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les étoiles se levent & fe couchent aux mêmespoints de l’horizon vis-à-vis des mêmes objetsterrestres , qu’ellcs font toujours aux mêmesdistances les unes des autres , tandis que leloleil change continuellement les points deson lever & de son coucher, ôc de sa distanceaux étoiles : oh verra d’ailleurs chaque étoilefe lever tous les jours enyiron 4 minutesplutôt que le jour précédent relativement ausoleil ; on ne doutera pas que le soleil seuln’ait changé de plgce par rapport à l’éroile ,Ôc ne se soit rapproché d’elîe. Cette obser-vation peut se faire en tout temps ; mais ilfaut prendre garde à ne pas confondre uneétoile fixe avec une planète , nous appren-' cirons ci-après à les distinguer. Le premierphénomène que présente le mouvementpropre du soleil, est donc celui-ci. Le soleilse rapproche de jour en jour des étoiles quifont plus orientales que lui , c'est-à-dire ,qu il s'avance chaque jour vers l’orient; ainsile mouvement propre du soleil se fait d’oc-cident en orient : tous les jours il est d’envi-ron un degré , ôc au bouc de 365 jours on. reverroit l’éioilc vers le couchant à la mêmeheure & au même endroit où -elle pa-roistoit l'année précédente à pareil jour ,c'cst- à-dire , que le soleil est venu se placerau même point par rapport à l'étoile ; ilaura donc fait une révolution : c’cst ce quenous appelions le mouvement annuel. En l’ob-lervant pendant plusieurs années, on a re-connu que la durée de chacun de ces retoursdu loleil, pnr rapport à une étoile , étoit de365 jours 6 h 9' 11" ; c’est ce que l'onappelle Vannée Jydéralc,

Après avoir considéré attentivement toutesles étoiles , on reconnut bientôt qu’il y enavoit cinq qui changeojent de position parrapport aux autres , ôc ce font les planerez.On en remarqua une dont le changementétoit très lent, ôc qui pour faire le tour duciel & répondre successivement "aux diffé-rentes étoiles fixes , employoit 19 ans 177jours ; c'est Saturne, Une autre qui faifoic lamême révolution dans l'efpace d environ 1 1ans , c'est Jupiter ; une troisième qui par-courent toute la circonférence du ciel en unan 311 jours, c’est Mars ; la quatrième quijparoilìoit la plus brillante de toutes & quejrous appelions Vénus , accompagne le soleil,gu’elle précedc quelquefois le matin, ou

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qu'elle fuit après son coucher ; elle revientà peu près à la même position dans l’eípacede 584 jours. Cette circonstance peut la fairereconnoitre au défaut de fa révolution, qu'011ne peut íùivre , par rapport aux étoiles fixes,comme celle des trois précédentes : enfin lacinquième planète ôc la plus difficile à voir ,parce qu’elle accompagne le soleil de très-près , est Mercure que nous voyons revenirà la même position par rapport au soleil,dans l’efpace de 116 jours.

Après avoir ainsi reconnu les planètes,onvit que la trace de leur mouvement s’écartoitpeu de celle du soleil, & l’on voulut rap-porter tout à celle - ci qu’on appella 1 ’éc/ip-tique , ôc dont l’obliquité , par rapport àl’équateur , est de 13 a 18'. On rapporte àl’écliptique les positions des astres par lemoyen des longitudes ôc des latitudes ; celles-ci s’observent par le moyen des ascensions »droites ôc des-déclinaisons qui supposent ladéterminaison des équinoxes & Inobservationde la hauteur du pôle. \

La nécessité de rapporter les astres à 1 e-quateur, à l’écliptique , à l’horizon 8 c auméridien , a fait imaginer la trigonométriesphérique , par le moyen de laquelle onassigne les mouvemens des astres dans tousles sens , lorsqu’on en a déterminé seule-ment les circonstances dans deux directionsdifférentes.

Les révolutions des planètes étant iné-gales, on a cherché à reconnoître leurs équa-tions ou inégalités, leurs excentricités, leursaphélies. Les plans des orbites étant tousdifférens les uns des autres , il a été né-cellàire de déterminer leurs inclinaisons &leurs nœuds. Lesloix de Kepler ont lait con-noître les rapports des révolutions, avec lesdistances Ôc ia réglé des principales inégalitésdes planètes , des satellites ôc des comètes ;elles ont conduit à la découverte de l’attrac-tion , & celle-ci a fait trouver les petitesinégalités qui avoient échappé à l’obser-vation.

Les distances absolues des planètes, parrapport à nous, étoient une des plus grandesdifficultés de ['astronomie ; on est parvenu àles découvrir par le moyen des parallaxes, 8 ccelles-ci ont frit connoître plus exactementles circonstances des éclipses de soled quiétoient les plus difficiles à calculer; indépen-