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dans cet intervalle de tems. Ainfi il y a un changement 
propre de plus de deux minutes dans le vrai lieu de 
firius, qui s’eft. avancé vers le midi. 
Il eft difficile de déterminer les variations d’aîdeba- 
ran , qui jufqu’à préfent ont paru fort irrégulières , 
comme je l’ai fait voir, Mém. de 1758, page 344; 
fa latitude que nous trouvons de 5 0 29' o" , eft de 5 0 
29' jo" dans le catalogue de Flamfteed. M. Caffini 
trouve , par ies obfervations de Tycho, que cette 
latitude en 1 589 , étoit de 5 0 30' 23 /7 , Mém. de 1738 , 
pag.ggo ; elle paroît donc avoir diminué : mais cette 
diminution devant avoir lieu parla théorie générale, 
elle n’indique pas de mouvement propre. Cepen- 
dant M. de la Caille m’a dit que dans le grand nom- 
bre de réductions qu’il avoit faites de fes oblerva- 
tionsfur aldebaran, il avoit trouvé fou vent des irré- 
gularités de 1 5 à 20" , qu’il ne pouvoit attribuer qu’à 
des variations particulières à cette étoile. Tycho- 
Brahé s’étonnoit auffi de la grande différence qui fe 
trouve entre les latitudes d’aldebaran, déduites des 
obfervations deTy mocharis, d’Hipparque&: dePto- 
lémée. Voye £ ce que j’en ai dit dans les Mémoires de 
1758 page j 44 : il paroît que ces variations d’aldeba- 
ran font téès-irrëgulieres ; mais qu’elles font petites 
actuellement. 
M. Caffini trouve auffi des variations en latitude 
dans rigel , l’épaule orientale d’orion , regu lu s, la 
chevre & l’aigle ; la différence de latitude entre la 
ïuifante de l’aigle, & X étoile Q de la même conftella- 
tion eft plus grande de 3 6' qu’au tems de Ptolémée, 
& de 2 ou 3' que fuivant les obfervations de 
Tycho. 
M. Caffini ayant examiné auffi , en 1738 , le mou- 
vement des étoiles en longitude , a reconnu que de- 
puis Flamfteed , c’eft-à-dire , d ms l’efpace de qua- 
rante-huit années , la Ïuifante de l’aigle s’étoit éloi- 
gnée de 48" en afcenfion droite de celle qui la pré- 
cédé ; & s’étoit approchée de 73" de celle qui la fuit. 
Par ies obfervations de Tycho , on trouve ces diffé- 
rences de 4' 14'' , 6 c de 2' pour 138 ans; d’où il fuit 
que ces étoiles , ou du moins d’eux d’entr’elles , ont 
eu un mouvement réel 6 c particulier en afcenfion 
droite , Mém. Acad, de Paris 1738. 
J’ai appris de M. Kæftner , fecrétaire de l’académie 
de Gottingen , qu’il y avoit un Mémoire de feu M. 
Mayer , déjà lu dans les affemblées de cette fociété , 
fur le mouvement propte de quelques étoiles , & je 
ne doute pas qu’il n’y ait dans cet écrit des chofes 
très- curieufes. 
«. Nous ne pouvons attribuer la caufe de ces varia- 
tions dans les étoiles qu’aux attrapions des différens 
corps céleftes , les uns fur les autres ; mais il fe paf- 
fera bien des fiecles avant qu’on en connoiffe la loi 
&c la mefure. Les étoiles de la première grandeur, qui 
font probablement les plus proches de nous , font 
celles où ces variations font plus fenfibles ; mais je 
ne doute pas qu’il n’y en ait de pareilles dans les autres 
étoiles : en attendant , il me femble que ce doit être 
uneraifon pour les aftronomes d’employer, quand 
ils le peuvent , les étoiles de la troifieme grandeur 
dans leurs recherches fur le mouvement des planè- 
tes , au lieu des étoiles les plus brillantes. 
Parallaxe annuelle des étoiles fixes. Quoiqu’il foit 
démontré actuellement que la parallaxe annuelle eft 
abfolument infenfible 6 c comme nulle dans les étoiles 
fixes , j’ai cru qu’il étoit néceffaire d’en donner au 
moins une courte explication , puifque la quefticn 
a été agitée fi fou vent, & même en 1760 ; je démon- 
trerai d’une maniéré plus fimple qu’on ne l’a fait juf- 
qu’ici la loi des variations qui devroient en réfulter. 
Soit A le foleil, pl. d'Afiron. de ce Suppl . fig, 12. 
A B le diamètre du grand orbe que la terre décrit 
chaque année, A le point où fe trouve la terre au 1 
Janvier , B le point où elle eft au ï Juillet, E une 
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étoile qu’on apperçoit fur le rayon AE ; la ligne AB 
étant dans le plan de l’écliptique, & l’orbe de la terre 
étant conçu perpendiculaire au plan de la figure , en 
forte qu’on ne le voie que fur fon épaiffeur, l’angle 
E AB eft la latitude de X étoile ; mais quand la terre 
fera en C X étoile étant en oppofition par rapport au 
foleil, elle paroîtra fur le rayon BE & fa latitude 
apparente fera l’angle EBC ; cette latitude EBC eft 
plus grande que la latitude EAB qui avoit lieu ail 
tems de la conjonction , & la différence eft l’angle 
AEB dont la moitié AES eft la parallaxe annuelle 
en latitude. 
Si la diftance AT de X étoile fixe eft deux cent mille 
fois plus grande que la diftance SA du foleil à la terre , 
l’angle AES fera d’une fécondé, & la latitude EAS 
d’une étoile en conjonction fera plus petite de 2 / que 
la latitude EBC de X étoile obfervée dans fon oppoft- 
tion ; en fuppofant que la latitude de X étoile foit à- 
peu près de 90 degrés. Copernic, en démontrant par 
plufieurs raifons le mouvement de la terre, ne diffi- 
mula pas cette objeClion, Cop l.I. c. 10. Pour que 
la latitude des étoiles paroiffe la même en tout tems 
de l’année, malgré le mouvement de la terre , il faut 
que la diftance d es étoiles foit ft grande , que l’orbite de 
la terre n’y ait aucun rapport fenftble , & que l’angle 
AES foit comme infiniment petit ; mais, dit-il, je 
penfe qu’on doit plutôt admettre cette grande dif- 
tance des étoiles que la grande quantité de mouve- 
mensqui auroient lieu fila terre étoit immobile; j’ai 
fait voir dans le V e livre de mon Afironomie combien 
il faudroit admettre d’abfurdités , avec l’immobilité 
de la terre ; au lieu que la grande diftance des étoiles 
eft un fait que rien ne contredit , & qu’il eft très-aifé 
de concevoir. 
Si X étoile qui eft éloignée du foleil de la quantité 
SE , fig. 12 , étoit fttuee au pôle P de l’écliptique, 
& à la même diftance > A/ > = SE, fa parallaxe abfolue 
feroit SP A ,* appelions p cette parallaxe abfolue qui 
eft la plus grande de toutes , 6 c cherchons quel fera 
fon effet dans d’autres polirions. 
U étoile étant en T fur le plan EABC d’un cercle 
de latitude perpendiculaire à l’écliptique, 6 c la terre 
au point A , la parallexe de latitude SEA eft égale à 
/>• fin. EAS , c’eft- à-dire, égale à la parallaxe abfolue 
multipliée par le finus de la latitude de X étoile; ce qui 
fe démontre de la même maniéré que la formule de 
l’art. 1258 de mon Afironomie : ainfi la plus grande pa- 
rallaxe en latitude, celle quia pour baie le rayon 
SA de l’orbite terreftre eft égale à p. fin. lat. Cette 
parallaxe faitparoîtreiV/oùfe plus près de l’écliptique, 
6 c diminue fa latitude quand la terre eft en A Sc que 
X étoile E eft en conjonction avec le foleil; au contraire, 
la latitude apparente eft la plus grande au tems de 
l’oppofttion , foit pour les étoiles boréales , foit 
pour celles qui font au midi de l’écliptique. 
Si l’on conçoit la terre tourner dans fon orbite , 
dont AB eft le diamètre 6 c dont le plan eft fitué per- 
pendiculairement au plan delà figure 6 c au plan du 
triangle EAB , on concevra facilement que la terre 
étant à 90° des points A 6 cB , elle répondra perpen- 
diculairement au point A, l’angle PAC fera égal à 
ESC, c’eft-à-dire, la latitude apparente égale à la 
vraie; ainfi il n’y a point de parallaxe en latitude 
quand X étoile E eft en quadrature, c’eft-à-dire, qu’elle 
répondà 90 0 du foleil le long de l’écliptique, trois 
mois après la conjonction ou l’oppofition. 
Dans toute autre fituadonde la terre, par exem- 
ple , lorfqù’elle répondra au point F , la ligne ATfera 
le finus de la diftance de la terre au point de la qua- 
drature , & ATfera la bafe d’un angle , égal à l’angle 
S EF, qui eft la parallaxe de latitude, donc la paral- 
laxe en latitude eft proportionnelle au finus de la dif- 
tance à la quadrature, ou au cofinus de l’élongation 
de X étoile au foleil. Si l’on appelle L la latitude de 
y y y y y i j 
