n'est donc pas surpris de quelques incertitudes sur la parallaxe annuelle des étoiles.

Accordons rependant que cet angle soit de V pour la Lyre, Àtafr, Sirius et quelques antres : un fil d'araignée placé devant l'œil d'un spectateur qui serait transporté dans ces étoiles, suffirait pour cacher l'écliptique entière; un cheveu cacherait tout notre système planétaire, qui est SO fois plus étendu. Le calcul apprend que ces étoiles seraient 206265 fois plus loin de nous que le Soleil, c.-à-d. a plus de 7000 milliards de lieues; telle est, au moins, la dfslance de l'étoile la plus voisine, en admettant cette parallaxe contestée de V\ La lumière mettra 206 mille fois 8' lS'%2à nous arriver, on S ans 81 jours : l'atome lumineux qui frappe les yeux de celui qui voit ces astres en est parti il y a plus de S ans, en décrivant 70 mille lieues par seconde ; et s'il existe, comme on n'en peut douter, des étoiles mille fois plus élQignées encore, la lumière met plus de 8000 ans à faire le trajet. Quelles distances ! quelle vitesse ! l'imagination ne peut s'y soumettre. Si quelque phénomène visible arrivait dans ces astres ^ ce ne serait

* La noQTenieot propre de Sîriiu etl de %" d'arc; celai d^Àrctams, de i''^; de Pro- GjoD, o",7; de la ag* de l*Éridao, 4",o; de y CaMÎopée, 1^78, etc. Cet peUU dëpUeeaeDU •rfent dans dnrertet direetiont, qai ne aont pat cellet que démit produire la parallaxe aa-