ABERRATION

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tonl se passant, à notre (‘g'.'in] , comme si la Terre était fixée an foyer S, les diverses lignes TO semblent une droite immobile , antonr de laquelle tourne le rayon visuel apparent, décrivant un cène dont l’étendue dépend de l’élévation de l’astre au-dessus de l’écliptique. Ainsi l’étoile semble décrire annuellement une petite ellipse de AO" f de largeur autour de son lien réel, oscillant dans la période exacte d’une année , et devançant toujours la Terre de 00° dans cette orbite fictive , qu’elle parcourt dans le sens même de notre propre mouvenient.

Si l’étoile est au pôle même de l’écliptique , elle paraîtra décrire un petit cercle de 20 " de rayon j la largeur de l’ellipse se resserre à mesure que la latitude devient moindre , jusqu’à se réduire à un petit arc d’écliptique do AO" lorsque l’astre est dans ce plan; car tontes ces orbites a]>pareiites conservent leur largeur de AO" 7 , parallèlement au plan de la nôtre.

Voila donc encore une nouvelle cause qui déplace les astres , et nous porte a leur attribuer une position ditTérente de celle qu’ils occupent. Dans la Conn, de» Teint, on a tenu compte de cette cause, et les nombres qui y sont donnés pour le 0 ont été frappés de cette sorte de correction. La longitude de cet astre y est diminuée partout de 20", 253. Aussi lorsqu'il arrive qu’on veut trouver le lieu réel de la Terre dans sou orbite, ce qu’on nomme le lieu héUocentrique , il est nécessaire d’ajouter 180° 0' 20", 25 à la long, do l’ustre, telle que la donnent les Table», 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 la précessioii et delà nutation, il faut encore avoir égard à l’aberration. Ce» trot» correction» »ont nécessaires pour décider du lieu apparent del’asti-e, et de l’heure de son passage au méridien. Au reste, la correction d’alierraliou 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-l-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. 38} lorsque le côté AB est 10313 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 même les déviations en latitude , et suivant les étoiles dans toutes leurs positions appa-

iJliPllESSlON DE I/lIOniZON.

rentes, on vérifie et la période de rcslitutivn annuelle au môme lieu , et l’étendue des écarts en latitude. Ainsi l’analyse s’aceorde avec les faits observés pour prouver que la lumière est déviée par la vitesse de la Terre: le mouvement de translation de co globe est dono mis hors de doute par ce phénomène, qui sopiblait d’abord do bien peu d’importance, à raison des petites eiTCurs qu’il occasionnait, et il est devenu la démonstration mathématique d’un fait que nous avions déjà établi sur d’immenses probabilités. Rocraer a reconnu la vitesse de la lumière, et Bradicy , après avoir observé ruberration , 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 do l’année où ils sont observés, étant vérifiées de mille manières , et par les observations les plus exactes , prouvent donc inconteslabiement le mouvement de la Terre et celui de la lumière. .

180. La hauteur d’une étoile P (fig. 81S) est l'angle POI formé par le rayon OP avec l’horizon DD', ou avec sa parallèle 01, que détOTmine le niveau à bulle d’air : la distance zénillmlo POZ en est le complément a 90°.

Si l’on est dans un lieu découvert , tel que lo rivage de la mer, l’horizon est l'étendue que la vue embrasse, et l’on prend pour hauteur d’nne étoile P, l’angle que forme lo rayon OP avec 1e point où se termine cette étendue, qui est la trace que la mer marque, an ciel. C’est surtout dans un navire qu’on se sert do ce moyen de mesurer les hauteurs, à l’aide dn 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 O est élevé au-dessus de la nier NM, OM est son horizon sensible, déterminé par la tangente à la sphère terrestre, cl diffère de Vhorison rationnel 01. La hauteur POM, ainsi mesurée, est donc trop grande de l’aiiglo lOM, que forment ces deux horizons, angle qu’un nomme de Dépression.

Ainsi il faut évaluer l’angle iOM, et le soustraire de la hauteur observée. 11 est à remarquer que la réfraction, changeant à nos yeux les apparences du globe même, élève la limite de l’horizon et eu prolonge l’étendue en i. L’expérience a appris que cet effet de la réfraction diminue seulement l’angle lOM, des 0,08.

On a calculé des tables qui donnent l’angle de dépression pour les élévations diverses do l’observateur au-dessus de la, mer. Les navigateurs y ont recours pour corriger les hauteurs des astres telles qu’ils les oblicimcut par Icuis o|)énilions. Ainsi, lorsqu’on aura observé lu

ÉTOlfÆS ET Nl^.BUI.EüSKS.

hauteur d’un astre nu-dcssus de la limite de la mer, ou prendra dans la tahio la valeur qui répond à l’élA'ation du point où s’est faite l’observation , et Ton soustraira do l’angle observé. 11 restera ensuite à faire les corrections de réfractions, parallaxes, etc. (n° 123).

Voici donc la série des corrections qn’oii doit faire aux observations do hauteur : 1° celle do demi-diamètre si l’on a observé l’un des bords; 2° retrancher la réfraction; 3° ajouter la parallaxe (qui est nulle pour les étoiles) ; A” soustraire la dépression de l’horizon, si l’on a rapporté l'nstre au niveau de la mer. Les ascensions droites et déclinaisons de tous les astres, données par les tables, doivent subir (rois corrections, afin d’en avoir le lien ap|Kireut : 1° la dépression, 2° la nutation, 3° l’aberration.

Les plus petites différences appréciables sont ainsi soumises au cal-* cul. Le degré do certitude que les théories astronomiques doivent inspirer offre une si étonnante précision, qu’on peut prédire longtemps d’avance lo lieu d’un astre à une époque donnée. On sait disposer une lunette, sans crainte d’erreur, et lui donner In direction qui répondra à cet astre, à un jour, une minute et une seconde désignés ; et l’astre s’jr présentera en effet dans l’axe optique cl devant le fil du réticule dont il sera armé.

Sur les Étoiles et les Nébuleuses.

131. On donne le nom à’étoiles à tous les [mints brillants qui ornent la voûte céleste ; mais les pstronoiues distinguent les planètes et les comètes qui ont une marche propre, et appellent éloiles fixes, ou simplement étoiles , tous les astres qui conservent à très-peu près leurs distances angulaires. P.issons en revue les particularités qu’elles présentent.

Disiances. La plus grande éohelle dont nous pouvions disposer pour mesurer les distances n’était d’abord que le diamètre do notre globe; mais l’Astronomie nous en n fourni une qui est 2-iOOO fois plus grande dans l’axe de l’orbite qu’il parcourt chaque année; cetto cohelle nous a servi à évoluer les distances des planètes, mais elle est encore insufiSsante pour les étoiles. Ces astres sont si prodigieusement éloignes de nous qu’ils n’ont aucune parallaxe annuelle, c’est-à-dire que le rayon de l’écliptiquo ne serait pas vu sous un angle do 1", par un spectateur qui s’y placerait ; ce petit angle étant la limite des erreurs (le nos observations. Lorsqu’à 6 mois d’intervalle, on observe une étoile, les rayons qu’on y dirige ont coustaïuiuciit été trouvés paral-