les bois 3 îes ciiîrs ^ les velours , &c. font d'une bonne , 

 qualité. 



Etoffe. Les Cortoyetirs a^-pellent un cuir lîjfé, 

 hien koffi de fuif^ dt chair & de fieur^ celui où le fuif 

 a été mis bien épais des deux côtés. 



Etoffer, V. aâ:. cnlermedc Sellier ^ figniiîe employer 

 de bonne étoffe, s & n'y épargner ni la qualité ni la quan- 

 tité. 



Etoffer la trême ; ceû , che^ les Tâti0ers.^ une 

 opération par laquelle ils écîairciffent la crejue & la 

 rendent moins ferme, en la remuant beaucoup avec 

 la hache ou la fpatulé» 



ETOILE , f. ï. feUa s'm 'Apon&nûe ^ eft im nom 

 ^Iqu'on donne en général à tous les corps céleïles. 

 Voyei Ciel, Astre, &c. 



On diftingue les étoiles par les phénomènes de leur 

 mouvement , en fixes & errantes. 



Les étoiles errantes font celles qui changent conti- 

 îiueilement de place & de difrance les unes par rap- 

 port aux autres : ce font celles qu'on appelle pro- 

 prement planètes. Foyei Planete, On peut mettre 

 auffi dans la même cîaffe les aftres que nous appel- 

 ions communément comètes, ^oje^ Comète. 



Les étoiles fixes ^ quon appelle auffi Amplement 

 étoiles dans l'ufage ordinaire , font celles qui obfer- 

 vent perpétuellement la même dillance les unes par 

 rapport aux autres. Voyer^ Fixe. 



Les principaux points que les Agronomes exami- 

 nent par rapport aux étoiles fixes , font leur diftance , 

 leur grandeur , leur nature , leur nombre , & leur 

 mouvement. Ces différens objets vont faire la ma* 

 tiere de cet article. 



Difitarice des étoiles fi:x:es. Les étoiles fixes font des 

 corps extrêmement éloignés de nous ; & fi éloignés , 

 que nous n'avons point de diftance dans le fyiîème 

 des planètes qui puiffe leur être comparée. 



En effet , les obfervations agronomiques nous ap- 

 prennent que la Terre, cette maifequi nous paroît 

 d'abord fi énorme , ne feroit vue cependant du fo- 

 leil que comme un point imperceptible. Il faut donc 

 que le Soleil foit prodigieufement éloigné de nous ; 

 & néanmoins cette difiiance de la Terré au Soleil eft 

 très-petite en comparaifon de celle des étoiles fixes. 



Leur difiance immenfe s'infere de ce qu'elles n'ont 

 point de parallaxe fenfible , c'efi;-à-dire de ce que le 

 diamètre de l'orbite de la Terre n'a point de propor- 

 tion fenfible avec leur diftance ; mais qu'on les ap- 

 perçoit de la même manière dans tous les points de 

 cette orbite : enforte que quand même on regarde- 

 roit des étoiles fixes toute l'orbite que la Terre décrit 

 chaque année , & dont le diamètre efl: double de la 

 difi:ance du Soleil à la Terre , cette orbite ne paroî- 

 îroit que comme un p'oint ; Si l'angle qu'elle forme- 

 roit à V étoile feroit fi petit , qu'il n'efl: pas étonnant 

 s'il a échappé jufqu'ici aux recherches des plus fub- 

 tils aftronomes. Suppofant cet angle d'une demi-mi- 

 nute 5 ce qui efi beaucoup plus grand que l'angle vé- 

 ritable , on trouveroit les étoiles plus loin de nous 

 que le foleil 1 2000 fois , & au-delà. 



M. Huyghens détermine la difiance des étoiles par 

 une autre méthode , c'eft-à-dire en faifant l'ouver- 

 ture d'un téiefcope fi petite , que le Soleil vû à-tra- 

 vers 5 ne paroifie pas plus gros que Sirius. Dans cet 

 état , il trouve que le diamètre du Soleil efi environ 

 comme la 27664® partie de fon diamètre , quand il 

 eft vû à découvert. Si donc ia diftance du Soleil étoit 

 27664 fois aufii grande qu'elle l'eft, on le verroit 

 fons le même diamètre que Sirius ; par conféquent fi 

 on fuppofe que Sirius eft de même grandeur que le 

 Soleil , on trouvera que la diftance de Sirius à la Ter- 

 re eft à celle du Soleil , comme 27664 eft à i. | 



On dira peut-être que ces méthodes font trop hy- 1 

 pothétiques pour pouvoir en rien conclure ; mais du j 

 moins on peut démontrer que les étoiks font incom- I 



parabîement plus éloignées que Satui'fit , piiifque Sâ=^' 

 turne a une parallaxe , & qaie les étoiles n'en ont point 

 du tout. Foyei Saturne & Parallaxe. De plus 

 il fuit de ce que nous venons de dire un peu plus 

 haut, que la dift^ince des étoiles eft au moins ïoooo 

 fois plus grande que celle du foleil ; fuppofiîion qu'on 

 peut regarder comme inconteftable. 



Cette diftance immenfe àes ■étoiles fert à Expliquer 

 dans le fyftème du mouvement de la Terre autour 

 du Soleil , pourquoi certaines étoiles ne paroiftent pas 

 plus grandes dans un tems de l'année que dans l'au- 

 tre ; & pourquoi la diftance apparente où elles font 

 les unes à l'égard dés autres , îiefaïu-oit varier fen- 

 fiblement par rapport à nous : car il y a telle étoile 

 dont la Terre s'approche effedivement dans l'efpace 

 de fix mois , de tout lè diam.etre de fon orbite ; èc 

 par la même raifon elle s'en éloigne d'autant pendant 

 les fix autres mois de l'année. Si nous n@ pouvons 

 donc reconnoître de changemens fenfibles dans la fi- 

 tuation apparente de ces étoiles, c'eft une marque 

 qu'elles font à une diftance immenfe de la Terre, & 

 que c'eft précifém.ent de même qiie fi nous ne chan* 

 gions point de lieu. Il en eft à -peu -près ainfi ^ 

 lorfque nous appercevons fur la Terre deux tours à 

 peu de diftance l'une de Tautre , mais éloignées de 

 notre œil de plus de dix mille pas ; car fi nous n'a- 

 vançons que d'un feul pas , affûrément nous ne ver- 

 rons pas pour cela les deux tours ni plus grandes , ni 

 à une diftance plus confidérable l'une de l'autre : il 

 faudroit , pour qu'il y eût un changement fenfible ^ 

 s'en approcher davantage. Amû , quoique la Terre 

 foit un peu plus proche dans un tems de l'année de 

 certaines étoiles , que fix mois après ou fix mois au- 

 paravant ; cependant comme ce n'eft pas même d'une 

 cinq millième partie qu'elle en approche, il ne fau- 

 roit y avoir de changemens remarquables , foit dans 

 la grandeur, foit dans diftance apparente de ces étoi't 

 les. 



Que l'on fuppofe préfentement le Soleil à la même 

 diftance que V étoile fcxe la plus proche de la Terre , 

 il eft aifé de voir que l'angle fous lequel il nous pa- 

 roîtroit , feroit au moins dix mille fois plus petit que 

 celui fous lequel nous le voyons : or l'angle ious le- 

 quel nous voyons le Soleil , eft d'environ 30 minm 

 tes ou un demi-degré. Il s'enfuit donc que fi nous 

 étions placés dans quQ\c{xi étoile fixe , le Soleil ne nous 

 y paroîtroit que fous un angle égal à la dix millième 

 partie de trente minutes , c'eft-à-dire d'environ dix 

 tierces. 



On objeftera peut-être que fi la diftance des étoile$^ 

 fixes étoit aufti confidérable que nous venons de la 

 fuppofer, il faudroit nécefiTairement que les étoiles 

 fuflent beaucoup plus grandes que le Soleil ; bien 

 plus , qu'il s'enfuivroit qu'elles feroiént au moins 

 aufii grandes que le diamètre de l'orbe annuel de la 

 Terre. C'eft une objeâion que nous allons examiner 

 dans l'article fuivant , 011 nous parlerons de la gran- 

 deur des étoiles. 



Grandeur & nombre des étoiles, La grandeur des 

 étoiles fixes paroît être différente ; mais cette diffé- 

 rence peut venir, au moins en partie , de la différence 

 de leurs diftances , & non d'aucune diverfité qu'il y, 

 ait dans leurs grandeurs réelles. 



C'eft à caufe de cette différence qu'on divife les 

 étoiles en fept claffes , ou en fept différentes gran- 

 deurs. Voyei Constellation. 



Les étoiles de la première grandeur font celles dont 

 les diamètres nous paroifTent les plus grands : après 

 celles-là font celles de la fecoiide grandeur ; & ainfi 

 de fuite jufqu'à la fixierae , qui comprend les plus pe- 

 tites étoiles qu'on puiffe appercevoir fans téiefcope* 

 Toutes celles qui îônt au-defliis , font appellées étoi- 

 les télefcopiques . La multitude de ces étoiles eft confi- 

 dérable j & on en découvre de nouvelles à mefur^ 



