LES ÉTOILES. 
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face à cette distance, et que cette ellipse est d’autant plus 
aplatie que le cercle est vu plus obliquement. Ainsi, en 
vertu du mouvement apparent que donne aux astres la 
circulation réelle de notre globe autour du Soleil, une 
étoile située au pôle de l’écliptique décrit un cercle sur la 
sphère céleste, les étoiles situées entre ce point et l’éclip- 
tique y tracent des ellipses d’autant plus aplaties quelles 
correspondent à des étoiles plus voisines de l’écliptique ; 
ces ellipses se réduisent à des lignes droites pour les 
étoiles situées sur l’écliptique même. 
Après ce que nous avons dit plus haut des causes de 
ce phénomène, il est superflu d’ajouter qu’on peut prévoir 
facilement toutes les circonstances du mouvement d’une 
étoile déterminée sur son ellipse. C’est à l’observation de 
ces circonstances et à la mesure angulaire du grand axe 
de cette ellipse, qui représente le double de la parallaxe 
stellaire, qu’un grand nombre d’astronomes, et des plus 
illustres, se sont voués depuis plus d’un siècle et demi. 
Telles ont été les difficultés rencontrées qu’on n’a pu 
mesurer jusqu’ici, d’une façon assez exacte, que la paral- 
laxe d’un très petit nombre d’étoiles. 
Un des premiers et des plus connus qui se soient occu- 
pés de ces mesures, est le célèbre astronome anglais 
Bradley (1692-1762). Au cours de ses recherches, il décou- 
vrit l’aberration de la lumière et la nutation de l’axe 
terrestre, qu’il ne cherchait pas ; mais pas le moindre 
indice, dans le mouvement des étoiles qu’il observait, qui 
pût lui donner une idée précise de leurs parallaxes. Ses 
successeurs, jusqu’à la fin du siècle dernier, parvinrent tout 
au plus à démontrer que pour le plus grand nombre des 
étoiles, sinon pour toutes, la parallaxe ne pouvait pas 
dépasser une seconde d’arc. On comprend, dès lors, toute 
la difficulté d’un problème qui consiste à dégager un 
angle aussi minime des circonstances du mouvement com- 
plexe que donnent à chaque étoile l’aberration, la nuta- 
