HERVÉ FAYE. 
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Soleil, nous attribuerons à letoile notre propre mouve- 
ment annuel, en sens inverse, en sorte que ses positions 
apparentes sur la sphère changeront au cours d’une année 
et seront celles-là mêmes que nous observerions si, la Terre 
étant au repos, l’étoile décrivait, dans la région de l’espace 
où elle se trouve, une orbite identique à la nôtre. Pour 
une étoile voisine du pôle de l’écliptique, nous verrons de 
face cette orbite par (diadique qui nous semblera très 
voisine du cercle ; ce cercle se réduira à son diamètre 
pour une étoile située dans le plan de l’écliptique ; ce sera 
une ellipse pour une étoile de latitude intermédiaire. Dans 
tous les cas, l’angle sous lequel nous voyons d’ici le demi- 
grand axe de cette orbite apparente, est évidemment égal 
à celui sous lequel, de l’étoile, nous verrions le rayon de 
l’orbite terrestre : en le mesurant, nous connaîtrons donc 
la parallaxe de l'étoile. 
Tout cela est une conséquence de l’hypothèse coperni- 
cienne. Ses partisans l’ont bien compris et dès longtemps 
ils ont cherché à lire, dans les changements annuels de 
position des étoiles, la confirmation du mouvement de la 
Terre autour du Soleil. Rien de plus facile en théorie que 
de mesurer ses déplacements ; les difficultés sont toutes 
d'exécution, mais elles sont considérables. 
La première idée qui se présenta fut de prendre les 
hauteurs d’une même étoile à six mois de date. Tycho 
Brahe l’essaya sans y découvrir la moindre trace de 
variation systématique. Il en fut ainsi jusqu’au jour où 
Bradley (1728) montra que l’effet du déplacement annuel 
de la Terre sur les lieux apparents des étoiles est com- 
plexe et que la part qui en revient au simple changement 
de point de vue de l’observateur terrestre n’est pas la plus 
importante. 
La vitesse de translation de la Terre combinée avec 
la vitesse de propagation de la lumière, agit, en effet, à 
chaque instant, pour dévier de sa direction le rayon visuel 
suivant lequel on aperçoit l’astre observé : il en résulte 
