De l'Aberration. l8y

c’est la sejle dont cette orbite puisse nous faire apper-cevoir ; elle seroit plus grande si la terre décrivoitune plus grande orbite ; la lumière doit être plus detrois années à venir des étoiles jusqu’à nous, à raisonde leur didance ( 278.2 ); mais parce que cette durée est:toujours h même à 8' près , nous ne nous apperce-vons que de la variation que ces 8 / produisent en plusou en moins. Comme la terre fait 20 " pendant ces 8',cette différence de 2 o" qui est tantôt dans un sens, tan-tôt dans l’autre , quelquefois nulle pour une mêmeétoile, ôc qui affecte différemment les diverses étoilessuivant leur situation, produit les inégalités que lesastronomes ont observées , ôc que nous appelions VA-b errât ion.

2 8 I I. Cette même quantité de 20", qui est l’aber»ration absolue prise dans la région de Tétoile , peutdevenir beaucoup plus grande quand on la rapporte àTécliptirjue ou à Téquateur ; ainsi Taberration de l’étoilepolaire en ascension droite, va jusqu’à 2" p\\ suffit,pour le comprendre, de recourir à sart. 892.

2$ 12. Nous n’avons eu ;égard dans^óut ce qui . La j. erra "precede qu au mouvement annuel de la terre , oc non est nulle,point au mouvement diurne , parce qu’il est trop lentpour qu’il puisse avoir un effet sensible : en effet, lavitesse du mouvement diurne est à celle du mouvement

annuel, comme ■ -**’* ■- est à 1 , c’est-à-dire , en raison

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inverse des temps , ôc en raison directe des distances,elle n’est donc que de la vitesse du mouvement an-nuel , ce qui seroit une aberration de deux tiers de se-conde, dans Tespace de 12 heures.

2 8 Id - L’effet de Taberration fur une étoile quiseroit située au pôle même de Técliptique, est le plus située au poiasimple de tous, ôc nous commencerons par celui-là, de l’éclipu-.en faisant voir que Tétoile paroîtroit décrire un cercle ^ ue *de 40" de diamètre autour de son vrai lieu, c’est-à-dire,autour du pôle de Técliptique. Le cercle ABCD ( fig.

235 ), représente Técliptique ou Torbite de la terre ,

Tome III, A a

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