les bois, les Cuirs, les velours, &c. font d’iine bonne
qualité.. .. , Etoffé. Les Corroyeurs appellent un-cuir liffe,
lien étoffe de fu i f , de chair & de fleur, celui oiile fuif
a été mis bien épais des deux côtes. Etoffer, v. aft. en terme de Sellier, lignifie employer
'de bonne étoffe , & n y épargner ni la qualité ni la quantité.
m m Etoffer la creme.; c’eft, chetç les Pâtifiiers, une
opération par laquelle ils éclairciffent la creme & la
rendent moins ferme, en la remuant beaucoup avec
la hache ou la fpatule.
ETOILE, f. f. ftella , en Agronomie , eft un nom
qu’on-donne en général .à tous les corps celeltes.
Voye{ Ciel, Astre, &c.
On diftingue les étoiles parles phénomènes de leur
mouvement, en fixes & errantes.
Les étoiles errantes font celles qui changent continuellement
de place & de diftance les unes par rapport
aux autres: ce,font celles.qu’on appelle proprement
planètes. .Foye^ Planete. On peut mettre
aufli dans la même elàffe lés aftres que nous appelions
communément comètes. Foye£ COMETE.
Les étoiles fixes , qu’on appelle aufli Amplement
étoiles dans l’ufage ordinaire, font celles qui obfer-
vent perpétuellement la même diftance les unes par
rapport aux autres. Voyeç Fixe.
Les principaux points que les Allronomes examinent
par rapport aux étoiles fixes, font leur dillance,
leur grandeur, leur nature, leur nombre, & leur
mouvement. Ces différens objets vont faire la matière
de cet article.
Diftance des étoiles fixes. Les étoiles fixes font des
corps extrêmement éloignés de nous ; & fi éloignés,
que nous n’avons point de dillance dans le fyllème
des planètes qui puilfe leur être comparée.
En effet, les obfervations allronomiques nous apprennent
que la Terre, cette maffe qui nous paroît
d’abord fi énorme, ne feroit vûe cependant du fo-
leil que comme un point imperceptible. Il faut donc
que le Soleil foit prodigieufement éloigné de nous ;
& néanmoins cette dillance de la Terre au Soleil eft
très-petite en comparaifon de celle des étoiles fixes.
Leur dillance immenfe s’infere de ce qu’elles n’ont
point de parallaxe fenfible, c’eft-à-dire de ce que le
diamètre de l’orbite de la Terre n’a point de proportion
fenfible avec leur dillance ; mais qu’on les apperçoit
de la même maniéré 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 ell double de la
dillance du Soleil à la Terre , cette orbite ne paroî-
troit que comme un point ; & l’angle qu’elle forme-
roit à l’étoile feroit fi petit, qu’il n’ell pas étonnant
s’il a échappé jufqu’ici aux recherches des plus fub-
tils allronomes. Suppofant cet angle d’une demi-minute
, ce qui ell beaucoup plus grand que l’angle véritable
, on trouveroit les étoiles plus loin de nous
que le foleil 12000 fois, & au-delà.
M. Huyghens détermine la dillance des étoiles par
une autre méthode , c’ell-à-dire en faifant l’ouverture
d’un télefeope fi petite, que le Soleil vu à-travers
, ne paroiffe pas plus gros que Sirius. Dans cet
état, il trouve que le diamètre du Soleil ell environ
comme la 17664e partie”de fon diamètre, quand il
ell vû à découvert. Si donc la dillance du Soleil étoit
2,7664 fois aufli grande qu’elle l’e ll, on le verroit
Ibus le même diamètre que Sirius ; par conféquent fi
on fuppofe que Sirius ell de même grandeur que le
Soleil, on trouvera que la dillance deSiriusàlaTer-
re ell à celle du Soleil, comme 27664 ell à 1.
On dira peut-être que ces méthodes font trop hypothétiques
pour pouvoir en rien conclure ; mais du
moins on peut démontrer que les étoiles font incomparablement
plus éloignées que Saturne, puifque Saturne
a une parallaxe, & que les étoiles n’en ont point
du tout. Voye%_ Saturne & Parallaxe. De plus
il fuit de ce que nous venons de dire un peu plus
haut, que la dillance des étoiles eft, au moins 10000
fois plus grande que cefle.du foleil ;:fuppofition qu’on
peut regarder comme inconteftable. .’1
. Cette dillance immenfe des étoiles fert à expliquer
dans le fyllème du mouvement de la Terre autour,
du Soleil, pourquoi certaines étoiles ne paroiffent pas
plus grandes dans un tems de l’année que dans l’autre
; & pourquoi là dillance apparente où elles font
les unes, à l’égard des autres, nefaùroit varier fen-
fiblement par rapport à nous : car il y a telle étoile
dont la Terre s’approche effeâivement dans l’efpace
de fix mois, de tout le diamètre de fon orbite ; &
par la mêmerailon elle s’en éloigne d’autant pendant
les fix autres mois de l’année. Si nous ne pouvons
donc reconnoître de changemens fenfibles dans la fi-
tuation apparente de ces étoiles,. c’eft une marque
qu’elles font à une dillance immenfe de la Terre, &
que c’ell précifément de même que fi nous ne changions
point de lieu. Il en ell à - peu -près ainfi,'
lorfque nous appercevons fur la Terre deux tours à
peu de dillance l’une de l’autre, mais éloignées de
notre oeil de plus de dix mille pas ; car fi nous: n’a-
vançôns que d’un feul pas, affûrément nous ne ver^
rons pas pour cela les deux tours ni plus grandes, ni
à une dillance plus confidérable l’une de l’autre : il
faudroit, pour qu’il y eût un changement fenfible ,
s’en approcher davantage. Ainfi, quoique la Terre
foit un peu plus proche dans un tems de l’année de
certaines étoiles, que fix mois après ou fix mois auparavant
; cependant comme ce n’ell 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 dillance apparente de ces étoit
les.
Que l’on fuppofe préfentement le Soleil à la même
dillance que Y étoile fixe la plus proche de la Terre ,
il ell 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 fous le-*
quel nous voyons le Soleil, ell d’environ 30 minutes
ou un dèmi^degré. Il s’enfuit donc que fi nous
étions placés dans quelqu’é/oi/e fixe^ le Soleil ne nous
y paroîtroit que fous un angle égal à la dix millième
partie de trente minutes, ç’eft-àdire d’environ dix
tierces.
On objeélera peut-être que fi la dillance des étoiles
fixes étoit aufli confidérable que nous venons de la
fuppofer, il faudroit néceffairement que les étoiles
fuffent beaucoup plus grandes que le Soleil ; bien
plus, qu’il s’enfuivroit qu’elles feroient au moins
aufli grandes que le diamètre de l’orbe annuel de la
Terre. C ’ell une obje&ion que nous allons examiner
dans l’article fuivant, où nous parlerons de la grandeur
des étoiles.
Grandeur & nombre des étoiles. La grandeur des
étoiles fixes paroît être différente ; mais ,cette différence
peut venir, au moins en partie, de la différence
de leurs dillances, & non d’aucune diverfité qu’il y
ait dans leurs grandeurs réelles.-
C’ell à caufe de cette différence qu’on divife les
étoiles en fept clafles, ou en fept différentes grandeurs.
Voÿe^ Constellation.
Les étoiles de la première grandeur font celles dont;
les diamètres nous paroiffent les plus grands : après
celles-là font celles de la fécondé grandeur ; & ainfi
de fuite jufqu’à lafixieme, qui comprend les plus petites
étoiles qu’on puiffe appercevoir fans télefeope.'
Toutes celles qui lont au-deffus, font appellées étoilés
tèlefcopiques. La multitude de ces étoiles ell confidérable
, & on en découvre de nouvelles à mefure
qu'on employé .de plus longues lunettes; niais iln ’é-
toit pas poflible aux anciens de. lès. ranger, dans les
fix clafles dont nous venons de parler. Voye^ T élescopique.
>
Ce n’ell pas que toutes les étoiles de chaque clafle
paroiffent être précifément de la même grandeur ;
chaque clafle e ll fort étendue à cet égard,-& les étoiles
de la première grandeur, paroiflent prefque toutes
différentes en éclat & en grofleur. Il y a d’autres étoiles
de grandeurs intermédiaires, que les Allronomes
ne peuvent, placer dans telle clafle plutôt-que-dans
la fui vante, & qu’ils rangent à caufe de cela entre
deux clafles^
Par exemple H Procyon, que Ptolomée regarde
comme une étoile de la première grandeur, & que
Tycho place dans la fécondé clafle, n’ell rangé par
Flamlteed ni dans l’une ni dans l’autre ; mais il le
place entre la première & la fécondé.
Il faudroit même , à proprement parler, établir
autant de clafles differentes qu’il y a <Y étoiles fixes.
En effet, il ell bien rare d’en trouver deux qui foient
précifément de la même grandeur ; & pour ne parler
uniquement que de celles de la première grandeur,
voici les principales différences qu’on y a reconnues.
Sirius ell la plus grande & la plus éclatante de toutes;
enfuite on trouve qu’Aréturus furpafle en grandeur
& en lumière Aldebaran ou l’oeil du Taureau, &
l’épi de la Vierge ; & cependant on les nomme communément
étoiles de la première grandeur.
Catalogue des Étoiles de différentes grandeurs , -
■ félon Kepler.
D e la première grandeur, . . î ■
D e la le c o n d e , . . . . . . 58;
D e la troifiemefÿ . . . . 218.
D e la quatrième, . . . . 494.
D e la cinquième, . . . • • • , 3 54-
D e la fixieme, . . . . 240V
Des obfcures & nébuleufes, . . . 13.
En tou t , .
Ce nombre ell celui des étoiles qu’on découvre à la
vûe fimple ; car avec le télefeope, comme nous
l’avons déjà dit, on en apperçoit beaucoup plus.
Quelques auteurs aflurent que le diamètre apparent
des étoiles de la première grandeur, ell dune
minute au moins ; & comme on a déjà dit que l’orbite
de la T e r ré , vûe des étoiles fixes, paroît fous un
angle moindre que 30 fécondés, ils ont conclude-là
que le diamètre des étoiles ell beaucoup plus grand
que celui de toute l’orbite de la Terré. D e plus, di-
fent-ils, une fphere dont le demi-,diamètre égale feulement
la dillance du Soleil à la Terre, ell dix millions
de fois plus grande que le Soleil ; par conféquent
ils crôyent.que les étoiles fixes doivent être
bien plus de dix millions de fois plus grandes que le
Soleil. Il y auroit donc une différence énorme entre
la grofleur du Soleil & celle des étoiles fixes; & par
conféquent on ne pourroit plus dire que ce font des
corps lumineux femblables, & on feroit affez mal
fondé à mettre le Soleil au nombre des étoiles fixes.
Mais on s’elt trompé : car les diamètres même des
plus grandes étoiles, vus à-travers un télefeope qui
rend les objets par exemple cent fois plus gros qu’ils
ne font, ne paroiffent point du tout avoir de grandeur
fenfible, mais ne lont que des points brillans.
Ainfi cette prétendue grandeur des étoiles n’eft
fondée que fur des obfervations fort imparfaites ;
& il ell vrai que quelques allronomes peu habiles
en ce genre, fe font fort trompés dans les diamètres
apparens qu’ils ont afligné aux étoiles. L’angle
fous lequel paroiffent les étoiles fixes de la première
grandeur, n’ell pas même d’une fécondé ; car lorfque
la Lune rencontre l’oeil du Taureau, le coeur
$lu Lion, çu l’épi de la Vierge, l’occultation eft tellemeht
inftantânée, & Y étoile fi brillante à cet in-
llant, qu’un ob fer vateur-attentif ne fauroit fe tromper
, ni demeurer dans l’incertitude pendant une
demi-feconde de tems. Or fi ces ‘ étoiles avoient par
exemple un diamètre au moins de cinq fécondés 3
on les verroit s’éclipfer peu-à-peii, & diminuer fen-
fiblement de grandeur pendant près de 10 fécondés
de tems ; à raifon de 13 degrés que la Lune parcourt
en 24 heures. Il y a autour dès étoiles y fur-tout pendant
la nuit, une efpéce de fâûffe lumléfePj'un rayonnement
ou fcintillation qui nous trompe j & qui fait
que nous les jugeons âu moins ceiit fois pluSgràn*
des qu’elles ne font. On- fàit difparoître'Cependant
la plus grande partie de cette fauffe lumière, en regardant
les étoiles par un trou fait à une carte avec la
pointe d’une aiguille, Ou plûtôt en y employant d’ex*
cellentes lunettes d’approche qui en abforbènt la
plus grande quantité-, pùifqu’on-n’y apperçoit les
étoiles fixes que comme des points lumineux, & beaucoup
plus petites qu’à la vûe fimple. On fait pour*
tant que les lunettes d’approche groflïffent les ob*
jets : o r il lemble que'le contraire paroît à l’égard
des étoiles fixes; ce qui prouve combien le diamètre
apparent de ces étoiles eft peu fenfible à notre égard.
On ne fait comment le P. Riccioli s’y eftlaiffé trom*
per , jufqu’à donner à Sirius un diamètre de 18 fécondés;
car fi on fuppofe qu’à la vûe fimple les deux
lignes tirées des extrémités du diamètre de Sirius
forment dans notre oeil un angle de 18 fécondés y
une lunettè qui augmenteroit 200 fois les objets *
nous feroit par conféquent appercevoir cette 'étoile
fous un angle de 3600 fécondés, c’eft-à -dire d’un
degré : d’où il s’enfuivroirqüe Sirius vu à-travers la
lunette, paroîtroit d’un diamètre prefque double de
celui du Soleil ou de la Lune. Or quoiqüe-les plus
excellentes lunettes ne foient pas même capables
d’abforber totalement cette fauffe lumière qui 'environne
les étoiles fixes, il eft certain toutefois que Si-4
rius n’y paroît pas plus grand que la planete de Mars
mefitrée au micromètre ou à la vûe fimple ; mais le
diametrè de Mars dans fa plus petite dillance de la
Terre eû au plus de 30-fecondes : ainfi quoique la
lunette augmente 200 fois environ le diàmétré ap*
parent de Sirius, l’angle fous -lequel on y apperçoit
cette étoile n’eft que d’environ 30 fécondés, c’ eft*
à-dire qu’à la vûe fimple ce diamètre né feroit guere
que de la 2boe partie do 30 fécondés, ou d’environ
neuf tierces. On demandera peut-être maintenant
comment nous pouvons appercevoir les étoiles fixes*
puifque leur diamètre apparent répond à un angle
qui n’eft aucunement fenfible : mais il faut faire attention
que c’eft ce rayonnement & cette fcintilla-
tion qui les;environnent, qui eft caufe que ces corps
lumineux fe voyent à des diftances fi prodigieufes ,
au contraire de ce qui arrive à l’égard de tout autre
objet. L’expérience ne nous apprend-t-elle pas qu’une
bougie ou un flambeau allumé fe- voyent pendant
la nuit fous un angle très-fenfible à plus de deux
lieues de diftance ? Au lieu que fi dans le plus grand
jour on expofe tout autre objet de pareille grofleur
à la même diftance, on ne pourra jamais l ’apperce*
voir : à peine pourroit-on même diftinguer un objet
qui feroit dix fois plus grand que la flamme de là
bougie. La raifon de cela eft que les corps lumineux
lancent de tous côtés une matière incomparablement
plus forte que celle qui eft refléchie par les corps
non lumineux ; & que celle-ci étant amortie par la
réflexion, devient plus foible & fe fait à peine fen-
tir à une grande diftance : l’autre au contraire eft
tellement v iv e , qu’elle ébranle avec une force in*
comparablement plus grande les fibres de la rétine ;
ce qui produit une fenfation tout-à-fait différente,
& nous fait juger par cette raifon les corps lumineux
beaucoup plus grands qu’ils ne font, Voye^ les Infiit*