2i S HISTOIRE

11 restoit encore d’autres règles à donner pour calculer Teffetde la notation sur le lieu des étoiles , c’est-à-dire , tant sur leursdéclinaisons que sur leurs ascensions droites. Quant à leurlatitude, il est clair que l’étoile , le pôle de l’écliptique et l’é-cliptique elle-même étant immobiles, la latitude est invariable,ou que si elle éprouve quelque altération elle est due à uneautre cause. Lacaille suppléa au travail de Bradley, et publiaen 174b les diverses analogies qu'il faut employer pour cor-riger le lieu apparent d'une étoile , et trouver son lieu vrai tanten déclinaison , qu'en ascension droite et en longitude , con-noissant les déclinaisons, ascension droites et longitudes appa-rentes; et vice versa. II en donne dans le môme mémoire lesdémonstrations. Ces règles ont même été ensuite simplifiées pardivers astronomes; on les trouvera en détail dans l’Astronomiede la Lande.

Depuis ce temps-là la nutation de Taxe teyrestre a été em-ployée dans tous les calculs astronomiques. Mais comme il se roi tbien laborieux pour les astronomes de faire à chaque fois qu'ilsvoudroient corriger le lieu d’une étoile, un pareil calcul ; dezélés astronomes ont publié des tables des principales étoiles oùce lieu se trouve corrigé tant en déclinaison qu’en ascensiondroite. De la Lande en donna dans la Connoissance des tempsdepuis 1760, dans ses Epliémérides ; Triesnecker, Delambre, deZacli, et la duchesse de Gotha en ont calculé un grand nombre,avec les aberrations dont nous avons parlé.

II entre maintenant dans notre plan de développer commentces deux phénomènes, celui de la précession des équinoxes etcelui de la nutation tiennent à la gravitation universelle ; Newtonle íit voir pour la précession par des méthodes adroites mais in-directes , il se trompa même dans sa solution , et d’Alembertfut le premier qui résolut complètement le problème.

Si la terre étoit une sphère parfaite , ou se mouvoit de ma-nière que son axe fût toujours perpendiculaire à Técliptique ,ii n’y auroit point de précession des équinoxes, puisque la terrejouiroitd’un équinoxe perpétuel; ni.de mouvement des étoiles.Car il suit des principes de la gravitation universelle que dansle premier cas faction du soleil sur la terre seroit absolumentla même que si toutes ses parties étoient compénétrées à soncentre; et dans le second cas, cette action seroit absolumentégale sur les deux parties du sphéroïde au-dessus et au-dessous

de l’écliplique. Conséquemment cette action ne produiroit au-cune altération dans aucun de ses mouvemens.

Mais la terre n'étant pas sphérique et son axe etant inclinéau plan de l'écliptique , il n'en est plus de même. 11 se passeraici quelque chose de semblable à ce que nous avons vu arriver