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^plui %ie nous voyons eft le pôle boféâî , fèptên- 
trional ou arâique. Ainfi pour fe former une idée de 
Vajironomie , il faut d’abord apprendre à eonnoître le 
pôle du monde , c’eft-à-dire , l’endroit du ciel étoilé 
vers lequel il fe trouve placé. On remarque dans le 
ciel une étoile qui en eft fort proche , & qu’on 
nomme pour cette raifon V étoile polaire. On recon- 
noît cette étoile par le moyen de la conftellation de 
la grande ourfe appellée communément le chariot de 
David., dont les deux dernieres étoiles indiquent une 
direéiion qui tend à l’étoile polaire, & cette feule con- 
flellation peut nous faire eonnoître tou^s les autres. 
. Lorfqu’on a reconnu le pôle du monde autour 
-duquel fe fait le mouvement diurne , il ed naturel 
de concevoir le pôle qui lui eft oppofé , c’efi-à-dire > 
Je pôle aufiral ou antarâique , & l’équateur qui eft 
lin cercle placé à égales diliances des deux pôIeSi 
On rapporte à l’équateur lèslituations des différentes 
étoiles par afcenfions droites & par déclinaifons j & 
l’on a un nouveau moyen de diflinguer & de recon- 
noitre en tout tems les différentes conftellations. 
Parmi les aftres dont on avoit obfervé le mouve- 
ment diurne, on apperçut bientôt qu’il y en avoit 
cinq qui changeoient de place au bout d’un certain 
tems; on les appella plamus, & c’efî; l’obfervation 
de leurs mouvemens, comme de ceux du foleil & 
de la lune, qui a fait le premier objet de curiofité & 
de difficulté dans Vaflronqmic. Le plus fimple & le 
plus fenfible de tous ces mouvemens propres ^ celui 
qui dut frapper le plus tous les yeux, fut le mouve- 
ment de la lune qui s’acheve en un mois. 
Après le mouvement propre de la lune , le plus 
remarquable efl le mouvement annuel dit foleil : fi 
î’on remarque le foir du côté de l’oeddent quelque 
étoile fixe après le coucher du foleil j & qu’on la 
confidere attentivement pliifîeurs jours de fuite à la 
même heure , on la verra de jour en jour plus près 
du foleil , enforte qu’elle difparoîtra & fera effacée 
par les rayons du foleil dont elle étoit affez loin 
quelques jours auparavant. Il fera aifé en même 
tems de reconnoître que e’eff le foleil qui s’eff appro- 
ché de l’étoile , & que ce n’eff pas l’étoile qui s’eft 
approchée du foleil. En effet, on verra que tous les 
jours les étoiles fe lèvent & fe couchent aux mêmes 
points de l’horizon vis-à-vis des mêmes objets terre- 
ftres, qu’elles font toujours aux mêmes diflances les 
unes des autres , tandis que le foleil change continuel- 
lement les points de fon lever & de fon coucher , & 
de fa diffance aux étoiles : on verra d’ailleurs chaque 
étoile fe lever tous les jours environ 4 minutes plu- 
tôt que le jour précédent relativement au foleil ; on 
ne doutera pas que le foleil feul n’ait changé de 
place par rapport à l’etoile , & ne fe foit rapproché 
d’elle. Cette obfervation peut fe faire en tout tems ; 
mais il faut prendre garde à ne pas confondre une 
étoile fixe avec une planète , nous apprendrons ci- 
apres a les difiinguer. Le premier phénomène que 
préfente le mouvement propre du foleil, efl: donc 
celui-ci. Le foleil fe rapproche de jour en jour des 
cîoiles qui font plus orientales que lui , c’efl-à-dire, 
qu il s avance chaque jour vers l’orient ; ainfi le mou- 
vement propre du foleil fe fait d’occident en orient: 
tous les jours il eff d’environ un dégré, & au bout 
de 365 jours on reverroit l’étoile vers le couchant à I 
la meme heure & au même endroit où elle paroif- 
foit l’année précédente à pareil jour, c’eft-à-dire , 
que le foleil eff venu fe placer au même point par 
rappoit a l etoile ; il aura donc fait une révolution : I 
c eff ce que nous appelions le mouvement annuel. | 
En 1 obfervant pendant plufieurs années , on a re- 1 
connu que la durée de chacun de ces retours du I 
foleil , par rapport a une etoile, étoit de 365 jours ! 
6 h q II ; c eff ce qu’on appelle Vannée fydérale. I 
Après avoir ,GPii,fî.déré atîçmivêmeAî toutes les I 
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étoiles , éri fecorirîiit bientôt qifi! ÿ éh àvôit üric| 
qui changeoient de pofition par rapport aux autres ^ 
& ce font les planètes. On en remarqua une dont 
le changement étoit très-lent , & qui pour faire lê 
tour du ciel &: répondre fucceffivement aux diffé-^ 
rentes étoiles fixes , employoit 29 ans 1 77 jours 5 
c eff Saturne. Une autre qui faifoit la même révolu- 
tion dans 1 efpace d’environ 12 ans, c’eff Jupiter J 
une troifieme qui parcouroît toute la circonférence 
du cie eîMin an 322 jours , c’eff Mars ; la quatrième 
qui paroiffoit la plus brillante de toutes & que nous 
appelions Fénus , accompagne le foleil, qu’elle pré- 
cédé quelquefois le matin , ou qu’elle fuit après fort 
coucher ; elle revient à-peu-près à la même pofition 
dans 1 efpace de 5 84 jours. Cette circonffance peut 
la faire reconnoître au défaut de fa révolution , qu’ort 
ne peut fuivre, par rapport aux étoiles fixes, comm® 
celles des trois précédentes : enfin la cinquième pla- 
nète & la plus difficile a voir , parce qu’elle accom- 
pagne le foleil de très-près , eff Mercure que nous 
voyons revenir a la même pofition par rapport an 
foleil, dans i efpace de 1 16 jours. 
Après avoir ainfi reconnu les planètes , 6n vit que 
la trace de four mouvement s’écartoit peu de celle dii 
foleil , & l’on voulut rapporter tout à celle-ci qu’on 
appella 1 écliptique , Si dont l’obliquité, par rapport 
a l équateur, eff de 23 ^ iS'. On rapporte à l’éclip- 
tique les pofitions des affres parle moyen des longfo 
tildes 6 c des latitudes ; celles-ci s’obfervent par le 
moyen des afcenfions droites Sc des déclinaifons qui 
f Lippofent la déterminaifon des équinoxes & l’obfer- 
vation de la hauteur du pôle. 
rapporter les affres à Péquateür,à: 
1 ecliptique ^ à l’horizon Sc au méridien , a fait ima-^ 
pner la trigonométrie fphériqiie , par le moyen de 
aqiimle qn afîîgne les mouvemens des affres dans 
tous les lens , lorfqu’on en a déterminé feulement 
les circonffances dans deux direèlions différentes. 
Les revolutions^des planètes étant inégales , on a 
cherche a reconnoître fours équations ou inégalités - 
leurs excentricités, fours aphélies. Les plans des or-» 
bites étant tous différens les uns des autres , il a été 
necefiaire de déterminer fours inclinaifons Sc fours 
nœuds. Les loix de Kepler ont fait eonnoître les rap« 
ports des révolutions, avec les diftances Sc la réglé 
des principales inégalités des planètes, des fatellites 
& des cometes; elles ont conduit à la découverte de 
1 attraèlion , & celle-ci a fait trouver les petites iné- 
galiics quiavoient échappé à l’obfervation. 
^ Les diffances abfoliies des planètes , par rapport 
a nous , étoient une des plus grandes difficultés de 
lafironomie: on eff parvenu à les découvrir par le 
moyen des parallaxes, Sc celles-ci ont fait eonnoître 
plus exaaement les circonffances des éclipfes de 
foleil qui étoient les plus difficiles à calculer; indé- 
pendamment des révolutions des planètes, on ob- 
ferve auffi leurs rotations Sc la figure de fours taches 
ou de leurs bandes qui conduifent à la déterminatioa 
de fours équateurs ou de leurs axes de rotation. 
Les oblervations qui ont fervi à toutes ces décou- 
vertes 5 fe font par le moyen d’un grand nombré 
dinffrumens, tels font les lunettes,; quarts de cer- 
cles , micromètres , héliometres , lunettes méri- 
diennes, lunettes parallaétiques , fextants , fedeurs ^ 
horloges à pendules , &c. Les obfervations fe font 
prmcipaiement par le moyen des hauteurs, des dîA 
tances entre différens affres , de fours pafTages au 
rneridien, de fours conjonaions, de fours oppofi'* 
lions. Les obfervations exigent des correaions à 
raifon de la réfraaion qui change les hauteurs , les 
levers Sc les couchers des affres ; de même que la 
parallaxe. 
Enfin, les iifages Sc les applications de cette feieneg 
fe trQiiyeaî d^s ia prédi#fon des éehpfçs ^ dao^ 
