210 HISTOIRE

point E , la particule de lumière D eût eu , outre son mouve-ment propre OT, un autre mouvement Dd égal à TF ; ordans ce dernier cas , F eût été frappé suivant la direction FO.Ainsi le môme spectateur en T i’appercevra suivant la direc-tion TG , parallèle de FD.

On rend encore ceci sensible par un autre moyen. Suppo-sons un tube dans la direction FD déterminé ci dessus ; il estévident que si pendant que la particule D de lumière qui passepar le centre de l’ouverture supérieure se meut vers T , ce tubes’avance lui-même par un mouvement propre de D F en GT,cette particule de lumière ne sortira point de l’axe du tube ,si le rapport de sa longueur avec le chemin qu’il fait pendantque la lumière en parcourt la longueur , est le même que lerapport de DF à FT j ainsi l’œil qui sera à l'autre extrémitésera frappé seulement dans la direction de cet axe : consé-quemment il appercevra l’astre dans la direction TG. Cettemanière de rendre sensible l'elfet de ce mouvement de la lu-mière est due à Bradley ; elle a été-aussi employée par ThomasSimpson (>) et par la Lande , dans le dix-septième livre de sonAstronomie , où il en a ajouté plusieurs autres.

On voit par là que hors le cas où la terre se meut dans ladirection du rayon venant de l’étoile, jamais cette étoile neparoîtra dans sa vraie place , mais elle en paroîtra écartée dela quantité de l’angle DTG, dont la grandeur est donnée par-le rapport de DT à FT , ou de la vitesse de la terre à celle

de la lumière, qui détermine l’angle 1 )FT. Si l’étoile étoit au

pôle de l’écliptique, ou fort voisine , elle paroîtroit décriredans le cours de l’année un cercle autour de ce pôle , dontInobservation apprend que le rayon est de 2o ff . Dans les lieuxmoyens entre ce pôle et réclipticjue , ce cercle devient uneellipse , dont le grand axe parallèle à l’écliptique est de 40" ,et le petit axe e^t au premier, ou à 4 e " ? comme le sinus de

la latitude de l’étoile est au sinus total ; d’où il suit que si

l'étoile est dans le plan de l’écliptique , le petit axe de cetteellipse devenant égal à zéro , cette ellipse dégénérera en uneligue droite de 4 ° f> environ de longueur , dont le milieu estoccupé par le lieu véritable de l’étoile ; elle paroîtra seulementdans sa véritable place , lorsque la terre arrivera au point decontact de son orbite avec le rayon venant de l’étoile , ce quel’observation confirme parfaitement.

Ces choses sont faciles à démontrer , au moyen des consi-dérations suivantes. Qu’on se représente un pian parallèle à

(1) Essays on several curions and usefulsubjects in spéculative and miA<£wtiwn, Lond. j 740 j