58 EXPOSITION

cela que consiste le phénomène connu sous le nom de précessiondes équinoxes.

La précision dont l’astronomie moderne est redevable à l’appli-cation des lunettes aux instruirions astronomiques, et à celle dupendule aux horloges, a fait apercevoir de petites inégalités pério-diques, dans l’inclinaison de l’équateur à l’écliptique et dans la pré-cession des équinoxes. Bradley qui les a découvertes, et qui les asuivies avec un soin extrême pendant plusieurs années, en areconnula loi qui peut être représentée de la manière suivante.

On conçoit le pôle de l’équateur, mu sur la circonférence d’unepetite ellipse tangente à la sphère céleste, et dont le centre quel’on peut regarder comme le pôle moyen de l’équateur, décrituniformément, chaque année, i54",63 du parallèle à l’écliptique,sur lequel il est situé. Le grand axe de cette ellipse, toujours dansle plan d’un cercle de latitude, répond à un arc de ce grand cercle,de 69 ",56; et le petit axe répond à un arc de son parallèle, de m",5o.La situation du vrai pôle de l’équateur sur cette ellipse, se détermineainsi. O 11 imagine sur le plan de l’ellipse, un petit cercle qui a lemême centre, et dont le diamètre est égal au grand axe. On conçoitencore un rayon de ce cercle, mu d’un mouvement uniforme etrétrograde, de manière que ce rayon coïncide avec la moitié dugrand axe, la plus voisine de l’écliptique ; toutes les fois que le nœudmoyen ascendant de l’orbite lunaire, coïncide avec l’équinoxe duprintemps : enfin, de l’extrémité de ce rayon mobile, on abaisseune perpendiculaire sur le grand axe de l’ellipse. Le point où cetteperpendiculaire coupe la circonférence elliptique, est le lieu duvrai pôle de l’équateur. Ce mouvement du pôle s’appelle nutation.

Les étoiles, en vertu des mouvemens que nous venons de décrire,conservent entre elles une position constante ; mais le grand obser-vateur à qui l’on doit la découverte de la nutation, a reconnu danstous ces astres, un mouvement général et périodique, qui altèreun peu leurs positions respectives. Pour se représenter ce mou-vement, il faut imaginer que chaque étoile décrit annuellement unepetite circonférence parallèle à l’écliptique, dont le centre est laposition moyenne de l’étoile, et dont le diamètre vu de la terre,soulend un angle de 125"; et qu’elle se meut sur cette circonférence.