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Titre : The Story of the Heavens

Auteur : Robert S. Ball

Date de publication : 1er décembre 2008 [Livre électronique n° 27378]

Langue : Anglais

Autres informations et formats : www.gutenberg.org/ebooks/27378

Crédits : Produit par K. Nordquist, Brenda Lewis, Stephen Hope, Greg Bergquist ainsi que l’équipe de correction distribuée en ligne sur http://www.pgdp.net (Ce fichier a été créé à partir d’images généreusement mises à disposition par The Internet Archive/American Libraries.)

*** DÉBUT DU LIVRE ÉLECTRONIQUE PROJECT GUTENBERG THE STORY OF THE HEAVENS ***

Note du transcriteur

L’histoire des cieux

PLAT I.
LA PLANÈTE SATURNE,
EN 1872.

L’Histoire des cieux

SIR ROBERT STAWELL BALL, LL.D. D.Sc.
Auteur de « Star-Land »

Membre de la Royal Society de Londres, membre honoraire de la Royal Society d’Édimbourg, membre de la Royal Astronomical Society, conseiller scientifique des commissaires chargés des phares en Irlande, professeur de astronomie et de géométrie à l’université de Cambridge, et ancien astronome royal d’Irlande

Avec vingt-quatre planches en couleurs et de nombreuses illustrations

Édition nouvelle et révisée

CASELL & COMPANY, LIMITED
Londres, Paris, New York et Melbourne
1900

Tous droits réservés

PRÉFACE À L’ÉDITION ORIGINALE.

Je dois reconnaître l’aide précieuse que j’ai reçue pour la préparation de ce livre.

M. Nasmyth m’a permis d’utiliser quelques-unes des belles illustrations de la Lune, qui figuraient dans l’ouvrage célèbre qu’il a publié en collaboration avec M. Carpenter. C’est de cette source que proviennent les Planches VII, VIII, IX, X, ainsi que les Figures 28, 29, 30.

Le professeur Pickering m’a autorisé à copier certaines des illustrations réalisées à l’Observatoire du Harvard College par M. Trouvelot ; j’ai profité de sa gentillesse pour les Planches I, IV, XII, XV.

Je suis redevable au professeur Langley pour la Plaque II, à M. De la Rue pour les Planches III et XIV, à M. T.E. Key pour la Plaque XVII, au professeur Schiaparelli pour la Plaque XVIII, au regretté professeur C. Piazzi Smyth pour la Figure 100, à M. Chambers pour la Figure 7, empruntée à son « Handbook of Descriptive Astronomy », au Dr Stoney pour la Figure 78, ainsi qu’au Dr Copeland et au Dr Dreyer pour la Figure 72. Je dois également reconnaître l’aide précieuse apportée par « Popular Astronomy » du professeur Newcomb et « Sun » du professeur Young. Lors de la révision de ce volume, j’ai bénéficié de l’aide aimable du révérend Maxwell Close.

Je dois également remercier le Dr Copeland et M. Steele pour leur gentillesse à avoir lu l’intégralité des épreuves ; j’ai également parfois bénéficié de l’aide de M. Cathcart.

ROBERT S. BALL.

Observatoire, Dunsink, comté de Dublin.
12 mai 1886.

NOTICE À CE TEXTE.
J’ai saisi l’occasion de cette édition pour réviser l’ouvrage
en accord avec les progrès récents de l’astronomie. Je suis redevable à
la Royal Astronomical Society de l’autorisation de reproduire certaines
photographies issues de leurs séries publiées, ainsi qu’à M. Henry F. Griffiths,
pour de magnifiques dessins de Jupiter, à partir desquels la Plaque XI a été réalisée.

ROBERT S. BALL.

Cambridge,
1er mai 1900.

TABLE DES MATIÈRES.
page

Introduction 1
chapitre

L’Observatoire astronomique
I. 9
II. Le Soleil 29
III. La Lune 70
IV. Le Système solaire 107
V. La loi de la gravitation 122
VI. La planète du romantisme 150
VII. Mercure 155
VIII. Vénus 167
IX. La Terre 192
X. Mars 208
XI. Les planètes mineures 229
XII. Jupiter 245
XIII. Saturne 268
XIV. Uranus 298
XV. Neptune 315
XVI. Les comètes 336
XVII. Les étoiles filantes 372
XVIII. Les cieux étoilés 409
XIX. Les soleils lointains 425
XX. Les étoiles doubles 434
Les distances des
XXI. 441
étoiles
Les amas d’étoiles et les
XXII. 461
nébuleuses
La nature physique des
XXIII. 477
étoiles

La précession et
XXIV. La nutation de l’axe terrestre 492
L’aberration de
XXV. 503
la lumière
L’importance astronomique
XXVI. 513
de la chaleur
XXVII. Les marées 531
Appendice 558

LISTE DES PLATS.
PLAT
I. La planète Saturne – Frontispice
En face
II. Une tache solaire typique 9
page
A. Le Soleil “ ” 44
Taches et facules sur
III. “ ” 37
le Soleil
Prominences solaires ou
IV. “ ” 57
flammes
V. La couronne solaire “ ” 62
Carte de la surface de la Lune
VI. “ ” 81
B. Partie de la Lune “ ” 88
Le cratère lunaire
VII. “ ” 93
Triesnecker
VIII. Un cratère lunaire normal “ ” 97
IX. Le cratère lunaire Plato “ ” 102
Le cratère lunaire
X. “ ” 106
Tycho
XI. La planète Jupiter “ ” 254
XII. La comète de Coggia “ ” 340
Comète A., 1892, 1
C. “ ” 358
Swift
Spectres du Soleil et
XIII. “ ” 47
de trois étoiles
La Voie lactée, près de
D. “ ” 462
Messier II.
La Grande Nébuleuse dans
XIV. “ ” 466
Orion

La Grande Nébuleuse dans
XV. « » 468
Andromède
E. Les nébuleuses des Pléiades « » 472
F. ω Centauri « » 474
Nébuleuses observées avec
XVI. « » 476
le télescope de Lord Rosse
XVII. La comète de 1882 « » 357
la carte de Schiaparelli de
XVIII. « » 221
Mars

LISTE DES ILLUSTRATIONS.
FIG. PAGE
1.Principe du télescope réfracteur 11
Dôme de l’Observatoire équatorial sud à Dunsink
2. 12
Observatoire, comté de Dublin
Section du dôme de Dunsink
3. 13
Observatoire
Le télescope à l’Observatoire Yerkes,
4. 15
Chicago
Principe du télescope réfléchissant de Herschel
5. 16
Chicago
Avanture sud de l’Observatoire Yerkes,
6. 17
Chicago
7.Le télescope de Lord Rosse 18
8.Cercle méridien 20
9.La Grande Ourse 27
Tailles comparées de la Terre et du
10. 30
Soleil
Le Soleil, photographié le 22 septembre,
11. 33
1870
12.Fotographie de la surface solaire 35
13.Une tache solaire ordinaire 36
14.Observations de Scheiner sur les taches solaires 38
Zones sur la surface du Soleil où apparaissent
15. 39
des taches
16.Texture du Soleil et une petite tache 43
17.Le prisme 45
18.Dispersion de la lumière par le prisme 46
19.Prominences observées lors des éclipses totales 53
20.Vue de la couronne lors d’une éclipse totale 62

Vue de Corona lors de l’éclipse du 21 janvier 63
22, 1898
22. La Lumière zodiacale en 1874 69
Tailles comparées de la Terre et de
23. 73
la Lune
24. Le parcours de la Lune autour du Soleil 76
25. Les phases de la Lune 76
26. L’ombre et la pénombre terrestres 78
27. Clé du schéma de la Lune (Platine VI) 81
Volcan lunaire en activité : la théorie de Nasmyth
28. 97
Volcan lunaire : activité ultérieure faible
29. 97
Volcan lunaire : formation du plancher
30. 98
par la lave
31. Orbits des quatre planètes intérieures 115
32. Le mouvement de la Terre 116
33. Orbits des quatre planètes géantes 117
Taille apparente du Soleil depuis diverses
34. 118
planètes
35. Tailles comparées des planètes 119
36. Illustration du mouvement de la Lune 130
37. Dessiner une ellipse 137
38. Vitesse variable du mouvement elliptique 140
39. Aires égales en temps égal 141
40. Traversée de la planète de Romance 153
Variations de phase et de taille apparente de
41. 160
Mercure
42. Mercure en croissant 161
43. Vénus, 29 mai 1889 170
Différents aspects de Vénus au
44. 171
télescope
45. Vénus sur le Soleil lors de la traversée de 1874 177
Parcours de Vénus à travers le Soleil lors des
46. 179
traversées de 1874 et 1882

Un transit de Vénus, vu depuis deux localités
47. 183
Orbites de la Terre et de Mars 210
Mouvements apparents de Mars en 1877 212
Tailles relatives de Mars et de la Terre 216
Illustrations de Mars 217
Reliefs et dépressions sur le terminateur de Mars 217
La calotte polaire sud de Mars 217
La zone des planètes mineures entre Mars et Jupiter 234
Dimensions relatives de Jupiter et de la Terre 246
L’occultation de Jupiter 255
Jupiter et ses quatre satellites 258
Disparitions des satellites de Jupiter 259
Méthode de mesure de la vitesse de la lumière 264
Saturne 270
Tailles relatives de Saturne et de la Terre 273
Méthode de mesure de la rotation des anneaux de Saturne 288
Méthode de mesure de la rotation des anneaux de Saturne 289
Transit de Titan et son ombre 295
Trajectoire parabolique d’une comète 339
Orbite de la comète d’Encke 346
La queue d’une comète orientée vers le Soleil 363
Théorie de Bredichin sur les queues des comètes 366
Queues de la comète de 1858 367
La comète de 1744 368
Trajectoire de la boule de feu du 6 novembre 1869 375
Orbite d’un essaim de météores 378

77. Point radiant des étoiles filantes 381
78. L’histoire des Léonides 385
79. Section du météorite de Chaco 398
80. La Grande Ourse et l’étoile polaire 410
81. La Grande Ourse et Cassiopée 411
82. Le Grand Carré de Pégase 413
83. Persée et ses étoiles voisines 415
84. Les Pléiades 416
85. Orion, Sirius et les étoiles voisines 417
86. Castor et Pollux 418
87. La Grande Ourse et le Lion 419
88. Boötes et la Couronne 420
89. Vierge et les constellations voisines 421
90. La constellation de Lyre 422
91. Vega, le Cygne et l’aigle 423
92. L’orbite de Sirius 426
93. L’ellipse parallactique 444
94. 61 Cygni et les étoiles de comparaison 447
95. Parallaxe dans la déclinaison de 61 Cygni 450
96. Amas globulaire dans Hercule 463
97. Position de la Grande Nébuleuse en Orion 466
98. L’étoile multiple θ Orionis 467
99. La nébuleuse N.G.C. 1499 471
Carte des étoiles montrant le mouvement de précession
100. 493
Illustration du mouvement de précession 495

L’Histoire des cieux.

« L’Étonnante Histoire des Cieux » est le titre de notre livre. Nous avons en effet une histoire à raconter ; et si nous pouvions la narrer comme il se doit, elle se révélerait d’un intérêt sans limites et d’une beauté exquise. Elle conduit à la contemplation de phénomènes grandioses dans la nature et des grandes réalisations du génie humain.

Examinons quelques-unes des questions que l’on se pose naturellement lorsqu’on cherche à en savoir davantage sur ces corps glorieux qui ornent nos cieux : Qu’est-ce que le Soleil — à quelle température, quelle taille, et à quelle distance ? D’où vient sa chaleur ? Qu’est-ce que la Lune ? À quoi ressemblent ses paysages ? Comment se déplace notre satellite ? Quel est son rapport avec la Terre ? Les planètes sont-elles des sphères semblables à celle sur laquelle nous vivons ? Quelle est leur taille, et à quelle distance se trouvent-elles ? Que savons-nous des satellites de Jupiter et des anneaux de Saturne ? Comment a-t-on découvert Uranus ? Quel triomphe intellectuel a permis de mettre au jour la planète Neptune ? Quant aux autres corps de notre système, que dire de ces objets mystérieux que sont les comètes ? Pouvons-nous découvrir les lois de leurs mouvements apparemment capricieux ? Savons-nous quelque chose de leur nature et de ces queues merveilleuses dont elles sont souvent pourvues ? Que peut-on dire des étoiles filantes qui pénètrent si souvent dans notre atmosphère et disparaissent en une traînée de splendeur ? Quelle est la nature de ces constellations d’étoiles brillantes reconnues depuis l’Antiquité, ainsi que de cette multitude d’étoiles plus petites que nos télescopes révèlent ? Peut-il être vrai que ces innombrables corps soient en réalité de majestueux soleils, enfouis à une profondeur effrayante dans l’abîme de l’espace insondable ? Que pouvons-nous dire des différentes sortes d’étoiles — des étoiles colorées, des étoiles variables, des étoiles doubles, des étoiles multiples, des étoiles qui semblent se mouvoir et celles qui semblent immobiles ? Et ces objets magnifiques que sont les grands amas d’étoiles ? Et la Voie lactée ? Enfin, que pouvons-nous apprendre sur ces nébuleuses merveilleuses que nos télescopes révèlent, situées à une distance incommensurable ? Tels sont quelques-uns des questions qui surgissent lorsque nous réfléchissons aux mystères des cieux.

L’histoire de l’astronomie ressemble, à certains égards, à bien d’autres histoires. Sa partie la plus ancienne est complètement et irrémédiablement perdue. Les étoiles avaient déjà été étudiées, et certaines grandes découvertes astronomiques avaient été faites.

Des âges innombrables avant ceux auxquels s’étendent nos plus anciennes archives historiques. Par exemple, l’observation du mouvement apparent du soleil et la distinction entre les planètes et les étoiles fixes relèvent toutes deux des découvertes des âges préhistoriques. On ne peut pas non plus dire que ces réalisations concernaient des phénomènes de nature évidente. L’astronomie ancienne peut sembler très élémentaire à ceux d’aujourd’hui qui, depuis leur enfance, sont familiers avec les grandes vérités de la nature ; mais, à l’aube de la science, les hommes qui ont fait de telles découvertes devaient être des philosophes perspicaces.

De tous les phénomènes astronomiques, le premier et le plus évident est celui du lever et du coucher du soleil. On peut supposer qu’aux débuts de l’intelligence humaine, ces événements quotidiens constituaient l’un des premiers problèmes à attirer l’attention de ceux dont les pensées dépassaient les angoisses animales de la vie quotidienne. Le soleil se couche et disparaît à l’ouest. Le lendemain matin, un autre soleil se lève à l’est, traverse le ciel, puis disparaît également à l’ouest ; les mêmes phénomènes se reproduisent chaque jour. Pour nous, il est évident que le soleil qui apparaît chaque jour est le même soleil ; mais cela ne semblerait pas raisonnable à quelqu’un qui croyait que ses sens lui montraient que la Terre était une plaine plate d’étendue indéfinie, et que autour des régions habitées s’étendaient, sur de vastes distances, soit des déserts arides, soit des océans sans fin. Comment ce même soleil, qui plongeait dans l’océan à une distance fabuleuse à l’ouest, pourrait-il réapparaître le lendemain matin à une distance tout aussi grande à l’est ? La mythologie ancienne affirmait que, après que le soleil eut plongé dans l’océan occidental au coucher du soleil (les Ibères et d’autres peuples anciens imaginaient même qu’ils pouvaient entendre le sifflement des eaux lorsque la sphère lumineuse y plongeait), il était saisi par Vulcain et placé dans une coupe en or. Ce curieux vaisseau, chargé d’un trésor étonnant, naviguait vers le nord afin d’atteindre l’est à temps pour le lever du soleil le lendemain matin. Parmi les premiers physiciens de l’Antiquité, on croyait que le soleil était transporté d’une manière ou d’une autre pendant la nuit à travers les régions septentrionales, et que l’obscurité était due à de hautes montagnes qui bloquaient les rayons du soleil pendant ce voyage.

Avec le temps, on a jugé plus rationnel de supposer que le soleil suivait en réalité son parcours sous la terre solide pendant la nuit. De plus, les premiers astronomes avaient appris à reconnaître les étoiles fixes. On a remarqué que, tout comme le soleil, beaucoup de ces étoiles se levaient et se cachaient en conséquence du mouvement diurne, tandis que la lune suivait manifestement une loi similaire. Les philosophes enseignaient donc que les divers corps célestes avaient pour habitude de passer réellement sous la terre solide.

En admettant que tout le contenu des cieux effectuait ces mouvements, un pas important vers la compréhension de la structure de l’univers avait été franchi. Il devenait clair que la terre ne pouvait être un plan s’étendant à une distance indéfiniment grande. Il était également évident qu’il devait y avoir une profondeur finie sous nos pieds. Plus encore, il est devenu certain que, quelle que fût la forme de la terre, elle était en tout cas quelque chose de séparé de tous les autres corps, suspendu dans l’espace sans soutien visible. Lorsque cette découverte fut annoncée pour la première fois, elle dut sembler être une vérité très surprenante. Il était si difficile d’admettre que la terre solide sur laquelle nous nous tenons ne reposait sur rien ! Qu’est-ce qui l’empêchait de tomber ? Comment pouvait-elle être soutenue sans un support tangible, comme le cercueil légendaire de Mahomet ? Mais aussi difficile qu’il ait pu être d’accepter cette doctrine, sa vérité nécessaire a fini par convaincre, et la science de l’astronomie a commencé à exister. Les changements de saison ainsi que la succession des périodes de semis et de récolte devaient, dès les temps anciens, être associés à certains changements dans la position du soleil. En été, à midi, le soleil monte haut dans le ciel, tandis qu’en hiver il reste toujours bas. Notre astre effectue donc un mouvement annuel vers le haut et vers le bas dans le ciel, ainsi qu’un mouvement diurne de lever et de coucher. Mais il existe un troisième type de changement dans la position du soleil, qui n’est pas tout à fait aussi évident, bien qu’il puisse encore être détecté par quelques observations attentives, si elles sont combinées à une habitude de réflexion philosophique. Les premiers observateurs des étoiles ont difficilement pu ne pas remarquer que les constellations visibles la nuit variaient selon la saison de l’année. Par exemple, la brillante figure d’Orion, bien visible les nuits d’hiver, est absente des

les cieux d’été, et la place qu’il occupait est alors prise par des groupes d’étoiles tout à fait différents. Il en va de même pour les autres constellations. Chaque saison de l’année peut ainsi être caractérisée par les objets sidéraux qui sont visibles la nuit. En effet, dans l’Antiquité, le moment de commencer le cycle des travaux agricoles était parfois indiqué par la position des constellations le soir.

En réfléchissant à ces faits, les premiers astronomes purent démontrer le mouvement annuel apparent du soleil. Il n’y avait aucune explication rationnelle aux changements de positions des constellations au fil des saisons, si ce n’est en supposant que la position du soleil changeait, lui permettant de parcourir un cercle complet autour du ciel au cours de l’année. Ce mouvement du soleil est également confirmé en regardant vers l’ouest après le coucher du soleil et en observant les étoiles. Au fur et à mesure que la saison avance, on peut remarquer chaque soir que les constellations semblent s’enfoncer de plus en plus vers l’ouest, jusqu’à devenir invisibles à cause de la luminosité du ciel. Cette disparition s’explique par l’hypothèse que le soleil semble monter continuellement depuis l’ouest pour rejoindre les étoiles. Ce mouvement ne doit bien sûr pas être confondu avec le lever et le coucher ordinaires du jour, auxquels tous les corps célestes participent. Il faut comprendre que, en plus d’être affecté par ce mouvement commun, notre astre possède un mouvement lent et indépendant dans la direction opposée ; ainsi, bien que le soleil et une étoile puissent se coucher en même temps aujourd’hui, comme demain le soleil aura bougé un peu vers l’est, il en résulte que l’étoile doit se coucher quelques minutes avant le soleil.[1]

Les observations patientes des premiers astronomes ont permis de déterminer la trajectoire du soleil à travers le ciel, et il a été constaté que, dans son parcours parmi les étoiles et les constellations, notre astre suivait invariablement le même chemin. Cet ensemble est appelé l’écliptique, et les constellations qu’il traverse forment une ceinture autour du ciel connue sous le nom de zodiaque. Dans l’Antiquité, celui-ci était divisé en douze parties égales ou « signes », afin de pouvoir indiquer facilement les étapes du grand voyage du soleil. La durée de l’année, ou la période nécessaire au soleil pour effectuer son parcours autour du ciel, semble

a été déterminé pour la première fois par des astronomes dont les noms sont inconnus.
La compétence des premiers géomètres orientaux s’est encore manifestée par leur capacité à déterminer la position de l’écliptique par rapport à l’équateur céleste, ainsi que par leur succès dans la mesure de l’angle entre ces deux cercles importants dans le ciel.

Les caractéristiques principales du mouvement de la lune ont également été observées avec perspicacité à une époque encore plus ancienne que l’histoire. L’observateur attentif perçoit la vérité importante selon laquelle la lune ne occupe pas une position fixe dans le ciel. Au cours d’une seule nuit, on peut constater que la lune s’est déplacée d’ouest en est dans le ciel en notant sa position par rapport aux étoiles voisines. Il est en effet probable que le mouvement de la lune ait été découvert avant celui du mouvement annuel du soleil, puisqu’il est la conséquence immédiate d’une simple observation et ne nécessite que peu d’effort intellectuel. Dès l’époque préhistorique, le temps de révolution de la lune avait déjà été déterminé, et les phases de notre satellite avaient été correctement attribuées à l’aspect variable sous lequel le côté éclairé par le soleil est tourné vers la Terre.

Mais nous sommes loin d’avoir épuisé la liste des grandes découvertes issues d’une antiquité inconnue. Des explications correctes avaient été données au phénomène frappant de l’éclipse lunaire, lors de laquelle la surface brillante est temporairement plongée dans l’obscurité, ainsi qu’au spectacle encore plus impressionnant de l’éclipse solaire, lors de laquelle le soleil lui-même subit un obscurcissement partiel ou même total. De plus, l’acuité des premiers astronomes avait permis de détecter les cinq étoiles errantes ou planètes : ils avaient suivi les mouvements de Mercure et de Vénus, de Mars, de Jupiter et de Saturne. Ils avaient observé avec émerveillement les diverses configurations de ces planètes ; et tout comme le soleil, et dans une moindre mesure la lune, étaient étroitement liés aux affaires de la vie quotidienne, de même, dans l’imagination de ces premiers chercheurs, les mouvements des planètes étaient considérés comme porteurs de bien-être ou de malheur pour l’humanité. Finalement, on a perçu qu’un certain ordre régissait les mouvements apparemment capricieux des planètes. On a découvert

qu’ils obéissaient à certaines lois. Le développement de la géométrie allait de pair avec l’étude de l’astronomie : et à mesure que nous sortons des âges préhistoriques obscurs pour entrer dans la période historique, nous constatons que la théorie des phénomènes célestes possédait déjà un certain degré de cohérence.

Ptolémée, suivant Pythagore, Platon et Aristote, reconnaissait que la Terre avait une forme sphérique, et il le démontrait par les mêmes arguments que nous utilisons aujourd’hui. Il discerna également comment cette puissante sphère était isolée dans l’espace. Il admettait que le mouvement diurne des cieux pouvait s’expliquer par la révolution de la Terre sur son axe, mais malheureusement il avançait des raisons justifiant le rejet délibéré de ce point de vue. Selon lui, la Terre était un corps fixe ; elle ne possédait ni rotation autour d’un axe ni déplacement dans l’espace, mais demeurait constamment immobile au centre de l’univers, tel qu’il le concevait. Selon la théorie de Ptolémée, le Soleil et la Lune se déplaçaient sur des orbites circulaires autour de la Terre située au centre. L’explication des mouvements des planètes lui semblait plus compliquée, car il fallait rendre compte du fait qu’une planète avançait parfois et reculait parfois. Les anciens géomètres refusaient de croire qu’un mouvement autre qu’une révolution en cercle fût possible pour un corps céleste : c’est pourquoi on inventa un mécanisme selon lequel chaque planète devait tourner autour d’un cercle, dont le centre décrivait à son tour un autre cercle autour de la Terre.

Bien que la doctrine ptolémaïque soit aujourd’hui connue pour être fondée sur une estimation plutôt exagérée de l’importance de la Terre dans le système céleste, il faut admettre que les mouvements apparents des corps célestes peuvent ainsi être expliqués avec une grande précision. Cette théorie est décrite dans l’œuvre majeure connue sous le nom d’« Almageste », écrite au IIe siècle de notre ère, et considérée pendant quatorze siècles comme l’autorité ultime sur toutes les questions d’astronomie.

Telle était la doctrine astronomique qui prévalait au Moyen Âge, et elle ne fut discréditée qu’à une époque presque simultanée à celle de la découverte du Nouveau Monde par Colomb. La véritable disposition des

Le système solaire fut ensuite développé par Copernic dans l’œuvre majeure à laquelle il consacra sa vie. Le premier principe établi grâce à ces travaux montrait que le mouvement diurne des cieux était dû à la rotation de la Terre sur son axe. Copernic souligna la différence fondamentale entre les mouvements réels et les mouvements apparents ; il démontra que les phénomènes observés lors du lever et du coucher quotidien du soleil et des étoiles pouvaient s’expliquer par l’hypothèse selon laquelle la Terre tournait, tout aussi bien que par l’hypothèse plus compliquée de Ptolémée. Il montra en outre que cette dernière hypothèse devait attribuer une vitesse presque infinie aux étoiles, ce qui rendait évidemment absurde l’idée que tout l’univers tourne autour de la Terre. Le deuxième grand principe, qui a valu à Copernic une gloire immortelle, assigna à la Terre sa véritable place dans l’univers. Copernic déplaça le centre autour duquel tournent tous les planètes de la Terre au Soleil ; il établit ainsi la vérité quelque peu humiliante selon laquelle notre Terre n’est qu’une planète suivant une trajectoire entre celles de Vénus et de Mars, et soumise, comme toutes les autres planètes, à l’autorité suprême du Soleil.

Cette grande révolution élimina de l’astronomie ces conceptions déformées de l’importance de la Terre, qui étaient nées, peut-être pas sans raison, du fait que nous habitons justement cette planète en particulier. Aux réalisations de Copernic succéda bientôt l’invention du télescope, cet instrument merveilleux grâce auquel la science astronomique moderne a vu le jour. Nous consacrerons le premier chapitre de notre livre à l’examen de ce sujet important.

PLAT II.
UNE TACHETE SOLAIRE TYPIQUE.
(D’APRÈS LANGLEY.)

CHAPITRE I.
L’OBSERVATOIRE ASTRONOMIQUE.
Les premières observations astronomiques — L’observatoire de Tycho Brahe — Le pupille de l’œil — La vision des objets faibles — Le télescope — La lentille d’objectif — Les avantages des grands télescopes — Le télescope équatorial — L’observatoire — La puissance d’un télescope — Les télescopes réfléchissants — Le grand réflecteur de Lord Rosse à Parsonstown — Comment on utilise ce puissant télescope — Instruments de précision — Le cercle méridien — Les lignes en forme d’araignée — La délicatesse du pointage d’un télescope — Précautions nécessaires pour effectuer des observations — L’instrument idéal et l’instrument pratique — L’élimination des erreurs — L’observatoire de Greenwich — La simple lunette d’opéra en tant qu’instrument astronomique — La Grande Ourse — Compter les étoiles dans la constellation — Comment devenir observateur.

Les premiers rudiments de l’observatoire astronomique sont tout aussi peu connus que les plus anciennes découvertes en astronomie elle-même. Probablement, la première application de l’observation instrumentale aux corps célestes consistait dans la simple mesure de l’ombre d’un poteau projetée par le soleil à midi. Les variations de la longueur de cette ombre permettaient aux astronomes primitifs d’étudier les mouvements apparents du soleil. Mais même dès très anciens temps, on utilisait des instruments astronomiques spéciaux, dotés d’une précision suffisante pour enrichir les connaissances astronomiques, et qui témoignaient d’une grande ingéniosité de la part de leurs concepteurs.

Le professeur Newcomb[2] écrit ainsi : « Le chef de file fut Tycho Brahe, né en 1546, trois ans après la mort de Copernic. Son intérêt pour l’étude de l’astronomie fut suscité pour la première fois par un éclipse solaire du 21 août 1560, qui fut totale dans certaines régions de l’Europe. Étonné qu’un tel phénomène puisse être prédit, il se consacra à l’étude des méthodes d’observation et de calcul permettant de faire cette prédiction. En 1576, le roi de Danemark fonda l’illustre observatoire d’Uraniborg, où Tycho passa vingt ans à travailler assidûment. »

Des observations des positions des corps célestes à l’aide des meilleurs instruments disponibles à l’époque. C’était juste avant l’invention du télescope, de sorte que l’astronome ne pouvait pas se servir de cet instrument puissant. Par conséquent, ses observations furent remplacées par celles, améliorées, des siècles suivants, et leur célébrité et leur importance tiennent principalement au fait qu’elles ont permis à Kepler de découvrir ses célèbres lois du mouvement planétaire.

La direction du télescope vers le ciel, mise en place par Galilée, a donné un élan formidable à l’étude des corps célestes. Cet homme extraordinaire occupe une place importante dans l’histoire de l’astronomie, non seulement en raison de son lien avec cette invention majeure, mais aussi pour ses réalisations dans les domaines les plus abstraits de l’astronomie. Il est né à Pise en 1564, et en 1609, le premier télescope destiné à l’observation astronomique fut construit. Galilée est mort en 1642, l’année même où naquit Newton. C’est Galilée qui a jeté solidement les fondements de cette science qu’est la dynamique, dont l’astronomie est l’illustration la plus splendide ; et c’est lui qui, en proclamant les doctrines de Copernic, a attiré la colère de l’Inquisition.

La structure de l’œil humain, en ce qui concerne l’adaptation remarquable de la pupille, nous offre une illustration appropriée du principe du télescope. Pour voir un objet, il est nécessaire que la lumière en émanant pénètre dans l’œil. Le passage par lequel la lumière entre est la pupille. En plein jour, lorsque la lumière est intense, l’iris réduit la taille de la pupille, empêchant ainsi trop de lumière d’entrer. La nuit, ou lorsque la lumière est faible, l’œil a souvent besoin d’en capter autant que possible. La pupille s’élargit alors ; plus de lumière entre à mesure qu’elle grandit. L’éclairage de l’image sur la rétine est ainsi contrôlé efficacement en fonction des besoins de la vision.

Une étoile nous envoie ses faibles rayons de lumière, et c’est à partir de ces rayons que l’image se forme. Cependant, même avec une pupille entièrement ouverte, il peut arriver que l’image ne soit pas suffisamment brillante pour provoquer la sensation de vision. C’est là que le télescope vient à notre secours : il capture tous les rayons dans un faisceau dont

Les dimensions originales étaient bien trop grandes pour permettre son passage par la pupille. L’action des lentilles concentre ces rayons en un faisceau suffisamment fin pour passer par l’ouverture étroite. Ainsi, la luminosité de l’image sur la rétine est intensifiée. Elle est éclairée par presque autant de lumière que celle qui serait collectée depuis le même objet à travers une pupille aussi grande que les grosses lentilles du télescope.

Dans les observatoires astronomiques, nous utilisons des télescopes de deux classes complètement différentes. Les formes les plus connues sont celles appelées réfracteurs, dans lesquels le condensation des rayons lumineux s’opère par réfraction. Le fonctionnement du réfracteur est illustré à la figure 1. Les rayons provenant de l’étoile tombent sur la lentille objective située à l’extrémité du télescope ; en la traversant, ils sont réfractés en un faisceau convergent, de sorte que tous se croisent au foyer. En s’éloignant de là, les rayons rencontrent l’oculaire, qui a pour effet de les ramener à la parallélisme. Le grand faisceau cylindrique qui tombait sur la lentille objective a ainsi été condensé en un petit faisceau capable de pénétrer dans la pupille. Il convient cependant d’ajouter que la nature composite de la lumière exige une lentille objective plus complexe que la simple lentille présentée ici. Dans un télescope réfracteur, il faut employer ce qu’on appelle une combinaison achromatique, composée d’une lentille en verre de flint et d’une en verre de couronne, ajustées avec le plus grand soin l’une par rapport à l’autre.

Fig. 1.—Principe du télescope réfracteur.

Fig. 2.—La coupole de l’équateur sud à l’Observatoire de Dunsink, près de Dublin.

Fig. 3.—Section de la coupole de l’observatoire de Dunsink.
L’apparence d’un observatoire astronomique conçu pour abriter un instrument de dimensions modérées est présentée dans les figures adjacentes. La première (Fig. 2) montre la coupole érigée à l’observatoire de Dunsink pour le télescope équatorial, dont le tube optique a été offert au Conseil du Trinity College de Dublin par le défunt Sir James South. La partie principale du bâtiment est constituée d’un mur cylindrique, sur le sommet duquel repose un toit hémisphérique. Ce toit comporte un volet qui peut être ouvert afin de permettre au télescope situé à l’intérieur d’observer le ciel. La coupole peut tourner, de sorte que l’ouverture puisse être orientée vers la partie du ciel où se trouve l’objet à observer. La vue suivante (Fig. 3) présente une section transversale de la coupole, montrant le mécanisme grâce auquel l’opérateur la fait tourner, ainsi que le télescope lui-même. L’œil de l’observateur est placé à l’oculaire, et il est représenté en train de tourner une poignée qui permet de déplacer lentement le télescope, afin d’ajuster précisément l’instrument sur le corps céleste que l’on souhaite observer. Les deux lentilles qui ensemble

Les lentilles objet de cet instrument ont un diamètre de douze pouces, et la qualité du télescope dépend principalement de la précision avec laquelle ces lentilles ont été fabriquées. L’oculaire est une pièce relativement simple ; il se compose simplement d’une ou deux petites lentilles ; divers oculaires peuvent être utilisés, en fonction du pouvoir de grossissement souhaité. Il convient de noter que, pour de nombreuses applications en astronomie, des pouvoirs de grossissement élevés ne sont pas souhaitables. Il existe également une limite au-delà de laquelle le grossissement ne peut être augmenté sans inconvénients. Les lentilles objet ne peuvent recueillir qu’une certaine quantité de lumière provenant de l’étoile ; si le pouvoir de grossissement est trop élevé, cette quantité limitée de lumière sera dispersée sur une surface trop vaste, ce qui rendra le résultat insatisfaisant. L’instabilité de l’atmosphère limite encore davantage l’amplitude du grossissement possible, car chaque augmentation du pouvoir de grossissement entraîne dans la même mesure une augmentation des perturbations atmosphériques.

Un télescope monté de la manière indiquée ici est appelé télescope équatorial. La commodité de ce système particulier de support réside dans la facilité avec laquelle le télescope peut être déplacé afin de suivre une étoile dans son parcours apparent à travers le ciel. Les mouvements nécessaires du tube sont assurés par un mécanisme à ressort actionné par un poids, de sorte que, une fois l’instrument correctement pointé, l’étoile restera dans le champ de vision de l’observateur, et l’effet du mouvement diurne apparent sera neutralisé. La dernière innovation dans ce domaine est l’utilisation d’un dispositif électrique qui permet de contrôler le fonctionnement de l’instrument à partir de l’horloge standard de l’observatoire.

Fig. 4 — Le télescope de l’Observatoire Yerkes, à Chicago.
(Extrait de l’Astrophysical Journal, vol. VI, n° 1.)
La puissance d’un télescope réfracteur – pour autant que cette expression ait un sens précis – se mesure par le diamètre de sa lentille objective. En effet, il y a eu une certaine rivalité honorable entre les différentes nations civilisées pour savoir laquelle posséderait le plus grand télescope réfracteur. Parmi les instruments remarquables qui ont été achevés avec succès, on compte celui que Sir Howard Grubb, de Dublin, a érigé en 1881 à l’imposant observatoire de Vienne. Ses dimensions peuvent être estimées du fait que la lentille objective a un diamètre de deux pieds trois pouces. De nombreux dispositifs ingénieux aident à atténuer les inconvénients liés à l’utilisation d’un instrument de si grandes proportions. Parmi eux, on peut citer ici la méthode permettant de mettre en vue de l’observateur les cercles gradués fixés au télescope. Ces cercles se trouvent nécessairement dans des parties de l’instrument éloignées de l’oculaire où se tient l’observateur. Cependant, les marques et les chiffres délicats peuvent être facilement lus de loin grâce à un petit télescope auxiliaire, qui, à l’aide de réflecteurs appropriés, dirige les rayons lumineux depuis ces cercles vers l’œil de l’observateur.

De nombreux télescopes réfracteurs d’une perfection exquise ont été fabriqués par M. Alvan Clark, de Cambridgeport, Boston, Massachusetts. L’un de leurs télescopes les plus célèbres est le grand télescope réfracteur Lick, actuellement utilisé sur le mont Hamilton en Californie. Le diamètre de cette lentille objective est de trente-six pouces, et sa longueur focale de cinquante-six pieds deux pouces. Récemment, la même entreprise a encore fait des efforts considérables pour construire un télescope réfracteur à ouverture de quarante pouces destiné à l’Observatoire Yerkes de l’Université de Chicago. Ce télescope, dont la longueur est de soixante-quinze pieds, est monté sous une coupole rotative d’un diamètre de quatre-vingt-dix pieds. Afin de permettre à l’observateur d’accéder à l’oculaire sans avoir recours à de très grandes échelles, le sol de la salle peut être relevé ou abaissé sur une hauteur de vingt-deux pieds au moyen de moteurs électriques. Cela est représenté sur la Fig. 4, tandis que la façade sud de l’Observatoire Yerkes est montrée sur la Fig. 6.

Fig. 5.—Principe du télescope réfracteur de Herschel.

Fig. 6.—Face sud de l’Observatoire Yerkes, Chicago.
(Du Astrophysical Journal, vol. VI, n° 1.)

Fig. 7.—Le télescope de Lord Rosse.

Ces dernières années, deux excellents télescopes ont été ajoutés à l’équipement instrumental de l’Observatoire royal de Greenwich, tous deux fournis par Sir H. Grubb. L’un d’eux, équipé d’une lentille objective de 28 pouces, a été monté sur un support initialement conçu pour un instrument plus petit par Sir G. Airy. L’autre, offert par Sir Henry Thompson, possède une ouverture de 26 pouces et est adapté au travail photographique.

Il existe une limite à la taille des télescopes réfracteurs en fonction du matériau de la lentille objective. Les fabricants de verre semblent rencontrer des difficultés inhabituelles dans leurs tentatives de fabriquer de grands disques en verre optique suffisamment purs et homogènes pour être utilisés dans des télescopes. Ces difficultés s’aggravent à chaque augmentation de la taille des disques, de sorte que le coût a tendance à augmenter à un rythme bien plus élevé. Il convient de mentionner à titre illustratif que le prix payé pour la lentille objective du télescope de Lick a dépassé dix mille livres sterling.

Il existe cependant une méthode alternative pour construire un télescope, dans laquelle la difficulté que nous venons de mentionner ne se pose pas. Le principe de la forme la plus simple de réflecteur est illustré à la fig. 5, qui représente ce qu’on appelle l’instrument herschélien. Les rayons lumineux provenant de l’étoile observée tombent sur un miroir soigneusement façonné et hautement poli. Après réflexion, les rayons se dirigent vers un foyer, d’où ils partent en s’écartant pour atteindre l’oculaire, par lequel ils sont ramenés à la parallélité, devenant ainsi adaptés à être perçus par l’œil. C’est essentiellement sur ce principe (bien qu’avec un miroir plat secondaire à l’extrémité supérieure du tube, reflétant les rayons à angle droit du côté du tube où se trouve l’oculaire) que Sir Isaac Newton a construit le petit télescope réfléchissant aujourd’hui conservé par la Royal Society. Un instrument célèbre de type newtonien a été construit, il y a un demi-siècle, par le défunt comte de Rosse, à Parsonstown. Il est représenté à la fig. 7. L’immense ouverture de cet instrument n’a jamais été dépassée ; en fait, elle n’a jamais eu de concurrent. Le miroir, ou speculum comme on l’appelle souvent, est un disque métallique épais, composé d’un mélange de deux parties de cuivre et d’une partie de étain. Cette alliage est si dur et cassant que les opérations mécaniques nécessaires sont difficiles à effectuer. Le matériau permet cependant une excellente polissure, ainsi que l’obtention et le maintien d’une forme précise. Le speculum de Rosse — d’un diamètre de six pieds et pesant trois tonnes — repose à l’extrémité inférieure d’un télescope long de cinquante-cinq pieds. Le tube est suspendu entre deux murs massifs à créneaux, qui forment une silhouette imposante sur la pelouse du château de Birr. Cet instrument ne peut pas être tourné vers toutes les parties du ciel, comme les télescopes équatoriaux que nous avons examinés récemment. Le grand tube ne permet que l’élévation le long du méridien, ainsi qu’un petit mouvement latéral vers l’est et l’ouest du méridien. Toute étoile ou nébuleuse visible dans la latitude de Parsonstown (à l’exception de celles très proches du pôle) peut cependant être observée avec ce grand télescope, à condition de la chercher au bon moment.

Avant que l’objet n’atteigne le méridien, le télescope doit être ajusté à la bonne élévation. La puissance nécessaire est transmise par une chaîne depuis une winche située à l’extrémité nord des murs jusqu’à un point près de l’extrémité supérieure du

tuyau. Grâce à ce dispositif, le télescope peut être relevé ou abaissé, et un système ingénieux de contrepoids rend le mouvement tout aussi facile à toutes les altitudes. L’observateur prend alors position dans l’une des galeries qui donnent accès à l’oculaire ; et lorsque le moment opportun est venu, l’étoile entre dans le champ de vision. — Cercle méridien. Un mécanisme puissant actionne le grand instrument afin de contrebalancer le mouvement diurne, permettant ainsi à l’observateur de garder l’objet en vue jusqu’à ce qu’il ait effectué ses mesures ou terminé son dessin.

Ces dernières années, les télescopes réfléchissants ont généralement été fabriqués avec des miroirs en verre recouverts d’une fine couche d’argent, capable de refléter beaucoup plus de lumière que la surface d’un miroir métallique. Parmi les grands réflecteurs de ce type, on peut citer deux, d’ouverture respectivement de trois et cinq pieds, avec lesquels le Dr Common a mené des travaux précieux.

Nous ne devons cependant pas supposer qu’un instrument colossal soit le plus adapté pour le travail général en observatoire. Le puissant réflecteur,

ou réflecteur, est principalement utile lors de l’examen d’objets exceptionnellement faibles. Pour des travaux où des mesures précises sont nécessaires sur des objets pas particulièrement difficiles à voir, des télescopes de dimensions plus petites sont plus adaptés. Les faits fondamentaux concernant les corps célestes ont été principalement acquis grâce à des observations effectuées avec des instruments à puissance optique modérée, spécialement conçus pour permettre des mesures précises de la position. En effet, aux débuts de l’astronomie, des déterminations importantes de position étaient réalisées au moyen de dispositifs qui indiquaient la direction de l’objet sans aucun appareil télescopique.

Peut-être les mesures les plus précieuses obtenues dans nos observatoires modernes proviennent-elles de cet instrument de précision connu sous le nom de cercle méridien. Il est impossible, dans toute description adéquate de l’histoire des cieux, d’éviter de faire référence à cet outil indispensable à la recherche astronomique ; nous donnerons donc un bref aperçu de l’une de ses formes les plus simples, en choisissant à cette fin un grand instrument de l’Observatoire de Paris, représenté à la figure 8.

Le télescope est fixé au centre à un axe perpendiculaire à sa longueur. Des pivots situés aux deux extrémités de cet axe tournent sur des supports fixes, de sorte que les mouvements du télescope sont complètement limités au plan du méridien. À l’intérieur de l’oculaire du télescope, des fibres verticales extrêmement fines sont tendues. L’observateur observe la lune, une étoile ou une planète entrer dans le champ de vision ; il note alors, à l’aide d’une montre, l’instant exact, jusqu’à la fraction de seconde, où l’objet passe au-dessus de chacune de ces lignes. Une bande argentée située sur le cercle attaché à l’axe est divisée en degrés et en sous-degrés, et à mesure que ce cercle se déplace avec le télescope, l’élévation à laquelle l’instrument est pointé est indiquée. Pour lire les marques et les chiffres finement gravés sur l’argent, des microscopes sont nécessaires. Ceux-ci sont représentés dans le schéma ; chacun est fixé dans une ouverture murale qui soutient une extrémité de l’instrument. Du côté opposé se trouve une lampe, dont la lumière passe à travers l’axe perforé du pivot, puis est habilement déviée par des miroirs afin d’assurer l’éclairage nécessaire pour les lignes situées au foyer.

Les fibres que l’observateur voit étirées sur le champ de vision du télescope nécessitent quelques explications. À cette fin, nous avons besoin d’un matériau qui soit très fin et assez durable, tout en étant quelque peu élastique, sans poids appréciable. Ces conditions ne peuvent être entièrement remplies par aucun fil métallique, mais elles sont parfaitement satisfaites par le beau fil tissé par l’araignée. Ces fibres délicates sont étirées avec grande habileté sur le champ de vision du télescope et fixées à leur place appropriée. Avec des instruments aussi bien conçus, nous pouvons comprendre la précision atteinte dans les observations modernes. Le télescope est dirigé vers une étoile, et l’image de cette étoile n’est qu’un minuscule point lumineux. Lorsque ce point coïncide avec l’intersection des deux lignes centrales de l’araignée, le télescope est correctement visé. Nous utilisons délibérément le mot « visé », car nous souhaitons établir une comparaison entre la mise en visée d’un fusil sur une cible et celle d’un télescope sur une étoile. Au lieu de la cible ordinaire en forme de cœur, supposons que celle-ci ne soit qu’un cadran d’horloge, que le tireur ne pourrait bien sûr pas voir à la distance d’un champ de tir ordinaire. Mais avec le télescope du cercle méridien, ce cadran serait visible même à une distance d’un mile. Le cercle méridien est en effet capable d’une telle précision en tant qu’instrument de visée qu’il pourrait être orienté séparément vers chacune des deux étoiles dont l’angle apparent ne dépasse pas celui formé par une paire adjacente de points représentant soixante minutes autour de la circonférence d’un cadran situé à un mile de l’observateur.

Cette capacité à diriger l’instrument avec une telle précision serait peu utile si elle n’était pas associée à des dispositifs permettant, une fois que le télescope a été correctement orienté, de déterminer et de consigner la position de l’étoile. Un élément pour la détermination de la position est fourni par l’horloge astronomique, qui indique le moment où l’objet traverse le fil vertical central ; l’autre élément est donné par le cercle gradué, qui mesure la distance angulaire de l’étoile par rapport au zénith, c’est-à-dire au point directement au-dessus de la tête.

D’excellents instruments de méridien ornent nos grands observatoires et y sont utilisés chaque nuit pour effectuer ces mesures sur lesquelles reposent les grandes vérités de l’astronomie. Ces instruments ont été construits avec une grande habileté ; mais il est du devoir de l’astronome méticuleux de douter de leur précision sous tous les aspects possibles. Le grand tube peut être la structure la plus rigide que les ingénieurs mécaniciens puissent créer ; les graduations inscrites sur le cercle peuvent avoir été gravées au moyen des machines de division les plus parfaites ; mais l’astronome consciencieux ne se contentera pas d’une simple précision mécanique. Ce cercle de méridien, qui semble à celui qui n’y connaît rien être une œuvre admirable, possédant une précision presque illimitée, est perçu de manière très différente par l’astronome qui l’utilise. Personne ne peut apprécier mieux que lui l’habileté de l’artiste qui a conçu ce cercle de méridien, ainsi que les belles dispositifs d’éclairage et de lecture qui confèrent à l’instrument sa perfection ; mais tandis que l’astronome reconnaît la beauté de la machine qu’il utilise, il a toujours devant les yeux un instrument idéal d’une perfection absolue, auquel le cercle de méridien réel n’est qu’une approximation.

Comparé à l’instrument idéal, le meilleur cercle de méridien n’est guère plus qu’un amas d’imperfections. Le tube idéal est parfaitement rigide, tandis que le tube réel est flexible ; les divisions idéales du cercle sont parfaitement uniformes, alors que les divisions réelles ne le sont pas. L’instrument idéal incarne géométriquement des cercles parfaits, des lignes droites parfaites et des angles droits parfaits ; l’instrument réel ne peut montrer que des cercles approximatifs, des lignes droites approximatives et des angles droits approximatifs. Peut-être la partie réalisée par l’araignée est-elle dans l’ensemble la meilleure : sa toile tendue nous offre la représentation mécanique la plus proche d’une ligne droite parfaite ; mais nous gâchons son travail en étant incapables d’enfiler ces belles fils avec une uniformité parfaite, et nos tentatives pour placer deux d’entre eux perpendiculairement dans le champ de vision ne réussissent pas à obtenir un angle exact de quatre-vingt-dix degrés.

Les difficultés rencontrées par l’observateur de méridien ne proviennent pas non plus uniquement de son instrument. Il doit également lutter contre ses propres imperfections ; il a

Souvent, il faut tenir compte de particularités personnelles d’ordre inattendu ; les troubles que l’atmosphère peut provoquer sont bien connus ; quant à l’ajustement de son instrument, il lui indique qu’il ne peut même pas compter sur la terre elle-même. Nous apprenons que les séismes, par lesquels le sol solide est parfois perturbé, ne sont que les exemples les plus visibles de mouvements incessants et mineurs au sein de la Terre, qui chaque nuit de l’année perturbent l’ajustement délicat de l’instrument.

Lorsque l’existence de ces erreurs a été reconnue, le premier grand pas a été fait. Grâce à une collaboration entre l’astronome et le mathématicien, il devient possible de mesurer les écarts entre le cercle méridien réel et l’instrument idéalement parfait. Une fois cela fait, nous pouvons estimer l’effet que les irrégularités ont sur les observations, et finalement, nous parvenons à purger ces dernières des erreurs les plus importantes qui les contaminent. Nous obtenons ainsi des résultats qui ne sont certes pas mathématiquement précis, mais qui constituent néanmoins de bonnes approximations de ceux que produirait un observateur parfait utilisant un instrument de précision géométrique, se trouvant sur une Terre absolument rigide, et observant le ciel sans l’intervention de l’atmosphère.

En plus d’instruments tels que ceux déjà mentionnés, les astronomes disposent d’autres moyens pour suivre les mouvements des corps célestes. Au cours des quinze dernières années, la photographie a commencé à jouer un rôle important en astronomie pratique. Cette belle art peut être utilisée pour représenter de nombreux objets dans le ciel par des images plus fidèles que celles que pourrait produire le crayon du dessinateur le plus habile. La photographie est également utile pour créer des cartes de toute région du ciel que l’on souhaite examiner. Lorsque des images répétées de la même région sont prises de temps en temps, leur comparaison permet de déterminer si une étoile a bougé pendant cet intervalle. La magnitude et la direction de ce mouvement peuvent être déterminées à l’aide d’un appareil de mesure délicat sous lequel la plaque photographique est placée.

Si l’on veut utiliser un télescope réfracteur pour prendre des photographies célestes, les lentilles de l’objectif doivent être spécialement conçues à cette fin. Les rayons de lumière qui impriment une image sur la plaque préparée ne sont pas exactement les mêmes que ceux qui jouent un rôle principal dans la formation de l’image sur la rétine de l’œil humain. Un miroir réfléchissant, en revanche, amène tous les rayons, tant ceux qui sont chimiquement actifs que ceux qui sont purement visuels, au même foyer. Cet instrument réfléchissant peut donc être utilisé aussi bien pour observer le ciel que pour prendre des photos sur une plaque photographique qui remplace l’œil de l’observateur.

Une simple caméra de portrait a été utilement employée pour obtenir des photographies remarquables de plus grandes zones du ciel que celles que l’on peut saisir avec un long télescope ; mais pour des mesures précises, celles prises avec ce dernier sont incomparablement meilleures.

Il va sans dire que l’appareil photographique, quel qu’il soit, doit être actionné par un mécanisme horloger finement ajusté afin de compenser le mouvement apparent quotidien des étoiles causé par la rotation de la Terre. Sinon, l’image serait gâchée, tout comme un portrait est ruiné si le sujet ne reste pas immobile pendant l’exposition.

Parmi les observatoires du Royaume-Uni, l’Observatoire royal de Greenwich est bien sûr le plus célèbre. Il se distingue particulièrement parmi toutes les institutions similaires dans le monde grâce à la continuité de ses travaux sur plusieurs générations. L’Observatoire de Greenwich a été fondé en 1675 pour promouvoir l’astronomie et la navigation, et les observations y ont été menées dès le début dans le but de déterminer avec la plus grande précision les positions des principales étoiles fixes, du soleil, de la lune et des planètes. Ces dernières années cependant, on a assisté à d’importants progrès dans les travaux de l’Observatoire, et les branches les plus modernes de la science y sont aujourd’hui étudiées avec assiduité.

Le plus grand instrument équatorial de Greenwich est un réfracteur d’un diamètre de vingt-huit pouces et d’une longueur de vingt-huit pieds, construit par Sir Howard Grubb. Un instrument composite remarquable, issu du même atelier célèbre, a également été récemment ajouté à notre institution nationale. Il se compose d’un grand réfracteur spécialement conçu pour la photographie, d’un diamètre de vingt-six pouces (offert par Sir Henry Thompson), ainsi que d’un réflecteur d’un diamètre de trente pouces, fruit de l’habileté du Dr Common. Le volumineux rapport publié chaque année témoigne de l’assiduité avec laquelle l’Astronome Royal et son nombreux personnel d’astronomes assistants utilisent les moyens splendides mis à leur disposition.

La partie sud du ciel, dont la majeure partie ne peut être observée dans ce pays, est surveillée depuis divers observatoires de l’hémisphère sud. Parmi eux, le plus important est l’Observatoire Royal du Cap de Bonne-Espérance, équipé d’instruments de première classe. On peut citer un grand télescope photographique, offert par M. M’Clean. L’astronomie a été grandement enrichie par les nombreuses recherches menées par le Dr Gill, directeur de l’Observatoire du Cap.

Fig. 9 — La Grande Ourse.

Il n’est cependant pas nécessaire d’utiliser de tels instruments sophistiqués pour se faire une idée de l’aide que le télescope peut apporter. L’instrument le plus adapté pour commencer des études astronomiques est facilement accessible. Il s’agit des jumelles bien connues que les capitaines utilisent à bord des navires ; ou, si celles-ci ne sont pas disponibles, des simples lunettes d’opéra feront presque aussi bien l’affaire. Elles ne sont sans doute pas aussi puissantes qu’un télescope, mais elles présentent certains avantages compensatoires. Les lunettes d’opéra nous permettent d’observer une vaste région du ciel d’un seul coup d’œil, tandis qu’un télescope, en général, offre un champ de vision beaucoup plus restreint.

Supposons que l’observateur dispose de lunettes d’opéra et soit sur le point de commencer ses études astronomiques. La première étape consiste à se familiariser avec le groupe remarquable de sept étoiles représenté à la figure 9. Ce groupe est souvent appelé la Charrue ou le Char de Charles, mais les astronomes préfèrent le considérer comme une partie de la constellation de l’Ourse méridionale (Ursa Major). Cette constellation présente de nombreux éléments intéressants, et le débutant devrait apprendre dès que possible à identifier les sept étoiles qui la composent. Parmi celles-ci, les deux marquées α et β, situées à l’avant de l’Ourse, sont généralement appelées les « indicateurs ». Elles sont particulièrement utiles, car elles servent à guider le regard vers l’étoile la plus importante de tout le ciel, connue sous le nom d’« étoile polaire ».

Portez votre attention sur cette région de l’Ourse méridionale qui forme une sorte de rectangle, dont les étoiles α, β, γ, δ constituent les coins. Une belle nuit suivante, essayez de compter combien d’étoiles sont visibles à l’intérieur de ce rectangle. Par une nuit exceptionnellement claire, sans lune, on peut peut-être en apercevoir une douzaine, voire plus, selon la acuité de la vue. Mais lorsque les lunettes d’opéra sont dirigées vers la même partie de la constellation, on assiste à un spectacle étonnant : cent étoiles peuvent alors être vues avec la plus grande facilité.

Cependant, les lunettes d’opéra ne montrent pas la quasi-totalité des étoiles de cette région. Tout bon télescope révélera de nombreuses autres étoiles, trop faibles pour être perçues par cet instrument moins puissant. Plus le télescope est grand, plus le nombre d’étoiles augmente : ainsi…

Vus à l’aide de l’un de ces instruments colossaux, leur nombre devrait être compté en milliers.

Nous avons choisi l’Ourse méridionale parce qu’elle est plus connue que n’importe quelle autre constellation. Mais l’Ourse méridionale n’est pas exceptionnellement riche en étoiles. Déterminer le nombre d’étoiles est une tâche que personne n’a réussi à accomplir ; cependant, diverses estimations ont été faites. Nos grands télescopes peuvent probablement montrer au moins 50 000 000 d’étoiles.

L’étudiant qui utilise un bon télescope réfracteur, doté d’une lentille objective d’au moins trois pouces de diamètre, trouvera matière à occupation pour de nombreuses belles soirées. Son intérêt pour son travail augmentera considérablement s’il dispose du charmant manuel des cieux connu sous le nom de « Celestial Objects for Common Telescopes » de Webb.

CHAPITRE II.
LE SOLEIL.
La taille immense du Soleil – Plus chaud que le platine en fusion – Le Soleil est-il la source de chaleur pour la Terre ? – Le Soleil se trouve à 92 900 000 miles de distance – Comment se faire une idée de l’ampleur de cette distance – Jour et nuit – Corps lumineux et non lumineux – Contraste entre le Soleil et les étoiles – Le Soleil, une étoile – Apparence granulaire du Soleil – Les taches solaires – Changements dans la forme d’une tache – Les facules – La rotation du Soleil sur son axe – Vue d’une tache solaire typique – Périodicité des taches solaires – Lien entre les taches solaires et le magnétisme terrestre – Principes de l’analyse spectrale – Substances présentes dans le Soleil – Spectre d’une tache – Les protubérances entourant le Soleil – Éclipse totale du Soleil – Taille et mouvement des protubérances – Leur lien avec les taches – Mesure spectroscopique du mouvement sur le Soleil – La couronne entourant le Soleil – Constitution du Soleil.

En commençant notre étude des corps qui nous entourent, nous commençons naturellement par notre soleil incomparable. Son éclat splendide lui confère la primauté sur tous les autres corps célestes.

Les dimensions de notre luminaire sont à la mesure de son importance. Les astronomes ont réussi la tâche difficile de déterminer les valeurs exactes, mais celles-ci sont si gigantesques que les résultats sont difficiles à concevoir. Le diamètre de la sphère diurne, ou la longueur de l’axe passant par le centre d’un côté à l’autre, est de 866 000 miles. Pourtant, cette simple indication des dimensions de ce grand globe ne permet pas de se faire une idée adéquate de son immensité. Si l’on construisait un chemin de fer autour du Soleil, et que nous commencions un voyage en train express à soixante miles à l’heure, il nous faudrait voyager pendant cinq ans sans interruption, ni de jour ni de nuit, avant d’accomplir le trajet.

Lorsque le Soleil est comparé à la Terre, l’énormité de notre luminaire devient encore plus frappante. Supposons que sa sphère soit divisée en un million de parties : chacune de ces parties dépasserait considérablement la taille de notre Terre. La figure 10 montre un grand cercle et un très petit cercle, marqués S et E.

respectivement. Ces cercles montrent les tailles comparées des deux corps.
La masse du soleil ne dépasse cependant pas celle de la Terre dans la même proportion. Si le soleil était placé dans un plateau d’une balance géante, et que 300 000 corps aussi lourds que notre Terre étaient placés dans l’autre plateau, le corps lumineux inclinerait la balance.

Le soleil possède une température bien supérieure à toute température que nous puissions produire artificiellement, que ce soit dans nos laboratoires chimiques ou dans nos usines métallurgiques. Nous pouvons faire passer un courant galvanique à travers un fil de platine. Le fil devient d’abord rougeoyant, fig. 10 — Taille comparée de la Terre et du Soleil, puis blanc-bleu ; ensuite il brille d’un éclat presque éblouissant jusqu’à ce qu’il fusionne et se brise. La température du fil de platine en fusion est à peine surpassable dans les fours les plus sophistiqués, mais elle n’atteint pas celle du soleil.

Il faut cependant admettre qu’il existe une apparence de contradiction entre un fait de l’expérience quotidienne et l’affirmation selon laquelle le soleil possèderait cette température extrêmement élevée que nous venons de tenter d’illustrer. « Si le soleil était chaud », a-t-on dit, « alors plus nous nous en approcherions, plus il ferait chaud ; or cela ne semble pas être le cas. »

Dans ce cas, en haut d’une haute montagne, nous sommes plus proches du soleil, et pourtant tout le monde sait qu’il fait beaucoup plus froid là-haut que dans la vallée en contrebas. Si la montagne est aussi haute que le Mont-Blanc, alors nous sommes certainement deux ou trois miles plus proches de cette sphère lumineuse que nous ne l’étions au niveau de la mer ; pourtant, au lieu de chaleur supplémentaire, nous trouvons de la neige éternelle. Une simple illustration peut aider à atténuer cette difficulté. Dans une serre par un jour ensoleillé, la température y est bien plus élevée qu’à l’extérieur. Le verre permet aux rayons chauds du soleil d’entrer, mais il refuse de les laisser ressortir avec autant de facilité, et par conséquent la température augmente. La Terre peut, du point de vue, être comparée à une serre, seulement, au lieu de vitres, notre globe est enveloppé d’une couche immense d’air. À la surface terrestre, nous nous trouvons, pour ainsi dire, à l’intérieur de la serre, et nous bénéficions de l’interposition de l’atmosphère ; mais lorsque nous gravissons des montagnes très hautes, nous traversons progressivement une partie de ce milieu protecteur, et alors nous souffrons du froid. Si la Terre était dépourvue de sa couche d’air, il semble certain que la gelée éternelle régnerait sur des continents entiers ainsi que sur les sommets des montagnes.

La distance réelle entre le soleil et la Terre est d’environ 92 900 000 miles ; mais en se contentant de citer ces chiffres, on n’a pas une idée claire de leur véritable ampleur. Il faudrait compter aussi rapidement que possible pendant trois jours et trois nuits avant d’atteindre un million ; et il faudrait répéter cet exercice près de quatre-vingt-treize fois avant d’avoir compté toutes les miles entre la Terre et le soleil.

Chaque nuit claire, nous voyons une multitude immense d’étoiles dispersées dans le ciel. Certaines sont brillantes, d’autres sont faibles, et certaines forment des formes remarquables. Concernant cette multitude de points lumineux, nous devons maintenant poser une question importante : s’agit-il de corps qui brillent de leur propre lumière comme le soleil, ou bien brillent-ils seulement grâce à une lumière empruntée comme la lune ? La réponse est facile à donner. La plupart de ces corps brillent de leur propre lumière, et ils sont correctement appelés étoiles.

Supposons que le soleil et la multitude d’étoiles, au sens propre du terme, soient tous des corps lumineux auto-éclairés, quelle est alors la grande différence

Entre le soleil et les étoiles ? Il existe bien sûr une différence immense et évidente entre l’éclat inégalé du soleil et le faible scintillement des étoiles. Pourtant, cette distinction ne signifie pas nécessairement que notre astre possède un éclat intrinsèque supérieur à celui des étoiles. En réalité, nous sommes situés relativement près du soleil pour bénéficier de sa chaleur et de sa lumière, tandis que nous sommes séparés même de la plus proche des étoiles par un abîme immense. Si le soleil s’éloignait progressivement de la Terre, sa lumière diminuerait ; ainsi, lorsqu’il aurait atteint des profondeurs de l’espace équivalentes à la distance qui nous sépare des étoiles, son éclat aurait complètement disparu. Le soleil ne serait plus alors cette sphère majestueuse que nous connaissons. Il ne serait plus une source de chaleur agréable, ni une lumière capable de dissiper les ténèbres de la nuit. Notre grand soleil se serait réduit à l’insignifiance d’une étoile, pas même aussi brillante que beaucoup de celles que nous voyons chaque nuit.

La conclusion à laquelle nous arrivons est en effet considérable. Cette multitude d’étoiles qui ornent notre ciel chaque nuit revêt une importance immense. Chacune de ces étoiles est en réalité un soleil puissant, qui rivalise, et dans de nombreux cas dépasse, l’éclat de notre propre astre. Nous découvrons ainsi une conception majestueuse des vastes dimensions de l’espace, ainsi que de la dignité et de l’éclat des innombrables corps célestes qui l’habitent.

Il y a un autre aspect de cette situation qui n’est pas sans utilité. Désormais, nous devons nous rappeler que notre soleil n’est qu’une étoile, et pas une étoile particulièrement importante. Si le soleil, la Terre et tout ce qu’elle contient disparaissaient, l’effet dans l’univers ne serait rien de plus que celui d’une petite étoile ayant cessé de scintiller. Considéré simplement comme une étoile, le soleil doit occuper une place insignifiante au sein de la structure immense de l’univers. Mais ce n’est pas en tant qu’étoile que nous devons aborder le soleil. Sa proximité relative lui confère une importance incalculablement supérieure à celle de toutes les autres étoiles. Nous nous imaginions éloignés du soleil pour en saisir la véritable place dans l’univers ; approchons-nous maintenant et accordons-lui l’attention qu’exige son importance capitale pour nous.

À l’œil nu, le soleil semble être un cercle plat. Cependant, s’il est examiné au télescope, en prenant soin bien sûr d’interposer une lame de verre de couleur foncée ou d’employer une précaution similaire pour protéger l’œil des dommages, on percevra alors que le soleil n’est pas une surface plate, mais une véritable sphère lumineuse.

La première question à laquelle nous devons tenter de répondre est de savoir si la matière lumineuse qui forme cette sphère est une masse solide, ou, si ce n’est pas le cas, de quelle nature est-elle : liquide ou gazeuse ? À première vue, on pourrait penser que le soleil ne peut pas être fluide, et l’on imaginerait naturellement qu’il s’agit d’une boule solide composée d’une substance incandescente. Mais cette idée n’est pas correcte ; car nous pouvons montrer que le soleil n’est certainement pas un corps solide, du moins en ce qui concerne ses parties superficielles.

Une vue générale du soleil telle qu’elle apparaît avec un télescope de dimensions moyennes peut être observée sur la Fig. 11, qui est tirée d’une photographie.

Obtenue par M. Rutherford à New York le 22 septembre 1870. On voit immédiatement que la surface du corps lumineux n’a nullement une texture ou une luminosité uniformes. On peut plutôt la décrire comme granuleuse ou tachetée. Cette apparence est due aux nuages lumineux qui flottent en suspension dans une couche de gaz quelque peu moins lumineuse. Il va sans dire que ces nuages solaires sont très différents des nuages que nous connaissons bien dans notre propre atmosphère. Les nuages terrestres sont, bien sûr, formés de minuscules gouttelettes d’eau, tandis que les nuages à la surface du soleil sont composés de gouttelettes d’un ou plusieurs éléments chimiques à une température extrêmement élevée.

L’apparence granuleuse de la surface solaire est magnifiquement illustrée par les photographies de grande taille que M. Janssen, de Meudon, a réussi à obtenir au cours des vingt dernières années. Nous pouvons en reproduire une à la figure 12. On remarquera que les interstices entre les points lumineux ont une teinte grisâtre ; l’effet général (comme l’a souligné le professeur Young) ressemble beaucoup à celui d’une feuille de papier à dessin rugueux vue de loin. Nous observons souvent sur la surface d’un tel plateau des endroits où la définition semble insuffisante. Ce ne sont cependant pas les défauts que l’on pourrait croire au premier abord. Ils ne proviennent ni d’imperfections fortuites de la plaque photographique ni d’accidents durant le développement ; ils tiennent clairement leur origine à une cause réelle au sein même du soleil, et il ne nous sera pas difficile d’expliquer quelle doit être cette cause. Comme nous aurons l’occasion de le mentionner plus loin, les vitesses auxquelles se déplacent les gaz lumineux sur le soleil doivent être extrêmement grandes. Même en une centième de seconde (ce qui correspond à peu près à la durée d’exposition de cette plaque), les mouvements des nuages solaires sont suffisamment importants pour produire l’indistinction observée.

Fig. 12.—Photographie de la surface solaire.
(Par Janssen.)

Des petits objets sombres dispersés de manière irrégulière sur la surface solaire, appelés taches solaires, sont généralement visibles. Ces taches varient considérablement tant en taille qu’en nombre. Les taches solaires furent remarquées pour la première fois au début du XVIIe siècle, peu après l’invention du télescope. Leur apparence générale est montrée à la Fig. 13, où le noyau central sombre apparaît en contraste marqué avec le bord plus clair ou pénombre. La Fig. 16 montre une petite tache se développant à partir d’un des pores ou interstices entre les granules.

Les premiers observateurs de ces taches avaient remarqué qu’elles semblaient avoir un mouvement commun à travers le soleil. À la Fig. 14, nous présentons une copie d’un dessin remarquable du père Scheiner, montrant le mouvement de deux taches qu’il avait observées en mars 1627. La figure indique les positions successives occupées par les taches au cours des différents jours, du 2 au 16 mars. La Fig. 13.—Une tache solaire ordinaire. Ces marques, indiquées seulement en contour, représentent les positions occupées les 11 et 13 mars, jours où le temps était nuageux, de sorte qu’aucune observation ne pouvait être faite. On constate invariablement que ces objets se déplacent dans la même direction — à savoir, de la limbe orientale vers la limbe occidentale[3] du soleil. Ils accomplissent le parcours à travers la surface du soleil en douze ou treize jours, après quoi ils restent invisibles pendant environ la même durée avant de réapparaître à la limbe orientale. Ces premiers observateurs furent prompts à discerner la véritable signification de leur découverte. Ils déduisirent de ces simples observations le fait remarquable que le soleil, comme la Terre, effectue une rotation autour de son axe, et dans la même direction. Mais il existe une différence importante entre ces rotations : alors que la Terre met seulement vingt-quatre heures pour effectuer une rotation complète, le globe solaire met environ vingt-six jours pour accomplir l’une de ses rotations bien plus lentes.

PLAT III.
TACHES ET FACULES SUR LE SOLEIL.
(D’UNE PHOTOGRAPHIE DU M. WARREN DE LA RUE, 20 SEPTEMBRE 1861.)
Si nous examinons les taches solaires dans des conditions atmosphériques favorables et avec un télescope à ouverture assez grande, nous percevons une grande quantité de détails intéressants qui sont riches en informations concernant la structure du soleil. On constate souvent que la pénombre d’une tache est composée de filaments dirigés vers le centre de la tache, et généralement plus brillants à leurs extrémités intérieures, là où ils touchent le noyau. Dans une tache régulièrement formée, le contour de la pénombre a généralement la même forme que celui du noyau, mais les astronomes s’intéressent fréquemment vivement en observant de vastes taches de forme très irrégulière. Dans de tels cas, la surface brillante qui recouvre le soleil (la photosphère, comme on l’appelle) envahit souvent le noyau et forme une péninsule qui s’étend vers l’intérieur sombre, voire qui enjambe cet intérieur. Cela est bien illustré par le beau dessin du professeur Langley (Plat II.), représentant une tache très irrégulière qu’il a observée les 23–24 décembre 1873.

Les détails d’une tache solaire varient constamment ; des changements peuvent souvent être observés, même d’un jour à l’autre, parfois d’une heure à l’autre. Une remarque similaire peut être faite au sujet des bandes ou des taches brillantes que l’on observe fréquemment, surtout à proximité des taches. Ces marques lumineuses sont connues sous le nom de facules (de petites torches). On les voit le plus nettement près du bord du soleil, où la lumière émanant de sa surface n’est pas aussi intense qu’elle l’est plus près du centre du disque. La diminution de la luminosité au bord est due à l’épaisseur plus grande de l’atmosphère absorbante autour du soleil, à travers laquelle la lumière émise des régions proches du bord doit passer pour arriver jusqu’à nous.

Aucune des marques sur le disque solaire ne constitue une caractéristique permanente du soleil. Certaines de ces formations peuvent sans doute durer des semaines. Il est en effet arrivé occasionnellement qu’une même tache marque le globe solaire pendant de nombreux mois ; mais après une existence de durée plus ou moins longue, celles situées dans une partie du soleil peuvent disparaître, tandis que de nouvelles marques du même type deviennent fréquemment visibles ailleurs. La conclusion qui s’impose à partir de ces différents faits est irrésistible. Ils nous indiquent que la surface visible du soleil n’est pas une masse solide, ni même une masse liquide, mais que le globe, pour autant que nous puissions le voir, est composé de matière à l’état gazeux ou vaporisé.

Il arrive souvent qu’une grande tache se divise en deux ou plusieurs parties distinctes, et celles-ci ont parfois été vues s’éloigner les unes des autres à une vitesse allant, dans certains cas, à au moins mille miles à l’heure. « Parfois, bien que très rarement » (je cite ici le professeur Young[4], à qui je dois souvent mes informations), « un phénomène différent, d’un caractère extrêmement surprenant et stupéfiant, apparaît en relation avec ces objets : des taches d’intense brillance éclatent soudainement, restant visibles pendant quelques minutes, se déplaçant, pendant leur durée, à des vitesses allant jusqu’à cent miles par seconde. »

« L’un de ces événements est devenu classique. Il s’est produit le matin (heure de Greenwich) du 1er septembre 1859, et a été observé indépendamment par deux observateurs bien connus et fiables — M. Carrington et M. Hodgson — dont les comptes rendus peuvent être trouvés dans le Monthly

Communications de la
Royal Astronomical Society pour
novembre 1859.

M. Carrington effectuait à ce moment-là ses observations quotidiennes habituelles sur la position, la configuration et la taille des taches solaires au moyen d’une image du disque solaire projetée sur un écran — qui était alors la Fig. 14. — Observations de Scheiner sur les taches solaires.

Il était engagé dans cette série d’observations d’huit ans qui constituent la base de grande partie de notre science solaire actuelle. M. Hodgson, à une distance de nombreuses miles, esquissait en même temps les détails de la structure des taches solaires au moyen d’un oculaire solaire et d’un verre à ombre. Ils virent simultanément deux objets lumineux, ayant une forme ressemblant à celle de deux nouvelles lunes, chacun mesurant environ huit mille miles de long et deux mille de large, à une distance de

dans lesquelles apparaissent des taches solaires, distantes d’environ douze mille miles l’une de l’autre. Ces taches apparaissent soudainement au bord d’une grande tache solaire, avec une luminosité éblouissante au moins cinq ou six fois supérieure à celle des parties voisines de la photosphère ; elles se déplacent vers l’est le long de cette tache en lignes parallèles, devenant de plus en plus petites et faibles, jusqu’à disparaître en environ cinq minutes, après avoir parcouru une distance de près de trente-six mille miles.

Les taches solaires ne se trouvent pas de manière aléatoire sur toute la surface du Soleil. Elles se rencontrent principalement dans deux zones (fig. 15) de chaque côté de l’équateur solaire, entre les latitudes de 10° et 30°. À l’équateur, les taches sont rares, sauf, curieusement, vers les périodes où il y en a peu ailleurs. Dans les hautes latitudes, on ne les voit jamais. Lié étroitement à ces principes particuliers de leur répartition se trouve le fait remarquable que les taches situées à différentes latitudes n’indiquent pas les mêmes valeurs pour la période de rotation du Soleil. En observant une tache près de l’équateur solaire, Carrington a constaté qu’elle effectuait une rotation en vingt-cinq jours et deux heures. À une latitude de 20°, la période est d’environ vingt-cinq jours et dix-huit heures ; à 30°, elle atteint au moins vingt-six jours et douze heures, tandis que les taches relativement rares observées à la latitude de 45° nécessitent vingt-sept jours et demi pour effectuer une rotation complète.

Comme le Soleil, du moins en ce qui concerne ses régions extérieures, est une masse de gaz et non un corps solide, il n’y aurait rien d’incroyable à supposer que les taches solaires soient parfois dotées de mouvements propres, à l’instar de navires sur l’océan. Cependant, d’après les faits dont nous disposons, il semble que les différentes zones du Soleil, correspondant à ce que nous appelons les zones tropicales et tempérées sur Terre, continuent de tourner à des vitesses qui diminuent progressivement de l’équateur vers les pôles. Il semble probable que les parties intérieures du Soleil ne tournent pas comme si tout le corps était une masse rigoureusement connectée. La masse du Soleil, ou du moins sa majeure partie, ressemble fort peu à un corps solide, et ses différentes parties sont donc, dans une certaine mesure, libres de mouvement indépendant. Bien que nous ne puissions pas voir concrètement comment les parties intérieures du Soleil tournent, les lois de la dynamique nous permettent néanmoins de…

On peut en déduire que les couches intérieures du Soleil tournent plus rapidement que les couches extérieures, ce qui permet d’expliquer certaines caractéristiques des mouvements des taches solaires. Mais pour l’instant, il faut admettre qu’il existe de grandes difficultés à expliquer la répartition des taches et la loi de rotation du Soleil.

En 1826, le astronome allemand Schwabe commença à tenir un registre régulier du nombre de taches visibles sur le Soleil. Après les avoir observées pendant dix-sept ans, il put affirmer que leur nombre semblait fluctuer d’une année à l’autre, et qu’il existait une période d’environ dix ans entre leurs variations. Des observations ultérieures ont confirmé cette découverte, et de vieux livres et manuscrits ont été soigneusement examinés à la recherche d’informations anciennes. Ainsi, un registre plus ou moins complet de l’état du Soleil en ce qui concerne les taches depuis le début du XVIIe siècle a pu être établi. Cela a permis aux astronomes de déterminer avec plus de précision la période des maxima récurrents.

Le déroulement d’un des cycles des taches solaires peut être décrit comme suit : pendant deux ou trois ans, les taches sont à la fois plus grandes et plus nombreuses que la moyenne ; puis elles commencent à diminuer, jusqu’à atteindre un minimum après environ six ou sept ans depuis le maximum ; le nombre de taches commence alors à augmenter, et en environ quatre ans et demi, le maximum est de nouveau atteint. La durée du cycle est, en moyenne, d’environ onze ans et cinq semaines, mais tant sa durée que l’intensité des maxima varient quelque peu. Par exemple, un grand maximum a eu lieu à l’été 1870, suivi d’un minimum très bas en 1879, puis d’un maximum faible à la fin de 1883 ; ensuite, un minimum moyen a eu lieu vers août 1889, suivi du dernier maximum observé en janvier 1894. Il n’est pas impossible qu’une seconde période d’environ soixante ou quatre-vingts ans affecte la régularité de la période de onze ans. Des observations systématiques menées sur de nombreux années à venir seront nécessaires pour résoudre cette question, car les observations des taches solaires antérieures à 1826 sont bien trop incomplètes pour trancher les questions qui se posent.

Il semble exister une connexion curieuse entre la périodicité des taches solaires et leur répartition sur la surface du Soleil. Lorsqu’un minimum est sur le point de s’achever, les taches commencent généralement à apparaître à des latitudes d’environ 30° au nord et au sud de l’équateur solaire ; elles se développent ensuite progressivement plus près de l’équateur, de sorte que, au moment du maximum de fréquence, la plupart d’entre elles apparaissent à des latitudes ne dépassant pas 16°. Cette distance par rapport à l’équateur solaire continue de diminuer jusqu’au moment du minimum. En effet, les taches restent très proches de l’équateur pendant encore quelques années, jusqu’à ce que l’apparition signalant le début d’une nouvelle période se produise à des latitudes plus élevées.

Nous devons encore noter une caractéristique extraordinaire qui indique un lien étroit entre les phénomènes des taches solaires et les phénomènes purement terrestres du magnétisme. Il est bien connu, bien sûr, que l’aiguille d’une boussole ne pointe pas exactement vers le nord, mais s’écarte du méridien d’un angle qui varie selon les lieux et n’est même pas constant au même endroit. Par exemple, à Greenwich, l’aiguille pointe actuellement dans une direction située à 17° à l’ouest du nord, mais cette valeur est sujette à des changements très lents et progressifs, ainsi qu’à de très petites oscillations quotidiennes. Il y a environ cinquante ans, Lamont (un astronome bavarois, mais originaire d’Écosse) a découvert que l’amplitude de ces oscillations quotidiennes augmentait et diminuait régulièrement sur une période qu’il a estimée à 10-1⁄3 ans, période qui s’est par la suite avérée être de 11-1⁄10 ans, exactement la même que la période des taches solaires. Une étude approfondie des archives d’observations magnétiques a montré que le moment du maximum des taches solaires coïncide presque toujours avec celui du maximum des oscillations quotidiennes de l’aiguille de la boussole, et il en va de même pour les minima. Cette relation étroite entre la périodicité des taches solaires et les mouvements quotidiens de l’aiguille magnétique n’est pas la seule preuve dont nous disposons attestant d’un lien quelconque entre les phénomènes solaires et le magnétisme terrestre. Une période de maximum de taches solaires correspond à une période de forte activité magnétique, et il y a même eu des cas particuliers où une apparition inhabituelle sur le Soleil a été associée à des phénomènes magnétiques remarquables sur Terre. Un très

Un exemple intéressant de ce type est rapporté par le professeur Young, qui, lors d’observations effectuées à Sherman le 3 août 1872, perçut une perturbation très violente de la surface du soleil. Ce même jour, un membre de son équipe, chargé d’observations magnétiques et complètement ignorant de ce que le professeur Young avait vu, lui dit qu’il avait été contraint d’interrompre ses travaux magnétiques en raison du mouvement violent de son aimant. Il fut ensuite constaté, d’après les archives photographiques de Greenwich et de Stonyhurst, que la « tempête » magnétique observée en Amérique avait été ressentie simultanément en Angleterre. Une relation similaire entre les taches solaires et l’aurore boréale a également été remarquée ; ce fait étant une conséquence naturelle de la relation bien connue entre l’aurore et les perturbations magnétiques. D’un autre côté, il faut admettre que de nombreuses tempêtes magnétiques marquantes se sont produites sans aucune perturbation solaire correspondante[5]. Mais même ceux qui sont sceptiques quant à la relation entre ces deux types de phénomènes dans des cas particuliers ont du mal à douter du parallélisme remarquable entre l’augmentation et la diminution générales du nombre de taches solaires et l’amplitude des mouvements quotidiens de la boussole.

Fig. 16.—La texture du Soleil et une petite tache.
Nous avons maintenant décrit les principaux phénomènes solaires que le télescope nous a permis de découvrir. Mais il existe de nombreuses questions liées à la nature du Soleil que même le télescope le plus puissant ne pourrait pas nous permettre de résoudre, tandis que le spectroscope nous a donné les moyens de les étudier.

Ce que nous recevons du Soleil, c’est de la chaleur et de la lumière. La masse intensément chauffée du Soleil irradie ses rayons dans toutes les directions avec une prodigalité sans limites. Chaque rayon nous semble chaud, et nous le voyons d’un blanc éclatant, mais une analyse plus subtile que celle basée simplement sur la sensation ou la vue est nécessaire. Chaque rayon solaire porte les marques de son origine. Ces marques ne sont visibles qu’après avoir appliqué un procédé spécial ; alors, le rayon solaire peut raconter son histoire et nous révéler beaucoup sur la nature de la composition de ce grand astre.

Nous considérons la lumière du Soleil comme incolore, tout comme nous disons que l’eau n’a pas de goût, mais ces deux expressions se rapportent plutôt à nos propres sensations qu’à…

à rien de vraiment caractéristique de l’eau ou de la lumière du soleil. Nous considérons la lumière du soleil comme incolore parce qu’elle constitue, pour ainsi dire, le fond sur lequel toutes les autres couleurs sont représentées. En réalité, le blanc est loin d’être incolore : il contient toutes les teintes connues mélangées entre elles dans certaines proportions. La lumière du soleil est en fait extrêmement composite ; la Nature elle-même nous le dit si nous lui prêtons ne serait-ce qu’une légère attention. D’où viennent ces belles teintes que nous connaissons tous ? Regardez les magnifiques nuances d’un jardin : le rouge de la rose n’est pas dans la rose elle-même. Tout ce que fait la rose, c’est capter les rayons du soleil qui tombent sur elle, en extraire le rouge qu’ils contiennent et irradier cette lumière rouge vers nos yeux. S’il n’y avait pas de rayons rouges transportés avec les autres rayons dans le faisceau solaire, il ne pourrait y avoir de rose rouge visible à la lumière du soleil.

Le principe en jeu a de nombreuses autres applications ; une dame dira souvent qu’une robe qui semble très belle en plein jour ne convient pas le soir. La raison en est que la robe est conçue pour mettre en valeur certains couleurs présentes dans la lumière du soleil ; mais ces couleurs ne sont pas présentes dans les mêmes proportions sous la lumière au gaz, et par conséquent la robe a une teinte différente. La faute n’est pas dans la robe, elle réside dans le gaz ; et lorsque l’on utilise la lumière électrique, celle-ci émet des rayons plus proches de ceux du soleil, et les couleurs de la robe apparaissent avec toute leur beauté prévue.

La manifestation naturelle la plus éclatante de la nature de la lumière du soleil se voit dans l’arc-en-ciel. Ici, les rayons du soleil sont réfractés et réfléchis par de minuscules gouttelettes d’eau dans les nuages ; celles-ci nous transmettent la lumière du soleil et, ce faisant, décomposent les rayons blancs en les sept couleurs primaires — rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet.

PLATE A.
LE SOLEIL.
Observatoire royal de Greenwich, 8 juillet 1892.

L’arc-en-ciel inséré dans les nuages est typique de ce grand domaine de la science moderne dont nous allons maintenant exposer les principes. Les gouttelettes d’eau décomposent les rayons solaires ; nous suivons alors le parcours indiqué par l’arc-en-ciel et analysons la lumière solaire en ses composants. Nous pouvons le faire avec précision scientifique lorsque nous utilisons cette clé remarquable des secrets de la Nature, connue sous le nom de spectroscope. Les rayons de lumière solaire blanche

Il se compose d’innombrables faisceaux de toutes les couleurs, en étroite association. Chaque teinte de rouge, de jaune, de bleu et de vert peut être trouvée dans un rayon de soleil. Le bâton du magicien, avec lequel nous frappons le rayon de soleil pour le mettre en ordre parfait, n’est autre que l’instrument simple connu sous le nom de prisme en verre. Nous avons représenté cet instrument sous sa forme la plus simple dans la figure adjacente (fig. 17). Il s’agit d’un morceau de verre pur et homogène, en forme de cunée. Lorsqu’un rayon de lumière provenant du soleil ou de toute autre source tombe sur le prisme, il traverse le verre transparent et ressort de l’autre côté ; cependant, l’influence du verre provoque un changement notable dans ce rayon. Il est dévié par réfraction par rapport à son parcours initial et est contraint de suivre un chemin différent. Si, cependant, le prisme déviait tous les rayons de lumière de manière égale, il ne servirait à rien pour analyser la lumière ; mais heureusement, le prisme agit avec une efficacité variable sur les rayons de différentes couleurs. Un rayon rouge n’est pas autant dévié qu’un rayon jaune ; un rayon jaune n’est pas autant dévié qu’un rayon bleu. Il en résulte donc que lorsque le faisceau composite de lumière solaire, dans lequel tous les rayons différents sont mélangés, passe à travers le prisme, ceux-ci ressortent de la manière indiquée dans la figure ci-jointe (fig. 18). C’est là donc la source du pouvoir d’analyse du prisme : il dévie les différentes couleurs de manière inégale, et par conséquent, après avoir traversé le prisme, le faisceau de lumière solaire composite n’est plus simplement de la lumière blanche, mais se transforme en une bande de lumière colorée, aux teintes semblables à celles de l’arc-en-ciel, allant du rouge foncé à une extrémité, en passant par toutes les nuances intermédiaires, jusqu’au violet à l’autre extrémité.

Fig. 18.—Dispersion de la lumière par le prisme.
Le prisme nous offre un moyen de décomposer la lumière du soleil, ou celle provenant de toute autre source, en ses composantes. L’examen de la qualité de la lumière après analyse nous permet d’en apprendre davantage sur la composition du corps d’où émane cette lumière. En effet, dans certains cas simples, la simple couleur d’une lumière suffit à indiquer sa source. On observe ainsi une lumière rouge éclatante lors des feux d’artifice, due au strontium métallique. L’œil peut identifier cet élément rien qu’à la couleur de la flamme. Il existe également une lumière jaune caractéristique produite par la flamme du sel ordinaire brûlé avec de l’alcool. Le sodium est le principal constituant du sel ; ainsi, nous reconnaissons ici une autre substance rien qu’à la couleur qu’elle émet lorsqu’elle brûle. Nous pouvons aussi mentionner une troisième substance, le magnésium, qui brûle avec une lumière blanche éclatante, très caractéristique de ce métal.

PLATINE XIII.
SPECTRES DU SOLEIL ET DES ÉTOILES.
I. LE SOLEIL.
II. SIRIUS.
III. ALDEBARAN.
IV. BETELGEUZE.
Les trois métaux, le strontium, le sodium et le magnésium, peuvent ainsi être identifiés par les couleurs qu’ils produisent lorsqu’ils sont incandescents. Cet observation simple contient le germe de la méthode moderne de recherche connue sous le nom d’analyse spectrale. Nous pouvons maintenant examiner avec le prisme les couleurs du soleil et celles des étoiles, et à partir de cette observation nous pouvons en apprendre davantage sur les matériaux qui entrent dans leur composition. Nous ne sommes pas limités à l’utilisation d’un seul prisme ; nous pouvons plutôt faire en sorte que la lumière à analyser passe à travers plusieurs prismes successivement, afin d’accroître la dispersion ou l’éparpillement des différentes couleurs. Pour entrer dans le spectroscope, la lumière passe d’abord à travers une fente étroite, puis les rayons deviennent parallèles en passant à travers une lentille ; ces rayons parallèles passent ensuite à travers un ou plusieurs prismes, et sont finalement observés à l’aide d’un petit télescope, ou bien ils peuvent être interceptés par une plaque photographique sur laquelle une image sera alors obtenue. Si le faisceau de lumière passant à travers la fente provient d’un solide incandescent ou

Que ce soit à partir d’un corps liquide ou d’un gaz sous haute pression, on constate que la bande colorée ou le spectre contient toutes les couleurs indiquées sur la Plaque XIII, sans aucune interruption entre ces couleurs. Cela est appelé un spectre continu. Mais si nous examinons la lumière émise par un gaz sous basse pression, ce qui peut se faire en plaçant une petite quantité de ce gaz dans un tube en verre et en le faisant briller grâce à un courant électrique, nous constatons qu’il n’émet pas de rayons de toutes les couleurs, mais seulement des rayons de certaines couleurs bien définies qui diffèrent selon les gaz. Le spectre d’un gaz consiste donc en un certain nombre de lignes lumineuses séparées les unes des autres.

Lorsque nous étudions la lumière solaire à travers un prisme, on constate que le spectre ne s’étend pas de manière continue d’un bout à l’autre, mais est entrecoupé de multiples lignes sombres, dont seules quelques-unes sont représentées sur la plaque adjacente (Plaque XIII). Ces lignes constituent une caractéristique permanente du spectre solaire. Elles sont aussi caractéristiques de la lumière solaire que les couleurs produites par le prisme, et elles offrent beaucoup d’intérêt et d’informations au sujet du soleil. Ce sont ces lignes qui révèlent l’histoire et la nature du soleil. Vues à travers un instrument suffisamment puissant, on trouve des centaines, voire des milliers de lignes sombres qui traversent le spectre solaire. Elles présentent toutes sortes d’intensités et de faiblesses ; leur distribution ne semble obéir à aucune loi simple. En certains endroits du spectre, il y a peu de lignes ; dans d’autres régions, elles sont tellement serrées les unes contre les autres qu’il est difficile de les distinguer. À certains endroits, elles sont extrêmement fines et délicates, et elles suscitent toujours l’admiration de quiconque observe ce phénomène intéressant à l’aide d’un bon instrument.

Il n’y a pas de meilleure façon d’expliquer le sujet plutôt difficile de l’analyse des spectres que de suivre pas à pas les étapes de la découverte originale qui a permis de démontrer clairement l’importance des lignes sombres de Fraunhofer. Concentrons-nous particulièrement sur cette ligne du spectre solaire marquée d. Vue dans le spectroscope, on constate qu’elle se compose de deux lignes très finement séparées par un intervalle minuscule, l’une de ces lignes étant légèrement plus épaisse que l’autre. Supposons que, tandis que l’attention est concentrée sur ces lignes, la flamme d’un alcool ordinaire…

On place une lampe colorée par du sel commun devant l’instrument, de sorte que le rayon de lumière solaire directe passe à travers la flamme avant d’entrer dans le spectroscope. L’observateur voit immédiatement les deux lignes connues sous le nom de d briller avec une intensité et une vivacité considérablement accrues, tandis qu’il n’y a aucun autre effet perceptible sur le spectre. Quelques essais montrent que cette intensification des lignes d est due au vapeur de sodium provenant de la combustion du sel dans la lampe à travers laquelle la lumière solaire est passée.

Il est tout à fait impossible que ce lien merveilleux entre le sodium et les lignes d du spectre soit purement fortuit. Même s’il ne s’agissait que d’une seule ligne, il serait hautement improbable que cette coïncidence survienne par hasard ; mais lorsque nous constatons que le sodium affecte les deux lignes proches qui forment les d, notre conviction qu’il doit exister un lien profond entre ces lignes et le sodium devient une certitude absolue. Supposons que la lumière solaire soit coupée, et que toute autre lumière soit exclue, sauf celle émanant de la vapeur incandescente de sodium dans la flamme de l’alcool. Nous constaterons alors, en regardant à travers le spectroscope, que nous ne voyons plus toutes les couleurs de l’arc-en-ciel ; la lumière provenant du sodium se concentre en deux lignes jaune vif, occupant précisément la position occupée par les lignes sombres d dans le spectre solaire, dont l’obscurité semblait être intensifiée par la flamme de sodium.

Nous devons ici tenter de dissiper ce qui peut, à première vue, sembler être un paradoxe. Comment se fait-il que, bien que la flamme de sodium produise deux lignes brillantes lorsqu’elle est observée en l’absence d’autre lumière, elle semble pourtant intensifier les deux lignes sombres du spectre solaire ? L’explication de cela nous mène immédiatement à la doctrine fondamentale de l’analyse du spectre. Les soi-disant lignes sombres du spectre solaire ne sont sombres que par contraste avec l’éclairage éclatant du reste du spectre. Une grande partie de la lumière solaire se trouve réellement dans ces lignes sombres, bien que pas assez pour être visible lorsque l’œil est ébloui par la brillance environnante. Lorsque la flamme de la lampe à alcool chargée de sodium intervient, elle émet une certaine quantité de lumière, qui est entièrement localisée dans ces deux lignes. Jusqu’ici, il semblerait que l’influence de la flamme de sodium doive se manifester par une diminution de l’obscurité des

les lignes et les rend moins visibles. En fait, elles sont bien plus visibles avec la flamme de sodium qu’sans elle. Cela provient du fait que la flamme de sodium possède la propriété remarquable de couper la lumière solaire qui se dirigeait vers ces lignes particulières ; ainsi, bien que le sodium contribue à éclairer ces lignes, il intercepte une quantité bien plus grande de lumière qui, autrement, les aurait éclairées, ce qui les rend plus sombres avec la flamme de sodium qu’ sans elle.

Nous sommes ainsi conduits à un principe remarquable, qui a permis d’interpréter les lignes sombres du spectre du soleil. Nous constatons que lorsque le vapeur de sodium est chauffé, elle émet une lumière de type très particulier, qui, vue à travers un prisme, se concentre en deux lignes. Mais le vapeur de sodium possède également cette propriété : la lumière du soleil peut passer à travers lui sans aucune absorption perceptible, sauf pour ces rayons particuliers qui ont les mêmes caractéristiques que les deux lignes en question. En d’autres termes, si le vapeur chauffé d’une substance produit un spectre de lignes brillantes, correspondant à des lumières de divers types, ce même vapeur agira comme un écran opaque pour ces lumières spécifiques, tout en restant transparent aux autres types de lumière.

Ce principe est d’une telle importance dans la théorie de l’analyse des spectres que nous ajoutons un autre exemple. Prenons l’élément fer, qui illustre de manière très frappante la loi en question. Dans le spectre solaire, on sait que plusieurs centaines de lignes sombres correspondent au spectre du fer. Cette correspondance se manifeste de façon évidente lorsque, au moyen d’un dispositif approprié, on examine la lumière d’une étincelle électrique provenant de pôles en fer dans le spectroscope, côte à côte avec le spectre solaire. Les lignes de fer dans le soleil sont identiques en position à celles du spectre du vapeur de fer incandescent. Mais le spectre du fer, tel que décrit ici, se compose de lignes brillantes ; tandis que celles avec lesquelles il est comparé dans le soleil sont sombres sur un fond brillant. On peut les comprendre complètement si l’on suppose que le vapeur issu du fer fortement chauffé est présent dans l’atmosphère entourant les couches lumineuses du soleil. Ce vapeur absorberait ou arrêterait précisément les mêmes rayons qu’il émet lorsqu’il est incandescent, et c’est ainsi que nous apprenons

Le fait important est que le fer, tout comme le sodium, doit, d’une manière ou d’une autre, faire partie de la composition du soleil.

Telle est, en bref, la découverte célèbre des temps modernes qui a permis d’interpréter les lignes sombres du spectre solaire. Les spectres d’un grand nombre de substances terrestres ont été examinés en comparaison avec le spectre solaire, et il a ainsi été établi que de nombreux éléments connus sur Terre sont présents dans le soleil. On peut citer le calcium, le fer, l’hydrogène, le sodium, le carbone, le nickel, le magnésium, le cobalt, l’aluminium, le chrome, le strontium, le manganèse, le cuivre, le zinc, le cadmium, l’argent, le étain, le plomb, le potassium. Certains des éléments les plus importants sur Terre semblent manquer au soleil. Le soufre, le phosphore, le mercure, l’or, l’azote peuvent être mentionnés parmi les éléments qui, jusqu’à présent, n’ont donné aucun signe indiquant qu’ils fassent partie de la composition solaire.

Il est également possible que les lignes d’une substance dans l’atmosphère solaire soient si brillantes que la lumière du spectre continu, sur laquelle elles sont superposées, ne puisse pas les « inverser » — c’est-à-dire les transformer en lignes sombres. Nous savons, par exemple, que les lignes brillantes de vapeur de sodium peuvent devenir si intensément lumineuses que le spectre d’un cylindre de chaux incandescente placé derrière la vapeur de sodium ne parvient pas à inverser ces lignes. Si, alors, nous affaiblissons les lignes de sodium, on peut les réduire à exactement l’intensité présente dans cette partie du spectre de la lumière de chaux ; dans ce cas, bien sûr, ces lignes ne pourraient pas être distinguées. La question de savoir quels éléments manquent réellement au soleil doit donc, comme beaucoup d’autres questions concernant notre grand astre, être considérée pour l’instant comme une question ouverte. Nous verrons bientôt qu’un élément jusqu’alors inconnu a en réalité été découvert grâce à une ligne qui le représente dans le spectre solaire.

Revenons maintenant aux taches solaires et voyons ce que le spectroscope peut nous apprendre sur leur nature. Nous fixons un spectroscope puissant à l’extrémité destinée à l’œil d’un télescope afin de concentrer autant de lumière que possible sur la fente ; celle-ci doit donc être placée exactement au foyer de l’objet…

verre. L’instrument est alors pointé vers une tache, de sorte que son image tombe sur la fente, et la présence de la partie centrale sombre appelée ombre se révèle par une bande sombre qui traverse le spectre solaire ordinaire d’un bout à l’autre. Elle est bordée des deux côtés par le spectre de la pénombre, qui est beaucoup plus brillant que celui de l’ombre, mais moins brillant que celui des régions adjacentes du soleil.

Du fait que le spectre s’assombrit, nous apprenons qu’il y a une absorption considérable de la lumière dans l’ombre. Cependant, cette absorption n’est pas de celles causées par la présence de volumes de particules solides ou liquides microscopiques, comme celles qui constituent la fumée ou les nuages. Cela est indiqué par le fait, découvert pour la première fois par Young en 1883, que le spectre ne s’assombrit pas uniformément, comme ce serait le cas si l’absorption était causée par des particules en suspension. Au cours de l’examen de nombreuses taches grandes et tranquilles, il a constaté que la partie verte centrale du spectre était traversée par d’innombrables lignes fines et sombres, généralement en contact les unes avec les autres, mais ici et là séparées par des intervalles brillants. Chaque ligne est plus épaisse au milieu (correspondant au centre de la tache) et s’amincit en un fil fin aux deux extrémités ; en effet, la plupart de ces lignes peuvent être suivies à travers le spectre de la pénombre et jusqu’à celui de la surface solaire. L’absorption semble donc être causée par des gaz à une température bien inférieure à celle des gaz présents à l’extérieur de la tache.

Dans les parties rouges et jaunes du spectre de la tache, qui ont été étudiées en détail pendant de nombreuses années par Sir Norman Lockyer à l’Observatoire de South Kensington, on trouve des détails intéressants qui confirment cette conclusion. Beaucoup de lignes sombres ne sont ni plus épaisses ni plus sombres dans la tache qu’elles ne le sont dans le spectre solaire ordinaire, tandis que d’autres s’épaississent considérablement dans le spectre de la tache, comme les lignes de fer, de calcium et de sodium. Les lignes de sodium sont parfois à la fois élargies et doublement inversées — c’est-à-dire qu’une ligne brillante est superposée à la ligne épaisse et sombre. La même particularité se rencontre fréquemment chez les lignes remarquables de calcium h et k, situées à l’extrémité violette du spectre. Ces faits indiquent la présence de grandes masses de vapeurs de sodium et de calcium au-dessus du noyau. Les observations effectuées à

South Kensington a également mis en évidence une autre particularité intéressante des spectres de taches. Lors de la fréquence minimale des taches, les lignes de fer et d’autres éléments terrestres se distinguent parmi les lignes les plus élargies ; aux maxima, celles-ci disparaissent presque complètement, et l’élargissement n’apparaît que chez les lignes d’origine inconnue.

Le spectroscope nous a donné les moyens d’étudier d’autres caractéristiques intéressantes du soleil, qui sont si faibles qu’au cœur de la lumière solaire intense, elles ne peuvent être observées facilement à l’aide d’un simple télescope. Nous pouvons cependant les voir assez facilement lorsque le corps brillant du soleil est obscurci lors de l’événement rare d’une éclipse totale. Les conditions nécessaires à l’apparition d’une éclipse seront examinées plus en détail dans le chapitre suivant. Pour l’instant, il suffit de noter que, grâce au mouvement de la lune, il peut arriver que celle-ci cache complètement le soleil, produisant ainsi pour certaines parties de la Terre ce que nous appelons une éclipse totale. Les quelques minutes durant lesquelles dure une éclipse totale sont d’un grand intérêt pour les astronomes. L’obscurité règne sur le paysage, et dans cette obscurité, on peut observer des phénomènes rares et magnifiques.

On trouve à la fig. 19 un diagramme d’une éclipse totale, montrant certains des objets remarquables connus sous le nom de protubérances (a, b, c, d, e), qui se projettent depuis l’arrière du corps sombre de la Lune. Il est facile de démontrer qu’elles ne font pas partie de la Lune, mais constituent plutôt des appendices solaires d’une sorte ou d’une autre. Elles apparaissent d’abord sur le limbe oriental au début de la totalité, comme le montre la fig. 19 — Protubérances observées lors d’une éclipse totale. Celles qui apparaissent en premier sont progressivement plus ou moins recouvertes par la Lune qui avance, tandis que d’autres émergent derrière le limbe occidental de la Lune, jusqu’à ce que la totalité soit terminée et que la lumière solaire revienne, moment auquel elles disparaissent instantanément.

La première éclipse totale survenue après que le spectroscope eut été mis entre les mains des astronomes eut lieu en 1868. Le 18 août de cette année-là, une éclipse totale était visible en Inde. Plusieurs observateurs, équipés de spectroscopes, étaient à l’affût des protubérances et purent annoncer que leur spectre se composait de lignes brillantes distinctes, démontrant ainsi que ces objets étaient des masses de gaz incandescents. Le jour suivant, l’éminent astronome Janssen, l’un des observateurs de l’éclipse, réussit à voir ces lignes en pleine lumière solaire, car il savait désormais exactement où les chercher. Beaucoup de mois avant l’éclipse, sir Norman Lockyer s’était déjà préparé à rechercher ces protubérances, estimant qu’elles produiraient un spectre linéaire facilement visible, si

Seule la lumière ordinaire du soleil pouvait être suffisamment filtrée. Il proposa de réaliser cela en utilisant un spectroscope à forte dispersion, qui disperserait considérablement le spectre continu et le rendrait plus faible. L’effet de cette forte dispersion sur les lignes brillantes isolées qu’il espérait voir consisterait uniquement à élargir les intervalles entre elles sans affecter leur intensité. Le nouveau spectroscope, qu’il fit construire à cette fin, ne fut achevé que quelques semaines après la fin de l’éclipse, bien avant que la nouvelle des réalisations de Janssen n’arrive en Europe depuis l’Inde. Lorsque cette nouvelle parvint, Sir N. Lockyer avait déjà découvert le spectre de protubérances invisibles au bord du soleil. L’honneur de l’application pratique d’une méthode permettant d’observer les protubérances solaires sans recourir à une éclipse doit donc être partagé entre les deux astronomes.

Lorsqu’un spectroscope est dirigé vers le bord du soleil de manière que la fente soit radiale, certaines lignes lumineuses courtes deviennent visibles ; elles se trouvent exactement dans la prolongation des lignes sombres correspondantes du spectre solaire. En examinant attentivement les circonstances, on peut démontrer que les gaz qui forment les protubérances sont également présents sous forme d’une couche atmosphérique relativement peu épaisse tout autour du grand corps lumineux. Cette couche a une profondeur d’environ cinq ou six mille miles et se situe immédiatement au-dessus de la couche dense de nuages lumineux qui forme la surface visible du soleil et que nous appelons la photosphère. L’enveloppe gazeuse d’où proviennent les protubérances a été nommée chromosphère en raison des lignes colorées observées dans son spectre. Ces lignes sont très nombreuses, mais celles relatives à l’hydrogène, seule substance concernée, prédominent tellement que l’on peut dire que la chromosphère est principalement composée de cet élément. Il convient cependant de noter que le calcium et un autre élément y sont également toujours présents, tandis que le fer, le manganèse et le magnésium apparaissent souvent. L’élément remarquable, dont nous n’avons pas encore mentionné le nom, a une histoire étonnante.

Lors de l’éclipse de 1868, une fine ligne jaune fut observée parmi les lignes du spectre de la protubérance, et ce n’était pas surprenant au début

On a supposé qu’il s’agissait de la ligne jaune du sodium. Mais lorsqu’on a effectué par la suite des observations minutieuses, sans précipitation et en plein soleil, et que l’on a obtenu des mesures précises, on a immédiatement remarqué que cette ligne n’était pas identique à aucune des composantes de la double ligne du sodium. La nouvelle ligne était, sans aucun doute, très proche des lignes du sodium, mais légèrement tournée vers la partie verte du spectre. On a également constaté qu’en général il n’y avait aucune ligne correspondante parmi les lignes sombres du spectre solaire ordinaire, bien qu’une fine ligne sombre ait été détectée de temps en temps, surtout près d’une tache solaire. Sir Norman Lockyer et Sir Edward Frankland ont montré que cela n’était pas produit par aucun élément terrestre connu. On a donc supposé que cela était causé par un corps jusqu’alors inconnu, auquel on a donné le nom d’hélium, ou élément solaire. Environ une douzaine de lignes moins prononcées ont été progressivement identifiées dans le spectre des protubérances et de la chromosphère, qui semblaient également être causées par cet hélium mystérieux. Ces mêmes lignes remarquables ont également été détectées ces dernières années dans les spectres de diverses étoiles.

Ce gaz, connu depuis longtemps dans le ciel, a finalement été détecté sur Terre. En avril 1895, le professeur Ramsay, qui avec Lord Rayleigh avait découvert le nouvel élément argon, a détecté la présence de la célèbre ligne d’hélium dans le spectre du gaz libéré par la chauffe du minéral rare appelé cleveite, trouvé en Norvège. Ainsi, cet élément, dont l’existence avait d’abord été détectée sur le Soleil, à quatre-vingt-treize millions de miles de distance, a finalement été prouvé être également un élément terrestre.

Lorsque Runge a annoncé que la ligne principale du spectre de l’hélium terrestre possédait une ligne compagnonne faible et très proche du côté rouge, certains doutes ont d’abord semblé planer sur l’identité du nouveau gaz terrestre découvert par Ramsay avec l’hélium de la chromosphère. La ligne d’hélium de cette dernière n’avait jamais été observée comme étant double. Cependant, par la suite, plusieurs observateurs équipés d’instruments très puissants ont découvert que la célèbre ligne de la chromosphère possédait réellement une ligne compagnonne très faible. Ainsi, l’identité entre l’hélium céleste et le gaz trouvé sur notre globe a été établie de la manière la plus

d’une manière remarquable. Certaines circonstances semblaient indiquer que le nouveau gaz pourrait être un mélange de deux gaz de densités différentes, mais jusqu’à présent cela n’a pas été prouvé.

Après qu’il eut été possible d’observer les spectres des protubérances sans attendre une éclipse, Sir W. Huggins, lors d’une observation du 13 février 1869, a appliqué avec succès une méthode permettant d’observer ces objets solaires remarquables eux-mêmes, et non seulement leurs spectres, en plein jour. Il suffit d’ajuster le spectroscope de façon à ce que l’une des lignes les plus brillantes – par exemple la ligne rouge de l’hydrogène – se trouve au centre du champ du télescope d’observation, puis d’ouvrir largement la fente du spectroscope. Une image rouge de la protubérance apparaîtra alors à la place de la simple ligne. En fait, lorsque la fente est ouverte largement, les prismes produisent une série d’images distinctes de la protubérance observée, une pour chaque type de lumière émise par l’objet.

Nous avons parlé du spectroscope comme étant dépendant de l’action de prismes en verre. Il convient d’ajouter que dans la catégorie la plus élevée de spectroscopes, les prismes sont remplacés par des grilles striées d’où la lumière est réfléchie. L’effet des striations est de provoquer, par ce qu’on appelle la diffraction, la fragmentation nécessaire du faisceau lumineux en ses composantes.

PLAT IV.

PRIMORDIAUX SOLAIRES.
(Dessinés par Trouvelot à l’Université de Harvard, Cambridge, États-Unis, en 1872.)

Les proportions de certains de ces puissants primordiaux qui jaillissent de la surface lumineuse sont en effet majestueuses ; cependant, ils vacillent, tout comme nos flammes terrestres, lorsque l’on leur accorde un temps proportionnel à leurs dimensions gigantesques. Des dessins du même primordial réalisés à des intervalles de quelques heures, voire moins, montrent souvent de grands changements. L’amplitude des déplacements observés atteint parfois plusieurs milliers de miles, et la vitesse réelle à laquelle de telles masses se déplacent dépasse fréquemment 100 miles par seconde. Les convulsions sont encore plus violentes lorsque, depuis la surface de la chromosphère, comme s’il s’agissait d’un immense four, d’immenses masses de gaz incandescents sont projetées vers le haut. La planche IV présente un certain nombre de primordiaux tels que les a vus Trouvelot à l’Observatoire de l’Université de Harvard, à Cambridge, aux États-Unis. Trouvelot a réussi à montrer dans les différentes images la merveilleuse variété d’aspect que ces objets peuvent présenter. Les dimensions des primordiaux peuvent être déduites de l’échelle jointe à la planche. Le plus grand d’entre ceux représentés ici atteint une hauteur de 80 000 miles ; et des observateurs fiables ont enregistré des primordiaux ayant une altitude encore bien plus grande. Les changements rapides que subissent parfois ces objets sont bien illustrés par les deux esquisses situées à gauche de la ligne la plus basse, dessinées le 27 avril 1872. Il s’agit toutes deux de dessins du même primordial pris à un intervalle ne dépassant pas vingt minutes. Cette flamme colossale est si vaste que sa longueur est dix fois supérieure au diamètre de la Terre, et pourtant, en ce bref laps de temps, elle a complètement changé d’aspect ; la partie supérieure de la flamme s’est en effet détachée et apparaît maintenant dans cette partie du dessin, entre les deux figures situées au-dessus de la ligne. La même planche montre également divers exemples de ces objets en forme de spicules, pris cependant à des moments différents et dans différentes régions du soleil. Ces spicules n’atteignent généralement pas une altitude supérieure à 20 000 miles, bien qu’ils montent parfois à des distances stupéfiantes.

Nous pouvons mentionner un objet particulier de ce type, dont l’histoire remarquable a été consignée par le professeur Young. Le 7 octobre 1880, un

Une protubérance a été observée vers 10h30 du matin sur le bord sud-est du soleil. Elle se trouvait alors à environ 40 000 miles d’altitude et n’a suscité aucune attention particulière. Une demi-heure plus tard, une transformation merveilleuse s’est produite : pendant cet bref intervalle, la protubérance est devenue très brillante et a doublé de longueur. Pendant une heure encore, cette flamme puissante a continué à monter, jusqu’à atteindre une altitude sans précédent de 350 000 miles – une distance représentant plus d’un tiers du diamètre même du grand astre. À ce sommet, l’énergie de cette éruption colossale semble enfin s’être épuisée : la flamme s’est fragmentée en morceaux, et à 12h30 – soit seulement deux heures après sa première observation – le phénomène avait complètement disparu.

Il ne fait aucun doute que cette éruption particulière était exceptionnelle par son intensité, ainsi que par l’ampleur des changements qu’elle indiquait. La vitesse de cette élévation devait être d’au moins 200 000 miles à l’heure, ou, pour le dire autrement, plus de cinquante miles par seconde. Cette flamme puissante a jailli du soleil avec une vitesse plus de 100 fois supérieure à celle de la balle la plus rapide jamais tirée d’un fusil.

Les protubérances peuvent généralement être divisées en deux catégories. Il y a d’abord celles qui sont relativement calmes et dont la forme ressemble un peu aux nuages flottant dans notre atmosphère terrestre. La deuxième catégorie de protubérances peut être décrite comme étant éruptives. En réalité, elles sont projetées depuis la chromosphère sous forme de jets gigantesques de matériel incandescent. Ces deux catégories d’objets diffèrent non seulement par leur apparence, mais aussi par les gaz dont ils sont composés. Les protubérances ressemblant à des nuages sont principalement constituées d’hydrogène, avec du hélium et du calcium, tandis que de nombreux métaux se trouvent dans les émissions éruptives. Ces dernières ne sont jamais observées près des pôles du soleil, mais apparaissent généralement à proximité d’une tache solaire, confirmant ainsi l’hypothèse selon laquelle ces taches sont liées à des perturbations violentes à la surface du soleil. Lorsqu’une tache atteint le bord du soleil, on constate souvent qu’elle est entourée de protubérances. Il a même été possible, dans quelques cas, de détecter de puissantes éruptions gazeuses à proximité d’une tache, le spectroscope permettant de les rendre visibles par rapport…

Le fond de la surface solaire, tout comme les protubérances sont observées au bord du disque solaire contre le fond du ciel.

Pour photographier une protubérance, il faut bien sûr remplacer l’œil de l’observateur par une plaque photographique. Cependant, en raison de la difficulté à empêcher la faible lumière émise par la protubérance d’être éclipsée par des lumières extérieures, la photographie de ces corps n’a été que peu fructueuse jusqu’à ce que le professeur Hale, de Chicago, conçoive son spectrohéliographe. Cet instrument dispose (en plus de la fente habituelle à travers laquelle la lumière tombe sur les prismes ou les réseaux) d’une seconde fente située juste en face de la plaque photographique, à travers laquelle seule la lumière d’une longueur d’onde donnée peut passer, à l’exclusion de toutes les autres. La lumière choisie pour produire l’image des protubérances est celle émise dans la remarquable « ligne k », due au calcium. Elle se trouve à l’extrémité du violet. La lumière provenant de cette partie du spectre, bien qu’invisible à l’œil, est beaucoup plus active sur le plan photographique que la lumière provenant des parties rouges, jaunes ou vertes du spectre. La fente avant est ajustée de manière à ce que la ligne k tombe sur la seconde fente, et tandis que la fente avant est lentement balayée mécaniquement sur toute la surface d’une protubérance, la seconde fente suit son mouvement grâce à un mécanisme approprié.

Si l’image du disque solaire est cachée par un écran de taille exactement adaptée, les fentes peuvent être mises en mouvement pour balayer tout le soleil, nous permettant ainsi, en une seule exposition, d’obtenir une image de l’anneau chromosphérique entourant le bord du soleil, avec ses protubérances. L’écran peut alors être retiré, et les fentes peuvent être mises en mouvement rapidement sur le disque lui-même. Elles révèlent l’existence de vapeurs de calcium lumineuses dans de nombreuses régions de la surface du soleil. Ainsi, nous obtenons une image saisissante du soleil telle qu’elle apparaît sous l’effet de cette lumière particulière. De cette manière, le professeur Hale a confirmé l’observation faite bien avant par le professeur Young, selon laquelle les spectres des protubérances montrent toujours les deux grandes bandes de calcium.

La vitesse à laquelle une protubérance s’élève vers le haut depuis le bord du soleil peut, bien sûr, être mesurée directement par des observations ordinaires.

avec un micromètre. Le spectroscope, cependant, nous permet d’estimer la vitesse à laquelle les perturbations à la surface du soleil se déplacent en direction de la terre ou depuis la terre. Nous pouvons mesurer cette vitesse en observant le comportement particulier des lignes spectrales représentant les masses en mouvement rapide. Cela ouvre une voie d’enquête remarquable, avec des applications importantes dans de nombreux domaines de l’astronomie.

Il est bien sûr aujourd’hui généralement admis que la sensation de lumière est causée par des ondes ou des ondulations qui frappent la rétine de l’œil après avoir été transmises à travers ce milieu que nous appelons l’éther. Aux différentes couleurs correspondent des longueurs d’onde différentes — c’est-à-dire des distances différentes entre deux ondes successives. Un faisceau de lumière blanche est formé par l’union d’innombrables ondes différentes dont les longueurs ont presque toutes les valeurs possibles situées entre certains limites. La longueur d’onde de la lumière rouge est telle qu’il y a 33 000 ondes par pouce, tandis que celle de la lumière violette n’est qu’un peu plus de la moitié de celle de la lumière rouge. La position d’une ligne dans le spectre dépend uniquement de la longueur d’onde de la lumière qui la produit. Supposons que la source de lumière s’approche directement de l’observateur ; évidemment, les ondes se succèdent plus rapidement que si la source était immobile, et le nombre d’ondulations reçues par l’œil en une seconde doit augmenter en proportion. Ainsi, la distance entre deux ondes d’éther successives sera très légèrement réduite. Un phénomène bien connu de nature similaire est le changement de tonalité du sifflet d’une locomotive lorsqu’elle passe à grande vitesse. Cela est particulièrement visible si l’observateur se trouve dans un train qui se déplace rapidement dans la direction opposée. Dans le cas du son, bien sûr, les vibrations ou les ondes ont lieu dans l’air et non dans l’éther. Mais l’effet du mouvement vers ou depuis l’observateur est strictement analogue dans les deux cas. Cependant, comme la lumière se déplace à 186 000 miles par seconde, la source de lumière doit également se déplacer à une vitesse très élevée pour provoquer ne serait-ce que le plus petit changement perceptible dans la position d’une ligne spectrale.

Nous avons déjà vu que des vitesses extrêmement élevées ne sont nullement rares dans certaines de ces puissantes perturbations sur le soleil ; par conséquent,

Lorsque nous examinons le spectre d’une tache solaire, nous constatons souvent que certaines lignes sont déplacées un peu vers une extrémité du spectre et parfois vers l’autre, tandis que dans d’autres cas les lignes apparaissent déformées ou tordues de la manière la plus fantastique, ce qui indique des perturbations locales très violentes. Si la tache se trouve près du centre du disque solaire, les gaz doivent être projetés vers le haut ou vers le bas pour provoquer ces changements dans les lignes. Les vitesses indiquées dans les observations de ce type atteignent parfois jusqu’à deux ou même trois cents miles par seconde. Il nous est difficile d’imaginer les pressions internes énormes nécessaires pour propulser de telles masses colossales de gaz vers le haut depuis la photosphère à des vitesses si vertigineuses, ou les conditions qui entraînent la chute de telles masses gigantesques de vapeur depuis le haut. Dans les spectres des protubérances situées sur le bord du soleil, nous voyons également souvent les lignes brillantes courbées ou déplacées d’un côté. Dans de tels cas, ce que nous observons est manifestement causé par des mouvements le long de la surface de la chromosphère, qui transportent des matériaux vers nous ou loin de nous.

Une application intéressante de cette belle méthode de mesure de la vitesse des corps en mouvement a été utilisée dans diverses tentatives visant à déterminer périodiquement la rotation du soleil par spectroscopie. Alors que le soleil tourne sur son axe, un point sur le bord oriental se rapproche de l’observateur tandis qu’un point sur le bord occidental s’éloigne de lui. Dans chaque cas, la vitesse est d’un peu plus d’un mile par seconde. Au bord oriental, les lignes du spectre solaire sont légèrement déplacées vers l’extrémité violette du spectre, tandis que les lignes du spectre du bord occidental sont tout aussi déplacées vers l’extrémité rouge. Grâce à un dispositif optique ingénieux, il est possible de placer côte à côte les spectres des deux bords, ce qui double le déplacement apparent et rend ainsi la mesure beaucoup plus facile. Même avec ce dispositif, les grandeurs visuelles à mesurer restent extrêmement infimes. Toutes les parties de l’instrument doivent être ajustées avec la plus grande précision, et les observations sont en conséquence très délicates. Divers observateurs ont tenté de les effectuer. Parmi les recherches les plus fructueuses de ce type, on peut citer celle de l’astronome suédois,

Dunér, en dirigeant son instrument vers plusieurs endroits de l’extrémité, a obtenu des valeurs en bonne concordance avec la loi particulière de rotation qui a été déduite du mouvement des taches solaires. Ce résultat est particulièrement intéressant, car il montre que les couches atmosphériques dans lesquelles a lieu l’absorption produisant les lignes sombres dans le spectre participent au mouvement de la photosphère à la même latitude.

Fig. 20 — Vue de la couronne (et d’une comète) lors d’une éclipse totale.

PLATE V.
ÉCLIPSE SOLAIRE COMPLÈTE, 29 JUIN 1878.

LA CORONNE D’APRÈS LES PHOTOGRAPHIES.
(HARKNESS.)

Nous devons encore mentionner un autre phénomène frappant qui fait partie des principaux attraits pour les observateurs d’éclipses totales, et que l’on n’a jusqu’à présent pas pu observer en plein jour. Il s’agit de la couronne ou de l’aureole de lumière que l’on voit soudainement entourer le soleil lors d’une éclipse, lorsque la Lune a complètement recouvert le dernier croissant restant du soleil. Une idée générale de l’apparence de la couronne est donnée à la Fig. 20, et nous présentons en outre, sur la Plaque V, le dessin de la couronne réalisé par le professeur Harkness à partir d’une comparaison d’un grand nombre de photographies prises en différents endroits aux États-Unis pendant l’éclipse totale du 29 juillet 1878. À la Fig. 21, nous avons l’amabilité de M. et Mme Maunder de reproduire la remarquable photographie de la couronne qu’ils ont obtenue en Inde pendant l’éclipse du 22 janvier 1898.

Fig. 21 — Vue de la couronne pendant l’éclipse du 22 janvier 1898
(Reproduite avec l’amabilité de M. et Mme Maunder ainsi que des propriétaires de « Knowledge ».)

La partie de la couronne la plus proche du soleil est très brillante, bien que pas aussi éclatante que les protubérances, qui (comme le dit le professeur Young) y brillent comme des carbuncules. Cette partie intérieure présente généralement des contours assez réguliers, formant un anneau blanc d’environ un dixième du diamètre solaire de largeur. La

Les parties extérieures de la couronne sont généralement très irrégulières et très étendues. Elles sont souvent interrompues par de étroites « fentes » ou des bandes sombres étroites, qui s’étendent depuis le limbe du soleil à travers toute la couronne. D’un autre côté, on observe aussi parfois de fines traînées lumineuses, inclinées à divers angles par rapport au limbe du soleil et non rarement incurvées. Lors des éclipses de 1867, 1878 et 1889, toutes survenues en période de minimum des taches solaires, la couronne présentait de longues et faibles traînées presque dans la direction de l’équateur solaire, ainsi que de courtes mais distinctes touffes de lumière près des pôles. Lors des éclipses de 1870, 1882 et 1893, proches des maxima des taches solaires, la couronne était plus régulièrement circulaire et se développait principalement au-dessus des zones de taches. Nous avons ici une autre preuve (si cela était nécessaire) du lien étroit entre la périodicité des taches et le développement de tous les autres phénomènes solaires.

Dans le spectre de la couronne, on trouve une ligne mystérieuse dans le vert, dont l’origine n’est pour l’instant pas connue avec certitude. Elle est mieux visible lors des éclipses survenant vers le moment du maximum des taches solaires. Dans le spectre solaire ordinaire, elle apparaît comme une ligne très fine et sombre, qui reste généralement intacte même lorsque les lignes de l’hydrogène et d’autres substances sont tordues et déformées par la poussée violente d’éléments perturbés. Cette ligne est toujours présente parmi les lignes lumineuses du spectre de la chromosphère. En plus d’elle, la couronne montre quelques autres lignes lumineuses, appartenant sans doute au même élément inconnu (« coronium »), ainsi qu’un spectre continu faible, dans lequel on a parfois détecté même quelques-unes des lignes sombres les plus marquées du spectre solaire. Cela montre que, en plus de gaz incandescents (représentés par les lignes lumineuses), la couronne contient également une grande quantité de matière semblable à de la poussière ou du brouillard, dont les particules minuscules sont capables de refléter la lumière solaire et de produire ainsi un spectre continu faible. Cette matière semble constituer le principal composant des longs rayons et traînées coronales, car ces derniers ne sont pas visibles dans les images séparées de la couronne qui apparaissent à la place des lignes lumineuses lorsque la couronne est observée ou photographiée lors d’une éclipse, dans un spectroscope sans fente. Si les longs rayons étaient composés du gaz ou des gaz qui constituent la couronne intérieure, il est évident qu’ils

devraient apparaître dans ces images séparées. Quant à la nature des forces qui sont constamment à l’œuvre pour projeter ces traînées extrêmement longues, nous disposons pour l’instant de très peu d’informations. Il est cependant certain que l’ample enveloppe atmosphérique entourant le soleil, qui se manifeste sous forme de couronne intérieure, doit être extrêmement atténuée. On sait que des comètes ont à plusieurs reprises traversé cette atmosphère coronale sans montrer la moindre diminution perceptible de leur vitesse due à la résistance à laquelle elles étaient exposées.

Nous avons accumulé par observation un grand nombre de faits concernant le soleil, mais lorsque nous tentons de tirer de ces faits des conclusions sur la constitution physique de ce grand corps, il est indéniable que les difficultés semblent en effet très grandes. Nous constatons que les meilleures autorités diffèrent considérablement quant aux opinions qu’elles nourrissent au sujet de sa nature. Nous exposerons ici les principales conclusions sur lesquelles il y a peu ou pas de controverses.

Nous verrons dans un chapitre suivant que les astronomes ont pu déterminer les densités relatives des corps du système solaire ; en d’autres termes, ils ont trouvé la relation entre les quantités de matière contenues dans un volume égal de chacun d’eux. Il a ainsi été établi que la densité moyenne du soleil est d’environ un quart de celle de la Terre. Si nous comparons le poids du soleil à celui d’une sphère d’eau de même taille, nous constatons que ce corps lumineux pèserait à peine un fois et demi plus lourd que l’eau. Bien sûr, la masse réelle du soleil est très énorme ; elle est pas moins de 330 000 fois supérieure à celle de la Terre. Le matériau solaire lui-même est cependant relativement léger, de sorte que le soleil serait quatre fois plus grand s’il avait la même densité que la Terre tout en conservant le même poids. Compte tenu de cette légèreté du soleil, ainsi que de la température extrêmement élevée qui y règne, aucune autre conclusion ne semble possible que celle selon laquelle le corps du soleil doit se trouver à l’état gazeux. Les conditions dans lesquelles de tels gaz existent au sein du soleil sont, sans aucun doute, complètement différentes de celles que nous connaissons sur Terre. À la surface du soleil, la force de gravité est de plus de vingt-

Sept fois plus grand qu’ici sur Terre. Une personne qui, sur Terre, pourrait soulever vingt-sept morceaux de métal identiques ne pourrait, si elle était transférée au Soleil, en soulever qu’un seul à la fois. La pression des gaz sous la surface doit donc être très élevée, et on pourrait penser qu’ils se liquéfieraient par conséquent. Cependant, Andrews a découvert que tant qu’un gaz est maintenu à une température supérieure à un certain point, appelé « température critique » (qui diffère pour les différents gaz), ce gaz ne se transformera pas en liquide, quelle que soit la pression à laquelle il est soumis. La température au Soleil ne peut être inférieure aux températures critiques des gaz qui s’y trouvent ; il semble donc que même la pression énorme ne puisse guère réduire ces gaz en état liquide dans cette grande lumière.

De l’intérieur du Soleil, nous pouvons bien sûr espérer en apprendre peu ou rien. Ce que nous observons, c’est la couche de surface, la soi-disant photosphère, dans laquelle le froid de l’espace provoque la condensation des gaz en ces nuages lumineux que nous voyons sur nos dessins et photographies sous forme de « grains de riz » ou de « feuilles de saule ». Le Dr Johnstone Stoney (et ensuite le professeur Hastings de Baltimore) ont suggéré que ces nuages lumineux sont principalement composés de carbone, avec ceux des éléments apparentés silicium et bore, dont les points d’ébullition sont bien plus élevés que ceux des autres éléments susceptibles de former les nuages photosphériques. Le faible poids atomique du carbone a également pour effet de conférer aux molécules de cet élément une vitesse très élevée, leur permettant ainsi de monter vers les régions supérieures, où la température est suffisamment basse pour que la vapeur se refroidisse et devienne un nuage. Une conséquence nécessaire du refroidissement rapide de ces nuages, et de la radiation thermique qui en résulte à grande échelle, serait la formation de ce que l’on pourrait qualifier de fumée, qui se dépose progressivement entre les nuages (rendant ces intervalles plus sombres) jusqu’à ce qu’elle soit à nouveau volatilisée en atteignant une zone plus chaude en dessous des nuages. Cette même fumée est probablement à l’origine du fait bien connu selon lequel le bord du Soleil est considérablement plus faible que le centre du disque. Cela semble résulter de

L’absorption plus importante est causée par la plus grande distance que doit parcourir un rayon de lumière provenant d’un point proche du bord du disque solaire à travers cette couche de fumée avant d’atteindre la Terre. Il est montré que cette absorption ne peut être attribuée à une atmosphère gazeuse, car cela aurait pour effet de produire davantage de lignes d’absorption sombres dans le spectre. Il y aurait donc une différence marquée entre le spectre solaire provenant d’une région proche du milieu du disque et celui provenant d’une région proche du bord. Or, nous constatons que ce n’est pas le cas.

En ce qui concerne la nature des taches solaires, l’idée première suggérée par Secchi et Lockyer, selon laquelle elles représentent des afflux de vapeurs plus froides vers la photosphère (ou vers sa surface), semble dans l’ensemble correspondre le mieux aux phénomènes observés. Nous avons déjà mentionné que les taches sont généralement accompagnées de facules et de protubérances éruptives dans leur voisinage immédiat, mais savoir si ces éruptions sont causées par la chute des vapeurs qui font « jaillir » la matière photosphérique dans les environs, ou si ce sont les éruptions qui surviennent en premier et qui, en diminuant la pression ascendante depuis le bas, forment un « puits » dans lequel descendent les vapeurs plus froides situées au-dessus, reste une question sur laquelle les opinions restent très divisées.

Un appendice remarquable du Soleil, qui s’étend à une distance bien supérieure à celle de la couronne, produit le phénomène de la lumière zodiacale. Un éclat nacré est parfois visible au printemps, se répandant sur une partie du ciel près du point où le Soleil a disparu après le coucher du soleil. Le même spectacle peut également être observé avant le lever du soleil en automne, et il semble que le matériau qui produit la lumière zodiacale, quel qu’il soit, ait une forme de lentille avec le Soleil au centre. La nature de cet objet reste incertaine, mais il est probablement composé d’une sorte de poussière, étant donné que son spectre faible est de type continu. Une vue de la lumière zodiacale est présentée à la fig. 22.

Dans toutes les directions, le Soleil déverse, avec une générosité extrême, ses flots de lumière et de chaleur. La Terre ne peut en saisir que la plus infime fraction, moins de 2 000 000 000e du tout. Nos autres planètes et…

La lune intercepte également une infime quantité d’eau ; mais quelle petite part de cette immense masse d’eau peuvent-elles utiliser ! La gorgée que prend une hirondelle en vol dans une rivière est loin d’épuiser les eaux de cette rivière, tout comme les planètes sont loin d’utiliser toute la chaleur émise par le soleil.

Les rayons bienfaisants du soleil fournissent l’énergie magique qui permet au blé de pousser et de mûrir. C’est la chaleur du soleil qui fait monter l’eau de l’océan sous forme de vapeur, puis qui fait tomber cette vapeur sous forme de pluie pour rafraîchir la terre et remplir les rivières qui transportent nos navires vers l’océan. C’est la chaleur du soleil agissant sur les grands continents qui crée les brises et les vents qui font avancer nos vaisseaux à travers les mers ; et lorsque, le soir en hiver, nous nous rassemblons autour du feu et ressentons ses rayons revigorants, nous ne faisons que profiter de rayons solaires qui ont brillé sur la terre il y a d’innombrables âges. La chaleur contenue dans ces anciens rayons solaires a favorisé la croissance de la végétation à l’époque du charbon ; sous forme de charbon, cette chaleur a sommeillé pendant des millions d’années, jusqu’à ce que nous la fassions à nouveau agir. C’est la puissance du soleil stockée dans le charbon qui alimente nos machines à vapeur. C’est la lumière du soleil stockée dans le charbon qui éclaire chaque lampe à gaz dans nos villes.

Pour avoir la force de vivre et de nous déplacer, pour la abondance qui nous entoure, pour la beauté avec laquelle la nature est parée, nous devons tout à un seul corps parmi les innombrables corps célestes de l’espace, et ce corps, c’est le soleil.

Fig. 22.—La Lumière zodiacale en 1874.

CHAPITRE III.
LA LUNE.
La Lune et les marées — L’utilisation de la Lune en navigation — Les transformations de la Lune
— La Lune et les poètes — D’où vient la lumière de la Lune ? — Tailles de la Terre et de la Lune — Poids de la Lune — Changements de taille apparente — Variations de sa distance — Influence de la Terre sur la Lune — Trajectoire de la Lune — Explication des phases de la Lune — Éclipses lunaires — Éclipses solaires, comment elles se produisent — Visibilité de la Lune lors d’une éclipse totale — Comment prédire les éclipses — Utilisations de la Lune pour déterminer la longitude — La Lune et le temps — Topographie de la Lune — Dessin de Triesnecker par Nasmyth — Volcans sur la Lune — Cratère lunaire normal — Platon — Ombres des montagnes lunaires — Micromètre — Altitudes lunaires — Activité passée sur la Lune — Vision de Nasmyth sur la formation des cratères — Gravité sur la Lune — Tailles variables des cratères lunaires — Autres caractéristiques de la Lune — Y a-t-il de la vie sur la Lune ? — Absence d’eau et d’air — Théorie du Dr Stoney — Explication du caractère accidenté du paysage lunaire — Possibilité de vie sur des corps célestes lointains dans l’espace.

Si la Lune disparaissait soudainement, nous en serions immédiatement avertis par les cris provenant de tous les ports du royaume. De Londres et de Liverpool, nous entendrions le même récit : la montée et la descente des marées auraient presque cessé. Les navires au port ne pourraient pas sortir ; ceux en mer ne pourraient pas y entrer ; et le commerce maritime mondial serait plongé dans un chaos total.

La Lune est le principal agent responsable des marées quotidiennes, et c’est là la fonction la plus importante que notre satellite doit remplir. Les flottilles de bateaux de pêche le long des côtes coordonnent leurs déplacements quotidiens en fonction des marées, et doivent beaucoup à la Lune pour pouvoir entrer et sortir des ports. Des marins expérimentés nous assurent que les marées sont d’une grande utilité pour la navigation. La question de savoir comment la Lune provoque les marées sera abordée dans un chapitre futur, où nous esquisserons également le rôle remarquable que les marées semblent avoir joué dans l’histoire ancienne de notre Terre.

Qui n’a pas observé, avec admiration, la belle série de transformations que subit la lune chaque mois ? D’abord, on la voit sous forme d’un exquis croissant de lumière pâle dans le ciel occidental après le coucher du soleil. Si la nuit est claire, le reste de la lune est visible à l’intérieur du croissant, faiblement éclairé par la lumière réfléchie par notre propre Terre. Nuit après nuit, elle se déplace de plus en plus vers l’est, jusqu’à devenir pleine, et se lève à peu près au même moment que le soleil se couche. À partir du moment de la pleine lune, son disque lumineux commence à diminuer jusqu’à atteindre le dernier quartier. C’est alors que la lune apparaît haute dans le ciel le matin. Au fil des jours, elle reprend sa forme de croissant. Le croissant s’amincit de plus en plus à mesure que le satellite se rapproche du soleil. Finalement, elle disparaît dans la lumière écrasante du soleil, pour réapparaître en tant que nouvelle lune, et parcourir à nouveau le même cycle de transformations.

La brillance de la lune provient uniquement de la lumière du soleil, qui frappe la substance non auto-éclairante de la lune. Parmi l’immense flux de lumière que le soleil déverse avec tant de générosité dans l’espace, le corps sombre de la lune en intercepte une petite partie, et de cette petite partie, elle en reflète une infime fraction pour éclairer la Terre. La lune émet tant de lumière et semble si brillante qu’il est souvent difficile, la nuit, de se rappeler que la lune n’a de lumière que celle qui lui vient du soleil. Néanmoins, la surface réelle de la pleine lune la plus brillante n’est peut-être pas beaucoup plus lumineuse que les rues de Londres par un jour ensoleillé et clair. Une observation très simple suffit à montrer que la lumière de la lune n’est que de la lumière solaire. Regardez un matin la lune en plein jour, et comparez-la aux nuages. La brillance de la lune et celle des nuages sont directement comparables, et on comprend alors facilement comment le soleil, qui éclaire les nuages, a également éclairé la lune. On a tenté de faire une estimation comparative de la brillance du soleil et de la pleine lune. Si 600 000 pleines lunes brillaient en même temps, leur brillance collective égalerait celle du soleil.

Le beau croissant lunaire a servi de thème à de nombreux poètes. En effet, si l’on ose le dire, il semble que certains poètes aient oublié que la lune n’est pas visible toutes les nuits. Une description poétique

Le coucher du soir est presque toujours associé à l’apparition de la lune, sous telle ou telle phase. Nous pouvons citer un exemple notable où un poète, décrivant un événement historique, a inscrit dans des vers exquis une affirmation qui ne peut être vraie. Tout enfant qui parle notre langue a appris que l’enterrement de Sir John Moore a eu lieu « à la lumière brumeuse des rayons de lune qui luttaient pour se faire voir ». Cette affirmation présente l’apparence du détail revêtu des habits de la vérité. Nous n’avons aucune raison de douter que la nuit était brumeuse, ni que les rayons de lune devaient lutter pour être visibles ; la question est bien plus fondamentale. Nous ignorons qui a été le premier à se demander si la lune brillait ou non lors de cet événement mémorable ; mais une fois cette question posée, l’Almanach nautique fournit immédiatement une réponse. On y apprend, dans un langage dont la véracité constitue sa seule prétention à être de la poésie, que la lune était nouvelle à une heure du matin, le jour de la bataille de Corunna (16 janvier 1809). La ballade suggère évidemment que les funérailles ont eu lieu la nuit suivante la bataille. Nous sommes donc assurés que la lune ne pouvait pas avoir plus d’un jour quand le héros fut mis en terre. Mais dans ce cas, la lune est pratiquement invisible et ne produit aucun rayon perceptible, qu’il soit brumeux ou non. En effet, si les funérailles ont eu lieu « au plus profond de la nuit », comme le prétend le poète, alors la lune devait être bien en dessous de l’horizon à ce moment-là.[6] En faisant allusion à cet exemple et à d’autres similaires, M. Nasmyth donne un conseil aux auteurs ou aux artistes qui souhaitent faire apparaître la lune dans une scène sans savoir en réalité si notre satellite était bien présent. Il leur recommande de suivre l’exemple de Bottom dans Le Rêve d’une nuit d’été, et de consulter « un calendrier, un calendrier ! Regardez l’almanach ; trouvez l’éclairage lunaire, trouvez l’éclairage lunaire ! » Parmi l’innombrable multitude de corps célestes — le soleil, la lune, les planètes et les étoiles — notre satellite jouit d’un privilège particulier auprès de nous.

Attention. La Lune est notre voisin permanent le plus proche. Il est tout à fait possible qu’une comète s’approche occasionnellement de la Terre plus près que la Lune, mais à part cette exception, les autres corps célestes se trouvent tous à des centaines, des milliers, voire des millions de fois plus loin de nous que la Lune.

Il convient également de noter que la Lune est l’un des objets visibles les plus petits que contiennent les cieux. Chacune des milliers d’étoiles que l’on peut voir à l’œil nu est énormément plus grande que notre satellite. L’éclat et les proportions apparemment immenses de la Lune proviennent du fait qu’elle se trouve à seulement 240 000 miles de nous, ce qui est une distance presque incroyablement petite par rapport aux distances entre la Terre et les étoiles.

La fig. 23 montre les tailles relatives de la Terre et de sa compagne. Le petit globe représente la Lune, tandis que le grand globe représente la Terre. Lorsque nous mesurons les diamètres réels des deux globes, nous constatons que celui de la Terre est de 7 918 miles et celui de la Lune de 2 160 miles ; ainsi, le diamètre de la Terre est presque quatre fois supérieur à celui de la Lune. Si la Terre était coupée en cinquante morceaux de taille égale, alors l’un de ces morceaux, transformé en globe, aurait la même taille que la Lune. La superficie de la Lune correspond à environ un treizième de la surface de la Terre.

L’hémisphère de notre voisin qui nous fait face présente une superficie égale à environ un vingt-septième de la superficie de la Terre. Cela représente, à titre approximatif, environ le double de l’étendue réelle du continent européen. Les matériaux moyens de la Terre sont cependant bien plus lourds que ceux contenus dans la Lune. Il faudrait plus de quatre-vingts sphères, chacune aussi lourde que la Lune, pour alourdir la Terre.

Parmi les variations que nous observeons sur la Lune, un fait évident se détache nettement. Que notre satellite soit neuf ou plein, en premier ou dernier quartier, qu’il soit haut dans le ciel ou bas près de l’horizon, qu’il soit en train d’être éclipsé par le Soleil ou que ce soit le Soleil lui-même qui soit éclipsé par la Lune, la taille apparente de cette dernière reste presque constante. Nous pouvons exprimer cela numériquement : une sphère d’un pied de diamètre, située à une distance de 111 pieds de l’observateur, suffirait normalement à cacher le disque de la Lune ; cependant, il arrivera parfois que cette sphère doive être rapprochée jusqu’à une distance de seulement 103 pieds, ou parfois éloignée jusqu’à 118 pieds, afin que la Lune soit complètement cachée. Il est rare que la Lune s’approche de l’un de ses extrêmes de position, de sorte que la distance à laquelle la sphère doit se trouver pour couvrir exactement la Lune est généralement supérieure à 105 pieds et inférieure à 117 pieds. Ces fluctuations de la taille apparente de notre satellite restent dans des limites si étroites qu’elles peuvent être négligées au premier abord. Il est facile de voir que la taille apparente de la Lune doit être liée à sa distance réelle par rapport à la Terre. Supposons, à titre illustratif, que la Lune s’éloigne dans l’espace : sa taille semblerait diminuer, et bien avant d’avoir atteint même la distance du corps céleste le plus proche, elle aurait déjà rétréci au point de devenir insignifiante. D’un autre côté, si la Lune s’approchait de la Terre, sa taille apparente augmenterait progressivement, au point qu’en étant proche de notre globe, elle ressemblerait à un vaste continent s’étendant dans le ciel. Comme nous constatons que la taille apparente de la Lune reste presque constante, nous en déduisons que la distance moyenne entre elle et la Terre est également presque constante. La valeur moyenne de cette distance est de 239 000 miles. Dans des cas rares…

Dans certaines circonstances, elle peut s’approcher à une distance un peu supérieure à 221 000 miles, ou s’éloigner à une distance à peine inférieure à 253 000 miles, mais les fluctuations ordinaires ne dépassent pas environ 13 000 miles de part et d’autre de sa valeur moyenne.

À partir des changements incessants de la Lune, nous percevons qu’elle est en mouvement constant, et nous voyons maintenant en outre que, quels que soient ces mouvements, la Terre et la Lune doivent actuellement rester à une distance presque identique l’une de l’autre. Si l’on ajoute que l’orbite suivie par la Lune dans le ciel est presque plane, alors nous sommes contraints de conclure que notre satellite doit tourner sur une orbite presque circulaire autour de la Terre, qui en est le centre. En effet, on peut montrer que la distance constante entre les deux corps implique comme condition nécessaire la révolution de la Lune autour de la Terre. L’attraction entre la Lune et la Terre tend à rapprocher les deux corps. Le seul moyen d’éviter durablement une telle catastrophe est de faire en sorte que le satellite se déplace comme nous le constatons effectivement. L’attraction entre la Terre et la Lune existe toujours, mais son effet n’est plus de rapprocher la Lune de la Terre. Elle doit alors exercer toute sa force pour retenir la Lune sur son orbite circulaire ; si l’attraction cessait, la Lune partirait en ligne droite et s’éloignerait pour ne jamais revenir.

Fig. 24 — L’orbite de la Lune autour du Soleil.
Le fait de la révolution de la Lune autour de la Terre peut être facilement démontré par l’observation des étoiles. Le lever et le coucher de notre satellite sont bien sûr dus à la rotation de la Terre, et ce mouvement diurne apparent est quelque chose que la Lune partage avec le Soleil et les étoiles. Elle va,

Cependant, il convient de noter que la Lune change constamment de position parmi les étoiles. Même au cours d’une seule nuit, ce déplacement est visible pour un observateur attentif, sans l’aide d’un télescope. La Lune effectue une révolution complète autour de la Terre en 27,3 jours.

Fig. 25 — Les phases de la Lune.

Sur la Fig. 24, on voit les positions relatives de la Terre, du Soleil et de la Lune, mais il faut noter que, pour faciliter l’illustration, nous avons été contraints de représenter l’orbite de la Lune à une échelle bien plus grande qu’elle ne le serait par rapport à la distance du Soleil. La moitié de la Lune qui est tournée vers le Soleil est brillamment éclairée, et selon que nous voyons plus ou moins cette moitié brillante, nous disons que la Lune est plus ou moins pleine ; les différentes « phases » sont visibles dans l’ordre indiqué par les numéros sur la Fig. 25. Un débutant rencontre parfois de grandes difficultés à comprendre comment la lumière sur la Lune pleine la nuit peut provenir du Soleil. « La Terre n’est-elle pas en travers ? » demandera-t-il. « Ne doit-elle pas intercepter la lumière solaire provenant de tout objet situé de l’autre côté de la Terre par rapport au Soleil ? » Une étude de la Fig. 24 expliquera cette difficulté. Le plan dans lequel la Lune tourne ne coïncide pas avec le plan dans lequel la Terre tourne autour du Soleil. La ligne où le plan du mouvement terrestre coupe celui de la Lune divise son parcours en deux demi-cercles. Nous devons imaginer que le parcours de la Lune est légèrement incliné, de sorte que le demi-cercle supérieur se trouve un peu au-dessus du plan du papier, et l’autre demi-cercle en dessous. Il en résulte donc que lorsque la Lune se trouve à la position indiquée comme pleine, dans les conditions montrées sur la figure, elle sera juste au-dessus de la ligne reliant la Terre et le Soleil ; la lumière solaire passera ainsi par-dessus la Terre pour atteindre la Lune, et la Lune sera

éclairée. Lors de la nouvelle lune, la lune se trouve sous la ligne qui relie la Terre et le Soleil.

Comme les positions relatives de la Terre et du Soleil changent, il arrive, deux fois par révolution, que le Soleil se place sur la ligne d’intersection des deux plans. Si cela se produit à l’époque de la pleine lune, la Terre se trouve directement entre la lune et le Soleil ; la lune est alors plongée dans l’ombre de la Terre, la lumière du Soleil est interceptée, et nous disons que la lune est éclipsée. Parfois, la lune n’entre que partiellement dans l’ombre terrestre, ce qui entraîne une éclipse partielle. D’un autre côté, lorsque le Soleil se trouve sur la ligne d’intersection lors de la nouvelle lune, la lune se situe directement entre la Terre et le Soleil, et le corps sombre de la lune coupe alors la lumière solaire en provenance de la Terre, provoquant une éclipse solaire. Généralement, seule une partie du Soleil est ainsi obscurcie, ce qui donne naissance à l’éclipse partielle bien connue ; cependant, si la lune passe exactement au centre du Soleil, nous avons affaire à l’un ou l’autre de ces deux types d’éclipses particulièrement remarquables. Parfois, la lune cache complètement le Soleil, ce qui crée le spectacle sublime d’une éclipse totale, qui nous en dit beaucoup sur la nature du Soleil, et auquel nous avons déjà fait allusion au chapitre précédent. Même lorsque la lune se trouve au centre du Soleil, on peut parfois voir un fin bord de lumière solaire autour du contour de la lune. C’est ce qu’on appelle une éclipse annulaire.

Il est remarquable que la lune soit parfois capable de cacher complètement le Soleil, tandis qu’à d’autres occasions elle y échoue. En effet, la taille apparente moyenne de la lune est presque égale à celle du Soleil, mais en raison des fluctuations de leurs distances, les tailles apparentes réelles des deux corps subissent certaines variations. À certaines occasions, la taille apparente de la lune est supérieure à celle du Soleil. Dans ce cas, un passage au centre provoque une éclipse totale ; mais il peut aussi arriver que la taille apparente du Soleil dépasse celle de la lune, auquel cas un passage au centre ne peut engendrer qu’une éclipse annulaire.

Fig. 26.—Forme de l’ombre terrestre, montrant la pénombre, ou région partiellement ombragée. À l’intérieur de la pénombre, la Lune est visible ; dans l’ombre, elle est presque invisible.

Il n’existe guère de phénomènes célestes plus intéressants que les différentes descriptions des éclipses. L’almanach indiquera toujours en temps utile leur occurrence, et les caractéristiques les plus frappantes peuvent être observées sans télescope. Lors d’une éclipse lunaire (fig. 26), il est intéressant de noter le moment où l’ombre noire est détectée pour la première fois, d’observer son avancée progressive sur la surface brillante de la Lune, de la suivre, si l’éclipse est totale, jusqu’à ce qu’il ne reste plus qu’un fin croissant de lumière lunaire, et de voir disparaître définitivement ce croissant lorsque toute la Lune est plongée dans l’ombre. Mais alors se manifeste souvent un spectacle de grande beauté et d’intérêt ; car bien que la Lune soit si cachée derrière la Terre qu’aucun rayon direct de lumière solaire ne puisse atteindre sa surface, on constate souvent qu’elle reste visible, et même qu’elle brille d’une teinte cuivrée suffisamment vive pour permettre de discerner plusieurs des marques sur sa surface.

Cette illumination de la Lune, même au cœur d’une éclipse totale, est due aux rayons solaires qui ont effleuré le bord de la Terre. Ce faisant, ils ont été déviés par la réfraction de l’atmosphère et ont ainsi été dirigés vers l’intérieur, dans l’ombre. De tels rayons ont traversé une épaisseur considérable de l’atmosphère terrestre, et au cours de ce long parcours à travers des centaines de miles d’air, ils ont pris une teinte rougeâtre ou cuivrée. Cette propriété de notre atmosphère n’est pas non plus inconnue : le Soleil, tant au lever qu’au coucher du soleil, brille d’une lumière beaucoup plus rougeâtre que celle qu’il émet à midi. Mais au coucher ou au lever du soleil, les rayons qui atteignent nos yeux doivent pénétrer une plus grande épaisseur de notre atmosphère qu’à midi, et par conséquent l’atmosphère leur confère…

Cette couleur rougeâtre si caractéristique et souvent si belle. Si l’on examine le spectre du soleil lorsqu’il est proche de l’horizon, on y voit de nombreuses lignes et bandes sombres situées principalement vers les extrémités bleue et violette. Ce phénomène est dû à une absorption accrue de la lumière dans l’atmosphère, ce qui explique la prédominance de la lumière rouge sur le soleil dans de telles conditions. Dans le cas de la lune en éclipse, les rayons solaires doivent parcourir un trajet dans l’atmosphère plus de deux fois plus long que celui qu’ils empruntent au lever ou au coucher du soleil ; c’est ainsi que s’explique l’éclat rougeâtre de la lune en éclipse.

Les almanachs donnent toutes les informations détaillées sur chaque éclipse qui a lieu au cours de l’année correspondante. Ces prédictions sont fiables, car les astronomes observent attentivement la lune depuis des siècles et ont appris, grâce à ces observations, non seulement comment elle se déplace actuellement, mais aussi comment elle se déplacera à l’avenir. Les calculs réels sont si complexes que nous ne pouvons pas les aborder ici. Il existe cependant un principe fondamental concernant les éclipses, si simple que nous devons y faire référence. Les éclipses qui ont lieu cette année n’ont pas de rapport évident avec celles qui ont eu lieu l’an dernier, ni avec celles qui auront lieu l’année prochaine. Cependant, si l’on considère la série complète de ces phénomènes sur une période plus longue, un principe très clair apparaît. En observant toutes les éclipses sur une période de dix-huit ou dix-neuf ans, on peut prédire, au moins de manière approximative, toutes les éclipses futures sur de nombreuses années. Il suffit de se rappeler qu’après 6 585 1/3 jours suivant une éclipse, une éclipse presque identique a lieu. Par exemple, une belle éclipse de lune a eu lieu le 5 décembre 1881. Si l’on compte à rebours 6 585 jours à partir de cette date, soit dix-huit ans et onze jours, on arrive au 24 novembre 1863, date à laquelle une éclipse de lune similaire a eu lieu. De même, il y a eu quatre éclipses en 1881. En ajoutant 6 585 1/3 jours à la date de chacune de ces éclipses, on obtient les dates des quatre éclipses de l’année 1899. C’est cette règle qui a permis aux anciens astronomes de prédire la récurrence des éclipses, à une époque où les mouvements de la lune n’étaient pas compris aussi bien qu’aujourd’hui.

Lors d’un long voyage, et peut-être dans des circonstances critiques, la lune fournira souvent des informations inestimables au marin. Pour naviguer un navire, disons de Liverpool en Chine, le capitaine doit fréquemment déterminer la position précise qu’occupe alors son navire. S’il ne pouvait pas le faire, il ne parviendrait jamais à trouver son chemin à travers l’océan sans repères. Les observations du soleil lui indiquent sa latitude et lui donnent l’heure locale, mais le capitaine a également besoin de connaître l’heure de Greenwich avant de pouvoir pointer du doigt un point sur la carte et dire : « Mon navire est ici ». Pour déterminer l’heure de Greenwich, le navire est équipé d’un chronomètre qui a été soigneusement calibré avant le départ ; par précaution, deux ou trois chronomètres sont généralement fournis pour éviter tout risque d’erreur. Une erreur inconnue d’une minute dans le chronomètre pourrait peut-être faire dévier le navire de quinze miles de sa route correcte.

PLATINE VI.
CHARTE DE LA SURFACE DE LA LUNE.

Fig. 27.—Clé du graphique de la Lune (Platine VI.).

Il est important d’avoir des moyens pour tester les chronomètres au cours du voyage ; et ce serait une grande commodité si chaque capitaine, lorsqu’il le souhaite, pouvait consulter un critère infaillible de l’heure de Greenwich. En fait, nous avons besoin d’une horloge de Greenwich qui puisse être vue depuis tout le globe. Une telle horloge existe ; et, comme toute autre horloge, elle possède un cadran sur lequel sont marqués certains repères, ainsi qu’un curseur qui parcourt ce cadran. La grande horloge de Westminster devient insignifiante en comparaison de l’immense horloge que le capitaine utilise pour régler son chronomètre. Le cadran de cette énorme horloge est le ciel lui-même. Les chiffres gravés sur le cadran d’une horloge sont remplacés par les étoiles scintillantes ; tandis que le curseur qui se déplace sur le cadran est la belle Lune elle-même. Lorsque le capitaine souhaite tester son chronomètre, il mesure…

la distance de la Lune par rapport à une étoile voisine. Par exemple, il peut voir que la Lune se trouve à trois degrés de l’étoile Régulus. Dans l’Almanach nautique, il trouve l’heure de Greenwich à laquelle la Lune était à trois degrés de Régulus. En comparant cela avec les indications du chronomètre, il trouve la correction nécessaire.

Il existe un mythe largement répandu au sujet de la Lune qui doit être considéré comme dénué de fondement. L’idée que notre satellite et le temps soient liés d’une manière ou d’une autre a sans aucun doute été envisagée par des autorités reconnues, et semble faire partie des croyances de nombreux marins expérimentés. Cependant, une comparaison minutieuse entre l’état du temps et les phases de la Lune a complètement discrédité l’idée qu’un tel lien existe réellement.

Nous remarquons souvent de grandes zones vides sur les cartes de l’Afrique et de l’Australie, ce qui indique notre ignorance des régions intérieures de ces grands continents. Nous ne trouvons pas de telles zones vides sur la carte de la Lune. Les astronomes connaissent la surface de la Lune mieux que les géographes ne connaissent l’intérieur de l’Afrique. Chaque zone de la surface de la Lune, aussi grande qu’une paroisse anglaise, a été cartographiée, et tous les objets les plus importants ont été nommés.

Une carte générale de la Lune est présentée sur la Plaque VI. Elle est basée sur des dessins réalisés à l’aide de petits télescopes, et elle offre une vue complète de la face de notre satellite tournée vers nous. La Lune y est représentée telle qu’elle apparaît dans un télescope astronomique, qui inverse tout, de sorte que le sud se trouve en haut et le nord en bas (pour afficher les objets verticalement, un télescope nécessite une paire supplémentaire de lentilles dans l’oculaire ; comme cela diminue la quantité de lumière atteignant l’œil, on s’en passe dans les télescopes astronomiques). Nous pouvons voir sur la carte certaines des caractéristiques typiques du paysage lunaire. Ces régions sombres si visibles lors de la pleine lune ordinaire sont facilement reconnaissables sur la carte. Avant l’invention des télescopes, les astronomes pensaient qu’il s’agissait de mers ; en effet, le nom « Mare » est encore utilisé, bien qu’il soit évident qu’elles ne contiennent actuellement aucune eau.

La carte montre également certaines crêtes ou parties élevées, et lorsque nous effectuons des mesures sur ces éléments, nous constatons qu’il s’agit sans doute de vastes chaînes de montagnes. Mais les caractéristiques les plus frappantes de la Lune sont ces objets en forme d’anneaux qui se trouvent en grande abondance à sa surface. Ce sont ce qu’on appelle les cratères lunaires.

Afin de faciliter la localisation des principaux points d’intérêt, nous avons préparé une carte index (fig. 27) qui indique les noms des différents éléments représentés sur la carte. Les soi-disant mers sont représentées par des lettres majuscules ; ainsi, A correspond au Mare Crisium, et H à l’Oceanus Procellarum. Les chaînes de montagnes sont indiquées par des lettres minuscules ; ainsi, le a de l’index désigne l’endroit où se trouvent les montagnes dites du Caucase, tandis que les Apennins sont indiqués par c. Les nombreux cratères sont distingués par des chiffres ; par exemple, l’élément de la carte correspondant au 20 de l’index est le cratère nommé Ptolemy.

A. Mare Crisium.
B. Mare Fœcunditatis.
C. Mare Tranquillitatis.
D. Mare Serenitatis.
E. Mare Imbrium.
F. Sinus Iridum.
G. Mare Vaporum.
H. Oceanus Procellarum.
I. Mare Humorum.
J. Mare Nubium.
K. Mare Nectaris.

a. Caucase.
b. Alpes.
c. Apennins.
d. Carpates.
f. Cordillères et montagnes d’Alembert.
g. Montagnes Rook.

h. Monts Dœrfel.
i. Monts Leibnitz.

1. Posidonius.
2. Linné.
3. Aristote.
4. Grande vallée des Alpes.
5. Aristillus.
6. Autolycus.
7. Archimède.
8. Platon.
9. Ératosthène.
10. Copernic.
11. Kepler.
12. Aristarque.
13. Grimaldi.
14. Gassendi.
15. Schickard.
16. Wargentin.
17. Clavius.
18. Tycho.
19. Alphonsus.
20. Ptolémée.
21. Catharina.
22. Cyrille.
23. Théophile.
24. Petavius.
25. Hyginus.
26. Triesnecker.

Dans tout atlas géographique, on trouve une carte montrant les deux hémisphères de la Terre, l’est et l’ouest. Pour la Lune, nous ne pouvons donner qu’une carte d’un seul hémisphère, pour la simple raison que la Lune

La Lune tourne toujours le même côté vers nous, et par conséquent nous ne pouvons jamais voir l’autre côté. Cela est dû au fait intéressant que la Lune met exactement le même temps pour effectuer une rotation sur son propre axe qu’il en faut pour faire un tour complet autour de la Terre. Cependant, cette rotation s’effectue à vitesse constante, tandis que la Lune ne se déplace pas dans son orbite à une vitesse parfaitement uniforme (voir Chapitre IV). La conséquence est que nous voyons parfois un léger aperçu du bord oriental, puis un aperçu similaire du bord occidental, comme si la Lune secouait très doucement la tête vers nous. Mais ce n’est qu’une petite partie insignifiante du côté éloigné de la Lune que cette libration nous permet d’examiner.

Les objets lunaires sont particulièrement adaptés à l’observation lorsque la lumière solaire les frappe de telle manière qu’elle crée des lumières et des ombres fortement contrastées. Il est impossible d’observer la Lune de manière satisfaisante lorsqu’elle est pleine, car alors aucune ombre notable n’est projetée. Le moment le plus opportun pour observer un objet lunaire particulier est lorsqu’il se trouve juste du côté éclairé de la frontière entre la lumière et l’ombre, car alors ses caractéristiques apparaissent avec une netteté extrême.

La Plaque VII[7] montre un paysage lunaire ; l’objet représenté est connu des astronomes sous le nom de Triesnecker. La région représentée n’est qu’une très petite fraction de toute la surface de la Lune, mais sa superficie réelle est très considérable, couvrant plusieurs centaines de miles carrés. On y voit diverses chaînes de montagnes lunaires, tandis que l’objet central de l’image est l’un de ces cratères lunaires remarquables que l’on rencontre très fréquemment dans tous les paysages lunaires. Ce cratère a environ vingt miles de diamètre, et il possède une haute montagne au centre, dont le sommet est juste éclairé par le soleil levant, durant cette phase de notre satellite représentée sur l’image.

Une vue typique d’un cratère lunaire est présentée sur la Plaque VIII. Il s’agit sans doute d’un dessin quelque peu imaginaire. Le point de vue depuis lequel l’artiste aurait pris la photo est un point de vue tout à fait inaccessible aux astronomes terrestres, mais il ne fait guère de doute qu’il s’agit d’une représentation fidèle de

objets sur la Lune. Nous devrions cependant garder à l’esprit l’échelle sur laquelle elle est dessinée. Le vaste cratère doit faire de nombreuses miles de diamètre, et la montagne en son centre doit atteindre des milliers de pieds de hauteur. Même avec le meilleur télescope, on ne pourra voir la Lune que de la même manière que nous pourrions la voir à l’œil nu si elle se trouvait à 250 miles au lieu de 240 000. Nous ne devons donc pas nous attendre à voir de détails sur la Lune, même avec les meilleurs télescopes, à moins qu’ils ne soient suffisamment gros pour être visibles à une distance de 250 miles. L’Angleterre, vue de ce point de vue, ne montrerait Londres que comme une tache colorée, par rapport à la surface générale du pays.

Nous revenons cependant d’un schéma quelque peu fantaisiste à une analyse plus prosaïque de ce que le télescope révèle réellement. La plaque IX représente le grand cratère Platon, bien connu de tous ceux qui utilisent un télescope. Le fond de cet objet remarquable est presque plat, et la montagne centrale, si souvent observée dans d’autres cratères, y fait complètement défaut. Nous en donnons une description plus détaillée dans la liste générale des objets lunaires.

Les sommets des montagnes sur la Lune projettent de longues ombres bien définies, caractérisées par une netteté que l’on ne trouve pas dans les ombres des objets terrestres. La différence entre les deux cas provient de l’absence d’air sur la Lune. Notre atmosphère diffuse une certaine quantité de lumière, ce qui atténue l’obscurité des ombres terrestres et tend à adoucir leurs contours. Aucune influence de ce type n’existe sur la Lune, et la netteté des ombres est exploitée dans nos tentatives de mesurer les hauteurs des montagnes lunaires.

Il est souvent facile de calculer l’altitude d’une flèche de cathédrale, d’une cheminée élevée ou de tout autre objet similaire, à partir de la longueur de son ombre. La méthode la plus simple et la plus précise consiste à mesurer à midi la distance en pieds entre la base de l’objet et l’extrémité de son ombre. L’élévation du soleil à midi, le jour en question, peut être obtenue dans l’almanach, et l’altitude de l’objet s’en déduit alors par un calcul simple. En effet, si les observations peuvent être effectuées soit le 6 avril soit le 6 septembre, à ou près de la latitude de Londres, alors aucun calcul n’est nécessaire.

La longueur de l’ombre à midi, aux dates indiquées, est égale à l’altitude de l’objet. En été, la longueur de l’ombre à midi est inférieure à l’altitude ; en hiver, elle dépasse cette dernière. Au lever ou au coucher du soleil, les ombres sont bien sûr beaucoup plus longues qu’à midi, et ce sont ces ombres que nous observons sur la Lune. Les mesures nécessaires sont effectuées à l’aide de cet accessoire indispensable au télescope équatorial : le micromètre.

Ce mot désigne un instrument permettant de mesurer de petites distances. En un sens, ce terme n’est pas très approprié : les objets auxquels l’astronome applique le micromètre sont généralement loin d’être petits. Ils ont souvent des dimensions colossales, dépassant de loin la Lune ou le Soleil, voire tout notre système solaire. Néanmoins, ce nom n’est pas entièrement inapproprié, car, aussi vastes soient-ils, ces objets semblent généralement minuscules, même au télescope, en raison de leur grande distance.

Pour de telles mesures, nous avons besoin d’un instrument capable d’une grande précision. Ici encore, nous faisons appel à l’aide du micromètre à fil, dont nous avons déjà parlé dans un autre contexte. Dans ce type de micromètre, deux lignes parallèles sont présentes, et une troisième ligne les coupe perpendiculairement. L’une ou les deux lignes parallèles peuvent être déplacées au moyen de vis, dont les filets ont été façonnés avec une grande précision. La distance parcourue par la ligne est indiquée avec précision en notant le nombre de tours et de fractions de tour effectués par la vis. Supposons que les deux lignes soient d’abord alignées, puis séparées jusqu’à ce que la longueur apparente de l’ombre de la montagne sur la Lune soit égale à la distance entre les lignes : nous connaissons alors le nombre de tours de la vis du micromètre qui correspond à la longueur de l’ombre. Le nombre de miles sur la Lune correspondant à un tour de la vis a été déterminé précédemment par d’autres observations, ce qui permet de calculer la longueur de l’ombre. L’altitude du Soleil, telle qu’elle aurait été perçue par un observateur situé en ce point de la Lune au moment où les mesures étaient effectuées, peut également être déterminée, ce qui permet de calculer l’altitude réelle de la montagne. Par des mesures de

On peut ainsi déterminer les altitudes d’autres objets lunaires, tels que, par exemple, la hauteur de la muraille entourant une plaine aux murs circulaires.

La beauté et l’intérêt de la Lune en tant qu’objet observable au télescope nous incitent à donner à l’étudiant une description assez détaillée des caractéristiques les plus remarquables qu’elle présente. La plupart des objets que nous allons décrire peuvent être observés efficacement avec une puissance de télescope très modérée. Il convient cependant de se rappeler que tous ne peuvent pas être bien vus en même temps. La région qui se voit le plus distinctement est la frontière entre la lumière et l’obscurité. L’étudiant choisira donc pour observation ceux des objets qui se trouvent par hasard près de cette frontière au moment où il observe.

1. Posidonius — Le diamètre de ce grand cratère est d’environ 60 miles. Bien que sa paroi environnante soit relativement fine, elle est si nettement marquée que l’objet est très visible. Comme cela arrive fréquemment chez les volcans lunaires, le fond du cratère se trouve en dessous du niveau de la plaine environnante, dans ce cas d’environ 2 500 pieds.

2. Linné — Ce petit cratère se trouve dans la Mare Serenitatis. Il y a environ soixante ans, on le décrivait comme ayant un diamètre d’environ 6 1/2 miles, et il semblait suffisamment visible. En 1866, Schmidt, d’Athènes, annonça que le cratère avait disparu. Depuis lors, une dépression extrêmement petite et peu profonde est visible, mais l’ensemble de l’objet est maintenant très insignifiant. Cela semble être le cas le plus clairement attesté de changement chez un objet lunaire. Apparemment, les parois du cratère se sont effondrées à l’intérieur et ont partiellement comblé l’espace, mais de nombreux astronomes doutent qu’un véritable changement se soit produit, car Schröter, un observateur de Hanovre à la fin du XVIIIe siècle, ne semble pas avoir vu de cratère notable à cet endroit, bien qu’il faille admettre que ses observations étaient plutôt incomplètes. Pour donner une idée de l’effort extraordinaire de Schmidt dans ses recherches lunaires, on peut mentionner qu’en six ans, il a effectué près de 57 000 réglages individuels de son micromètre pour mesurer les altitudes lunaires. Sa grande carte des montagnes sur la Lune est basée sur pas moins de 2 731

Dessins et esquisses : si celles-ci ont été comptées deux fois, elles ont pu être utilisées pour deux divisions de la carte.

3. Aristote — Le nom de ce grand philosophe a été associé à un vaste cratère d’un diamètre de 50 miles. Son intérieur, bien que très vallonné, ne présente pas de cône central nettement marqué. Cependant, le mur élevé du cratère, dépassant 10 500 pieds de hauteur, ombrage continuellement le fond au point que ses caractéristiques ne peuvent jamais être observées clairement.

4. La Grande Vallée des Alpes — Une vallée merveilleusement droite, dont la largeur varie de 3,5 à 6 miles, traverse les Alpes lunaires. Selon Mädler, elle est profonde d’au moins 11 500 pieds et s’étend sur plus de 80 miles. Quelques crêtes basses parallèles aux parois de la vallée pourraient être le résultat d’effondrements de terrain.

5. Aristillus — Dans des conditions favorables, le grand télescope de Lord Rosse a révélé que l’extérieur de ce magnifique cratère était sillonné de profonds ravins rayonnant depuis son centre. Aristillus mesure environ 34 miles de large et 10 000 pieds de profondeur.

6. Autolycus est quelque peu plus petit que les précédents ; il en constitue le compagnon, conformément à ce que Mädler considérait comme une relation bien définie entre les cratères lunaires, selon laquelle ils apparaissaient fréquemment par paires, le plus petit étant généralement situé au sud. Vers le bord, cet agencement est généralement plutôt apparent que réel, et n’est qu’un effet de raccourcissement.

7. Archimède — Cette grande plaine, d’environ 50 miles de diamètre, possède un intérieur vaste et lisse, divisé en sept zones distinctes par des bandes de luminosité inégale, allant d’est en ouest. Il n’y a ni montagne centrale ni autre signe visible d’activité passée, mais son mur irrégulier se transforme en tours abruptes, et présente à l’extérieur des terrasses bien marquées.

PLATE B.
PARTIE DE LA LUNE.
(ALPES, ARCHIMÈDE, APENNES.)
Messieurs Loewy & Puiseux.

8. Platon.—Nous avons déjà fait mention de cette vaste plaine circulaire,
qui est visible même avec le plus petit télescope. La hauteur moyenne
du rempart est d’environ 3 800 pieds du côté est ; du côté ouest, elle est

un peu plus bas, mais il y a un pic qui atteint une hauteur de près de 7 300 pieds. La plaine ceinte par cette vaste muraille est de grandes dimensions. C’est un cercle quelque peu irrégulier, d’environ 60 miles de diamètre, et couvrant une superficie de 2 700 miles carrés. Sur son sol, les ombres du mur ouest sont représentées sur la Plaque IX, tout comme trois des petits cratères ; un grand nombre d’autres ont été détectés par des observateurs persévérants. La ligne étroite et nette qui va du cratère vers la gauche est l’une de ces remarquables « fentes » qui traversent la Lune dans de multiples directions. Une autre peut être vue plus à gauche. Au-dessus de Platée se trouvent plusieurs montagnes isolées, dont la plus élevée est Pico, haute d’environ 8 000 pieds. Son ombre longue et pointue amènerait, à première vue, à penser qu’elle doit être très raide ; mais Schmidt, qui a étudié en détail les inclinaisons des pentes lunaires, estime qu’elle ne peut pas être aussi raide que nombre de montagnes suisses que l’on gravit fréquemment. Jusqu’à trente cratères minuscules ont été soigneusement observés sur le sol de Platée, et M. W.H. Pickering a jugé que des variations y étaient perceptibles.

9. Ératosthène.—Ce cratère profond, d’un diamètre de plus de 37 miles, se trouve à l’extrémité de la gigantesque chaîne des Apennins. Il n’est pas improbable qu’Ératosthène ait autrefois constitué l’orifice volcanique des forces colossales qui ont élevé les sommets relativement dépourvus de cratères de ces grandes montagnes.

10. Copernic.—De tous les cratères lunaires, c’est l’un des plus grands et des mieux connus. La région à l’ouest est parsemée d’innombrables petits cratères. Il possède une montagne centrale à de nombreux sommets, haute d’environ 2 400 pieds. Il y a de bonnes raisons de croire que les terrasses visibles à l’intérieur sont principalement dues aux montées successives, à la congélation partielle, puis au retrait ultérieur d’un vaste océan de lave. Lors de la pleine lune, on voit que le cratère de Copernic est entouré de rayons radiants.

11. Kepler.—Bien que la profondeur intérieure de ce cratère soit à peine inférieure à 10 000 pieds, son mur périphérique est très bas ; il est remarquable car il est recouvert de la même substance scintillante qui forme également un système de rayons brillants, non différents de ceux entourant l’objet précédent.

12. Aristarque est le plus brillant des cratères lunaires, étant particulièrement vif à faible puissance avec un grand télescope. Il est en effet si lumineux qu’il a souvent été aperçu du côté sombre juste après la nouvelle lune, ce qui a donné naissance à d’étonnantes histoires de volcans lunaires actifs. Au sud-est se trouve un autre cratère plus petit, Hérodote ; au nord de celui-ci s’étend une vallée étroite et profonde, ne dépassant nulle part 2,5 miles de large, qui forme un zigzag remarquable. C’est l’un des plus grands « sillons » lunaires.

13. Grimaldi mérite d’être mentionné en tant qu’objet le plus sombre de sa taille sur la Lune. Dans des circonstances très exceptionnelles, il a pu être vu à l’œil nu, et comme sa superficie a été estimée à près de 14 000 miles carrés, cela donne une idée de ce que la vue non assistée peut discerner sur la Lune ; il faut cependant ajouter que nous voyons toujours Grimaldi considérablement aplati.

14. Le grand cratère Gassendi a été très fréquemment cartographié en raison de son système complexe de « sillons ». À son extrémité nord, il communique avec un cratère plus petit mais beaucoup plus profond, qui est souvent rempli d’ombre noire après que tout le fond de Gassendi ait été éclairé.

15. Schickard est l’une des plus grandes plaines murées de la Lune, d’environ 134 miles de large. Dans son vaste espace, Mädler a détecté 23 cratères mineurs. À propos de cet objet, Chacornac a souligné que, en raison de la courbure de la surface lunaire, un observateur situé au centre du fond « se croirait dans un désert sans fin », car le mur qui l’entoure, bien qu’à un endroit atteignant presque 10 000 pieds de hauteur, resterait entièrement en deçà de son horizon.

16. Près de celui-ci se trouve Wargentin. Il ne fait guère de doute que c’est vraiment un énorme cratère presque entièrement rempli de lave solidifiée, car il n’y a pratiquement aucune pente menant vers l’intérieur.

17. Clavius — Près du 60e parallèle de latitude sud lunaire se trouve cette immense enceinte, dont la superficie est d’au moins 16 500 miles carrés. À la fois à l’intérieur et sur ses parois se trouvent de nombreux sommets et cratères secondaires. La vue télescopique d’un lever de soleil sur la surface de Clavius est véritablement décrite par

Les sommets de Mädler sont d’une beauté indescriptible. L’un d’eux s’élève à une hauteur de 24 000 pieds au-dessus du fond de l’un des cratères qui s’y trouvent. Mädler a même exprimé l’opinion que, dans cette région sauvage, il existe des cratères si profonds que aucun rayon de lumière solaire n’a jamais pu atteindre leurs profondeurs les plus basses ; tandis que, comme en compensation, il y a des sommets dont les sommets bénéficient d’une journée moyenne presque deux fois plus longue que leur nuit.

18. Si l’on observe la pleine lune à travers une lunette d’opéra ou tout petit télescope portable, on remarque immédiatement un cratère qui se distingue de tous les autres en raison des rayons ou des bandes brillantes qui en émanent. Il s’agit du majestueux Tycho, dont la profondeur est de 17 000 pieds et le diamètre de 50 miles (Platine X). Un sommet de 6 000 pieds de hauteur s’élève au centre de son fond, tandis qu’une série de terrasses orne ses pentes intérieures ; mais ce sont surtout les rayons brillants et mystérieux qui nous surprennent. Lorsque le soleil se lève sur Tycho, ces rayons sont complètement invisibles ; en effet, l’ensemble de cet objet est alors si peu visible qu’il faut un œil exercé pour le reconnaître au milieu de son environnement montagneux. Mais dès que le soleil a atteint une hauteur d’environ 30° au-dessus de l’horizon, les rayons sortent de leur obscurité et gagnent progressivement en intensité jusqu’à ce que la lune soit pleine, moment où ils deviennent les objets les plus visibles à sa surface. Leur longueur varie, allant de quelques centaines de miles à deux mille, voire, dans un cas, près de trois mille miles. Ils s’étendent indifféremment à travers de vastes plaines, dans les cratères les plus profonds ou au-dessus des élévations les plus élevées. Nous ne connaissons rien sur Terre à quoi on puisse les comparer. Comme ces rayons ne sont visibles qu’autour de la pleine lune, leur visibilité dépend évidemment de la lumière qui tombe plus ou moins directement dans la ligne de vue, sans tenir compte de l’inclinaison des surfaces, montagnes ou vallées sur lesquelles ils apparaissent. Chaque petite partie de la surface de ces rayons doit donc présenter une forme symétrique pour le spectateur, quel que soit le point d’où il les observe. Seule la sphère semble répondre à cette condition ; c’est pourquoi le professeur Copeland suggère que le matériau constituant la surface de ces rayons doit être composé d’un grand nombre de globules plus ou moins entièrement sphériques. Ces rayons représentent donc des parties de la surface lunaire, soit creusées…

avec de minuscules cavités de forme sphérique, ou recouvertes de minuscules sphères transparentes.[8]

Près du centre du disque lunaire se trouve une série fine de plaines annulaires entièrement visibles sous toutes les conditions d’éclairage. Parmi celles-ci, on peut citer deux : Alphonsus (19), dont le fond se caractérise de manière étrange par deux marques brillantes et plusieurs marques sombres que l’on ne peut expliquer par des irrégularités de la surface ; Ptolémée (20). En plus de plusieurs petits cratères fermés, son fond est traversé par de nombreuses crêtes basses, visibles lorsque le soleil se lève ou se couche.

21, 22, 23.—Lorsque la Lune a cinq ou six jours, ce beau groupe de trois cratères est particulièrement bien placé pour être observé. Ils portent les noms de Catharina, Cyrillus et Théophile. Catharina, la plus méridionale du groupe, atteint une profondeur de plus de 16 000 pieds et est reliée à Cyrillus par une vallée large ; mais entre Cyrillus et Théophile, il n’y a pas de telle connexion. En effet, Cyrillus semble avoir vu ses immenses remparts environnants, hauts comme le Mont Blanc, achevés complètement avant que les forces volcaniques ne commencent à former Théophile, dont les remparts envahissent considérablement son voisin plus ancien. Théophile apparaît comme un cratère circulaire bien défini, d’environ 64 miles de diamètre, avec une profondeur interne de 14 000 à 18 000 pieds, et un magnifique groupe de montagnes au centre de son fond, atteignant un tiers de cette hauteur. Bien que Théophile soit le cratère le plus profond que nous puissions voir sur la Lune, il a subi peu ou pas de déformation due à des éruptions secondaires, tandis que le fond et les parois de Catharina présentent des séquences complètes de cratères plus petits de tailles diverses qui se sont heurtés les uns aux autres et se sont partiellement détruits mutuellement. Au printemps, lorsque la Lune se trouve juste avant le premier quartier, ce groupe instructif de volcans éteints peut être observé très bien à une heure appropriée le soir.

PLAT VII.
TRIESNECKER.
(D’APRÈS NASMYTH.)

24. Petavius se distingue non seulement par ses grandes dimensions, mais aussi par la particularité rare de posséder deux remparts. C’est un objet magnifique peu après la nouvelle lune, ou juste après la pleine lune, mais il disparaît complètement lorsque le soleil est à plus de 45° au-dessus de son horizon. Le fond du cratère est remarquablement convexe, culminant en un groupe central de collines traversées par une profonde fissure.

25. Hyginus est un petit cratère situé près du centre du disque lunaire. L’un des plus grands fossés lunaires passe juste à travers lui, faisant un virage brusque au passage.

26. Triesnecker — Ce beau cratère a déjà été décrit, mais il est mentionné à nouveau afin d’attirer l’attention sur le système complexe de fossés si bien visible sur la Plaque VII. Le fait que ces fossés soient des dépressions est évident grâce aux ombres qu’ils contiennent. Leurs bords sont très souvent nettement surélevés. Ils semblent être des fractures à la surface de la Lune.

Parmi les diverses montagnes que l’on observe occasionnellement comme des projections au bord réel de la Lune, celles nommées d’après Leibniz (i) semblent être les plus hautes. Schmidt a constaté que le pic le plus élevé se trouvait à plus de 41 900 pieds au-dessus d’une vallée voisine. En comparant ces altitudes avec celles des montagnes sur Terre, nous devons pour ces dernières ajouter la profondeur de la mer à la hauteur du sol. Calculées de cette manière, nos montagnes les plus hautes restent supérieures à toutes celles que nous connaissons sur la Lune.

Nous devons maintenant aborder la question importante de l’origine de ces caractéristiques remarquables à la surface de la Lune. Nous admettrons d’emblée que nos preuves à ce sujet sont uniquement indirectes. Pour établir par des preuves irréfutables l’origine volcanique des cratères lunaires remarquables, il semblerait presque nécessaire d’avoir été témoin d’éruptions volcaniques sur la Lune, et de voir de telles éruptions entraîner la formation de l’anneau bien connu, avec ou sans la montagne qui s’élève au centre. Affirmer que rien de ce genre n’a jamais été observé serait une affirmation plutôt trop forte. À certaines occasions, des observateurs attentifs ont rapporté l’apparition de minimes changements locaux sur

la Lune. Comme nous l’avons déjà mentionné, un cratère nommé Linné, dont les dimensions sont sans doute considérables pour un habitant lunaire, mais qui ne constitue qu’un objet très insignifiant au télescope, aurait subi certains changements. Une autre fois, on a cru qu’un cratère minuscule était apparu près de l’objet bien connu nommé Hyginus. La simple énumération de tels cas souligne fortement l’affirmation selon laquelle il n’existe actuellement aucune source notable de perturbation à la surface de la Lune. Même si ces cas négligeables de changement supposés étaient réellement avérés – et c’est peut-être là une affirmation plus audacieuse que beaucoup d’astronomes ne seraient prêts à accepter – ils restent insignifiants par rapport aux phénomènes puissants qui ont donné naissance à l’abondance de grands cratères couvrant une si grande partie de la surface lunaire.

Nous en venons inévitablement à la conclusion que notre satellite a dû posséder jadis une activité bien plus grande que celle qu’il montre aujourd’hui. Nous pouvons également donner une explication raisonnable, ou du moins plausible, à la cessation de cette activité ces derniers temps. Examinons deux autres corps de notre système, la Terre et le Soleil, et comparons-les à la Lune. Parmi ces trois corps, le Soleil est de loin le plus grand, tandis que la Lune est bien plus petite que la Terre. Nous avons également vu que, bien que le Soleil doive avoir une température très élevée, il ne fait aucun doute qu’il perd progressivement sa chaleur. La surface de la Terre, composée de roches solides et d’argile, ou en grande partie recouverte par l’immensité des océans, ne présente que peu de traces évidentes d’une température élevée. Néanmoins, il est hautement probable, d’après les phénomènes volcaniques ordinaires, que l’intérieur de la Terre possède encore une température incandescente.

Un grand corps, lorsqu’il est chauffé, met plus de temps à refroidir qu’un petit corps porté à la même température. Une grande pièce en fer mettra des jours à refroidir ; une petite pièce se refroidira en quelques heures. Quelle qu’ait été l’origine initiale de la chaleur dans notre système – une question que nous ne discutons pas ici – il semble démontrable que tous les différents corps ont été initialement chauffés et qu’ils se refroidissent progressivement depuis des âges. Le Soleil est si vaste qu’il n’a pas encore eu le temps de se refroidir ; la Terre, de taille intermédiaire,

est devenu froid à l’extérieur, tout en conservant d’immenses réserves de chaleur interne ; tandis que la Lune, le plus petit des corps célestes, a perdu tant de chaleur que des changements importants à sa surface ne peuvent plus être causés par des feux internes.

Nous sommes donc amenés à attribuer l’origine des cratères lunaires à une époque ancienne de l’histoire de la Lune. Nous ne pouvons pas connaître avec précision l’éloignement de cette époque, mais il est raisonnable de supposer que l’ancienneté des volcans lunaires doit être extrêmement grande. Au moment où la Lune était suffisamment chauffée pour provoquer ces convulsions, dont les immenses cratères sont les vestiges, la Terre devait également être bien plus chaude qu’elle ne l’est aujourd’hui. Lorsque la Lune possédait assez de chaleur pour que ses volcans soient actifs, la Terre était probablement si chaude que la vie n’y était pas possible à sa surface. Cette hypothèse indiquerait une ancianité des cratères lunaires bien trop grande pour être estimée en siècles ou en milliers d’années, chiffres suffisants pour des périodes comme celles concernées par l’histoire des événements humains. Il ne semble pas improbable que des millions d’années se soient écoulées depuis que les immenses cratères de Platon ou de Copernic ont pris leur forme actuelle.

Nous allons maintenant tenter d’expliquer la formation des cratères lunaires. Les opinions les plus probables à ce sujet semblent être celles avancées par M. Nasmyth, bien qu’il faille admettre que ses théories ne sont nullement dépourvues de difficultés. Selon sa théorie, nous pouvons expliquer comment s’est formée la paroi entourant le cratère lunaire, ainsi que comment est apparu le grand mont qui orne si souvent le centre de la plaine. La représentation de la Fig. 28 montre un schéma imaginaire d’une éruption volcanique sur la Lune à l’époque où les cratères étaient actifs. Ici, l’éruption est représentée dans toute son intensité, lorsque les forces internes projettent des cendres ou des pierres qui tombent à une distance considérable du foyer. Les matériaux ainsi accumulés constituent la paroi entourant le cratère.

La deuxième image (Fig. 29) représente le cratère à un stade ultérieur de son histoire. La puissance explosive prodigieuse a alors été épuisée, et…

Il se peut qu’il y ait eu une interruption pendant un certain temps. À nouveau, le volcan redevient actif, mais cette fois avec seulement une petite partie de son énergie initiale. Une éruption relativement faible émane alors du même cratère, dépose des matériaux tout autour de l’orifice et forme une montagne au centre. Finalement, lorsque l’activité s’est apaisée et que le volcan est silencieux et immobile, nous trouvons les preuves de l’énergie initiale, attestées par la muraille qui entoure l’ancien cratère et par la montagne qui orne son intérieur. Le sol plat que l’on trouve dans certains cratères pourrait très bien résulter d’un afflux de lave qui s’est ensuite consolidée. D’autres éruptions ont également eu lieu dans de nombreux cas.

L’une des principales difficultés liées à cette méthode pour expliquer la structure d’un cratère provient de la grande taille atteinte par certains de ces objets. Il existe sur la Lune des volcans anciens d’un diamètre de quarante ou cinquante miles ; en effet, il y a un anneau bien formé, avec une montagne qui s’élève au centre, dont le diamètre n’est pas inférieur à soixante-dix-huit miles (Petavius). Il semble difficile d’imaginer comment un cône d’éjection situé au centre pourrait transporter les matériaux sur une telle distance, soit trente-neuf miles entre le centre de Petavius et la muraille. Cependant, l’explication devient plus simple si l’on garde à l’esprit que la force de gravité est beaucoup plus faible sur la Lune que sur Terre.

PLATINE VIII.
UN CRATÈRE LUNAIRE NORMAL.

Fig. 28.—Vulcane en activité.

Fig. 29.—Activité faible ultérieure.
N’avons-nous pas déjà vu que notre satellite est si beaucoup plus petit que la Terre que quatre-vingts lunes empilées ne pèseraient pas autant que la Terre ? Sur Terre, une once pèse une once et une livre pèse une livre ; mais un poids de six onces ici ne pèserait qu’une once sur la Lune, et un poids de six livres ici ne pèserait qu’une livre sur la Lune. Un ouvrier qui peut porter un sac de maïs sur Terre pourrait, avec le même effort, en porter six sur la Lune. Un joueur de cricket qui peut lancer une balle à 100 mètres sur Terre pourrait, avec exactement le même effort, la lancer à 600 mètres sur la Lune. Hiawatha pourrait tirer dix flèches en l’air une après l’autre avant que la première n’atteigne le sol ; sur la Lune, il aurait pu vider tout son carquois. Le volcan, qui sur la Lune projetait des projectiles à une distance de trente-neuf miles, n’aurait besoin que de la même puissance explosive que celle qui suffirait pour projeter ces missiles à six ou sept miles sur Terre. Un canon moderne correctement érigé réussirait facilement cet exploit.

Fig. 30.—Formation du sol plat par la lave.

Il faut également garder à l’esprit qu’il existe d’innombrables cratères sur la Lune de même type général mais de dimensions très variées ; à partir d’un minuscule objet observable au télescope, d’un diamètre de deux ou trois miles, on peut distinguer des étapes progressivement plus grandes jusqu’à atteindre le puissant cratère Petavius que nous venons de mentionner. En ce qui concerne les cratères plus petits, il n’y a évidemment que peu ou pas de difficulté à leur attribuer une origine volcanique, et comme la continuité entre les cratères les plus petits et les plus grands est ininterrompue, il semble tout à fait raisonnable de supposer que même les plus grands ont été formés de la même manière.

Il convient cependant de noter que certaines caractéristiques lunaires pourraient s’expliquer par des phénomènes extérieurs plutôt que par des phénomènes internes. M. G.K. Gilbert a rassemblé des preuves en faveur de l’idée que les sculptures lunaires résultent de l’impact de corps tombant sur la Lune. Selon cette théorie, la Mare Imbrium serait le lieu d’une collision dont proviendrait le paysage lunaire environnant. M. Gilbert explique les sillons comme étant creusés par de puissants projectiles se déplaçant à des vitesses comparables à celles des météorites.

Les paysages lunaires sont extrêmement étranges et accidentés. Ils nous rappellent toujours des déserts stériles, et l’on ne peut manquer de remarquer l’absence de plaines herbeuses ou de forêts vertes telles que nous les connaissons sur notre planète. À certains égards, la Lune n’est pas très différente de la Terre. Comme elle, la Lune connaît les alternances agréables du jour et de la nuit, bien que le jour lunaire dure vingt-neuf de nos jours et que la nuit lunaire dure vingt-neuf de nos nuits. Nous sommes réchauffés par les rayons du soleil ; la Lune aussi ; mais, quoi qu’il en soit…

La température pendant les longues journées sur la Lune est telle que le froid de la nuit lunaire dépasse sans doute celui des régions les plus arides de notre Terre. La quantité de chaleur rayonnée vers nous par la Lune a été étudiée par Lord Rosse, et plus récemment par le professeur Langley. Bien que chaque point de la surface lunaire soit exposé à la lumière solaire pendant deux semaines sans interruption, la température réelle atteinte par le sol ne peut être élevée. La Lune ne possède pas, comme la Terre, une couverture chaude sous forme d’atmosphère capable de retenir et d’accumuler la chaleur reçue.

Même nos plus grands télescopes ne peuvent rien indiquer directement sur la possibilité d’une vie sur la Lune. Des arbres gigantesques comme ceux de Californie pourraient pousser dans les montagnes lunaires, et des éléphants pourraient se déplacer dans les plaines, mais nos télescopes ne pourraient pas les voir. Le plus petit objet que nous puissions observer sur la Lune doit être de la taille d’une cathédrale importante ; par conséquent, des êtres organisés de taille similaire à ceux que nous connaissons, s’ils existaient, ne pourraient pas se faire voir en tant qu’objets visibles au télescope.

Nous sommes donc contraints de recourir à des preuves indirectes pour déterminer si la vie pourrait exister sur la Lune. Nous pouvons dire d’emblée que les astronomes estiment que la vie telle que nous la connaissons ne pourrait pas y exister. Parmi les conditions nécessaires à la vie, l’eau occupe une place prépondérante. Que l’on prenne toutes les formes de vie végétale, du lichen qui pousse sur les rochers jusqu’à l’arbre géant de la forêt, on constate que la substance de chaque plante contient de l’eau et ne peut exister sans elle. L’eau est tout aussi indispensable à l’existence de la vie animale. Privée de cet élément, toute vie organique, y compris celle de l’homme lui-même, deviendrait inconcevable.

À moins donc que de l’eau ne soit présente sur la Lune, nous serons obligés de conclure que la vie telle que nous la connaissons est impossible. Si quelqu’un se trouvant sur la Lune regardait la Terre à travers un télescope, pourrait-il y voir de l’eau ? Sans aucun doute. Il verrait les nuages et remarquerait leurs changements incessants ; ces nuages seuls constitueraient une preuve presque irréfutable de l’existence d’eau. Un astronome sur

La Lune verrait également nos océans comme des surfaces colorées, en contraste frappant avec les terres, et elle verrait peut-être souvent l’image du soleil, tel une étoile brillante, se reflétant sur une partie lisse de la mer. En effet, étant donné que plus de la moitié de notre globe est recouverte d’océans, et que la majeure partie du reste peut être obscurcie par les nuages, l’astronome lunaire, en observant notre Terre, verrait souvent à peine autre chose que de l’eau sous une forme ou une autre. Il est très probable qu’il en vienne à la conclusion que notre globe n’est adapté qu’à servir de habitat aux animaux amphibies.

Mais lorsque nous regardons la Lune avec nos télescopes, nous ne voyons aucune preuve directe d’eau. Un examen attentif montre que les soi-disant mers lunaires sont en réalité des déserts, souvent marqués de petits cratères et de rochers. Le télescope ne révèle ni mers ni océans, ni lacs ni rivières. De plus, la beauté du paysage lunaire n’est jamais altérée par des nuages sur sa surface. Chaque fois que la Lune se trouve au-dessus de notre horizon, et que les nuages terrestres ne gênent pas la vue, nous pouvons voir distinctement les caractéristiques de la surface de notre satellite. Il n’y a pas de nuages sur la Lune ; il n’y a même pas de brumes ou de vapeurs qui apparaissent invariablement là où il y a de l’eau, et c’est pourquoi les astronomes ont conclu que la surface qui entoure la Terre est un désert stérile et dépourvu d’eau.

Un autre élément essentiel à la vie organique fait également défaut sur la Lune. Notre globe est entouré d’une épaisse couche d’air située à sa surface et s’étendant au-dessus de nos têtes jusqu’à une hauteur d’environ 200 ou 300 miles. Il va sans dire à quel point l’air est nécessaire à la vie, et c’est pourquoi nous nous intéressons avec intérêt à la question de savoir si la Lune peut être entourée d’une atmosphère. Comprendons clairement le problème que nous allons examiner. Imaginons qu’un voyageur parte de la Terre pour se rendre sur la Lune ; au fur et à mesure de son parcours, l’air deviendrait progressivement de plus en plus raréfié, jusqu’à ce qu’enfin, lorsqu’il se trouverait à quelques centaines de miles au-dessus de la surface terrestre, il ait laissé derrière lui les dernières traces perceptibles de l’enveloppe terrestre. Au moment où il aurait complètement traversé l’atmosphère, il n’aurait parcouru qu’une très petite fraction du trajet total.

240 000 miles, et il resterait encore un vaste vide à traverser avant d’atteindre la Lune. Si la Lune était enveloppée de la même manière que la Terre, alors, à mesure que le voyageur s’approcherait de la fin de son parcours et se trouverait à quelques centaines de miles de la surface lunaire, il rencontrerait à nouveau des traces d’atmosphère, dont la densité augmenterait progressivement jusqu’à son arrivée à la surface de la Lune. Le voyageur aurait donc traversé une couche d’air au début de son voyage, et une autre à la fin, tandis que la majeure partie du voyage se serait déroulée dans un espace encore plus vide que celui présent dans le réservoir vide d’une pompe à air.

Telle serait la situation si la Lune était recouverte d’une atmosphère semblable à celle qui entoure notre Terre. Mais quels sont les faits ? En s’approchant de la Lune, le voyageur chercherait en vain de l’air respirable ressemblant au nôtre. Il est possible qu’à proximité de la surface il y ait de faibles traces de quelque matériau gazeux entourant la Lune, mais cela ne représenterait qu’une très petite fraction de l’abondante couche d’air dont jouit actuellement la Terre. Pour tous les besoins de la respiration, telle que nous comprenons ce terme, on peut dire qu’il n’y a pas d’air sur la Lune, et un habitant de notre Terre transféré là-bas suffoquerait certainement, tout comme s’il se trouvait au milieu de l’espace.

On pourrait cependant se demander comment nous le savons. L’air n’est-il pas transparent, et comment nos télescopes pourraient-ils donc permettre de déterminer si la Lune possède réellement une telle enveloppe ? C’est par des méthodes d’observation indirectes, mais parfaitement fiables, que nous apprenons l’état dépourvu d’atmosphère de notre satellite. Il existe divers arguments à avancer ; mais le plus concluant provient de ce qu’on appelle une « occultation ». Il arrive parfois que la Lune se place directement entre la Terre et une étoile, et l’extinction temporaire de cette dernière constitue une « occultation ». Nous pouvons observer le moment où ce phénomène se produit, et l’on remarque généralement la brusquerie de la disparition de l’étoile. Si la Lune était enveloppée d’une abondante atmosphère, l’interposition de cette masse gazeuse due au mouvement de la Lune provoquerait un effacement progressif de l’étoile, sans aucune brusquerie, contrairement à ce qui se produit lors d’une obscurcissement.[9]

Examinons comment nous pouvons expliquer l’absence d’atmosphère sur la Lune. Ce que nous appelons un gaz s’avère, selon les recherches modernes, être un ensemble d’un nombre immense de molécules, chacune étant en mouvement extrêmement rapide. Ce mouvement ne dure qu’une courte distance dans une seule direction avant qu’une molécule ne entre en collision avec une autre, ce qui modifie constamment les directions et les vitesses des molécules individuelles. Chaque gaz possède une vitesse moyenne propre aux molécules de ce gaz à une température donnée. Lorsque plusieurs gaz sont mélangés, comme l’oxygène et l’azote dans notre atmosphère, les molécules de chaque gaz continuent de se déplacer à leurs vitesses caractéristiques. D’après nos estimations de la température à la frontière de l’atmosphère terrestre, nous pouvons supposer que la vitesse moyenne des molécules d’oxygène y est d’environ un quart de mile par seconde. Les vitesses des molécules d’azote sont presque identiques, tandis que la vitesse moyenne d’une molécule d’hydrogène est d’environ un mile par seconde, ce qui représente de loin la plus grande vitesse moléculaire observée chez tout gaz.

PLATE IX.
PLATON.
(D’APRÈS NASMYTH.)

Une pierre lancée dans les airs rejoint bientôt la terre. Une balle de fusil tirée verticalement vers le haut montera de plus en plus haut, jusqu’à ce que finalement son mouvement cesse, qu’elle commence à redescendre et tombe au sol. Supposons pour l’instant que nous ayons un fusil d’une force infinie et de la poudre à canon d’une puissance illimitée. À mesure que nous augmentons la charge, nous constatons que la balle monte de plus en plus haut, et chaque fois il faut plus de temps avant qu’elle ne revienne au sol. La descente de la balle est due à l’attraction terrestre. La gravité doit nécessairement agir sur le projectile tout au long de sa trajectoire, et elle diminue progressivement sa vitesse, surmonte le mouvement ascendant et provoque

La balle revient. Il faut se rappeler que l’efficacité de l’attraction diminue à mesure que la hauteur augmente. Par conséquent, lorsque le corps possède une vitesse initiale extrêmement élevée, ce qui le fait monter à une hauteur immense, son retour est retardé pour deux raisons. D’une part, la distance qu’il doit parcourir pour revenir augmente considérablement ; d’autre part, l’efficacité de la gravité pour le ramener diminue. Plus la vitesse est grande, plus la capacité de la gravité à ramener le corps doit être faible. On peut imaginer que la vitesse augmente au point où la gravité, diminuant constamment à mesure que le corps monte, n’est jamais tout à fait capable de neutraliser cette vitesse, et c’est ainsi que l’on obtient le cas remarquable d’un corps projeté qui ne reviendra jamais.

Il est possible de présenter ce raisonnement sous forme numérique et de montrer qu’une vitesse de six ou sept miles par seconde dirigée vers le haut suffirait pour emporter un corps complètement hors de l’attraction terrestre. Cette vitesse dépasse de loin les limites maximales de notre artillerie. Elle est en effet au moins une douzaine de fois plus rapide qu’un tir de canon ; et même si nous pouvions l’atteindre, la résistance de l’air poserait une difficulté insurmontable. Cependant, de telles réflexions n’affectent pas la conclusion selon laquelle chaque planète possède une vitesse spécifique adaptée à ce corps, dépendant uniquement de sa taille et de sa masse, avec laquelle il faudrait lancer un projectile afin d’éviter que l’attraction de ce corps ne le tire à nouveau vers lui.

Il s’agit d’une simple question de calcul pour déterminer cette « vitesse critique » pour tout corps céleste. Plus le corps est grand, plus la vitesse initiale doit généralement être élevée pour permettre au projectile de quitter définitivement le globe d’où il a été lancé. Comme nous l’avons déjà indiqué, cette vitesse est d’environ sept miles par seconde sur Terre. Sur Mercure, elle serait de trois miles par seconde, sur Mars de trois miles et demi, sur Saturne de vingt-deux miles par seconde, et sur Jupiter de trente-sept miles par seconde ; tandis qu’un projectile doit quitter le Soleil sans espoir de retour à une vitesse d’au moins 391 miles par seconde.

En supposant qu’une certaine quantité d’hydrogène libre soit présente dans notre atmosphère, ses molécules se déplaceraient avec une vitesse moyenne d’environ un mile par seconde. Il arriverait occasionnellement, en raison d’une combinaison de circonstances, qu’une molécule atteigne une vitesse dépassant sept miles par seconde. Si cela se produisait aux confins de l’atmosphère, là où elle échappait aux collisions avec d’autres molécules, cette dernière s’envolerait dans l’espace et ne serait pas reprise par la Terre. Par des répétitions incessantes de ce processus, au cours d’âges innombrables, toutes les molécules de gaz hydrogène s’échapperaient de la Terre, et c’est ainsi que nous pouvons expliquer le fait qu’il n’y ait pas d’hydrogène libre dans l’atmosphère terrestre.[10]

Les vitesses que peuvent atteindre les molécules des gaz autres que l’hydrogène sont bien trop faibles pour leur permettre de s’échapper à l’attraction de la Terre. Nous constatons donc que l’oxygène, l’azote, la vapeur d’eau et le dioxyde de carbone restent des composants permanents de notre air. D’un autre côté, la masse énorme du Soleil fait que la « vitesse critique » à sa surface est si grande (391 miles par seconde) que même les molécules d’hydrogène ne peuvent y parvenir. Par conséquent, comme nous l’avons vu, l’hydrogène est un composant très important de l’enveloppe atmosphérique solaire.

Si nous appliquons maintenant ce raisonnement à la Lune, on calcule que la vitesse critique n’est que d’un mile et demi par seconde. Cela semble être bien inférieur aux vitesses maximales atteignables par les molécules d’oxygène, d’azote et des autres gaz. Il en résulte donc que aucun de ces gaz ne pourrait rester de manière permanente pour former une atmosphère à la surface d’un corps aussi petit que la Lune. Cela semble être la raison pour laquelle il n’existe aucune trace d’un environnement gazeux distinct autour de notre satellite.

L’absence d’air et d’eau sur la Lune explique la rudesse extrême du paysage lunaire. Nous savons que sur Terre, l’action du vent et de la pluie, du gel et de la neige, tend constamment à éroder nos montagnes et à atténuer leurs aspérités. Aucun de ces facteurs n’est à l’œuvre sur la Lune. Ce sont les volcans qui ont sculpté la surface dans son état actuel, et bien qu’ils aient cessé d’être actifs depuis des âges, les traces de leur œuvre

Ils semblent presque aussi frais aujourd’hui qu’ils l’étaient lorsque les grands feux furent éteints.

« Les tours coiffées de nuages, les palais magnifiques, les temples solennels » n’ont qu’une brève existence sur Terre. C’est principalement l’action incessante de l’eau et de l’air qui les fait disparaître comme « la structure sans fondement d’une vision ». Sur la Lune, ces causes de décomposition et de dégradation sont entièrement absentes, bien que peut-être les variations de température lors du passage de la journée lunaire à la nuit lunaire entraînent des dilatations et des contractions qui pourraient, dans une certaine mesure, compenser l’absence de agents de dissolution plus puissants.

Il semble probable qu’un bâtiment sur la Lune resterait siècle après siècle tel que les constructeurs l’ont laissé. Il n’y a pas besoin de verre dans les fenêtres, car il n’y a ni vent ni pluie à empêcher d’entrer. Il n’est pas nécessaire non plus d’avoir des cheminées dans les pièces, car le combustible ne peut brûler sans air. Les habitants d’une ville lunaire constateraient qu’aucune poussière ne pourrait se lever, qu’aucun odeur ne pourrait être perçue, qu’aucun son ne pourrait être entendu.

L’homme est une créature adaptée à vivre dans des conditions très étroitement limitées. Quelques degrés de température en plus ou en moins, une légère variation dans la composition de l’air, la juste adéquation de la nourriture : tout cela fait toute la différence entre la santé et la maladie, entre la vie et la mort. En regardant au-delà de la Lune, à travers l’étendue de l’univers, nous trouvons d’innombrables globes célestes présentant toutes les variétés imaginables de température et de constitution. Parmi ce grand nombre de mondes qui peuplent l’espace, y en a-t-il certains habités par des êtres vivants ? À cette grande question, la science ne peut pas répondre : nous ne pouvons pas le savoir. Pourtant, il est impossible de résister à une conjecture. Nous trouvons notre Terre grouillante de vie partout. Nous trouvons de la vie dans les conditions les plus diverses que l’on puisse imaginer. On la trouve sous la chaleur ardente des tropiques et dans le gel éternel des pôles. On la trouve dans des grottes où pas un rayon de lumière ne pénètre jamais. Elle n’est pas non plus absente dans les profondeurs de l’océan, sous une pression de tonnes par pouce carré.

Quelles que soient les circonstances extérieures, la Nature fournit généralement une forme de vie adaptée à ces circonstances.

Il est tout à fait improbable qu’au milieu des millions de sphères de l’univers il existe ne serait-ce qu’une seule exactement semblable à notre Terre — semblable en ce qu’elle possède de l’air et de l’eau, semblable par sa taille et sa composition. Il ne semble pas probable qu’un homme puisse vivre une heure sur n’importe quel corps de l’univers autre que la Terre, ou qu’un chêne puisse survivre une seule saison dans une autre sphère. Les hommes peuvent habiter la Terre, et les chênes y prospérer, parce que la constitution de l’homme et du chêne est spécialement adaptée aux circonstances particulières de la Terre.

Si nous pouvions obtenir une vue plus rapprochée de certains corps célestes, nous découvririons probablement qu’ils abritent également de la vie, mais une vie particulièrement adaptée à son environnement — une vie sous des formes étranges et bizarres ; une vie bien plus étrange pour nous que celle que Colomb a trouvée dans le Nouveau Monde lorsqu’il y a débarqué pour la première fois. Une vie peut-être encore plus étrange que celle décrite par Dante ou esquissée par Doré. L’intelligence pourrait aussi avoir sa place parmi ces sphères, tout comme sur la Terre. Il y a des globes plus grands et des globes plus petits — des atmosphères plus importantes et des atmosphères moins importantes. La philosophie la plus juste à ce sujet est cristallisée dans les mots de Tennyson :—

« Répète-toi cette vérité dans ton esprit :
Dans un univers infini,
Il y a un infini de mieux, un infini de pire.

Penses-tu que cette forme d’espoirs et de craintes
Ne puisse trouver rien de plus imposant que ses semblables
Dans ces cent millions de sphères lointaines ? »

PLAT X.
TYCHO ET SES ENVIRONS.
(D’APRÈS NASMYTH.)

CHAPITRE IV.
LE SYSTÈME SOLAIRE.
Importance exceptionnelle du Soleil et de la Lune — Trajet à suivre — Ordre des distances — Les orbites voisines — Comment les distinguer ? — Les planètes Vénus et Jupiter attirent l’attention par leur éclat — Sirius n’est pas une voisine — Les planètes Saturne et Mercure — Planètes observables au télescope — Critère pour déterminer si un corps doit être classé comme voisin — Signification du mot planète — Uranus et Neptune — Comètes — Les planètes sont éclairées par le Soleil — Les étoiles ne le sont pas — La Terre est vraiment une planète — Les quatre planètes intérieures, Mercure, Vénus, la Terre et Mars — Vitesse de la Terre — Les planètes extérieures, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune — Lumière et chaleur reçues par les planètes du Soleil — Tailles comparées des planètes — Les planètes mineures — Toutes les planètes tournent dans la même direction — Le système solaire — Un groupe d’îles dans l’espace.

Dans les deux chapitres précédents de cet ouvrage, nous avons cherché à décrire les corps célestes selon leur importance relative pour l’humanité.
Pourrions-nous douter un seul instant quant à savoir lequel, parmi les nombreux corps de l’univers, devrait primer dans notre attention ? Nous ne faisons pas ici référence à l’importance intrinsèque du Soleil par rapport aux autres corps ou groupes de corps dispersés dans l’espace. Il se peut que de nombreux globes rivalisent avec le Soleil en termes d’éclat réel, de volume et de masse. En effet, nous montrerons plus tard dans ce volume que c’est bien le cas ; et nous pourrons alors indiquer la véritable place du Soleil au milieu des innombrables corps célestes. Mais quelle que soit l’importance du Soleil, considéré simplement comme l’un des corps abondant dans l’espace, il ne peut y avoir aucun doute sur le fait que son influence sur la Terre dépasse de loin celle de tous les autres corps de l’univers réunis. Il était donc naturel — voire inévitable — que notre première étude des corps célestes soit consacrée à ce corps puissant qui est la source même de notre vie.

Il ne pouvait non plus y avoir beaucoup d’hésitation quant à la deuxième étape à entreprendre. L’importance intrinsèque de la Lune, par rapport aux autres…

Les corps célestes peuvent être petits ; en effet, comme nous le verrons plus tard, ils sont presque infinisimaux. Mais dans l’économie de notre Terre, la Lune a joué, et joue encore, un rôle dont l’importance n’est dépassée que par celle du Soleil lui-même. La Lune est si proche de nous que ses rayons brillants s’estompent au point de devenir invisibles face à d’innombrables sphères dont la taille et l’éclat intrinsèque sont incomparablement plus grands que les siens. La Lune occupe également une place exceptionnelle dans l’histoire de l’astronomie ; car la loi de la gravitation, la plus grande découverte que la science ait jamais connue, a été principalement élaborée grâce à des observations de la Lune. Il était donc naturel qu’un premier chapitre de notre Histoire des Cieux soit consacré à un corps dont l’intérêt se rapprochait tant de celui du Soleil lui-même.

Mais puisque le Soleil et la Lune ont déjà été partiellement décrits (nous devrons y revenir plus tard), il est normal d’hésiter quant au choix de la prochaine étape. Une fois ces deux grands astres retirés de notre champ de vision, il ne reste aucun autre corps céleste d’un intérêt et d’une importance suffisamment exceptionnels pour nous indiquer clairement quelle voie suivre ; nous souhaitons raconter l’histoire des cieux de la manière la plus naturelle possible. Si nous tentions de décrire les corps célestes dans l’ordre de leur taille réelle, notre ignorance rendrait immédiatement cette tâche impossible. Nous ne pouvons même pas faire de supposition quant au corps qui devrait figurer en premier sur la liste. Même si ce corps le plus puissant était à portée de nos télescopes (ce qui est en soi une hypothèse hautement improbable), nous n’avons aucune idée de l’endroit du ciel où il faudrait le chercher. Et même si cela était possible – si nous pouvions classer tous les corps visibles selon leur taille et leur éclat – ce système resterait impraticable, car nous savons peu ou rien sur la plupart d’entre eux.

Nous sommes donc contraints d’adopter une méthode différente, et la plus simple, ainsi que la plus naturelle, sera de suivre autant que possible l’ordre de distance des différents corps. Nous avons déjà parlé de la Lune en tant que voisine la plus proche de la Terre ; nous examinerons ensuite certains autres corps célestes qui sont relativement proches de nous ; puis, au fur et à mesure que le sujet se développe, nous discuterons des objets plus éloignés.

Plus loin, et jusqu’à la fin de ce volume, nous nous attacherons à examiner les corps les plus éloignés de l’univers que le télescope nous a révélés jusqu’à présent.

Même une fois ce principe adopté, notre démarche n’est pas pour autant exempte d’ambiguïté. De nombreux corps célestes sont en mouvement, de sorte que leurs distances relatives par rapport à la Terre changent constamment ; il s’agit cependant d’une difficulté qui n’a pas besoin de nous retenir. Nous n’essaierons pas de nous conformer strictement à ce principe dans tous ses détails. Il suffira que nous décrivions d’abord ces grands corps — une catégorie pas très nombreuse — qui, par rapport à nous, se trouvent à proximité, bien que toujours à des distances variables ; puis nous passerons aux innombrables corps qui nous sont séparés par des distances si immenses que l’imagination est incapable de les concevoir.

Examinons donc le ciel pour découvrir ces sphères qui se trouvent à notre proximité. Le soleil s’est couché, la lune n’est pas encore levée ; un ciel sans nuages révèle un firmament scintillant d’innombrables gemmes de lumière. Certaines sont regroupées en constellations bien délimitées ; d’autres semblent dispersées au hasard, avec toutes les nuances de luminosité, depuis la plus vive jusqu’au point le plus faible que l’œil puisse à peine discerner. Parmi toute cette multitude d’objets, comment pouvons-nous identifier ceux qui se trouvent le plus près de la Terre ? Regardez vers l’ouest : là, au-dessus du lieu où les rayons du soleil disparu persistent encore, nous voyons souvent briller la belle étoile du soir. C’est la planète Vénus — une sphère magnifique, sœur jumelle de la Terre. La brillance de cette planète, ses changements rapides tant en position qu’en luminosité, suggèrent immédiatement qu’elle est beaucoup plus proche de la Terre que les autres objets ressemblant à des étoiles. Cette supposition a été largement confirmée par des mesures précises, et c’est pourquoi Vénus doit être incluse dans la liste des corps qui constituent nos voisins.

Une autre planète remarquable — presque égale à Vénus en luminosité, et de loin supérieure à celle-ci par la splendeur de ses proportions et de son cortège — porte depuis l’Antiquité le nom majestueux de Jupiter. Sans aucun doute, Jupiter est bien plus éloigné de nous que Vénus. En effet, il est toujours au moins deux fois plus loin,

Et parfois jusqu’à dix fois. Mais nous devons néanmoins inclure Jupiter parmi nos voisins. Comparé à l’ensemble des étoiles qui scintillent dans le ciel, Jupiter doit être considéré comme assez proche. La distance de ce grand planète exige, il est vrai, des centaines de millions de miles pour être exprimée ; cependant, aussi grande soit-elle, elle devrait être multipliée par des dizaines de milliers, voire des centaines de milliers, avant d’être suffisamment grande pour combler l’abîme qui sépare la Terre de l’étoile la plus proche.

Vénus et Jupiter ont attiré notre attention par leur brillance exceptionnelle. Cependant, nous commettrions une erreur si nous supposions généralement que les objets les plus brillants sont ceux qui sont les plus proches de la Terre. Un observateur peu familier avec l’astronomie pourrait, non sans raison, pointer vers l’Étoile du Chien — ou Sirius, comme l’appellent plus généralement les astronomes — comme un objet dont l’éclat exceptionnel montrait qu’il s’agissait d’un de nos voisins. Ce serait cependant une erreur. Nous aurons plus tard l’occasion de nous pencher plus particulièrement sur cette perle de nos cieux du sud, et il apparaîtra alors que Sirius est un globe immense, dépassant de loin notre propre Soleil tant en taille qu’en splendeur, mais plongé dans les profondeurs de l’espace à une distance si effrayante que ses rayons affaiblis, lorsqu’ils atteignent la Terre, ne nous donnent pas l’impression d’un Soleil puissant, mais seulement celle d’une étoile brillante.

Le principe de sélection, grâce auquel on peut distinguer les voisins de la Terre, sera expliqué prochainement ; pour l’instant, il suffit de noter que notre liste va d’abord s’enrichir de l’ajout de l’objet unique connu sous le nom de Saturne, bien que sa brillance soit largement surpassée par celle de Sirius ainsi que par celle de quelques autres étoiles. Ensuite, nous ajoutons Mars, un objet qui s’approche parfois si près de la Terre qu’il brille d’un éclat flamboyant, ce qui ne nous prépare guère à la vérité selon laquelle cette planète est intrinsèquement l’une des plus petites des corps célestes. Outre les objets que nous avons mentionnés, les anciens astronomes avaient détecté un cinquième, connu sous le nom de Mercure — une planète qui est généralement invisible au milieu de la lumière entourant le Soleil. Mercure, cependant, s’éloigne parfois suffisamment de notre astre lumineux pour être visible avant le lever du soleil ou après son coucher. Ces cinq — Mercure, Vénus,

Mars, Jupiter et Saturne constituaient les planètes connues depuis l’Antiquité lointaine.

Nous pouvons cependant maintenant élargir quelque peu cette liste en y ajoutant les objets observés au télescope, qui ont été découverts de nos jours comme étant parmi nos voisins célestes. Il nous faut alors introduire le critère permettant de déterminer si un corps se trouve près de la Terre ou non. Les planètes les plus brillantes peuvent être reconnues à la lumière constante qu’elles émettent, contrairement aux étoiles qui scintillent sans cesse. Une légère attention portée à l’un de ces corps suffit cependant à souligner une différence plus nette entre les planètes et les étoiles.

Observez, par exemple, Jupiter, lors d’une nuit claire où le ciel est bien visible, et notez sa position par rapport aux constellations de son voisinage : où il se trouve à droite de telle étoile, ou à gauche de telle autre ; directement entre tel couple d’étoiles, ou indiqué précisément par telle autre. Nous marquons ensuite la position de Jupiter sur une carte céleste, ou nous dessinons un schéma des étoiles environnantes montrant l’emplacement de la planète. Après un ou deux mois, lorsque les observations sont répétées, on compare à nouveau la position de Jupiter avec celles des étoiles servant de repère. On constate que, tandis que les étoiles conservent leurs positions relatives, celle de Jupiter a changé. C’est pourquoi ce corps est justement appelé planète, ou astre errant, car il se déplace constamment d’une partie du ciel étoilé à une autre. Par des comparaisons similaires, on peut démontrer que les autres corps que nous avons mentionnés — Vénus et Mercure, Saturne et Mars — sont également des astres errants et appartiennent à ce groupe de corps célestes connus sous le nom de planètes. Voici donc le critère simple qui permet de distinguer facilement les voisins de la Terre des étoiles. Chacun des corps proches de la Terre est une planète, ou un astre errant, et le simple fait qu’un corps soit un astre errant suffit à prouver qu’il appartient à la catégorie que nous étudions actuellement.

Disposant de ce critère, nous pouvons immédiatement ajouter de nouveaux éléments à notre liste de voisins. Parmi les myriades de corps que révèle le télescope, nous…

On trouve occasionnellement un corps qui est un vagabond. Deux autres planètes puissantes, connues sous le nom d’Uranus et de Neptune, doivent donc être ajoutées aux cinq déjà mentionnées, ce qui fait au total un groupe de sept grandes planètes. Un nombre bien plus grand peut également être pris en compte lorsque l’on considère des corps qui ne semblent être que de minuscules objets observables au télescope, mais qui sont en réalité de petits globes par rapport à l’immense volume de notre Terre. Ces planètes mineures, au nombre de plus de quatre cents, font également partie des voisins de la Terre.

Il convient de noter qu’une autre catégorie de corps célestes, très différente des planètes, doit également être incluse dans notre système. Il s’agit des comètes, et il arrive en effet que l’un de ces corps erratiques s’approche parfois de la Terre plus près encore que la distance la plus courte jamais atteinte par une planète. Ces visiteurs mystérieux susciteront nécessairement une grande partie de notre attention plus tard. Pour l’instant, nous limitons notre attention à ces globes plus substantiels, qu’ils soient grands ou petits, qui sont toujours appelés planètes.

Imaginez un instant qu’une couverture opaque puisse être placée autour de notre Soleil de manière à éteindre tous ses rayons. Il va de soi que notre Terre serait plongée dans les ténèbres de minuit. Une brève réflexion montre que la Lune, qui brille grâce aux rayons réfléchis du Soleil, deviendrait complètement invisible. Mais cette disparition de la lumière solaire aurait-elle d’autres effets ? Influencerait-elle les innombrables points brillants qui parsèment le ciel à minuit ? Une telle obscurcissement du Soleil produirait en effet un effet remarquable sur le ciel nocturne, effet que peu d’attention suffirait à déceler. Les étoiles, sans aucun doute, ne montreraient pas la moindre variation de brillance. Chaque étoile brille de sa propre lumière et ne dépend pas du Soleil. Les constellations scintilleraient donc comme avant, mais un changement merveilleux se produirait chez les planètes. Si le Soleil était obscurci, les planètes disparaîtraient également de la vue. Le ciel de minuit connaîtrait ainsi l’effacement progressif des planètes, une par une, tandis que les étoiles resteraient inchangées. Il peut sembler difficile de comprendre comment la brillance de Vénus ou l’éclat de Jupiter proviennent uniquement des rayons qui tombent sur ces corps depuis le lointain Soleil. Cependant, les preuves sont concluantes à ce sujet ; et elles seront présentées.

Nous en parlerons plus en détail au lecteur lorsque nous aborderons les différents planètes.

Supposons que nous observions Jupiter haut dans le ciel, par une nuit d’hiver : on pourrait affirmer que, puisque la Terre se trouve entre Jupiter et le Soleil, il est impossible que les rayons solaires atteignent cette planète. Ce n’est peut-être pas une vision anormale pour un habitant de la Terre, tant qu’il n’a pas pris connaissance des tailles relatives des différents corps concernés, ainsi que des distances qui les séparent. Mais cette question prendrait une forme bien différente pour un habitant de la planète Jupiter. Si l’on demandait à un tel être s’il subissait beaucoup d’inconvénients du fait que la Terre se trouve entre lui et le Soleil, sa réponse serait à peu près celle-ci : « Sans aucun doute, un événement comme le passage de la Terre entre moi et le Soleil est possible, et il s’est produit à de rares occasions, séparées par de longs intervalles ; mais loin que ce transit soit la cause de quelque inconfort que ce soit, toute la Terre, dont vous pensez tant, est en réalité si minuscule que, lorsqu’elle se trouvait devant le Soleil, elle n’était visible que comme un petit point visible au télescope, et la quantité de lumière solaire qu’elle interceptait était tout à fait négligeable. »

Le fait que les planètes brillent grâce à la lumière du Soleil montre immédiatement leur similitude avec notre Terre. Cela nous amène donc à considérer notre Soleil comme une sphère ardente centrale, associée à un certain nombre de corps bien plus petits, chacun d’eux étant lui-même sombre et dépendant du Soleil tant pour la lumière que pour la chaleur.

Ce fut en effet une grande avancée en astronomie, qui a permis de comprendre la nature du système solaire. La découverte que notre Terre devait être une sphère isolée dans l’espace représentait déjà en soi un effort considérable de la part de l’intelligence humaine ; mais lorsque l’on a reconnu que cette sphère n’était qu’un élément parmi un groupe entier d’objets similaires, certains plus petits sans doute, mais d’autres beaucoup plus grands, et lorsque l’on a également compris que ces corps étaient soumis au contrôle suprême du Soleil, nous avons affaire à une série de découvertes qui ont provoqué une transformation fondamentale dans les connaissances humaines.

Nous voyons donc que le soleil préside à une famille nombreuse. Les membres de cette famille dépendent du soleil, et leurs dimensions sont proportionnelles à leur position subordonnée. Même Jupiter, le plus grand membre de cette famille, ne contient pas un millième de la matière qui constitue l’immense masse du soleil. Pourtant, seule la masse de Jupiter excéderait celle du reste des planètes si on les rassemblait toutes ensemble.

Autour du corps lumineux central de la fig. 31, nous avons tracé quatre cercles en lignes pointillées qui illustrent suffisamment les orbites dans lesquelles se déplacent les différents corps. Le plus intérieur de ces quatre parcours représente l’orbite de la planète Mercure. La planète parcourt cette orbite autour du soleil et reprend la place d’où elle est partie en quatre-vingt-huit jours.

L’orbite suivante, s’éloignant du soleil, est celle de la planète Vénus, que nous avons déjà désignée sous le nom de célèbre Étoile du Soir. Vénus effectue un tour complet de son orbite en 225 jours. Un peu plus loin du soleil, nous trouvons l’orbite d’une autre planète. Ce corps a presque la même taille que Vénus et est donc bien plus grand que Mercure. La planète considérée ici effectue une révolution tous les 365 jours. Cette période nous est familière : c’est la durée d’une année ; et cette planète, c’est la Terre sur laquelle nous vivons. Il existe un moyen impressionnant de se faire une idée de la distance que la Terre doit parcourir lors de chaque voyage annuel. La circonférence d’un cercle est environ trois fois et un septième du diamètre de ce même cercle ; ainsi, si l’on prend la distance de la Terre au centre du soleil comme étant de 92 900 000 miles, le diamètre du cercle décrit par la Terre autour du soleil sera de 185 800 000 miles, et par conséquent la circonférence de ce vaste cercle dans lequel la Terre tourne autour du soleil est de 583 000 000 miles. La Terre doit parcourir cette distance chaque année. Il suffit de faire une division pour savoir combien de distance nous devons parcourir chaque seconde afin d’effectuer ce long voyage en douze mois. Il apparaît que la Terre doit en réalité parcourir dix-huit miles par seconde, sinon elle ne terminerait pas son voyage dans le délai imparti.

Fig. 31.—Les orbites des quatre planètes intérieures.
Arrêtons-nous un instant pour réfléchir à ce que signifie vraiment une vitesse de dix-huit miles par seconde. Pouvons-nous atteindre une telle vitesse énorme ? Comparons-la avec nos formes habituelles de mouvement rapide. Regardez ce train express : il disparaît sous le pont en un instant, et l’instant d’après, il a disparu de notre vue ! Une vitesse peut-elle être supérieure à celle-ci ? Essayons de le calculer avec des chiffres. Le train avance d’un mile par minute ; multiplions cette vitesse par dix-huit pour obtenir dix-huit miles par minute, mais nous devons encore la multiplier par soixante pour arriver à dix-huit miles par seconde. La vitesse du train express n’est même pas le millième de la vitesse de la Terre. Prenons un autre exemple. Nous nous tenons dans une aire de tir pour voir un fusil tirer sur une cible située à 1 000 pieds de distance, et nous constatons

Qu’une seconde ou deux suffisent pour que la balle parcourue cette distance. La Terre se déplace à près de cent fois la vitesse d’une balle de fusil.

Fig. 32 — Le mouvement de la Terre.
Vu d’un autre angle, la vitesse énorme de la Terre ne semble pas excessive. La Terre est un globe immense, si grand en effet qu’ même en se déplaçant à cette vitesse, il lui faut presque huit minutes pour parcourir son propre diamètre. Si un steamer mettait huit minutes pour traverser une distance égale à sa longueur, sa vitesse serait inférieure à un mile à l’heure. Pour illustrer cette manière de considérer le sujet, nous présentons ici une représentation de l’avancement de la Terre (Fig. 32). La distance entre les centres de ces cercles est d’environ six fois le diamètre ; et par conséquent, s’ils représentent la Terre, le temps nécessaire pour passer d’une position à l’autre est d’environ quarante-huit minutes.

En dehors de la trajectoire de la Terre, on trouve l’orbite de la quatrième planète, Mars, qui met 687 jours, soit près de deux ans, pour effectuer un tour complet autour du Soleil. Avec notre arrivée sur Mars, nous atteignons la limite de la partie intérieure du système solaire.

Les quatre planètes que nous avons mentionnées forment un groupe à part entière, distingué par leur proximité relative au Soleil. Ce sont toutes des corps de dimensions modérées. Vénus et la Terre sont des globes d’environ la même taille. Mercure et Mars sont tous deux des objets plus petits qui, en termes de volume, se situent entre la Terre et la Lune. Les quatre planètes les plus proches du Soleil sont de loin surpassées en volume et en masse par les corps géants de notre système : le groupe imposant de Jupiter et de Saturne, d’Uranus et de Neptune.

Fig. 33.—Les orbites des quatre planètes géantes.

Ces planètes géantes bénéficient de la guidance du soleil tout comme leurs frères plus faibles. Dans le schéma de cette page (Fig. 33), sont représentées des parties des orbites des grandes planètes extérieures. Le soleil, comme précédemment, se trouve au centre, mais les planètes intérieures, à cette échelle, seraient si proches du soleil qu’il n’est possible de représenter que l’orbite de Mars. Après l’orbite de Mars vient une distance considérable, qui n’est cependant pas dépourvue d’activité planétaire, puis suivent les orbites de Jupiter et de Saturne ; plus loin encore se trouve Uranus, un grand globe à peine visible à l’œil nu ; enfin, tout le système est délimité par l’orbite immense de Neptune — une planète dont nous aurons une histoire merveilleuse à raconter.

Les différents cercles de la Fig. 34 montrent les tailles apparentes du soleil vues depuis les différentes planètes. En prenant le cercle correspondant à la Terre pour

représente la quantité de chaleur et de lumière que la Terre reçoit du soleil ;
les autres cercles indiquent alors la chaleur et la lumière dont jouissent les planètes correspondantes. Le planète suivante après la Terre est Mars, dont la part des bienfaits solaires n’est pas si inférieure à celle de la Terre ; mais nous ne comprenons pas comment des corps aussi éloignés que Jupiter ou Saturne puissent avoir des climats même comparables à ceux des planètes qui sont situées plus favorablement.

Fig. 34 — Taille apparente comparative du Soleil vu depuis les diverses planètes.
La Fig. 35 montre une image de toute la famille de planètes entourant le soleil — représentées sur la même échelle, afin d’afficher leurs tailles comparatives.

Si l’on se base sur son volume, Jupiter est plus de 1 200 fois plus grand que la Terre, de sorte qu’il faudrait au moins 1 200 Terres empilées les unes sur les autres pour former une sphère équivalente à celle de Jupiter. En ce qui concerne son poids, l’écart entre la Terre et Jupiter, bien qu’encore énorme, n’est pas tout à fait aussi grand ; mais c’est un sujet qui sera abordé plus en détail dans un chapitre ultérieur.

Fig. 35.—Tailles comparées des planètes.

Même dans cette étude préliminaire du système solaire, nous ne devons pas omettre de mentionner les planètes qui attirent notre attention, non pas en raison de leur volume, mais en raison de leur nombre. Dans la vaste zone délimitée à l’intérieur par l’orbite de Mars et à l’extérieur par l’orbite de Jupiter, on croyait autrefois qu’aucune planète ne y orbitait. Des recherches modernes ont montré que cette région est habitée, non pas par une seule planète, mais par des centaines. La découverte de ces planètes est une tâche assumée par divers astronomes assidus de nos jours, tandis que l’étude de leurs mouvements occupe d’autres hommes de science. Nous aurons matière à apprendre de l’étude de ces minuscules

corps célestes, et en particulier d’une autre petite planète appelée Éros, qui se trouve plus près de la Terre que la limite indiquée ci-dessus. Un chapitre sera consacré à ces objets.

Mais nous ne proposons pas pour l’instant d’entrer en détail dans les simples statistiques du système planétaire. Si telle avait été notre intention, les tableaux à la fin du volume montreraient qu’il existe une abondance de matériaux à ce sujet. Les astronomes ont fait l’inventaire de chacune des planètes. Ils ont mesuré leurs distances, la forme de leurs orbites et les positions de ces orbites, leurs temps de révolution, et, pour toutes les planètes plus grandes, leur taille et leur masse. De tels résultats sont intéressants à bien des égards. Cependant, ce sont les caractéristiques plus générales de cette science qui exigent actuellement notre attention.

Concluons en notant une ou deux vérités importantes concernant notre système planétaire. Nous avons vu que toutes les planètes tournent sur des trajectoires presque circulaires autour du Soleil. Il nous reste maintenant à ajouter un autre fait d’une grande importance : chacune des planètes suit sa trajectoire dans la même direction. Il arrive donc qu’un tel corps dépasse un autre, mais il est impossible que deux planètes se croisent comme le font les trains sur des lignes ferroviaires voisines. Nous découvrirons par la suite que le bien-être de tout notre système, voire son existence continue, dépend de cette remarquable uniformité, associée à d’autres caractéristiques du système.

Tel est notre système solaire : un groupe puissant et organisé de planètes en orbite sous le contrôle du Soleil, complètement isolé de toute interférence extérieure. Aucune étoile, aucune constellation n’a d’influence appréciable sur notre système solaire. Nous formons un petit groupe d’îles, séparées des étoiles les plus proches par des distances incroyables. Il se peut que, puisque les autres étoiles sont des soleils, elles aient également des systèmes de planètes en orbite autour d’elles ; mais nous n’en savons rien. Des étoiles, nous ne pouvons dire que celles-ci nous apparaissent comme des points lumineux, et toutes les planètes qu’elles pourraient posséder resteront à jamais invisibles pour nous, même si elles étaient plusieurs fois plus grandes que Jupiter.

Nous n’avons pas à nous lamenter de cette limite à notre connaissance possible, car tout comme nous trouvons dans le système solaire tout ce qui est nécessaire pour nos besoins corporels quotidiens, de même trouverons-nous une occupation abondante pour toutes les facultés que nous pouvons posséder en essayant de comprendre ces mystères du ciel qui sont à notre portée.

CHAPITRE V.
LA LOI DE LA GRAVITATION.
La gravitation — La chute d’une pierre vers le sol — Tous les corps tombent de la même manière, à seize pieds par seconde — Est-ce vrai à de grandes altitudes ? — Chute d’un corps à une altitude de un quart de million de miles — Comment Newton a obtenu une réponse grâce à la Lune — Sa grande découverte — Exposé de la loi de la gravitation — Illustrations de la loi — Comment se fait-il que tous les corps de l’univers ne se précipitent pas les uns vers les autres ? — L’effet du mouvement — Comment un mouvement circulaire peut être produit par l’attraction — Aperçu général du mouvement de la Lune — La gravitation est-elle une force de grande intensité ? — Deux poids de 50 livres — Deux sphères de fer, de 53 yards de diamètre et séparées d’une mile, s’attirent avec une force de 1 livre — Caractéristiques de la gravitation — Les orbites des planètes ne sont pas des cercles stricts — Les découvertes de Kepler — Construction d’une ellipse — Première loi de Kepler — Une planète se meut-elle uniformément ? — Loi des variations de vitesse — Deuxième loi de Kepler — La relation entre les distances et les temps périodiques — Troisième loi de Kepler — Les lois de Kepler et la loi de la gravitation — Mouvement en ligne droite — Un corps n’étant soumis à aucune force perturbatrice se déplacerait en ligne droite avec vitesse constante — Application à la Terre et aux planètes — La loi de la gravitation déduite des lois de Kepler — Gravitation universelle.

Notre description des corps célestes doit subir une légère interruption, tandis que nous illustrons avec le détail approprié un principe important, connu sous le nom de loi de la gravitation, qui sous-tend toute l’astronomie. Grâce à cette loi, nous pouvons expliquer les mouvements de la Lune autour de la Terre, ainsi que ceux des planètes autour du Soleil. Il est donc de notre devoir de discuter ce sujet avant de passer à une description plus détaillée des différentes planètes. Nous verrons également que la loi de la gravitation jette une lumière bien nécessaire sur la nature des étoiles situées aux distances les plus éloignées dans l’espace. Elle nous permet également de jeter un coup d’œil dans les perspectives du passé et de reconstituer, sinon avec certitude, du moins de manière plausible, certaines phases initiales de l’histoire de notre système. Le Soleil et la Lune, les planètes et les comètes, les étoiles et les nébuleuses, tous sont soumis à cette loi universelle, qui va maintenant retenir notre attention.

Qu’y a-t-il de plus familier que le fait qu’une pierre, lorsqu’on la laisse tomber, retombe au sol ? Au début, personne ne pense même que cela mérite d’être mentionné. Les gens sont souvent surpris de voir un morceau de fer attiré par un aimant. Pourtant, la chute d’une pierre au sol est la manifestation d’une force tout aussi intéressante que celle du magnétisme. C’est la Terre qui attire la pierre, tout comme l’aimant attire le fer. Dans les deux cas, il s’agit d’une force d’attraction ; mais tandis que l’attraction magnétique se limite à quelques substances et a une importance relativement faible, l’attraction gravitationnelle est importante dans tout l’univers.

Commençons par quelques expériences très simples sur la force de gravitation. Tenez dans votre main un petit morceau de plomb, puis laissez-le tomber sur un coussin. Le plomb met un certain temps pour passer des doigts au coussin, mais ce temps reste toujours le même lorsque la hauteur est identique. Prenez maintenant un morceau de plomb plus grand, et tenez-en un dans chaque main à la même hauteur. Si l’on les relâche en même temps, ils atteindront tous deux le coussin simultanément. On pourrait penser que le corps lourd tomberait plus rapidement que le corps léger ; mais lorsqu’on teste l’expérience, on constate que ce n’est pas le cas. Répétez l’expérience avec diverses autres substances. On constatera qu’une bille ordinaire tombe en même temps que le morceau de plomb. Avec un morceau de liège, on tente à nouveau l’expérience, et on obtient encore le même résultat. Au début, il semble que l’expérience échoue lorsque l’on compare une plume au morceau de plomb ; mais c’est uniquement à cause de l’air, qui résiste davantage à la plume qu’au plomb. Cependant, si l’on place la plume au sommet d’une pièce de monnaie et que cette pièce est placée horizontalement lorsqu’on la laisse tomber, elle écartera l’air du chemin de la plume pendant sa chute, et alors la plume tombera aussi rapidement que la pièce de monnaie, aussi rapidement que la bille, ou aussi rapidement que le plomb.

Si l’observateur se trouvait dans une galerie lors de ces expériences, et si le coussin était à seize pieds en dessous de ses mains, alors le temps qu’il faudrait à la bille pour tomber sur ces seize pieds serait d’une seconde. Le temps nécessaire pour que le liège ou le plomb atteignent le sol serait le même ; et même la plume tomberait sur seize pieds en une seconde, si l’on pouvait la protéger de l’air.

Face à l’interférence de l’air. Essayez cette expérience : que ce soit à Londres, ou dans n’importe quelle autre ville, sur n’importe quelle île ou continent, à bord d’un navire en mer, au Pôle Nord, au Pôle Sud ou à l’équateur, on constatera toujours qu’un corps, de n’importe quelle taille ou de n’importe quel matériau, tombera sur une distance d’environ seize pieds en une seconde.

Afin d’éviter tout malentendu, nous pouvons mentionner que la distance parcourue en une seconde varie légèrement selon les différentes régions de la Terre, mais pour des raisons qui n’ont pas besoin de nous retenir pour l’instant. Pour l’instant, considérons seize pieds comme la distance que parcourt un corps, sans interférence, en une seconde, en n’importe quel point de la surface terrestre. Mais maintenant, élargissons notre champ de vision au-delà de la surface terrestre et demandons-nous jusqu’où cette loi des seize pieds par seconde reste valable ailleurs. Par exemple, montons au sommet d’une montagne et essayons l’expérience là-haut. On constaterait qu’au sommet de la montagne, une pierre de marbre mettrait un peu plus de temps pour parcourir seize pieds que si elle était lâchée depuis sa base. La différence serait très faible, mais elle serait néanmoins mesurable, et suffirait à montrer que la force de la Terre qui attire la pierre vers le sol s’affaiblit quelque peu à une altitude élevée au-dessus de la surface terrestre. Quelle que soit l’altitude à laquelle nous montons, que ce soit le sommet d’une haute montagne ou des altitudes encore plus élevées atteintes lors de vols en ballon, nous ne constaterons jamais que la tendance des corps à tomber vers le sol cesse, bien que, sans aucun doute, plus nous montons, plus cette tendance s’affaiblit. Il serait très intéressant de savoir jusqu’où cette force de la Terre à attirer les corps vers elle peut réellement s’étendre. Nous ne pouvons pas atteindre plus de cinq ou six miles au-dessus de la surface terrestre avec un ballon ; pourtant, nous voulons savoir ce qui se passerait si nous pouvions monter à 500 miles, ou 5 000 miles, ou même plus loin, dans les régions de l’espace.

Imaginez qu’un voyageur dispose de moyens lui permettant de s’élever à des milliers de miles, toujours plus haut, jusqu’à atteindre finalement une hauteur effrayante de près d’un quart de million de miles au-dessus du sol. En jetant un coup d’œil vers la surface de cette Terre, située à une telle profondeur en dessous, il pourrait voir une vue aérienne merveilleuse.

Vue. Il perdrait sans doute les détails des villes et des villages ; les éléments de ce paysage seraient de vastes continents et de grands océans, dans la mesure où les ouvertures entre les nuages permettraient à la surface terrestre de se montrer.

À cette altitude stupéfiante, il pouvait tenter l’un des expériences les plus intéressantes dont un philosophe ait jamais pu disposer. Il pouvait vérifier si l’attraction terrestre était ressentie à une telle hauteur, et il pouvait mesurer son intensité. Pour l’expérience, on prenait du liège, une bille ou n’importe quel autre objet, grand ou petit ; on le tenait entre les doigts et on le lâchait. Tout le monde sait ce qui se passerait dans ce cas en bas ; mais il a fallu à Sir Isaac Newton pour expliquer ce qui se passerait là-haut. Newton affirme que la force d’attraction de la Terre s’étend même jusqu’à cette grande hauteur, et que la bille tombera. C’est la doctrine que nous pouvons maintenant tester. Nous sommes prêts pour l’expérience. La bille est lâchée, et voilà ! Notre première exclamation est de surprise. Au lieu de tomber immédiatement, le petit objet semble rester suspendu. Nous sommes sur le point de crier que nous avons dû dépasser l’attraction terrestre et que Newton a tort, lorsque notre attention est attirée : la bille commence à bouger, si lentement que, au début, nous devons l’observer attentivement. Mais sa vitesse augmente progressivement, si bien que l’attraction terrestre ne fait plus aucun doute, jusqu’à ce que, gagnant peu à peu de plus en plus de vitesse, la bille entame son long voyage de deux cent cinquante mille miles vers la Terre.

Mais on dira certainement qu’une telle expérience doit être complètement impossible ; et sans doute ne peut-elle pas être réalisée de la manière décrite. L’idée audacieuse vint à Newton d’utiliser la Lune elle-même, qui se trouve à près de deux cent cinquante mille miles au-dessus de la Terre, afin de répondre à cette question. Jamais notre satellite n’avait été mis à un usage aussi noble auparavant. En réalité, il tombe constamment vers la Terre. Nous pouvons calculer de combien il est dévié vers la Terre chaque seconde, et ainsi obtenir une mesure de la force d’attraction terrestre. Grâce à de telles recherches, Newton put découvrir qu’un corps lâché à une distance de 240 000 miles au-dessus de la surface terrestre serait toujours attiré par la Terre.

que, en vertu de l’attraction, le corps commencerait à se déplacer vers la Terre — certes, non pas avec la vitesse à laquelle un corps tombe sur la surface terrestre, mais à une vitesse bien inférieure. Un corps lâché depuis la distance de la Lune commencerait son long voyage si lentement qu’une minute, et non une seconde, s’écoulerait avant d’avoir parcouru une distance équivalente à seize pieds.[11]

C’est en réfléchissant aux informations ainsi obtenues de la Lune que Newton fit sa découverte immortelle. La gravitation terrestre est une force qui s’étend très loin dans l’espace. Plus le corps est éloigné, plus la gravitation diminue ; c’est là que Newton trouva le moyen de résoudre le grand problème relatif à la loi selon laquelle l’intensité de la gravitation diminue. Les informations provenant de la Lune, selon lesquelles un corps situé à 240 000 miles de distance met une minute pour parcourir une distance équivalente à celle qu’il parcourrait en une seconde ici-bas, étaient d’une importance capitale. Tout d’abord, elles montrent que la force d’attraction de la Terre, par laquelle elle attire tous les corps vers elle, s’affaiblit à mesure que l’on s’éloigne. Cela aurait en effet pu être anticipé. Il est tout aussi raisonnable de supposer que, plus nous nous enfonçons dans les profondeurs de l’espace, plus la force d’attraction diminue, que la luminosité de la lumière diminue à mesure que nous nous éloignons d’elle ; et il est remarquable que la loi selon laquelle l’attraction gravitationnelle diminue avec l’augmentation de la distance soit précisément la même que la loi selon laquelle l’éclat d’une lumière diminue à mesure que sa distance augmente.

La loi de la nature, formulée sous sa forme la plus simple, affirme que l’intensité de la gravitation varie inversement au carré de la distance. Permettez-moi d’essayer d’éclaircir cette affirmation quelque peu abstraite par une ou deux illustrations simples. Supposons qu’un corps soit soulevé au-dessus de la surface terrestre à une hauteur de près de 4 000 miles, de sorte qu’il se trouve à une altitude égale au rayon de la Terre. En d’autres termes, un corps ainsi situé serait deux fois plus éloigné du centre de la Terre qu’un corps se trouvant à la surface. La loi de la gravitation dit alors que l’intensité de l’attraction doit être réduite à un quart, de sorte que la force d’attraction de la Terre sur un corps situé à 4 000 miles d’altitude est

Seule un quart de la force d’attraction de la Terre agit sur ce corps tant qu’il se trouve au sol. Nous pouvons imaginer que cet effet d’attraction se manifeste de différentes manières. Laissons le corps tomber : en une seconde, il ne descendra que de quatre pieds, ce qui représente à peine un quart de la distance que la gravité ferait parcourir près de la surface terrestre.

Nous pouvons également considérer la question autrement, en supposant que l’attraction de la Terre soit mesurée par l’une de ces petites balances connues sous le nom de balance à ressort. Si l’on suspend à une telle balance, à la surface de la Terre, un poids de quatre livres, l’aiguille indiquera bien sûr un poids de quatre livres ; mais imaginons que cette balance, toujours chargée de ce poids, soit transportée de plus en plus haut : la tension indiquée diminuera de plus en plus, jusqu’à ce que, lorsqu’elle atteindra une altitude de 4 000 miles – c’est-à-dire deux fois plus loin du centre de la Terre qu’au début – la tension indiquée sera réduite à un quart, et la balance n’indiquera plus que une livre. Si nous pouvions imaginer que l’instrument soit emporté encore plus profondément dans l’espace, l’indication de la balance continuerait à baisser régulièrement. Lorsque l’appareil aurait atteint une altitude de 8 000 miles – soit trois fois plus loin du centre de la Terre qu’au début – la loi de la gravitation nous dit que l’attraction doit être tombée à un neuvième de sa valeur initiale. La tension indiquée sur la balance ne serait donc que le neuvième de quatre livres, soit moins d’une demi-livre. Mais reprenons ce voyage, sans faire de pause cette fois-ci, jusqu’à ce que la balance et son poids de quatre livres se retrouvent sur l’orbite que la Lune parcourt dans son orbite mensuelle autour de la Terre. La distance ainsi atteinte est d’environ soixante fois le rayon de la Terre ; par conséquent, l’attraction gravitationnelle diminue dans le rapport un par le carré de soixante. Le ressort ne sera alors tendu que par la fraction infime de 1/3 600 de quatre livres. Il semble donc qu’un poids qui pesait une tonne et demie sur Terre pèserait, s’il était élevé à 240 000 miles, moins d’une livre. Mais même à cette immense distance, nous ne devons pas nous arrêter ; imaginons que nous allions encore plus loin : la tension indiquée par la balance continuera de diminuer, mais elle existera toujours, peu importe à quelle distance nous nous trouvons. L’astronomie semble nous apprendre

que l’attraction gravitationnelle peut s’étendre, avec une intensité suffisamment affaiblie, à travers les abîmes les plus profonds de l’espace.

Le principe de la gravitation a une portée bien plus large que nous ne l’avons encore indiqué. Nous n’avons parlé que de l’attraction de la Terre, et nous avons affirmé que cette force s’étend dans tout l’espace. Mais la loi de la gravitation n’est pas si limitée. Non seulement la Terre attire tous les autres corps, et tous les autres corps attirent la Terre, mais chacun de ces corps attire également les autres ; de sorte que, sous sa forme la plus complète, la loi de la gravitation énonce que « tout corps dans l’univers attire tous les autres corps avec une force qui varie inversement au carré de la distance ».

Il est impossible d’overestimer l’importance de cette loi. Elle fournit le fil conducteur grâce auquel nous pouvons déchiffrer les mouvements complexes des planètes. Elle a conduit à des découvertes merveilleuses, dans lesquelles la loi de la gravitation nous a permis d’anticiper l’usage du télescope et de percevoir l’existence de corps avant même qu’ils ne soient vus.

Une objection qui peut être soulevée à ce stade doit d’abord être traitée. Elle semble en effet plausible. Si la Terre attire la Lune, pourquoi la Lune ne tombe-t-elle pas sur la Terre ? Si la Terre est attirée par le Soleil, pourquoi ne tombe-t-elle pas dans le Soleil ? Si le Soleil est attiré par d’autres étoiles, pourquoi ne se précipitent-elles pas les unes vers les autres dans une collision effroyable ? On peut raisonnablement objecter que, si tous ces corps célestes s’attirent mutuellement, il semblerait qu’ils doivent tous se précipiter les uns vers les autres en conséquence de cette attraction, fusionnant ainsi tout l’univers matériel en une seule masse colossale. Or, nous savons en réalité que de telles collisions ne se produisent pas fréquemment, et qu’il y a très peu de chances qu’elles aient lieu. Nous voyons que, bien que notre Terre soit censée avoir été attirée par le Soleil pendant d’innombrables âges, elle est toujours aussi éloignée du Soleil qu’auparavant. N’est-ce pas en contradiction avec la doctrine de la gravitation universelle ? Aux débuts de l’astronomie, de telles objections étaient considérées, et sans doute le sont-elles encore, comme presque insurmontables ; pourtant, nous les entendons parfois encore soulevées, et il est donc d’autant plus nécessaire que nous expliquions comment cela

Il se trouve que le système solaire a pu échapper à la catastrophe qui semblait le menacer.

Il ne fait aucun doute que si la Lune et la Terre avaient été initialement placées au repos, elles auraient été attirées l’une vers l’autre par leur attraction mutuelle. De même, si le système de planètes entourant le Soleil avait été laissé initialement au repos, elles se seraient précipitées vers le Soleil, et le système aurait été anéanti. C’est le fait que les planètes se déplacent, et que la Lune se déplace également, qui a permis à ces corps de résister jusqu’à présent à cette attraction, du moins suffisamment pour ne pas être entraînés vers une destruction totale.

Comme il est très important que l’étudiant comprenne clairement comment une attraction centrale peut coexister avec une révolution sur une trajectoire presque circulaire, nous donnons une illustration montrant comment la Lune parcourt son orbite mensuelle sous l’influence et le contrôle de la Terre qui l’attire.

Le schéma imaginaire de la fig. 36 représente une coupe de la Terre sur laquelle se trouve une haute montagne.[12] Si un canon était installé au sommet de la montagne en C, et si une balle de canon était tirée dans la direction CE avec une charge modérée de poudre, la balle se déplacerait le long de la première trajectoire courbe. Si elle était tirée une deuxième fois avec une charge plus importante, sa trajectoire suivrait la deuxième ligne courbe, et la balle retomberait à nouveau au sol. Mais essayons maintenant avec une charge encore plus élevée, et même avec un canon bien plus puissant que tout canon jamais fabriqué jusqu’à présent. La vitesse du projectile doit alors être supposée être de quelques miles par seconde, mais nous pouvons imaginer que cette vitesse sera ajustée de telle sorte que la balle se déplace le long de la trajectoire CD, toujours à la même hauteur au-dessus de la Terre, tout en suivant une courbe, comme tout projectile doit le faire, par rapport à la ligne horizontale dans laquelle il se déplaçait au premier instant. Arrivée en D, la balle sera toujours à la même hauteur au-dessus de la surface, et sa vitesse restera inchangée. Elle continuera donc sur sa trajectoire et parcourra un autre quart de cercle sans se rapprocher de la surface. De cette manière, le projectile parcourra tout le globe avant de revenir à C, puis…

reprendre
un autre
départ sur le
même chemin.
Si nous
pouvions
abolir la
montagne
et le
canon au sommet, nous
aurions un corps
tournant éternellement
autour de la terre en
conséquence de
l’attraction
de
la gravité.

Fig. 36.—Illustration du mouvement de la Lune.

Faites maintenant preuve d’une grande imagination. Concevez un canon terrifiant,
capable de recevoir une balle dont le diamètre serait d’au moins 2 000 miles.
Dépensez cette énorme balle avec une vitesse d’environ 3 000 pieds par
seconde, ce qui est deux ou trois fois plus que la vitesse réellement
atteignable dans l’artillerie moderne. Faites tirer cette balle remarquable
horizontalement depuis une station située à près d’un quart de million de
miles au-dessus de la surface de la terre. Ce projectile effrayant parcourrait
tout autour de la terre une orbite presque circulaire et reviendrait là où il
a commencé en environ quatre semaines. Il

puis commencer une autre révolution ; quatre semaines plus tard, elle se retrouverait au point de départ, et ce mouvement se poursuivrait indéfiniment.

Ne croyez pas que nous nous livrions entièrement à la fantaisie. Nous ne pouvons certes pas montrer le canon, mais nous pouvons pointer vers un grand projectile. Nous le voyons chaque mois : c’est la belle lune elle-même. Personne ne prétend que la lune ait jamais été tirée par un tel canon ; mais il faut admettre qu’elle se meut comme si elle l’avait été. Dans un chapitre ultérieur, nous examinerons l’histoire de la lune et montrerons comment elle a fini par tourner de cette manière merveilleuse.

De même que la lune tourne autour de la terre, la terre tourne autour du soleil. L’illustration montre que un mouvement circulaire ou presque circulaire s’accorde avec la conception de la loi de la gravitation universelle.

Nous avons l’habitude de considérer la gravitation comme une force d’une magnitude énorme. La gravitation ne contrôle-t-elle pas la lune dans sa révolution autour de la terre ? Même la puissante terre elle-même n’est-elle pas retenue sur son orbite autour du soleil par la force extraordinaire d’attraction du soleil ? Sans aucun doute, la force réelle qui maintient la terre sur son orbite, ainsi que celle qui retient la lune à proximité de nous, est d’une intensité colossale, mais cela tient au fait que la gravitation est, dans de tels cas, associée à des corps d’une masse énorme. Personne ne peut nier que tous les corps accessibles à notre observation semblent s’attirer mutuellement conformément à la loi de la gravitation ; mais il faut avouer que, à moins que l’un ou les deux corps attracteurs ne soient de dimensions gigantesques, leur intensité est presque incroyablement faible.

Essayons d’illustrer à quel point la gravitation entre des masses de dimensions modérées est faible. Prenons, par exemple, deux poids en fer, chacun pesant environ 50 livres, séparés par une distance d’un pied entre leurs centres. Il existe bien une attraction gravitationnelle entre ces poids. Les deux poids sont attirés l’un vers l’autre, mais ils ne se déplacent pas. L’attraction entre eux, bien qu’elle existe assurément, est une force extrêmement faible, tout à fait incomparable en intensité à l’attraction magnétique. Tout le monde sait qu’un aimant attire un morceau de fer avec une force considérable, mais le

L’intensité de la gravitation est bien moindre pour des masses de même poids. L’attraction entre ces deux poids de 50 livres est inférieure à un dix-millionième d’une seule livre. Une telle force est absolument infime par rapport à la friction entre les poids et la table sur laquelle ils reposent ; par conséquent, il n’y a aucune réaction à cette attraction, pas même le moindre mouvement. Cependant, si nous pouvons imaginer chacun de ces poids montés sur des roues complètement dépourvues de friction, et roulant sur des rails horizontaux parfaitement parfaits, alors il ne fait aucun doute que les corps commenceraient progressivement à s’attirer mutuellement, et qu’avec le temps ils entreraient en contact réel.

Si nous voulons concevoir la gravitation comme une force d’intensité mesurable, nous devons employer des masses infiniment plus lourdes que ces poids de 50 livres. Imaginons une paire de sphères, chacune composée de 417 000 tonnes de fonte, et dont chaque sphère, si elle était solide, aurait un diamètre d’environ 53 mètres. Imaginons ces sphères placées à une distance d’un mile l’une de l’autre. Chaque sphère attire l’autre par la force de la gravitation. Il n’a pas d’importance que des bâtiments et des obstacles de toutes sortes interviennent ; la gravitation traversera de tels obstacles aussi facilement que la lumière traverse le verre. Aucun écran ne peut être conçu suffisamment dense pour intercepter le passage de cette force. Chacune de ces sphères en fonte attirera donc l’autre en toutes circonstances ; mais, malgré leurs dimensions considérables, l’intensité de cette attraction reste très faible, bien que perceptible. L’attraction entre ces deux sphères est une force qui n’est pas supérieure à la pression exercée par un poids de une livre. Un enfant pourrait empêcher l’une de ces sphères massives d’être attirée par l’autre. Supposons que tout soit dégagé, et que la friction puisse être suffisamment neutralisée pour permettre aux sphères de suivre l’impulsion de leur attraction mutuelle. Les deux sphères commenceront alors à se rapprocher, mais les masses étant si grandes, tandis que l’attraction est si faible, la vitesse augmentera très lentement. Un microscope serait nécessaire pour voir quand le mouvement a vraiment commencé. Une heure et demie doit s’écouler avant que la distance ne diminue d’un seul pied ; et bien que le rythme s’améliore par la suite, il faut encore trois ou quatre jours avant que les deux sphères ne se rejoignent.

La caractéristique la plus remarquable de la force de gravitation doit être mentionnée ici en particulier. Son intensité semble dépendre uniquement de la quantité de matière contenue dans les corps, et en aucun cas de la nature des substances dont ces corps sont composés. Nous avons décrit les deux globes comme étant faits de fonte, mais si l’un ou les deux étaient composés de plomb ou de cuivre, de bois ou de pierre, d’air ou d’eau, la force d’attraction resterait identique, à condition que les masses demeurent inchangées. C’est là que nous observons une différence profonde entre l’attraction gravitationnelle et l’attraction magnétique. Dans ce dernier cas, l’attraction n’est pas du tout perceptible dans la grande majorité des substances, et n’est considérable que pour le fer.

Dans notre description du système solaire, nous avons représenté la Lune comme tournant autour de la Terre sur une trajectoire presque circulaire, et les planètes comme tournant autour du Soleil sur des orbites également approximativement circulaires. Il est maintenant de notre devoir de donner une description plus précise de ces trajectoires remarquables ; et, au lieu de les considérer simplement comme des cercles, nous devons déterminer avec précision en quoi elles diffèrent de ceux-ci.

Si une planète tournait autour du Soleil sur une trajectoire véritablement circulaire, dont le Soleil serait toujours au centre, il est alors évident que la distance entre le Soleil et la planète, étant toujours égale au rayon du cercle, devrait avoir une valeur constante. Or, il ne fait aucun doute que la distance entre le Soleil et chaque planète est approximativement constante ; mais lorsqu’on effectue des observations précises, il apparaît clairement que ce n’est pas absolument le cas. Les variations de distance peuvent atteindre plusieurs millions de miles, mais, même dans les cas extrêmes, la variation de la distance de la planète n’est qu’une petite fraction — généralement une très petite fraction — de la valeur totale de cette distance. Les circonstances varient pour chacune des planètes. L’orbite de la Terre elle-même est telle que la distance entre la Terre et le Soleil s’écarte peu de sa valeur moyenne. Vénus se rapproche encore davantage d’un mouvement parfaitement circulaire ; tandis que, d’autre part, l’orbite de Mars, et bien plus encore celle de Mercure, présentent des fluctuations relatives considérables dans la distance entre la planète et le Soleil.

On a souvent remarqué que de nombreuses grandes découvertes en science trouvent leur origine dans l’observation et l’explication minutieuses de déviations infimes par rapport à une loi plus ou moins vraie. Dans ce domaine de l’astronomie, nous avons un exemple excellent de ce principe. Les orbites des planètes sont presque circulaires, mais elles ne le sont pas entièrement. Pourquoi en est-il ainsi ? Il doit y avoir une raison naturelle. Cette raison a été identifiée, et elle a conduit à plusieurs des plus grandes découvertes que l’esprit humain ait jamais réalisées dans les domaines de la Nature.

Tout d’abord, examinons les conclusions qui peuvent être tirées du fait que la distance d’une planète au soleil n’est pas constante. Le mouvement en cercle est d’une telle beauté et simplicité que nous hésitons à l’abandonner, sauf si la nécessité de le faire devient clairement évidente. Ne pourrions-nous pas trouver un moyen de conserver le mouvement circulaire tout en le rendant compatible avec les fluctuations de la distance entre la planète et le soleil ? Cela est clairement impossible si le soleil se trouve au centre du cercle. Mais supposons que le soleil ne soit pas au centre, tandis que la planète, comme avant, tourne autour du soleil. La distance entre les deux corps fluctuerait alors nécessairement. Plus la position du soleil est excentrique, plus grande sera la variation proportionnelle de la distance de la planète lorsqu’elle se trouve aux différentes parties de son orbite. On pourrait également supposer qu’en plaçant une série de cercles autour du soleil, on pourrait expliquer les différentes orbites planétaires. Le centre du cercle appartenant à Vénus doit coïncider presque entièrement avec le centre du soleil, et les centres des orbites de toutes les autres planètes doivent être situés à des distances appropriées par rapport au soleil, afin d’expliquer de manière satisfaisante l’augmentation et la diminution progressives de la distance entre les deux corps.

Il ne fait aucun doute que les mouvements de la lune et des planètes pourraient, dans une large mesure, être expliqués par un tel système d’orbites circulaires ; mais l’esprit de la recherche astronomique n’est pas satisfait de résultats approximatifs. Les planètes sont observées encore et encore, et ces observations sont comparées sans cesse aux positions que les planètes occuperaient si elles se déplaçaient conformément au système indiqué ici.

Les centres des cercles sont déplacés d’un côté à l’autre, leurs rayons sont ajustés avec plus de soin ; mais tout cela est inutile. Les observations des planètes sont examinées avec le plus grand soin pour voir s’il peut y avoir des erreurs ; mais il n’existe aucune erreur suffisante pour expliquer ces disparités. La conclusion est donc inévitable : les astronomes sont contraints d’abandonner le mouvement circulaire, que l’on croyait posséder une symétrie et une beauté inégalées, et doivent admettre que les orbites des planètes ne sont pas circulaires.

Alors, si ces orbites ne sont pas des cercles, quelles sont-elles ? Telle était la grande question que Kepler se proposa de résoudre, et qui, à sa gloire immortelle, il réussit à résoudre et à prouver par des démonstrations. La découverte de la véritable forme des orbites planétaires compte parmi les événements les plus marquants de l’histoire de l’astronomie. On peut même se demander s’il existe une autre découverte dans l’ensemble des sciences ayant donné naissance à des résultats d’un intérêt aussi considérable.

Nous devons ici nous aventurer un moment dans le domaine de la science connu sous le nom de géométrie, et y étudier la nature de cette courbe que la découverte de Kepler a rendue d’une importance sans égale. Le sujet est sans doute difficile, et l’aborder en détail nous entraînerait dans de nombreux calculs ardues qui seraient hors de place dans ce volume ; mais un aperçu général du sujet est indispensable, et nous devons tenter de lui rendre justice dans les limites permises.

La courbe qui représente avec une fidélité parfaite les mouvements d’une planète dans sa révolution autour du soleil appartient à ce groupe bien connu de courbes que les mathématiciens désignent sous le nom de sections coniques. La forme particulière de section conique qui correspond à l’orbite d’une planète est appelée ellipse ; on l’appelle aussi, avec moins de précision, ovale. L’ellipse est une courbe qui peut être facilement construite. Il n’existe pas de méthode plus simple pour ce faire que celle qui est familière aux dessinateurs, et que nous décrirons brièvement ici.

Nous représentons sur la page suivante (fig. 37) deux épingleurs traversant une feuille de papier. Un lacet de ficelle passe par-dessus les deux épingleurs de la manière indiquée ici, et est tendu par la pointe d’un crayon. Avec un peu de précaution, on peut guider le crayon afin de maintenir le lacet tendu, et sa pointe décrira alors une courbe entièrement autour des épingleurs, pour revenir au point de départ. Nous obtenons ainsi cette célèbre figure géométrique qu’on appelle l’ellipse.

Il sera instructif de tracer un certain nombre d’elliptes, en variant dans chaque cas les conditions de leur formation. Si, par exemple, les épingleurs restent placés comme avant, tandis que la longueur du lacet augmente, de sorte que le crayon se trouve plus loin des épingleurs, on observera que l’ellipse perd une partie de son allongement et s’approche davantage d’un cercle. D’un autre côté, si la longueur du lacet diminue, tandis que les épingleurs restent inchangés, l’ellipse sera plus ovale, ou, comme le dirait un mathématicien, son excentricité augmente. Il est également utile d’étudier les changements que subit la forme de l’ellipse lorsque l’un des épingleurs est modifié, tandis que la longueur du lacet reste constante. Si les deux épingleurs sont rapprochés, l’excentricité diminuera et l’ellipse s’approchera davantage de la forme d’un cercle. Si les épingleurs sont éloignés, l’excentricité de l’ellipse augmentera. Le fait que le cercle soit une forme extrême de l’ellipse deviendra évident si nous supposons que les deux épingleurs sont rapprochés au point de coïncider ; la pointe du crayon traçera alors simplement un cercle à mesure qu’elle parcourt la figure.

Les points marqués par les épingleurs possèdent évidemment des relations très remarquables par rapport à la courbe. Chacun d’eux est appelé un foyer, et une ellipse ne peut avoir qu’une paire de foyers. En d’autres termes, il n’y a qu’une seule paire de positions possibles pour les deux épingleurs, lorsqu’il s’agit de construire une ellipse de taille, de forme et de position déterminées.

L’ellipse diffère principalement du cercle par le fait qu’elle présente une variété de formes. Nous pouvons avoir des elliptes grandes et petites, tout comme nous pouvons avoir des cercles grands et petits, mais nous pouvons aussi avoir des elliptes de plus grande ou

moins
excentricité
y. Si l’ellipse n’a pas la simplicité parfaite du cercle qu’il possède, elle a au moins le charme de la variété que le cercle ne possède pas. La Fig. 37 — Dessin d’une ellipse.
La courbe ovale possède également la beauté issue d’un contour de grâce parfaite et d’une association avec des conceptions élevées.

Les anciens géomètres avaient étudié l’ellipse : ils avaient remarqué ses foyers ; ils connaissaient ses relations géométriques ; ainsi Kepler était familier avec l’ellipse au moment où il entreprit ses recherches célèbres sur les mouvements des planètes. Il avait découvert, comme nous l’avons déjà indiqué, que les mouvements des planètes ne pouvaient être conciliés avec des orbites circulaires. Quelle forme d’orbite fallait-il essayer ensuite ? L’ellipse était à portée de main, ses propriétés étaient connues, et on pouvait faire la comparaison ; en effet, les conséquences de cette comparaison furent mémorables. Kepler constata que le mouvement des planètes pouvait être expliqué en supposant que le trajet sur lequel chacune tournait était une ellipse. Cela constituait en soi une découverte de la plus grande importance. D’une part, cela mettait de l’ordre dans les mouvements des grands globes qui circulent autour du soleil ;

D’un autre côté, il a pris cette belle classe de courbes qui avaient mis à l’épreuve les talents géométriques des anciens, et leur a conféré la dignité de définir les voies de l’univers.

Mais nous n’avons jusqu’ici énoncé que partiellement la première découverte de Kepler. Nous avons vu qu’une planète tourne en ellipse autour du soleil, et que le soleil se trouve donc en un point à l’intérieur de l’ellipse — mais en quel point ? La réponse à cette question est en effet intéressante. Nous avons montré comment les foyers possèdent une signification géométrique que aucun autre point ne possède. Kepler a montré que le soleil doit être situé dans l’un des foyers de l’ellipse autour de laquelle chaque planète tourne. Nous énonçons ainsi la première loi du mouvement planétaire en ces termes : — Chaque planète tourne autour du soleil sur une trajectoire elliptique, ayant le soleil en l’un de ses foyers.

Nous sommes maintenant en mesure de former une image claire des orbites des planètes, aussi nombreuses soient-elles, alors qu’elles tournent autour du soleil. Tout d’abord, nous observons que l’ellipse est une courbe plane ; c’est-à-dire que chaque planète doit, au cours de son long voyage, limiter ses mouvements à un seul plan. Chaque planète a donc un plan qui lui est propre. Il est vrai que tous ces plans coïncident presque entièrement, du moins pour ce qui concerne les grandes planètes ; mais ils restent distincts, et la seule caractéristique commune à tous est qu’ils passent tous par le soleil. Toutes les orbites elliptiques des planètes ont un foyer en commun, et ce foyer se trouve au centre du soleil.

Il est utile d’illustrer cette loi remarquable en examinant le cas de deux ou trois planètes différentes. Prenons d’abord le cas de la Terre, dont la trajectoire, bien qu’en réalité une ellipse, est presque circulaire. En fait, si on la dessinait avec précision à l’échelle sur une feuille de papier, la différence entre l’orbite elliptique et le cercle serait à peine perceptible sans une mesure minutieuse. Dans le cas de Vénus, l’ellipse est encore plus proche d’un cercle, et les deux foyers de l’ellipse coïncident presque entièrement avec le centre du cercle. D’un autre côté, dans le cas de Mercure, nous avons…

Ellipse qui s’éloigne du cercle de manière très marquée, tandis que sur les orbites de certains petits planètes l’excentricité est encore plus grande. Il est extrêmement remarquable que chaque planète, quel que soit son éloignement du soleil, se déplace selon une ellipse d’une forme ou d’une autre. Nous montrerons bientôt que la nécessité oblige chaque planète à suivre une trajectoire elliptique, et qu’aucune autre forme de trajectoire n’est possible.

Une fois lancée sur sa trajectoire elliptique, la planète poursuit sa course majestueuse, et après une certaine durée, appelée période, elle reprend la position à partir de laquelle elle a commencé son mouvement. La planète trace alors à nouveau la même trajectoire elliptique, et ainsi, révolution après révolution, elle parcourt un chemin identique autour du soleil. Essayons maintenant de suivre ce corps dans sa course et d’observer l’histoire de son mouvement pendant le temps nécessaire pour accomplir l’un de ses circuits. Les dimensions d’une orbite planétaire sont si énormes que la planète doit parcourir son chemin très rapidement afin de terminer le voyage dans le délai imparti. La Terre, comme nous l’avons déjà vu, doit se déplacer à une vitesse de dix-huit miles par seconde pour effectuer un tour complet autour du soleil en 365 1/4 jours. La question se pose alors de savoir si la vitesse à laquelle se déplace une planète est constante ou non. La Terre se déplace-t-elle vraiment en permanence à une vitesse de dix-huit miles par seconde, ou notre planète se déplace-t-elle parfois plus rapidement et parfois plus lentement, de sorte que la vitesse moyenne de dix-huit miles par seconde reste maintenue ? C’est une question de très grande importance, et nous pouvons y répondre de la manière la plus claire et la plus évidente. La vitesse d’une planète n’est pas constante, et les variations de cette vitesse peuvent être expliquées par la figure ci-jointe (fig. 38).

Fig. 38.—Variation de la vitesse du mouvement elliptique.

Imaginons d’abord que la planète se trouve à cette partie de son orbite la plus éloignée du soleil, à droite de la figure. À cette position, la vitesse du corps est à son minimum ; à mesure que la planète commence à s’approcher du soleil, sa vitesse augmente progressivement jusqu’à atteindre sa valeur moyenne. Une fois ce point dépassé, et alors que la planète se dirige rapidement vers le soleil, sa vitesse devient de plus en plus grande, jusqu’à atteindre finalement un maximum lorsqu’elle passe autour du soleil. Après avoir dépassé le soleil, la distance entre la planète et ce dernier augmente, et la vitesse du mouvement commence à diminuer ; elle diminue progressivement jusqu’à retrouver la valeur moyenne, puis elle baisse encore davantage, jusqu’à ce que le corps atteigne sa plus grande distance par rapport au soleil, moment auquel la vitesse est retombée à la valeur à partir de laquelle nous l’avions supposée initiale. Nous constatons ainsi que plus la planète est proche du soleil, plus elle se déplace rapidement. Cependant, nous pouvons donner une expression numérique au principe selon lequel varie la vitesse de la planète. La figure adjacente (Fig. 39) montre une orbite planétaire, avec bien sûr le soleil au foyer S. Nous avons pris deux

Les parties A B et C D entourent l’ellipse, et leurs extrémités sont reliées au foyer. La deuxième loi de Kepler peut être formulée en ces termes : « Chaque planète se meut autour du soleil avec une vitesse telle, en chaque point, que la ligne droite qui la relie au soleil parcourt des surfaces égales en des temps égaux. »

Fig. 39 — Surfaces égales en des temps égaux.
Par exemple, si les deux parties ombragées, A B S et D C S, ont des surfaces égales, alors les temps nécessaires à la planète pour parcourir les parties de l’ellipse A B et C D sont également égaux. Si l’une des surfaces est plus grande que l’autre, alors les temps requis sont en proportion des surfaces.

Une fois cette loi admise, la raison de l’augmentation de la vitesse de la planète lorsqu’elle s’approche du soleil devient immédiatement évidente. Pour parcourir une surface déterminée près du soleil, un arc plus grand est évidemment nécessaire qu’en d’autres parties du trajet. À l’extrémité opposée, un petit arc suffit pour couvrir une grande surface, et la vitesse est donc moindre.

Ces deux lois définissent complètement le mouvement d’une planète autour du soleil. La première définit le chemin suivi par la planète ; la seconde décrit comment la vitesse du corps varie en différents points le long de ce chemin.

trajectoire. Mais Kepler a ajouté à celles-ci une troisième loi, qui nous permet de comparer les mouvements de deux planètes différentes tournant autour du même soleil. Avant d’énoncer cette loi, il est nécessaire d’expliquer exactement ce qu’on entend par la distance moyenne d’une planète. Sur sa trajectoire elliptique, la distance entre le soleil et la planète change constamment ; il est cependant facile d’attribuer un sens précis à cette distance, qui est la moyenne de toutes les distances. Cette moyenne est appelée la distance moyenne. La manière la plus simple de trouver la distance moyenne consiste à additionner la plus grande de ces valeurs à la plus petite, puis à prendre la moitié de cette somme. Nous avons déjà défini le temps périodique de la planète ; c’est le nombre de jours que la planète met pour effectuer un tour complet de sa trajectoire. La troisième loi de Kepler établit une relation entre les distances moyennes et les temps périodiques des diverses planètes. Cette relation est formulée en ces termes : « Les carrés des temps périodiques sont proportionnels aux cubes des distances moyennes. »

Kepler savait que les différentes planètes avaient des temps périodiques différents ; il voyait également que plus la distance moyenne d’une planète était grande, plus son temps périodique l’était aussi, et il était déterminé à découvrir le lien entre les deux. Il s’avéra facilement que ce ne serait pas vrai de dire que le temps périodique est simplement proportionnel à la distance moyenne. Si c’était le cas, alors si une planète avait une distance deux fois plus grande que celle d’une autre, son temps périodique serait deux fois supérieur à celui de l’autre ; or, les observations montraient que le temps périodique de la planète la plus éloignée dépassait de loin deux fois, et était en fait presque trois fois, celui de l’autre. Par des essais répétés, qui auraient épuisé la patience de quelqu’un moins confiant dans sa propre sagacité et moins assuré de l’exactitude des observations qu’il cherchait à interpréter, Kepler découvrit finalement la vraie loi et l’exprima sous la forme que nous avons donnée.

Pour illustrer la nature de cette loi, nous prendrons pour comparaison la Terre et la planète Vénus. Si nous notons la distance moyenne de la Terre au soleil par l’unité, alors la distance moyenne de Vénus au soleil est de 0,7233. En omettant les décimales après la première place, nous pouvons représenter le temps périodique

le temps de révolution de la Terre est de 365,3 jours, et le temps périodique de Vénus de 224,7 jours. La loi énoncée par Kepler est que le carré de 365,3 est au carré de 224,7 dans la même proportion que l’unité est au cube de 0,7233. Le lecteur peut facilement vérifier la vérité de cette identité par une multiplication directe. Il convient cependant de se rappeler que, puisque seules quatre chiffres ont été conservés dans les expressions des temps périodiques, seuls quatre chiffres doivent être considérés comme significatifs pour effectuer les calculs.

La manière la plus frappante de procéder à cette vérification consiste à considérer le temps de révolution de Vénus comme une quantité inconnue, et à le déduire à partir de la révolution connue de la Terre et de la distance moyenne de Vénus. De cette façon, en supposant la loi de Kepler, on déduit le cube du temps périodique par une simple proportion, et la valeur résultante de 224,7 jours peut alors être obtenue. En fait, dans les calculs astronomiques, les distances des planètes sont généralement déterminées à partir de la loi de Kepler. Le temps périodique d’une planète est un élément qui peut être mesuré avec une grande précision ; une fois qu’il est connu, le carré de la distance moyenne, et par conséquent la distance moyenne elle-même, est déterminé.

Telles sont les trois lois célèbres du mouvement planétaire, qui ont toujours été associées au nom de leur découvreur. L’habileté remarquable avec laquelle ces lois furent tirées de la masse d’observations, la beauté intrinsèque des lois elles-mêmes, leur généralité étendue, ainsi que le lien d’unité qu’elles ont établi entre les différents membres du système solaire, leur ont valu une place tout à fait exceptionnelle en astronomie.

Comme l’a établi Kepler, ces lois planétaires n’étaient que des résultats d’observations. On a en effet constaté que les planètes se déplaçaient en ellipses, mais Kepler n’a donné aucune raison expliquant pourquoi elles adoptaient cette courbe plutôt qu’une autre. Il était encore moins en mesure d’expliquer pourquoi ces corps parcouraient des surfaces égales en des temps égaux, ou pourquoi cette troisième loi était invariablement respectée. Les lois issues des travaux de Kepler apparaissaient comme trois vérités indépendantes ; pleinement établies, sans aucun doute, mais

Il n’existe aucun argument justifiant pourquoi ce sont ces mouvements et non d’autres qui conviendraient pour décrire les révolutions des planètes.

Le triomphe suprême de la grande loi de la gravitation universelle a été de faire disparaître ce caractère empirique des lois de Kepler. La grande découverte de Newton a uni les trois lois isolées de Kepler en une doctrine magnifique. Il a non seulement montré que ces lois étaient vraies, mais il a également expliqué pourquoi elles devaient l’être, et pourquoi aucune autre loi ne pouvait l’être. Dans son œuvre immortelle, les « Principia », il a démontré que l’explication des célèbres lois planétaires résidait dans l’attraction gravitationnelle. Newton a établi qu’une force d’attraction résidait dans le soleil, et qu’en conséquence nécessaire de cette attraction, chaque planète devait orbiter autour du soleil en suivant une trajectoire elliptique, avec le soleil comme un des foyers ; le rayon de l’orbite de la planète devait parcourir des surfaces égales en des temps égaux ; et, pour comparer les mouvements de deux planètes, il était nécessaire que les carrés des temps périodiques soient proportionnels aux cubes des distances moyennes.

Comme il ne s’agit pas ici d’un traité mathématique, il nous sera impossible de discuter des preuves présentées par Newton, qui ont suscité l’adhésion immédiate et universelle de tous ceux qui se sont donné la peine de les comprendre. Nous devons nous contenter ici d’une brève et générale présentation du sujet, qui indiquera le caractère du raisonnement utilisé, sans entrer dans des détails de nature technique.

Essayons d’abord d’imaginer une sphère en suspension libre dans l’espace, complètement isolée de l’influence de tout autre corps de l’univers. Imaginons que cette sphère soit mise en mouvement par un certain impulsion qui la fait avancer rapidement à travers les espaces interstellaires. Lorsque l’impulsion cesse, la sphère reste en mouvement et continue d’avancer. Mais quelle sera la trajectoire qu’elle suivra ? Comme nous sommes habitués à voir une pierre lancée dans les airs suivre une trajectoire courbe, nous pourrions naturellement penser qu’un corps projeté dans l’espace libre suivrait également une courbe. Cependant, une petite réflexion montre que les cas sont très différents.

Dans les étendues de l’espace libre, on ne trouve aucune notion de haut ou de bas ; tous les chemins sont semblables ; il n’y a aucune raison pour que le corps s’incline vers la droite ou vers la gauche ; c’est pourquoi nous en déduisons que, dans de telles circonstances, un corps, une fois lancé et libéré de toute interférence, se déplacerait en ligne droite. Il est vrai que cette affirmation ne peut jamais être mise à l’épreuve par des expériences directes. Étant donné que nous nous trouvons à la surface de la Terre, nous n’avons aucun moyen d’isoler un corps des forces extérieures. La résistance de l’air, ainsi que diverses formes de frottement, tout comme la gravité exercée par la Terre elle-même, interfèrent avec nos expériences. Une pierre lancée sur une surface glacée subit peu de résistance, et dans ce cas on voit que la pierre suit une trajectoire droite le long de la surface gelée. Une pierre lancée de la même manière dans le vide suivrait également une trajectoire parfaitement rectiligne. Nous le démontrons non pas par des tentatives d’expérience nécessairement vaines, mais par un raisonnement indirect. La vérité de ce principe ne peut être mise en doute un seul instant par celui qui a soigneusement examiné les arguments avancés en sa faveur.

Admettant donc le mouvement rectiligne du corps, la question suivante concerne la vitesse à laquelle ce mouvement s’effectue. La pierre glissant sur la glace lisse d’un lac gelé parcourt, comme chacun l’a observé, une longue distance avant de s’arrêter. Il y a peu de frottement entre la glace et la pierre, mais même sur la glace le frottement n’est pas entièrement absent ; et comme ce frottement tend toujours à arrêter le mouvement, la pierre finira par s’immobiliser. Lors d’un voyage à travers les solitudes de l’espace, un corps ne subit aucun frottement ; il n’y a aucune tendance à réduire sa vitesse, et c’est pourquoi nous pensons que le corps pourrait continuer à voyager indéfiniment à vitesse constante. Sans doute une telle affirmation semble-elle contredire notre expérience quotidienne. Un navire à voile ne progresse plus sur la mer lorsque le vent cesse de souffler. Un train perd progressivement sa vitesse lorsque la chaudière est éteinte. Un tourbillon perdra lentement son rotation avant de s’arrêter. À partir de tels exemples, on pourrait arguer à juste titre que, lorsque la force cesse d’agir, le mouvement qu’elle générait…

diminue progressivement, pour finalement disparaître. Mais dans tous ces cas, on s’aperçoit, à y réfléchir, que le déclin du mouvement est dû à l’action de forces de résistance. Le navire à voiles est ralenti par le frottement de l’eau contre ses flancs ; le train est freiné par la friction des roues et par le fait qu’il doit se frayer un chemin à travers l’air ; et la résistance de l’atmosphère est principalement la cause de l’arrêt de la toupie qui bourdonne, car si l’on retire l’air en effectuant l’expérience dans le vide, la toupie continuera de tourner pendant une période considérablement plus longue. Nous sommes ainsi amenés à admettre qu’un corps, une fois projeté librement dans l’espace et ne subissant aucune résistance extérieure, continuera à se déplacer éternellement en ligne droite et conservera, sans diminution, jusqu’à la fin des temps, la vitesse avec laquelle il a commencé. Ce principe est connu sous le nom de première loi du mouvement.

Appliquons ce principe à la question importante du mouvement des planètes. Prenons, par exemple, le cas de notre Terre, et discutons les conséquences de la première loi du mouvement. Nous savons que la Terre se déplace à chaque instant avec une vitesse d’environ dix-huit miles par seconde, et la première loi du mouvement nous assure que si cette sphère n’était soumise à aucune force extérieure, elle suivrait éternellement une trajectoire droite à travers l’univers, sans jamais s’éloigner de la vitesse précise qu’elle possède actuellement. Mais la Terre se déplace-t-elle de cette manière ? Évidemment non. Nous avons déjà découvert que notre globe tourne autour du Soleil, et les lois complètes de Kepler ont donné à ce mouvement une précision et une clarté absolues. La conclusion est inéluctable : la Terre ne peut être exempte de force extérieure. Une influence puissante agit constamment sur notre globe. Cette influence, quelle qu’elle soit, dévie constamment la Terre de la trajectoire rectiligne qu’elle tendrait à suivre, la contraignant à tracer une ellipse plutôt qu’une ligne droite.

Le grand problème à résoudre est maintenant facilement formulé : il doit y avoir un agent extérieur qui influence constamment la Terre. Quel est cet agent, d’où provient-il, et à quelles lois est-il soumis ? La question ne se limite pas à la Terre. Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne montrent clairement que, puisqu’ils ne se déplacent pas en trajectoires rectilignes, ils

elle doit être soumise à une certaine force. Quelle est cette force qui guide les planètes sur leurs trajectoires ? Avant l’époque de Newton, cette question aurait pu être posée en vain. C’est le génie exceptionnel de Newton qui a fourni la réponse, révolutionnant ainsi toute la science moderne.

Les données nécessaires pour répondre à cette question doivent être obtenues par observation. Nous ne sommes pas ici face à un problème qui puisse être résolu par une simple méditation mathématique. Les mathématiques sont sans doute un outil utile, voire indispensable, dans la recherche ; mais nous ne devons pas leur attribuer une puissance qu’elles ne possèdent pas. Dans un cas de ce genre, tout ce que les mathématiques peuvent faire, c’est interpréter les résultats obtenus par observation. Les données dont disposait Newton étaient les phénomènes observés dans le mouvement de la Terre et des autres planètes. Ces faits avaient trouvé une expression concise grâce aux lois de Kepler. Ce furent donc les lois de Kepler que Newton prit comme base de ses travaux, et c’est pour interpréter ces lois que Newton fit appel à ce raisonnement mathématique célèbre qu’il avait lui-même créé.

La question doit donc être abordée de la manière suivante : une planète étant soumise à une influence extérieure, nous devons déterminer quelle est cette influence, en nous appuyant sur le fait que la trajectoire de chaque planète est une ellipse, et que chaque planète parcourt des surfaces égales en temps égal autour du soleil. L’influence exercée sur chaque planète est ce qu’un mathématicien appellerait une force, et une force doit avoir une direction. La conception la plus simple d’une force est celle d’une traction transmise le long d’une corde, et la direction de la corde est alors la direction de la force. Imaginons que la force exercée sur chaque planète soit transmise par une corde invisible. Les lois de Kepler nous indiqueront la direction de cette corde ainsi que l’intensité de la tension qui y est transmise.

L’analyse mathématique des lois de Kepler dépasserait le cadre de ce volume. Nous devons donc nous limiter aux résultats qu’elles permettent d’obtenir, en omettant les détails du raisonnement. Newton commença par prendre la loi selon laquelle la planète parcourt des surfaces égales en temps égal, et

Il a démontré, par une logique irréfutable, que cela indiquait immédiatement la direction dans laquelle la force agissait sur la planète. Il a montré que la corde imaginaire par laquelle la planète est contrôlée doit être invariablement dirigée vers le soleil. En d’autres termes, la force exercée sur chaque planète était à tout moment dirigée de la planète vers le soleil.

Il restait encore à expliquer l’intensité de cette force, et à montrer comment son intensité variait lorsque la planète se trouvait en différents points de son orbite. La première loi de Kepler permet de répondre à cette question. Si l’orbite de la planète est elliptique, et si la force est toujours dirigée vers le soleil, qui se trouve à un des foyers de cette ellipse, alors l’analyse mathématique nous oblige à affirmer que l’intensité de la force doit varier inversement au carré de la distance entre la planète et le soleil.

Les mouvements des planètes, conformément aux lois de Kepler, pourraient ainsi être expliqués dans leurs moindres détails, si nous admettons qu’une force d’attraction tire la planète vers le soleil, et que l’intensité de cette attraction varie inversement au carré de la distance. Pouvons-nous hésiter à dire qu’une telle attraction existe ? Nous avons vu comment la Terre attire un corps en chute ; nous avons vu comment l’attraction terrestre s’étend jusqu’à la Lune et explique sa révolution autour de la Terre. Nous avons maintenant appris que le mouvement des planètes autour du Soleil peut également être expliqué comme une conséquence de cette loi d’attraction. Mais les preuves en faveur de la loi de la gravitation universelle sont, en réalité, bien plus solides que celles que nous avons présentées jusqu’à présent. Nous aurons l’occasion d’examiner plus en détail cette question. Nous montrerons non seulement comment le Soleil attire les planètes, mais aussi comment les planètes s’attirent mutuellement ; et nous découvrirons comment cette attraction mutuelle des planètes a conduit à des découvertes remarquables, qui ont élevé la loi de la gravitation au-delà de toute possibilité de doute.

En admettant l’existence de cette loi, nous pouvons montrer que les planètes doivent orbiter autour du Soleil sur des trajectoires elliptiques, avec le Soleil en foyer commun. Nous pouvons montrer qu’elles doivent parcourir des surfaces égales en temps égal. Nous pouvons prouver que les carrés des périodes périodiques doivent être proportionnels à…

cubes de leurs distances moyennes. De plus, nous pouvons montrer comment les mouvements mystérieux des comètes peuvent être expliqués. Par la même grande loi, nous pouvons expliquer les révolutions des satellites. Nous pouvons expliquer les marées, ainsi que d’autres phénomènes dans tout le Système solaire. Enfin, nous montrerons que lorsque nous élargissons notre champ de vision au-delà des limites de notre Système solaire, vers les magnifiques systèmes stellaires dispersés dans l’espace, nous y trouvons également des preuves de la grande loi de la gravitation universelle.

CHAPITRE VI.
LA PLANÈTE DU ROMANCIER.
Aperçu du sujet — Mercure est-il la planète la plus proche du Soleil ? — Traversée d’une planète intérieure par le Soleil — Un transit de Vulcain a-t-il jamais été observé ? — Visibilité des planètes lors d’une éclipse solaire totale — Les recherches du professeur Watson en 1878.

Disposant maintenant d’un aperçu général du système solaire, ainsi que de l’esquisse de la loi de la gravitation universelle que nous a fournie le chapitre précédent, nous commençons à examiner plus en détail les planètes et leurs satellites. Nous commencerons par les planètes les plus proches du Soleil, puis nous avancerons progressivement vers l’extérieur, une planète après l’autre, jusqu’à atteindre les limites du système. Nous trouverons beaucoup de choses qui occuperont notre attention. Chaque planète est elle-même une sphère, et il appartiendra à nous de décrire tout ce qui est connu à son sujet. Les satellites qui accompagnent de nombreuses planètes présentent de nombreux points d’intérêt. Les circonstances de leur découverte, leurs tailles, leurs mouvements et leurs distances doivent être dûment prises en compte. On constatera également que les mouvements des planètes offrent beaucoup de matière à réflexion et à étude. Nous aurons l’occasion de montrer comment les planètes se perturbent mutuellement, et quelles conséquences remarquables résultent de ces influences. Nous devrons aussi faire référence de temps en temps aux problèmes importants de mesure céleste et de pesée céleste. Il faudra montrer comment on peut découvrir les tailles, les masses et les distances des différents membres de notre système. Heureusement, la majeure partie de notre tâche nous conduira sur un terrain parfaitement certain, où les résultats ont été confirmés par de fréquentes observations. Il arrive cependant que, dès le début de notre cours, nous soyons obligés de traiter d’observations qui sont loin d’être certaines. L’existence d’une planète bien plus proche du Soleil que celles connues jusqu’à présent a été affirmée par des autorités compétentes. La question reste ouverte, mais cette planète ne peut pas…

on ne peut le trouver actuellement. C’est pourquoi nous avons donné pour titre ce chapitre : Le Planète de la Romance.

On a souvent pensé que Mercure, longtemps considéré comme la planète la plus proche du soleil, n’était peut-être pas réellement l’astre méritant cette distinction. Mercure orbite autour du soleil à une distance moyenne d’environ 36 000 000 de miles. Entre lui et le soleil, il aurait pu y avoir une ou plusieurs autres planètes. Il aurait pu y en avoir une qui orbite à dix millions de miles, une autre à quinze, et ainsi de suite. Mais ces planètes existaient-elles vraiment ? Y avait-il au moins une planète qui orbitait à l’intérieur de l’orbite de Mercure ? Il existait certaines raisons de croire en l’existence d’une telle planète. Dans les mouvements de Mercure, on pouvait percevoir des signes d’une influence que l’on croyait autrefois pouvoir s’expliquer par l’hypothèse d’une planète interne.[13] Mais il y avait nécessairement une grande difficulté à observer cet objet. Il devait toujours être proche du soleil, et même avec le meilleur télescope, il était généralement impossible de voir un point semblable à une étoile à cette position. De plus, une telle planète ne pouvait pas être vue après le coucher du soleil, car, même dans les conditions les plus favorables, elle se coucherait presque immédiatement après le soleil, et une difficulté similaire rendrait son observation impossible au lever du soleil.

Nos moyens ordinaires d’observation d’une planète ont donc complètement échoué. Nous sommes contraints de recourir à des méthodes extraordinaires si nous voulons trancher la grande question de l’existence des planètes intra-mercuriennes. Il existe au moins deux voies d’observation qui pourraient répondre à notre objectif.

Une occasion pour la première méthode se présenterait lorsque la planète inconnue passerait directement entre la Terre et le soleil. Dans le schéma (fig. 40), nous montrons le soleil au centre ; le cercle intérieur ponctué indique l’orbite de la planète inconnue, qui a reçu le nom de Vulcain avant même que son existence ne soit pleinement établie. Le cercle extérieur indique l’orbite de la Terre. Comme Vulcain se déplace plus rapidement que la Terre, il arrivera fréquemment que la planète dépasse la Terre, de sorte que les trois corps occuperont les positions représentées dans

diagramme. Cependant, il ne s’ensuivrait pas nécessairement que Vulcain se trouvât exactement entre la Terre et le corps céleste. La trajectoire de la planète peut être inclinée, de sorte que, vu depuis la Terre, Vulcain se trouverait au-dessus ou en dessous du Soleil, selon les circonstances.

Cependant, si Vulcain existe réellement, on pourrait s’attendre à ce que, parfois, les trois corps soient alignés directement, ce qui offrirait alors l’occasion souhaitée de découvrir la planète au télescope. On pourrait alors s’attendre à observer la planète comme une tache sombre se déplaçant lentement sur la surface du Soleil. Les deux autres planètes situées plus près de la Terre, à savoir Mercure et Vénus, sont parfois observées en train de faire un transit ; et il ne fait aucun doute que, si Vulcain existe, ses transits devant le Soleil doivent être plus fréquents que ceux de Mercure, et bien plus fréquents que ceux de Vénus. D’un autre côté, on peut raisonnablement supposer que Vulcain est une petite sphère, et comme il sera beaucoup plus éloigné de nous au moment de son transit, on ne peut pas s’attendre à ce que le transit de cette planète soit en rien comparable, en termes de spectacle, à celui des deux autres corps que nous avons mentionnés.

La question se pose de savoir si des recherches au télescope ont jamais révélé quelque chose qui puisse être considéré comme un transit de Vulcain. Sur ce point, il n’est pas possible de parler avec certitude. À plusieurs reprises, des observateurs ont affirmé avoir vu une tache traverser le Soleil, et, d’après sa forme et son apparence générale, ils ont supposé qu’il s’agissait d’une planète interne à Mercure. Mais un examen approfondi des circonstances dans lesquelles de telles observations ont été faites n’a pas renforcé la confiance dans cette supposition. De telles découvertes ont généralement été faites par des personnes peu familières avec les observations au télescope. Il est certainement un fait significatif que, malgré l’examen minutieux auquel le Soleil a été soumis au cours du siècle dernier par des astronomes qui se sont spécialement consacrés à cette branche de recherche, aucun astronome vraiment expérimenté n’a annoncé de découverte au télescope de Vulcain sur le Soleil. Le dernier rapport d’un planète ayant traversé le Soleil remonte à 1876, et a été fait par un amateur allemand, mais ce qu’il

Ce qui était considéré comme une planète s’est rapidement révélé être une petite tache solaire, photographiée à Greenwich dans le cadre des travaux de routine quotidiens, et observée également à Madrid. Après avoir examiné toute la question, nous sommes enclins à croire qu’il n’existe pour l’instant aucune preuve télescopique fiable du passage d’une planète située à l’intérieur de Mercure au-dessus de la surface du corps céleste central.

Fig. 40 — Le passage de la Planète de Romance.
Mais il existe encore une autre méthode par laquelle nous pourrions raisonnablement espérer détecter de nouvelles planètes à proximité du soleil. Cette méthode est cependant rarement disponible. Elle n’est possible que lorsque le soleil est complètement éclipsé.

Lorsque la lune se place directement entre la Terre et le soleil, la luminosité du jour est temporairement remplacée par l’obscurité de la nuit. Si la

Lorsque le ciel est dégagé de nuages, les étoiles apparaissent et peuvent être vues autour du soleil obscurci. Même si une planète se trouvait très proche de ce corps lumineux, elle serait visible en pareille occasion si sa magnitude était comparable à celle de Mercure. Une préparation minutieuse est nécessaire lorsqu’on envisage de tenter un tel essai. Le danger à éviter particulièrement est de confondre la planète avec les étoiles ordinaires, auxquelles elle ressemblera probablement. Le célèbre astronome américain du passé, le professeur Watson, s’est spécialement préparé pour se consacrer à cette recherche pendant l’important éclipse totale de 1878. Lorsque l’éclipse eut lieu, la lumière du soleil disparut et les étoiles apparurent. Parmi elles, le professeur Watson vit un objet qui lui sembla être la planète intramercurienne tant recherchée. Il convient d’ajouter que cet observateur zélé aperçut un autre objet qu’il prit d’abord pour l’étoile connue sous le nom de Zéta dans la constellation du Cancer. Lorsqu’il constata ensuite que la position enregistrée de cet objet ne correspondait pas aussi bien qu’il l’espérait à la position connue de cette étoile, il en conclut qu’il ne pouvait s’agir de Zéta, mais devait être une autre planète inconnue. Cependant, les positions relatives des deux objets qu’il prenaient pour des planètes coïncident suffisamment bien, compte tenu des difficultés d’observation, avec les positions relatives des étoiles Thêta et Zéta du Cancer ; il est désormais difficile de douter que Watson n’ait vu que ces deux étoiles. Il affirma cependant avoir remarqué Thêta du Cancer ainsi que les deux planètes, sans en consigner la position. Il existe cependant une troisième étoile, connue sous le nom de 20 Cancri, située près de la même région ; Watson l’a probablement prise pour Thêta. Il convient de noter que Vulcain n’a pas été observé, bien qu’on l’ait cherché spécialement, lors des éclipses survenues depuis 1878 ; c’est pourquoi les astronomes pensent généralement qu’aucune planète n’a encore été détectée dans l’orbite de Mercure.

CHAPITRE VII.
MERCURE.
Les découvertes astronomiques anciennes — Comment Mercure a été découvert pour la première fois — Difficile à voir —
Mercure était connu depuis les temps les plus anciens — Compétences nécessaires pour sa découverte —
La distinction entre Mercure et une étoile — Mercure en Orient et en Occident —
La prédiction — Comment observer Mercure — Son apparence au télescope — Difficulté à observer son aspect — Orbite de Mercure — Vitesse du planète — Peut-il y avoir de la vie sur cette planète ? — Changements de sa température — Traversée de Mercure devant le Soleil —
Les observations de Gassendi — Rotation de Mercure — Le poids de Mercure.

Longue et glorieuse est l’histoire des découvertes astronomiques. Les découvertes
de nos jours se succèdent avec une telle rapidité qu’elles ont si souvent ébloui
notre imagination par leur éclat, que nous avons parfois tendance à penser
que la découverte astronomique est un produit purement moderne. Mais aucune idée
ne pourrait être plus fondamentalement fausse. Tandis que nous apprécions
au maximum les réalisations de l’époque moderne, efforçons-nous de rendre
justice aux travaux des astronomes de l’Antiquité.

Et lorsque nous parlons des astronomes de l’Antiquité, comprenons
clairement ce que cela signifie. La science progresse aujourd’hui si rapidement
que chaque siècle voit des avancées surprenantes ; chaque génération,
chaque décennie, chaque année, offre ses récompenses à ces astronomes
zélés qui scrutent avec tant de soin les cieux. Cependant, nous devons
porter notre regard vers une époque lointaine du passé si nous voulons
connaître la découverte mémorable de Mercure. À côté d’elle, les découvertes
de Newton doivent être considérées comme des réalisations très modernes ;
même l’annonce du système copernicien du ciel est en elle-même un événement
récent par rapport à la détection de cette planète dont il sera question ici.

Qui a fait cette grande découverte ? Voyons si la question peut être
répondue en examinant les archives astronomiques. Vers la fin de sa
vie mémorable, on entendit Copernic exprimer son sincère regret de n’avoir

Il n’a jamais eu l’occasion d’apercevoir la planète Mercure. Il avait particulièrement désiré voir ce corps céleste, dont les mouvements illustraient de manière si évidente la théorie des mouvements célestes qu’il avait eu l’honneur immortel d’établir, mais il n’y était jamais parvenu. Mercure n’est pas généralement visible aussi facilement que certains autres planètes, et il est fort possible que les vapeurs provenant de la vaste lagune à l’embouchure de la Vistule aient obscurci l’horizon à Frauenburg, où vivait Copernic ; ainsi, ses occasions d’observer Mercure étaient probablement encore plus rares qu’ailleurs.

L’existence de Mercure était certainement un fait bien connu à l’époque de Copernic, et nous devons donc chercher sa découverte dans une ère antérieure. Dans la littérature astronomique restreinte du Moyen Âge, on trouve de temps en temps des références à l’existence de cet objet. On peut retracer des observations de Mercure à travers de lointains siècles jusqu’au début de notre ère. Il existe également des archives datant d’époques encore plus anciennes, jusqu’à ce que l’on tombe sur une observation qui nous est parvenue après plus de 2 000 ans, ayant été effectuée en l’an 265 avant J.-C. Cependant, on ne prétend pas pour autant que cette observation rapporte la découverte de la planète. Plus tôt encore, le chef des astronomes de Ninive fait allusion à Mercure dans un rapport qu’il adressa à Assurbanipal, roi d’Assyrie. Il ne semble pas du tout probable que cette découverte ait été récente à cette époque. Il est possible que la planète ait été découverte indépendamment en deux ou plusieurs lieux, mais tous les documents relatifs à de telles découvertes font complètement défaut ; nous ignorons également les noms des découvreurs, les nations auxquelles ils appartenaient, ainsi que les époques où ils vivaient.

Bien que cette découverte soit d’une antiquité extrême, bien qu’elle ait été faite avant que des conceptions correctes concernant le véritable système de l’univers n’existent, et, il va sans dire, bien avant l’invention du télescope, il ne faut pas supposer pour autant que la détection de Mercure ait été une affaire simple ou évidente. Cela deviendra évident lorsque nous tenterons de concevoir la manière dont cette découverte a probablement été faite.

Un astronome primitif, familier depuis longtemps des cieux, avait appris à reconnaître les différentes étoiles et constellations. L’expérience lui avait fait comprendre la permanence de ces objets ; il avait vu que Sirius apparaissait invariablement aux mêmes saisons de l’année, et il avait remarqué sa position par rapport à Orion et aux autres constellations voisines. De la même manière, chacune des autres étoiles brillantes était pour lui un objet familier, toujours présent dans une région particulière du ciel. Il observait comment les étoiles se levaient et se cachaient de telle manière que, bien que chaque étoile semblât bouger, leurs positions relatives ne pouvaient changer. Sans doute cet ancien astronome connaissait-il Vénus ; il connaissait l’étoile du soir ; il connaissait l’étoile du matin ; et il a pu en conclure que Vénus était un corps qui oscillait d’un côté du soleil à l’autre.

Nous pouvons facilement imaginer comment la découverte de Mercure a eu lieu dans les cieux clairs d’un désert oriental. Le soleil s’est couché, le bref crépuscule est presque terminé, quand voilà, près de cette partie de l’horizon où la lueur du soleil couchant éclaire encore le ciel, une étoile brillante apparaît. L’astronome primitif sait qu’il n’y a pas d’étoile brillante à cet endroit dans le ciel. Si l’objet de son attention n’est pas une étoile, alors qu’est-ce que cela peut être ? Désireux d’examiner cette question, il observe les cieux la nuit suivante, et là encore, plus haut au-dessus de l’horizon, encore plus brillante, se trouve l’objet aperçu la veille. Chaque nuit qui passe, ce corps gagne de plus en plus en éclat, jusqu’à devenir enfin une gemme remarquable. Peut-être montera-t-il de plus en plus haut ; peut-être augmentera-t-il son éclat jusqu’à atteindre celui de Vénus elle-même. Tels étaient les soupçons, non dénués de fondement, de ceux qui ont été les premiers à observer cet objet ; mais ils ne se sont pas avérés exacts. Après quelques nuits de splendeur exceptionnelle, l’éclat de cette sphère mystérieuse diminue. La planète se rapproche à nouveau de l’horizon au coucher du soleil, jusqu’à finalement se coucher si tôt après le soleil qu’elle devient invisible. Est-elle perdue pour toujours ? Des années peuvent s’écouler avant qu’une autre occasion d’observer l’objet après le coucher du soleil ne se présente ; mais alors, on le verra de nouveau subir la même série de changements, bien que…

Peut-être, dans des circonstances très différentes. La hauteur maximale au-dessus de l’horizon ainsi que l’intensité lumineuse maximale varient considérablement.

De longues et minutieuses observations ont dû être effectuées avant que l’astronome primitif ne puisse s’assurer que les diverses apparitions pouvaient toutes être attribuées à un seul corps céleste. Dans les déserts orientaux, les phénomènes du lever du soleil devaient être tout aussi familiers que ceux du coucher du soleil, et dans les cieux clairs, au point où les rayons du soleil commençaient à poindre au-dessus de l’horizon, on pouvait parfois percevoir un point brillant ressemblant à une étoile. Chaque jour qui passait, cet objet s’élevait de plus en plus haut au-dessus de l’horizon avant le moment du lever du soleil, et son éclat augmentait avec la distance ; puis il se rapprochait du soleil et disparaissait pendant de nombreux mois. Tels étaient les éléments dont disposait l’astronome primitif. Un corps était vu après le coucher du soleil, un autre corps était vu avant le lever du soleil. Pour nous, il peut sembler évident, à partir des faits observés, que ces deux corps étaient identiques. Cette conclusion est juste, mais elle n’est en aucun cas évidente. De longues et patientes observations ont permis de déterminer la loi remarquable selon laquelle l’un de ces corps n’était jamais vu avant que l’autre n’eût disparu. On en a donc déduit que les phénomènes, tant au lever qu’au coucher du soleil, étaient dus au même corps, qui oscillait autour du soleil.

On peut facilement imaginer que l’annonce de l’identité de ces deux objets était quelque chose qui devait être soigneusement vérifié avant d’être accepté. Comment appliquer ces tests dans un cas de ce genre ? Il ne fait guère de doute que la démonstration la plus complète et la plus convaincante de la vérité scientifique se trouve dans la réalisation des prédictions. Lorsque Mercure avait été observé pendant des années, on avait remarqué une certaine régularité dans la récurrence de sa visibilité. Une fois une périodicité pleinement établie, la prédiction devint possible. On pouvait prédire avec précision le moment où Mercure serait visible après le coucher du soleil, et le moment où il serait visible avant le lever du soleil ! Lorsqu’il fut constaté que ces prédictions étaient respectées à la lettre — que la planète était toujours visible lorsqu’on la cherchait conformément aux prédictions — il devint impossible de refuser d’accepter l’hypothèse.

sur laquelle reposaient ces prédictions. Cette hypothèse reposait sur l’idée que toutes les différentes apparitions provenaient des oscillations d’un seul corps, et c’est pourquoi la découverte de Mercure fut établie sur des bases tout aussi solides que celles de la découverte de Jupiter ou de Vénus.

Dans les latitudes des îles britanniques, il est généralement possible d’apercevoir Mercure à un moment donné au cours de l’année. Il n’est pas possible d’établir, dans des limites raisonnables, de règle générale permettant de déterminer les dates auxquelles il convient de chercher à le voir ; mais l’observateur déterminé à apercevoir cette planète réussira généralement avec un peu de patience. Il doit d’abord consulter un almanach qui indique les positions du corps céleste, et choisir un moment où Mercure est indiqué comme étant une étoile du soir ou une étoile du matin. Un tel moment pendant les mois de printemps est particulièrement adapté, car l’altitude de Mercure au-dessus de l’horizon y est généralement plus grande qu’en d’autres saisons ; et, dans le crépuscule du soir, environ trois quarts d’heure après le coucher du soleil, on peut admirer cet objet timide mais magnifique, ce qui récompensera l’attention de l’observateur.

Pour ceux parmi les astronomes qui disposent de télescopes équatoriaux, de telles instructions ne sont pas nécessaires. Pour profiter d’une vue de Mercure au télescope, nous nous tournons d’abord vers l’Almanach nautique pour trouver la position de la planète. Si elle se trouve justement au-dessus de l’horizon, nous pouvons immédiatement diriger le télescope vers cet endroit, et même en plein jour, la planète sera très souvent visible. Cependant, l’apparence de Mercure au télescope est décevante. Bien qu’elle soit beaucoup plus grande que la Lune, elle est suffisamment éloignée pour paraître insignifiante. Il existe cependant un trait caractéristique de cette planète qui attire immédiatement l’attention : Mercure n’apparaît généralement pas sous forme circulaire, mais plutôt en forme de croissant, comme une petite Lune. Les phases de la planète s’expliquent également selon les mêmes principes que celles de la Lune. Mercure est une sphère composée, comme notre Terre, de matériaux ne possédant pas en eux-mêmes de source d’éclairage. Un hémisphère de la planète doit nécessairement être tourné vers le Soleil, et cette face est donc brillamment éclairée par les rayons solaires. Lorsque nous regardons Mercure, nous ne voyons rien de la face non éclairée, et le croissant est dû à la vue déformée que nous en avons.

partie illuminée. La planète est un objet si petit que, dans l’éclat de la vue à l’œil nu, on ne peut définir la forme du corps lumineux. En effet, même pour le croissant bien plus grand de Vénus, il faut recourir au télescope avant de pouvoir observer sa forme caractéristique. Au-delà de ce fait, et bien que Mercure soit sous forme de croissant et qu’il subisse des phases variables en fonction de ses positions relatives par rapport à la Terre et au Soleil, nous ne pouvons voir que très peu de cette planète. Elle est trop petite et trop brillante pour permettre une délimitation aisée des détails de sa surface. Sans doute ont‑il été faits des tentatives, et des observations ont été enregistrées concernant certaines marques très faibles et indistinctes sur la planète, mais de telles affirmations doivent être accueillies avec grande prudence.

Fig. 41 — Le mouvement de Mercure, montrant les variations de phase et de taille apparente.

Les faits qui ont été clairement établis au sujet de Mercure sont principalement des données chiffrées concernant la trajectoire qu’il décrit autour du Soleil. Le temps nécessaire à la planète pour effectuer une révolution complète est d’environ quatre‑vingt‑huit jours. La distance moyenne par rapport au Soleil est d’environ 36 000 000 de miles, et la vitesse moyenne à laquelle se déplace le corps dépasse vingt‑neuf miles par seconde. Nous avons déjà fait allusion à la caractéristique la plus marquante de l’orbite de Mercure : cette orbite diffère de celles de tous les autres grands planètes par sa beaucoup plus grande

Départ de la forme circulaire. Dans la plupart des cas, les orbites planétaires sont si peu elliptiques qu’un schéma de l’orbite tracé avec précision à l’échelle ne semblerait pas différer d’un cercle, sauf si des mesures minutieuses ont été effectuées. Dans le cas de Mercure, les circonstances sont différentes. La forme elliptique de son orbite serait tout à fait reconnaissable même pour l’observateur le plus négligent. La distance du soleil au planète varie entre des limites très considérables : la valeur la plus basse est d’environ 30 000 000 de miles ; la valeur la plus élevée est d’environ 43 000 000 de miles. Conformément à la deuxième loi de Kepler, la vitesse du planète doit subir des variations correspondantes. Elle doit parcourir rapidement la partie de son orbite proche du soleil, et plus lentement les parties éloignées. La vitesse maximale est d’environ trente-cinq miles par seconde, et la vitesse minimale vingt-trois miles par seconde.

Pour bien comprendre les mouvements de Mercure, nous ne devrions pas séparer la vitesse des véritables dimensions du corps qui la produit. Sans aucun doute, une vitesse de vingt-neuf miles par seconde est énorme par rapport aux vitesses auxquelles nous sommes habitués dans la vie quotidienne. La vitesse du planète est au moins cent fois supérieure à celle d’une balle de fusil. Mais lorsque nous comparons les tailles des corps…

Avec leurs vitesses respectives, la vitesse de Mercure semble relativement bien inférieure à celle d’une balle. Une balle de fusil parcourt une distance égale à son propre diamètre des milliers de fois par seconde. Mais même si Mercure se déplace beaucoup plus rapidement, ses dimensions sont si considérables qu’il lui faut deux minutes pour parcourir une distance égale à son diamètre. En considérant le globe du planète dans son ensemble, sa vitesse de mouvement n’est qu’un avancement lent et majestueux, approprié à ses dimensions.

Puisque nous pouvons en apprendre peu ou rien sur la véritable surface de Mercure, il est absolument impossible pour nous de dire si la vie peut exister à sa surface. Nous pouvons cependant conclure raisonnablement qu’il ne peut y avoir de vie sur Mercure sous une forme quelconque analogue à celle que nous connaissons sur Terre. La chaleur et la lumière du soleil frappent Mercure avec une intensité bien supérieure à celle que nous subissons. Lorsque ce planète se trouve à sa plus grande distance du soleil, l’intensité des rayonnements solaires est encore plus de quatre fois supérieure à la plus forte chaleur jamais atteinte sur Terre. Mais lorsque Mercure, au cours de ses remarquables variations de distance, s’approche de la partie la plus chaude de son orbite, il est exposé à une chaleur torride. L’intensité de la chaleur solaire doit alors être au moins neuf fois supérieure à la plus forte radiation à laquelle nous sommes exposés.

Ces changements climatiques extrêmes se succèdent bien plus rapidement que les variations de nos saisons. Sur Mercure, l’intervalle entre le milieu de l’été et le milieu de l’hiver n’est que de quarante-quatre jours, tandis que l’année entière ne dure que quatre-vingt-huit jours. De telles variations rapides de la chaleur solaire doivent exercer en elles-mêmes un effet profond sur l’habitabilité de Mercure. M. Ledger fait justement remarquer, dans son ouvrage intéressant[14], que s’il existe des habitants sur Mercure, les notions de « périhélie » et d’« aphélie », souvent considérées ici comme exprimant des idées complexes ou obscures, doivent être familières à tous sur la surface de ce planète. Ces termes signifient « près du soleil » et « loin du soleil » ; mais nous ne associons pas ces expressions à de phénomènes évidents, car les variations de la distance de la Terre par rapport au soleil sont négligeables. Mais sur Mercure,

où, en six semaines, le soleil atteint une taille apparemment plus du double de sa taille normale, et émet plus du double de quantité de lumière et de chaleur ; des changements tels que ceux indiqués par le périhélie et l’aphélie incarnent des idées clairement et intimement liées à l’ensemble du fonctionnement de la planète.

Il est cependant imprudent de tirer des conclusions concernant le climat uniquement sur la proximité ou l’éloignement du soleil. Le climat dépend d’autres facteurs en dehors de la distance du soleil. L’atmosphère entourant la Terre a une influence profonde sur la chaleur et le froid, et si Mercure possède une atmosphère — comme on l’a souvent supposé — son climat peut ainsi être modifié dans la mesure nécessaire. Il semble cependant peu probable qu’une atmosphère puisse offrir une protection adéquate aux habitants contre les fluctuations violentes et rapides de la radiation solaire. Tout ce que nous pouvons dire, c’est que le problème de la vie sur Mercure appartient à la catégorie des mystères non résolus, et peut-être insolubles.

C’est en l’an 1629 que Kepler fit une annonce importante au sujet d’événements astronomiques imminents. Il avait étudié en profondeur les mouvements des planètes ; et à partir de ses observations passées, il osa prédire l’avenir. Kepler annonça que, en l’an 1631, les planètes Vénus et Mercure effectueraient toutes deux un transit devant le soleil, et il fixa les dates au 7 novembre pour Mercure, et au 6 décembre pour Vénus. C’était à l’époque une prédiction très remarquable. Nous sommes tellement habitués à consulter nos almanachs pour y trouver tous les phénomènes astronomiques prévus au cours de l’année, que nous avons tendance à oublier qu’autrefois cela était impossible. Ce n’est que progressivement que l’astronomie est devenue suffisamment perfectionnée pour nous permettre de prédire avec précision l’apparition des phénomènes les plus délicats. La prédiction de ces transits par Kepler, quelques années avant leur occurrence, fut alors considérée à juste titre comme une réalisation extraordinaire.

Le célèbre Gassendi se prépara à soumettre les annonces de Kepler à l’épreuve de l’observation directe. Aujourd’hui, nous pouvons déterminer avec précision l’heure des transits, à quelques minutes près, mais lors de ces premières tentatives, c’était tout autre chose.

La précision n’était pas réalisable. Gassendi jugea nécessaire de commencer à observer le transit de Mercure deux jours entiers avant l’heure indiquée par Kepler, et il élabora un plan ingénieux pour effectuer ses observations. La lumière du soleil était introduite dans une pièce sombre par un trou dans le volet, et une image du soleil se formait sur un écran blanc grâce à une lentille. C’est en effet une méthode admirable et très agréable pour étudier la surface du soleil ; même de nos jours, avec nos meilleurs télescopes, l’une des façons d’observer notre astre repose sur le même principe.

Gassendi commença ses observations le 5 novembre et étudia attentivement l’image du soleil à chaque occasion possible. Cependant, ce n’est que cinq heures après l’heure fixée par Kepler que le transit de Mercure commença réellement. Les préparatifs de Gassendi avaient été faits avec tous les moyens dont il disposait, mais ces moyens semblent très imparfaits comparés aux équipements de nos observatoires modernes. Il était impatient de noter l’instant où la planète apparaissait ; à cette fin, il plaça un assistant dans la pièce en dessous, chargé d’observer l’altitude du soleil au moment indiqué par Gassendi. Le signal destiné à l’assistant devait être transmis par un appareil très primitif : Gassendi devait frapper le sol lorsque le moment critique serait arrivé. Malgré ce long retard, qui épuisa la patience de l’assistant, quelques observations précieuses furent obtenues, permettant ainsi d’observer le premier passage d’une planète devant le soleil.

Les transits de Mercure ne sont pas des phénomènes rares (il y en a eu treize au cours du XIXe siècle), et ils revêtent surtout de l’importance en raison de la précision que leur observation apporte à nos calculs des mouvements de la planète. On a souvent espéré que les occasions offertes par un transit permettraient d’obtenir des informations sur les caractéristiques physiques de Mercure, mais ces espoirs ne se sont pas réalisés.

Les observations spectroscopiques de Mercure sont très rares. Elles semblent indiquer que la vapeur d’eau est un composant probable de l’atmosphère de Mercure, tout comme sur notre propre planète.

Il y a quelques années, un éminent astronome italien, le professeur Schiaparelli, a annoncé une découverte remarquable concernant la rotation de la planète Mercure. Il a découvert que cette planète tourne sur son axe en même période qu’elle met pour orbiter autour du soleil. La conséquence pratique de cette identité entre les deux périodes est que Mercure présente toujours la même face au soleil. Si notre Terre tournait de manière similaire, alors l’hémisphère orienté vers le soleil connaîtrait une journée éternelle, tandis que l’hémisphère opposé serait plongé dans une nuit perpétuelle. Selon cette découverte, Mercure orbite autour du soleil de la même façon que la Lune orbite autour de la Terre. Comme la vitesse à laquelle Mercure parcourt son orbite est très variable, en raison de la forme fortement elliptique de celle-ci, tandis que sa rotation sur son axe s’effectue à vitesse constante, il en résulte que plus d’un hémisphère (environ cinq huitièmes de la surface) est plus ou moins exposé à la lumière du soleil au cours d’une année mercurienne.

Cette importante découverte de Schiaparelli a récemment été confirmée par un astronome américain, M. Lowell, de l’Arizona, aux États-Unis, qui a observé la planète dans des conditions très favorables à l’aide d’un télescope à ouverture de vingt-quatre pouces. Il a détecté sur la surface de Mercure certaines lignes étroites et sombres, dont le déplacement très lent indique une période de rotation autour de son axe exactement coïncidant avec la période d’orbitation autour du soleil. Le même observateur montre que l’axe de rotation de Mercure est perpendiculaire au plan de son orbite. M. Lowell n’a détecté aucun signe de nuages ou d’obscurcissements, et en fait aucune indication d’une enveloppe atmosphérique ; la surface de Mercure est incolore, « une géographie en noir et blanc ».

On peut affirmer qu’il existe une forte probabilité a priori en faveur de la réalité de la découverte de Schiaparelli. Mercure, étant l’un des planètes dépourvues de lune, ne sera influencé que par le soleil en ce qui concerne les phénomènes de marée.

sont concernés. De plus, en raison de la proximité de Mercure du soleil, les marées solaires sur cette planète possèdent une violence particulière. Comme la tendance des marées est de faire en sorte que Mercure présente toujours sa même face au soleil, il n’y a guère de raison de douter du témoignage selon lequel ces marées ont produit exactement l’effet pour lequel on sait qu’elles sont capables de le faire.

Nous prenons ici congé de la planète Mercure – un objet intéressant et magnifique, qui stimule notre curiosité intellectuelle, tout en échappant en même temps à nos tentatives de mieux la connaître. Il existe cependant un point de connaissance accessible que nous devons mentionner en conclusion. Il s’agit d’une tâche difficile, mais nullement impossible, de peser Mercure sur la balance céleste et de déterminer sa masse par rapport aux autres corps de notre système. C’est une opération délicate, mais elle nous mène par certains des chemins les plus intéressants de la découverte astronomique. Le poids de la planète, tel que déterminé récemment par Von Asten, est d’environ un vingtième de celui de la Terre, mais ce résultat est plus incertain que ceux obtenus pour la masse de n’importe quelle autre planète plus grande.

CHAPITRE VIII.
VÉNUS.
Intérêt attaché à cette planète — L’inattendu de son apparition — L’étoile du soir — Visibilité en plein jour — Éclairée uniquement par le Soleil — Les phases de Vénus — Pourquoi la croissante n’est pas visible à l’œil nu — Variations de la taille apparente de la planète — La rotation de Vénus — Ressemblance de Vénus avec la Terre — Le transit de Vénus — Pourquoi il est d’un intérêt si particulier — L’échelle du système solaire — Les orbites de la Terre et de Vénus ne sont pas dans le même plan — Récurrence des transits par paires — Apparence de Vénus en transit — Les transits de 1874 et 1882 — Les premiers transits de 1631 et 1639 — Les observations de Horrocks et Crabtree — L’annonce de Halley — Comment la trajectoire de la planète diffère selon les lieux — Illustrations de la parallaxe — Voyage à Otaheite — Le résultat d’Encke — Valeur probable de la distance au Soleil — Observations à Dunsink du dernier transit de Vénus — La question d’une atmosphère sur Vénus — Autres déterminations de la distance au Soleil — Statistiques sur Vénus.

Il aurait pu, pour une raison ou une autre, ne pas être inapproprié de commencer notre examen du système planétaire par la description de la planète Vénus. Ce corps n’est pas particulièrement remarquable par sa taille, car il existe d’autres planètes centaines de fois plus grandes. L’orbite de Vénus est sans doute plus grande que celle de Mercure, mais elle est bien plus petite que celle des planètes extérieures. Vénus ne possède même pas le splendide cortège d’accompagnateurs mineurs qui confèrent tant de dignité et d’intérêt aux puissantes planètes de notre système. Pourtant, le fait demeure : Vénus est inégalée parmi les planètes. Nous ne parlons pas ici de corps célestes visibles uniquement au télescope ; nous faisons référence à l’observation ordinaire qui a permis de détecter Vénus bien avant l’invention des télescopes.

Qui n’a pas été émerveillé par la vue de cet objet magnifique ? Il n’est pas visible en permanence. Pendant des mois entiers, l’étoile du soir reste cachée aux regards des mortels. Ses beautés sont même accentuées par le caprice et l’incertitude qui accompagnent son apparition. Nous ne disons pas qu’il y ait du caprice dans les mouvements de Vénus, comme le savent ceux qui consultent assidûment leurs almanachs. Les mouvements de cette charmante planète y sont décrits.

Décrite avec des détails prosaïques, à peine en harmonie avec le caractère habituellement attribué à la Déesse de l’Amour. Mais pour ceux qui ne prêtent pas une attention particulière aux étoiles, c’est précisément son aspect inattendu qui constitue l’un de ses plus grands charmes. Vénus n’a pas été remarquée, n’a pas été pensée, pendant de nombreux mois. C’est un soir magnifiquement clair ; le soleil vient de se coucher. L’amant de la nature se tourne pour admirer le coucher de soleil, comme le ferait tout amant de la nature. Dans la gloire dorée de l’ouest, on voit briller une belle gemme : c’est l’étoile du soir — la planète Vénus. Quelques semaines plus tard, on observe un autre beau coucher de soleil, et cette fois la planète n’est plus un point bas dans la lumière de l’ouest ; elle s’est élevée haut au-dessus de l’horizon et reste un objet brillant longtemps après que les ombres de la nuit se soient abattues. Un peu plus tard encore, Vénus a atteint toute sa brillance et son éclat. Toute la constellation céleste — même Sirius et même Jupiter — doit pâlir devant l’éclat splendide de Vénus, la reine inégalée du firmament.

Après des semaines d’éclat, la hauteur de Vénus au coucher du soleil diminue, et son éclat commence progressivement à décliner. Elle disparaît de la vue et est oubliée par la grande majorité de l’humanité ; mais la déesse capricieuse n’a fait que passer d’un côté du ciel à l’autre. Avant que le soleil ne se lève, on verra l’étoile du matin à l’est. Son éclat augmente progressivement jusqu’à rivaliser avec la beauté de l’étoile du soir. Puis la planète s’approche à nouveau du soleil et reste hors de vue pendant de nombreux mois, jusqu’à ce que le même cycle de changements recommence, après une période d’un an et sept mois.

Lorsque Vénus est à son plus grand éclat, on peut facilement la voir en plein jour à l’œil nu. Ce spectacle saisissant proclame de manière indubitable la suprématie inégalée de cette planète par rapport à ses compagnes planétaires et aux étoiles fixes. En effet, à ce moment-là, Vénus est de quarante à soixante fois plus brillante que n’importe quel objet stellaire dans le ciel boréal.

La belle étoile du soir est souvent un objet si visible qu’il peut sembler difficile, au début, de réaliser que ce corps n’est pas auto-lumineux. Pourtant, il est impossible de douter que la planète n’est en réalité qu’une sphère sombre, et à cet égard ressemble à notre propre Terre. La brillance de la planète n’est pas si…

Beaucoup plus grand que celui de la Terre par un jour ensoleillé. Le splendeur de Vénus provient entièrement de la lumière du soleil réfléchie, de la même manière que cela a déjà été expliqué pour la Lune.

Nous ne pouvons pas distinguer la forme en croissant caractéristique de la planète à l’œil nu, qui ne montre qu’un point brillant trop petit pour avoir une forme perceptible. Cela s’explique par des raisons physiologiques. Les dispositifs optiques de l’œil forment une image de la planète sur la rétine, qui est nécessairement très petite. Même lorsque Vénus est la plus proche de la Terre, le diamètre de la planète ne forme un angle pas beaucoup supérieur à un minute d’arc. Sur cette membrane délicate, l’image de Vénus a donc un diamètre d’environ un six-millième de pouce. Aussi fine soit-elle, la rétine n’est pas suffisante pour percevoir la forme d’une image aussi minuscule. La structure nerveuse, décrite comme source de la vision, constitue également un support trop grossier pour recevoir les détails de cette image minuscule. C’est pourquoi, à l’œil nu, Vénus brillante apparaît simplement comme un point lumineux. La vue ordinaire ne peut déterminer sa forme ; elle ne peut encore moins révéler la véritable beauté de son croissant.

Si le diamètre de Vénus était plusieurs fois supérieur à ce qu’il est réellement ; si ce corps était, par exemple, de la taille de Jupiter ou de certains autres grands planètes, alors son croissant pourrait être facilement distingué à l’œil nu. Il est intéressant de spéculer sur l’histoire de l’astronomie si Vénus n’avait été que de la taille de Jupiter. Si tout le monde avait pu voir sa forme en croissant sans télescope, il aurait alors été évident et presque évident que Vénus devait être un corps sombre tournant autour du soleil. L’analogie entre Vénus et notre Terre aurait été immédiatement perçue ; et la doctrine que Copernic a dû découvrir à une époque relativement moderne aurait pu, non sans probabilité, nous être transmise avec les autres découvertes issues des anciennes nations de l’Orient.

Fig. 43. Vénus, 29 mai 1889.
Peut-être le dessin le plus parfait de Vénus obtenu jusqu’à présent est celui réalisé (Fig. 43) par le professeur E.E. Barnard, le 29 mai 1889, à l’aide d’un télescope équatorial de 12 pouces, à l’Observatoire Lick ; pour cette tâche et en cette occasion, le professeur Barnard jugea ce télescope supérieur au télescope de 36 pouces. Les marques visibles semblent indubitablement exister sur la planète, et en 1897, le professeur Barnard écrit : « Les circonstances dans lesquelles ce dessin a été réalisé restent mémorables pour moi, car je n’ai jamais par la suite eu des conditions aussi parfaites pour observer Vénus. »

Dans la Fig. 44, nous présentons trois vues de Vénus sous différents aspects. La planète est beaucoup plus proche de la Terre lorsque l’on voit sa croissante, si bien qu’elle semble faire partie d’un cercle bien plus grand que celui formé par Vénus lorsqu’elle est presque pleine. Ce dessin montre les différents aspects du globe selon leurs vraies proportions relatives. Il est très difficile de percevoir distinctement quoi que ce soit.

Marques sur la surface brillamment éclairée. Parfois, des observateurs ont vu des taches ou d’autres caractéristiques, et occasionnellement les extrémités pointues des cornes étaient irrégulières, comme pour montrer que la surface de Vénus n’est pas lisse. Certains observateurs rapportent avoir vu des taches blanches aux pôles de Vénus, ressemblant dans une certaine mesure aux caractéristiques plus visibles du même type observées sur Mars.

Comme il est très difficile de voir des marques sur Vénus, nous ne sommes pas encore en mesure de donner une réponse définitive à la question importante concernant la période de rotation de cette planète autour de son axe. Divers observateurs au cours des deux derniers siècles ont, à partir de données très insuffisantes, conclu que Vénus tournait en environ vingt-trois heures. Schiaparelli, de Milan, a porté son attention sur cette planète en 1877 et a remarqué une teinte sombre ainsi que deux taches brillantes, toutes situées non loin de l’extrémité sud de la croissante. Cet astronome extrêmement méticuleux a observé ces marques pendant trois mois et a constaté qu’il n’y avait aucun changement perceptible dans leur position. C’était particulièrement le cas lorsqu’il poursuivait son observation pendant plusieurs heures consécutives. Ce fait semblait montrer de manière concluante que Vénus ne pouvait pas tourner en vingt-trois heures ni en aucun autre court laps de temps. Semaine après semaine, les taches sont restées inchangées, jusqu’à ce que Schiaparelli soit convaincu que ses observations ne pouvaient être expliquées que par une période de

rotation sur une période de six à neuf mois. Il en a naturellement conclu que cette période était de 225 jours — c’est-à-dire la période nécessaire pour que Vénus effectue une révolution complète autour du soleil ; en d’autres termes, Vénus tourne toujours la même face vers le soleil.

Ce résultat remarquable a été confirmé par des observations faites à Nice ; mais il a été vivement contesté par plusieurs observateurs, qui affirment que leurs propres dessins ne peuvent correspondre qu’à une période à peu près égale à celle de la rotation de notre propre Terre. Le résultat de Schiaparelli est cependant bien étayé par les lettres de M. Lowell. Celui-ci a publié un certain nombre de dessins de Vénus réalisés avec son télescope à réflecteur de 24 pouces, et il constate que la rotation s’effectue en même temps que la révolution orbitale de la planète, l’axe de rotation étant perpendiculaire au plan de l’orbite. Les marques observées par M. Lowell étaient longues et striées, et elles étaient toujours visibles lorsque ses conditions atmosphériques étaient suffisamment bonnes.

Nous avons vu que la Lune tourne de manière à garder toujours la même face tournée vers la Terre. Nous venons de voir que les planètes Vénus et Mercure semblent chacune tourner de telle sorte qu’elles gardent toujours la même face tournée vers le soleil. Tous ces phénomènes présentent un intérêt profond dans les domaines avancés de la recherche astronomique. Ce ne sont pas de simples coïncidences. Ils découlent du fonctionnement des marées, d’une manière qui sera expliquée dans un chapitre ultérieur.

Il se trouve que notre Terre et Vénus ont presque la même taille. La différence est à peine perceptible, mais la Terre a un diamètre de quelques miles supérieur à celui de Vénus. Il existe des indications de l’existence d’une atmosphère autour de Vénus, et les données obtenues au spectroscope montrent que de la vapeur d’eau y est présente.

S’il y a de l’oxygène dans l’atmosphère de Vénus, alors il semble possible qu’il puisse y avoir de la vie sur cette planète, dont les caractéristiques ne différeraient pas essentiellement de celles de certaines formes de vie sur Terre. Sans aucun doute, la chaleur du soleil sur Vénus dépasse de loin celle que nous connaissons sur Terre.

Mais ce n’est pas une difficulté insurmontable. Nous voyons actuellement sur Terre de la vie dans des régions très chaudes et de la vie dans des régions très froides. En effet, à mesure que l’on s’approche de l’équateur, on trouve la vie de plus en plus exubérante ; de sorte que, si de l’eau est présente à la surface de Vénus et si l’oxygène fait partie de son atmosphère, nous pourrions nous attendre à y trouver une vie tropicale luxuriante, peut-être analogue à certains égards à la vie sur Terre.

Dans notre description de la planète Mercure, ainsi que dans la brève description de la planète hypothétique Vulcain, il a fallu faire allusion aux phénomènes présentés par le transit d’une planète devant le disque du soleil. Un tel événement intéresse toujours les astronomes, et ce d’autant plus dans le cas de Vénus. Ces dernières années, nous avons eu l’occasion d’assister à deux de ces rares occurrences. Il n’est peut-être pas exagéré de dire que les transits de 1874 et 1882 ont suscité un intérêt sans précédent pour tout phénomène astronomique.

Le transit de Vénus ne peut être décrit comme un spectacle particulièrement frappant ou beau. Ce n’est pas un spectacle aussi magnifique qu’une grande comète ou une pluie d’étoiles filantes. Pourquoi alors est-il considéré comme ayant une telle importance scientifique ? C’est parce que ce phénomène nous aide à résoudre l’un des plus grands problèmes qui ait jamais occupé l’esprit de l’homme. Grâce au transit de Vénus, nous pouvons déterminer l’échelle sur laquelle notre système solaire est construit. C’est véritablement un problème noble. Examinons-le un instant. Au centre de notre système se trouve le soleil — une sphère majestueuse plus de un million de fois plus grande que la Terre. Autour du soleil tournent les planètes, dont notre Terre n’est qu’une. Il existe des centaines de petites planètes. Certaines sont comparables à notre Terre ; d’autres la surpassent de loin. En plus des planètes, il y a d’autres corps dans notre système. Beaucoup de planètes sont accompagnées de systèmes de lunes en orbite. Il y a des centaines, voire des milliers, de comètes. Chaque membre de cette immense armée se déplace sur une orbite prédéfinie autour du soleil, et collectivement ils forment le système solaire.

Il est relativement facile d’apprendre les proportions de ce système, de mesurer les distances relatives des planètes par rapport au soleil, et même les tailles relatives des planètes elles-mêmes. Cependant, des difficultés particulières surviennent lorsque nous cherchons à déterminer la taille réelle du système ainsi que sa forme. C’est précisément cette dernière question que le transit de Vénus nous permet de résoudre.

Regardez, par exemple, une carte ordinaire de l’Europe. Nous voyons les différents pays indiqués avec précision ; nous pouvons suivre le cours des rivières ; nous pouvons dire que la France est plus grande que l’Angleterre, et la Russie plus grande que la France ; mais aussi parfaitement que soit conçue la carte, quelque chose d’autre est nécessaire avant que nous puissions avoir une idée complète des dimensions du pays. Nous devons connaître l’échelle sur laquelle la carte a été dessinée. La carte contient une ligne de référence portant certains repères. Cette ligne sert à indiquer l’échelle de la carte. Son rôle est de nous dire qu’une once sur la carte correspond à tant de miles sur la surface réelle. Sans cette échelle, la carte serait complètement inutile à de nombreux égards. Supposons que nous la consultions afin de choisir une route de Londres à Vienne : nous pouvons immédiatement voir la direction à prendre ainsi que les différentes villes et pays à traverser ; mais sans nous référer à la petite échelle dans le coin, la carte ne nous indiquera pas la longueur en miles du trajet.

Une carte du système solaire peut être facilement élaborée. Nous pouvons y tracer les orbites de certains planètes et de leurs satellites, ainsi que celles de nombreuses comètes. Nous pouvons attribuer aux planètes et à leurs orbites leurs proportions appropriées. Mais pour que la carte soit vraiment utile, il faut encore quelque chose. Nous devons disposer de l’échelle qui nous indiquera combien de millions de miles dans le ciel correspondent à une once de la carte. C’est là que nous rencontrons une difficulté. Il existe cependant plusieurs moyens de résoudre ce problème, bien qu’ils soient tous difficiles et laborieux. La méthode la plus célèbre (bien qu’elle ne soit loin d’être la meilleure) est celle présentée lors du transit de Vénus. C’est donc là l’importance de cet événement rare. C’est l’un des moyens les mieux connus pour déterminer l’échelle réelle sur laquelle notre système est construit. Comprenez bien l’importance de ce problème. Une fois l’échelle connue…

Une fois ces valeurs déterminées, tout est connu. Nous connaissons la taille du soleil ; nous connaissons sa distance ; nous connaissons le volume de Jupiter, ainsi que les distances à lesquelles ses satellites tournent autour de lui ; nous connaissons les dimensions des comètes, et la distance à laquelle elles s’éloignent au cours de leurs trajectoires ; nous connaissons la vitesse des étoiles filantes ; et nous apprenons la leçon importante selon laquelle notre terre n’est qu’un des membres mineurs de la famille du soleil.

Comme l’orbite de Vénus se trouve à l’intérieur de celle de la terre, et comme Vénus se déplace plus rapidement que la terre, il en résulte que la terre est fréquemment dépassée par cette planète. Au moment critique, il arrive parfois que la terre, la planète et le soleil se trouvent sur une même ligne droite. Nous pouvons alors voir Vénus sur la surface du soleil, et c’est le phénomène que nous appelons le transit de Vénus. Il est en effet tout à fait évident que si les trois corps étaient exactement alignés, un observateur sur terre, en regardant la planète, la verrait nettement se détacher sur le fond brillant du soleil.

Étant donné que la terre est dépassée par Vénus tous les dix-neuf mois, on pourrait penser que les transits de Vénus devraient avoir une fréquence correspondante. Ce n’est pas le cas ; le transit de Vénus est un phénomène extrêmement rare, et il faut souvent cent ans ou plus pour qu’un seul ait lieu. La rareté de ces phénomènes provient du fait que l’orbite de Vénus est inclinée par rapport au plan de l’orbite terrestre ; ainsi, pendant la moitié de son parcours, Vénus se trouve au-dessus du plan de l’orbite terrestre, et pendant l’autre moitié, elle se trouve en dessous. Lorsque Vénus dépasse la terre, la ligne reliant la terre à Vénus passe donc généralement au-dessus ou au-dessous du soleil. Cependant, si Vénus dépasse la terre au niveau ou près de l’un des points où le plan de son orbite coupe celui de la terre, alors les trois corps seront alignés, et un transit de Vénus en résultera. La rareté de ce phénomène n’a plus rien de mystérieux. La terre traverse l’un de ces points critiques chaque décembre, et l’autre chaque juin. Si la conjonction de Vénus a lieu le 6 juin ou le 7 décembre, ou à proximité de ces dates, alors un transit de Vénus aura lieu lors de cette conjonction, mais en aucune autre circonstance.

La loi la plus remarquable en ce qui concerne la répétition du phénomène est l’intervalle bien connu de huit ans. Les transits peuvent tous être regroupés par paires, les deux transits d’une même paire étant séparés par un intervalle de huit ans. Par exemple, un transit de Vénus a eu lieu en 1761, puis à nouveau en 1769. Aucun autre transit n’a eu lieu jusqu’à ceux observés en 1874 et en 1882. Ensuite, un long intervalle s’installe, car un autre transit ne se produira pas avant 2004, mais il sera suivi d’un autre en 2012.

Cette disposition des transits en paires permet une explication très simple. Il se trouve que le temps périodique de Vénus présente une relation remarquable avec le temps périodique de la Terre. La planète effectue treize révolutions autour du Soleil en presque exactement le même temps qu’il faut à la Terre pour en effectuer huit. Si donc Vénus et la Terre se trouvaient alignées avec le Soleil en 1874, alors huit ans plus tard, la Terre se trouverait à nouveau au même endroit ; Vénus aussi, car elle aurait justement pu effectuer treize révolutions. Un transit de Vénus ayant eu lieu lors de la première occasion, un autre doit également avoir lieu lors de la seconde.

Il ne faut cependant pas penser que, tous les huit ans, les planètes reprendront exactement la même position avec une précision suffisante pour assurer un intervalle régulier de huit ans entre les transits. Il est seulement approximativement vrai que treize révolutions de Vénus coïncident avec huit révolutions de la Terre. Chaque réapparition de conjonction a lieu à une position légèrement différente des planètes, de sorte que lorsque les deux planètes se sont de nouveau rapprochées en 1890, le point de conjonction était si éloigné du point critique que la ligne allant de la Terre à Vénus ne croisait pas le Soleil ; ainsi, bien que Vénus soit passée très près du Soleil, aucun transit n’a eu lieu.

La figure 45 représente le transit de Vénus en 1874. Elle est tirée d’une photographie prise pendant l’événement par M. Janssen. Son télescope était dirigé vers le Soleil pendant les minutes cruciales de cet événement, ce qui a permis d’obtenir une image du Soleil sur la plaque photographique placée dans le télescope. Le cercle clair représente le disque du Soleil. Sur celle-ci…

On voit le disque de Vénus, rond et net, montrant l’aspect caractéristique de la planète au cours du transit. Les seules autres particularités à remarquer, fig. 45 — Vénus sur le Soleil lors du transit de 1874 — sont quelques taches solaires, plutôt faiblement visibles, ainsi qu’un réseau de lignes tracées sur une plaque de verre à travers le champ de vision du télescope afin de faciliter les mesures.

Le schéma adjacent (fig. 46) montre le parcours suivi par la planète lors de son passage devant le Soleil aux deux occasions de 1874 et 1882. Notre génération a eu la chance d’assister aux deux événements indiqués sur cette illustration. Le cercle blanc désigne le disque du Soleil ; la planète envahit cette surface blanche et, au début, ressemble à un morceau arraché au bord du Soleil. Progressivement, la tache noire avance devant le Soleil, jusqu’à ce que, après près d’une demi-heure, le disque noir soit entièrement visible. Lentement…

La planète traverse le disque solaire, suivie par des centaines de télescopes provenant de toutes les régions accessibles du globe d’où le phénomène est visible, jusqu’à ce qu’enfin, au cours de quelques heures, elle réapparaisse de l’autre côté.

Il sera utile de faire un bref rappel des différents transits de Vénus pour lesquels il existe des archives historiques. Ils ne sont pas nombreux. Des centaines de tels phénomènes se sont produits depuis que l’homme a vu le jour sur Terre. Ce n’est qu’avec l’arrivée de l’année 1631 que l’attention commença à se porter sur cette question, bien que le transit qui eut sans aucun doute lieu cette année-là n’ait été remarqué par personne. Le succès de Gassendi dans l’observation du transit de Mercure, auquel nous avons fait référence au chapitre précédent, le poussa à espérer être tout aussi chanceux en observant le transit de Vénus, prédit également par Kepler. Gassendi observa le soleil les 4, 5 et 6 décembre. Il le regarda à nouveau le 7, mais ne vit aucune trace de la planète. Nous connaissons maintenant la raison : le transit de Vénus avait eu lieu pendant la nuit, entre le 6 et le 7, et devait donc rester invisible aux observateurs européens.

Kepler n’avait pas remarqué qu’un autre transit aurait lieu en 1639. Cette découverte fut faite par un autre astronome, et c’est avec celui-ci que l’on peut dire que commence l’histoire de ce phénomène. C’était la première fois que ce phénomène était véritablement observé ; et même alors, peu de personnes le virent. D’après ce que l’on sait, seules deux personnes l’ont observé.

Un jeune et passionné astronome anglais, nommé Horrocks, avait entrepris des calculs concernant les mouvements de Vénus. Il découvrit que le transit de Vénus se reproduirait en 1639, et il se prépara à vérifier ce fait. Le soleil se leva brillamment le matin de ce jour – qui était justement un dimanche. La profession de clerc, que Horrocks exerçait, entra alors en conflit avec ses aspirations d’astronome. Il nous raconte qu’à neuf heures, on l’appela pour une affaire de la plus haute importance – faisant sans doute allusion à ses devoirs officiels ; mais la tâche fut rapidement accomplie, et un peu avant dix heures, il était de nouveau à son poste, pour découvrir le visage éclatant du soleil, sans aucun trait inhabituel. Il était marqué

Avec une tache, mais rien qui puisse être confondu avec une planète. De nouveau, à midi, il y eut une interruption ; il se rendit à l’église, mais il revint à une heure. Ce ne furent pas non plus les seuls obstacles à ses observations. Le soleil était également plus ou moins couvert de nuages pendant une partie de la journée. Cependant, à un quart après trois de l’après-midi, ses tâches sacerdotales furent terminées ; les nuages s’étaient dispersés et il reprit ses observations. À sa grande joie, il vit alors sur le soleil la tache ronde et sombre, qui fut immédiatement identifiée comme la planète Vénus. Les observations ne purent durer longtemps ; c’était le plein hiver et le soleil se couchait rapidement. Seule une demi-heure était disponible, mais il avait fait des préparatifs si minutieux à l’avance que cela suffisait pour lui permettre d’obtenir quelques mesures précieuses.

Horrocks avait auparavant informé son ami William Crabtree de cet événement imminent. Crabtree était donc en alerte et parvint à observer le transit ; une image frappante de cette célèbre observation de Crabtree est représentée dans l’un des magnifiques fresques de la mairie de

Manchester. Mais Horrocks n’a communiqué ces informations à personne d’autre ; comme il le dit : « J’espère être excusé de ne pas avoir informé les autres membres de mes amis du phénomène attendu, car la plupart d’entre eux se soucient peu de ce genre de futilités, préférant plutôt leurs faucons et leurs chiens de chasse, pour ne pas dire pire ; et bien que l’Angleterre ne soit pas dépourvue de passionnés d’astronomie, parmi lesquels je connais quelques-uns, je n’ai pas pu leur transmettre cette bonne nouvelle, moi-même n’en ayant eu que très peu connaissance. »

Ce n’est que beaucoup plus tard que l’importance capitale du transit de Vénus fut appréciée. Près d’un siècle s’était écoulé lorsque le grand astronome Halley (1656–1742) attira l’attention sur ce sujet. Le prochain transit devait avoir lieu en 1761, et quarante-cinq ans avant cet événement, Halley expliqua sa célèbre méthode pour déterminer la distance du soleil au moyen du transit de Vénus.[15] Il avait alors soixante ans ; il ne pouvait espérer vivre assez longtemps pour assister à cet événement ; mais dans des termes nobles, il soumit ce problème à l’attention des savants, s’adressant ainsi à la Royal Society de Londres : — « C’est donc ce que je désire maintenant présenter à cette illustre société, que je prédise persistera à jamais, afin d’expliquer à l’avance aux jeunes astronomes, qui pourraient peut-être vivre assez longtemps pour observer ces phénomènes, une méthode permettant de déterminer avec précision l’immense distance du soleil... Je la recommande donc encore et encore à ces astronomes curieux qui, après ma mort, auront l’occasion d’observer ces phénomènes, afin qu’ils se souviennent de ce conseil et s’efforcent avec toute leur énergie de procéder aux observations ; j’espère sincèrement pour eux tout le succès imaginable — d’abord, afin qu’ils ne soient pas privés de ce spectacle si désirable en raison d’un ciel nuageux et indésirable, puis, afin que, ayant déterminé avec plus de précision les grandeurs des orbites planétaires, cela contribue à leur gloire et à leur renommée immortelles. » Halley vécut jusqu’à un âge avancé, mais il mourut dix-neuf ans avant que le transit n’ait lieu.

L’étudiant en astronomie qui souhaite comprendre comment le transit de Vénus permettra de déterminer la distance du soleil doit se préparer à affronter un problème géométrique de grande complexité. Nous ne pouvons pas donner sur ce sujet les détails que

Ce qui serait nécessaire pour une explication complète. Tout ce que nous pouvons tenter, c’est donner un aperçu général de la méthode, suffisant pour permettre au lecteur de voir que le transit de Vénus contient réellement tous les éléments nécessaires à la résolution du problème.

Il nous faut d’abord expliquer clairement la notion connue des astronomes sous le nom de parallaxe ; car c’est grâce à la parallaxe qu’il faut déterminer la distance du soleil, ou en fait la distance de tout autre corps céleste. Prenons un exemple simple. Tenez-vous près d’une fenêtre d’où vous pouvez regarder des bâtiments, des arbres, des nuages ou n’importe quels objets lointains. Placez sur la vitre une fine bande de papier verticalement au milieu d’un des panneaux. Fermez l’œil droit et notez de l’œil gauche la position de la bande de papier par rapport aux objets en arrière-plan. Ensuite, tout en restant dans la même position, fermez l’œil gauche et observez à nouveau la position de la bande de papier avec l’œil droit. Vous constaterez que la position du papier par rapport aux objets en arrière-plan a changé. Lorsque je suis assis dans mon bureau et que je regarde par la fenêtre, j’aperçois, de mon œil droit, une bande de papier devant une branche d’arbre située à quelques centaines de mètres ; de mon œil gauche, le papier n’est plus devant cette branche, il s’est déplacé vers le contour de l’arbre. Ce déplacement apparent de la bande de papier par rapport au fond lointain, c’est ce qu’on appelle la parallaxe.

Approchez-vous davantage de la fenêtre et répétez l’observation : vous verrez que le déplacement apparent de la bande augmente. Éloignez-vous de la fenêtre, et le déplacement diminue. Allez de l’autre côté de la pièce : le déplacement est beaucoup moindre, bien qu’il soit probablement encore visible. Nous voyons ainsi que le changement de la position apparente de la bande de papier, vue de l’œil droit ou de l’œil gauche, varie en intensité au fur et à mesure que la distance change ; mais il varie dans le sens opposé à la distance, car à mesure que l’une augmente, l’autre diminue. Nous pouvons donc associer à chaque distance particulière un déplacement correspondant. Il sera alors facile de déduire que si nous disposons d’un moyen de mesurer l’amplitude du déplacement, nous disposons également d’un moyen de calculer la distance entre l’observateur et la fenêtre.

C’est ce principe, appliqué à une échelle gigantesque, qui nous permet de mesurer les distances des corps célestes. Regardez, par exemple, la planète Vénus ; supposons que cela corresponde à la bande de papier, et que le soleil, sur lequel Vénus est vue en train de passer en transit, soit l’arrière-plan. Au lieu des deux yeux de l’observateur, nous plaçons maintenant deux observatoires dans des régions éloignées de la Terre ; nous observons Vénus depuis un observatoire, puis depuis l’autre ; nous mesurons l’amplitude du déplacement, et à partir de là nous calculons la distance de la planète. Tout dépend donc des moyens dont nous disposons pour mesurer le déplacement de Vénus vu depuis les deux stations différentes. Il existe diverses façons de le faire, mais la plus simple est celle proposée à l’origine par Halley.

Depuis l’observatoire situé en a, Vénus semble suivre la trajectoire supérieure des deux trajectoires représentées sur la figure voisine (fig. 47). Depuis l’observatoire situé en b, elle suit la trajectoire inférieure, et c’est à nous de mesurer la distance entre les deux trajectoires. Cela peut se faire de plusieurs manières. Supposons que l’observateur en a note le temps qu’a mis Vénus pour traverser le disque, et que des observations similaires soient effectuées en b. Comme la trajectoire vue depuis b est plus grande, il s’ensuit que le temps observé en b sera supérieur à celui observé en a. Lorsque les observations provenant des différents hémisphères sont comparées, les temps observés permettent de calculer la longueur des trajectoires. Une fois ces longueurs connues, leur position sur le disque circulaire du soleil est déterminée, et ainsi l’amplitude du déplacement de Vénus en transit est établie. C’est ainsi que la distance de Vénus est mesurée, et l’échelle du système solaire devient connue.

Les deux transits auxquels se référaient les recherches mémorables de Halley ont eu lieu en 1761 et 1769. Les résultats du premier ne furent pas très concluants, malgré les efforts acharnés de ceux qui entreprirent les observations. Le transit de 1769 est d’un intérêt particulier, non seulement pour la détermination de la distance au soleil, mais aussi parce qu’il donna naissance au premier des célèbres voyages du capitaine Cook. C’est pour observer le transit de Vénus que le capitaine Cook fut chargé de naviguer vers Otaheite, et là, le 3 juin, par une journée splendide dans ce climat exquis, le phénomène

Il a été soigneusement observé et mesuré par différents observateurs. Simultanément à ces observations, d’autres ont été obtenues en Europe et ailleurs, et grâce à la combinaison de toutes les observations, on a acquis une connaissance approximative de la distance du Soleil depuis deux localités terrestres, a et b. La discussion la plus complète de ces observations n’a cependant eu lieu que quelque temps plus tard. Ce n’est qu’en 1824 que l’illustre Encke a calculé la distance du Soleil, donnant pour résultat définitif 95 000 000 de miles. Pendant de nombreuses années, ce chiffre a été invariablement adopté, et beaucoup de la génération actuelle se souviennent avoir appris à l’école que le Soleil se trouvait à 95 000 000 de miles de distance. Finalement, des doutes ont commencé à circuler quant à l’exactitude de ce résultat. Ces doutes sont apparus dans différents milieux et ont été présentés avec des degrés divers d’importance ; mais ils pointaient tous dans la même direction : ils indiquaient tous que la distance du Soleil n’était pas vraiment aussi grande que le résultat obtenu par Encke. Il convient de se rappeler qu’il existe plusieurs façons de déterminer la distance du Soleil.

Et il sera de notre devoir d’évoquer plus tard quelques autres méthodes. Il a été établi que le résultat obtenu par Encke à partir des observations effectuées en 1761 et 1769, avec des instruments inférieurs à nos instruments modernes, était trop élevé, et que la distance du soleil peut probablement être désormais estimée à 92 000 000 de miles.

J’ose consigner notre expérience personnelle du dernier transit de Vénus, que nous avons eu la chance d’observer depuis l’observatoire de Dunsink l’après-midi du 6 décembre 1882.

Le matin de ce jour mémorable semblait être aussi défavorable pour un grand spectacle astronomique qu’on puisse l’imaginer. De la neige, épaisse de quelques pouces, recouvrait le sol, et il en tombait encore, presque sans interruption, tout le matin. Il semblait presque impossible d’obtenir une vue du phénomène depuis cet observatoire ; mais il est bon, dans de tels cas, de se rappeler l’instruction donnée aux observateurs lors d’une célèbre expédition d’éclipse. On leur avait ordonné, quel que fût le temps, de procéder à toutes leurs préparations exactement comme s’il faisait un soleil radieux. Grâce à ce conseil, de nombreux observateurs ont sans doute tiré profit ; nous l’avons suivi avec un succès considérable.

Il y avait alors à l’observatoire deux télescopes équatoriaux : l’un, ancien mais encore assez bon, avec une ouverture d’environ six pouces ; l’autre, le grand télescope équatorial sud, d’une ouverture de douze pouces, déjà mentionné. À onze heures, la situation semblait pire que jamais ; mais nous avons immédiatement commencé à tout préparer. J’ai placé M. Rambaut devant le petit télescope équatorial, tandis que je me suis chargé du télescope sud. La neige continuait de tomber lorsque les dômes ont été ouverts ; mais, conformément à notre plan préétabli, les télescopes étaient dirigés, non pas vers le soleil lui-même, mais vers l’endroit où nous savions que se trouvait le soleil, et le mécanisme a été mis en marche pour faire tourner les télescopes, qui continuaient de pointer constamment vers le soleil invisible. L’heure prévue pour le transit n’était pas encore arrivée.

L’oculaire utilisé sur l’instrument équatorial sud mérite également une brève description. Il est évident que l’éclat intense du soleil doit être fortement atténué avant que l’œil puisse le regarder sans risque. La lumière du soleil tombe sur un morceau de verre transparent incliné à un certain angle ; la majeure partie de la chaleur solaire, ainsi qu’une certaine quantité de sa lumière, passe à travers le verre et s’y perd. Cependant, une fraction de la lumière est réfléchie par le verre et pénètre dans l’oculaire. Cette lumière est déjà fortement affaiblie en intensité, mais elle subit encore une atténuation supplémentaire grâce à un mécanisme ingénieux. Le verre qui reflète la lumière le fait sous ce qu’on appelle l’angle de polarisation ; entre l’oculaire et l’œil se trouve une plaque de tourmaline. L’observateur peut faire tourner cette plaque de tourmaline. Dans une position donnée, elle ne perturbe presque pas la lumière polarisée, tandis qu’à angle droit par rapport à celle-ci, elle en bloque presque toute la lumière. En ajustant simplement la position de la tourmaline, l’observateur peut rendre l’image de la luminosité qui lui convient, permettant ainsi d’observer le soleil avec le degré d’éclairage approprié.

Mais de tels dispositifs semblaient, cette fois-ci, n’être qu’une pure plaisanterie. La tourmaline était prête, mais jusqu’à une heure, on ne pouvait voir la moindre trace du soleil. Peu après une heure, cependant, nous avons remarqué que le jour s’éclaircissait ; en regardant vers le nord, d’où venaient le vent et la neige, nous avons vu, à notre immense joie, que les nuages se dissipaient. Finalement, le ciel vers le sud a commencé à s’améliorer, et enfin, à mesure que le moment critique approchait, nous avons pu distinguer l’endroit où le soleil devenait visible. Mais le moment prévu est arrivé et est passé, et le soleil n’avait toujours pas percé les nuages, bien que la certitude qu’il le ferait devînt de plus en plus évidente à chaque instant. Le contact externe a donc été manqué. Nous avons essayé de nous consoler en pensant que ce n’était finalement pas une phase très importante, et espérions que le contact interne serait plus fructueux.

Finalement, les rayons luttants ont percé l’obstacle, et j’ai vu dans le viseur le disque rond et net du soleil ; j’ai alors jeté un regard impatient vers ce point.

sur lequel l’attention était concentrée. Quelques minutes s’étaient écoulées depuis le moment prévu du premier contact, et, à ma grande joie, je vis la petite entaille au bord du soleil indiquant que le transit avait commencé et que la planète se trouvait alors à un tiers sur le soleil. Mais le moment critique n’était pas encore arrivé. Par l’expression « premier contact interne », il faut comprendre le moment où la planète est complètement entrée dans le soleil. Ce premier contact devait avoir lieu vingt-et-une minutes plus tard que le contact externe déjà mentionné. Mais les nuages déçurent à nouveau notre espoir de voir ce contact interne. Tout en observant attentivement ce spectacle d’une beauté exquise représentant l’avancée progressive de la planète, je m’aperçus qu’il y avait d’autres objets entre moi et le soleil. Il s’agissait des flocons de neige, qui recommencèrent à tomber rapidement. Je dois admettre que le phénomène était singulièrement beau. L’effet télescopique d’une tempête de neige avec le soleil en arrière-plan, je ne l’avais jamais vu auparavant. Cela me rappelait la pluie dorée que l’on voit parfois tomber des fusées volantes lors de spectacles pyrotechniques ; j’aurais volontiers renoncé à ce spectacle, car il suivait inévitablement que le soleil et Vénus disparaissaient à nouveau de vue. Les nuages s’accumulèrent, la tempête de neige redoubla d’intensité comme toujours, et nous n’osions guère espérer voir quoi que ce soit de plus ; 1 heure 57 minutes s’écoulèrent, le premier contact interne était terminé, et Vénus était entièrement entrée dans le soleil. Nous n’avions eu qu’un bref aperçu, et nous n’avions pas encore pu effectuer de mesures ou d’autres observations utiles. Néanmoins, avoir vu ne serait-ce qu’une partie d’un transit de Vénus est un événement à garder en mémoire toute une vie, et nous ressentîmes une joie difficilement exprimable même face à ce faible éclat de succès.

Mais il y avait mieux à venir. Mon assistant vint m’annoncer qu’il avait lui aussi réussi à voir Vénus dans la même phase que moi. Nous reprîmes tous deux nos postes, et à deux heures et demie, les nuages commencèrent à se dissiper, et les perspectives de voir le soleil s’améliorèrent. Il n’était plus question maintenant d’observations de contact. À ce moment-là, Vénus était bien avancée sur le soleil, et nous nous préparâmes donc à effectuer des observations à l’aide du micromètre fixé à l’oculaire. Les nuages finirent par se disperser, et à

Cette fois, Vénus était entrée si complètement dans le Soleil que la distance entre le bord de la planète et le bord du Soleil était d’environ deux fois le diamètre de la planète. Nous avons mesuré la distance entre le bord intérieur de Vénus et le bord le plus proche du Soleil. Ces observations ont été répétées aussi fréquemment que possible, mais il convient d’ajouter qu’elles n’ont pu être effectuées qu’avec des difficultés considérables. Le Soleil était alors très bas, et les bords du Soleil et de Vénus n’avaient absolument pas cette stabilité nécessaire pour des mesures micrométriques. Le bord du disque solaire tremblotait, et Vénus, bien qu’elle fût parfois circulaire, était très souvent déformée à un tel point que les mesures en devenaient très incertaines.

Nous avons réussi à obtenir seize mesures au total ; mais le Soleil s’abaissait de plus en plus, les nuages recommençaient à gêner la vue, et nous avons compris qu’il fallait laisser la poursuite de ce transit aux milliers d’astronomes vivant dans des climats plus favorables qui l’attendaient avec impatience. Cependant, avant que le phénomène ne cesse, j’ai consacré quelques minutes à mon travail au micromètre afin de voir ce transit sous sa forme plus pittoresque, telle que la grande visée pouvait la présenter. Le Soleil commençait déjà à prendre les teintes rougeâtres du coucher du soleil, et là, tout au fond de son disque, se trouvait le disque noir, rond et net de Vénus. Il devient alors facile de comprendre la joie immense d’Horrocks lorsqu’en 1639 il a été le premier à assister à ce spectacle. L’intérêt intrinsèque du phénomène, sa rareté, la réalisation de la prédiction, ainsi que le problème noble que le transit de Vénus nous aide à résoudre, viennent tous à l’esprit lorsque nous contemplons cette image agréable, dont une nouvelle répétition ne se produira pas avant que les fleurs ne s’épanouissent en juin de l’an 2004.

L’occasion d’un transit de Vénus offre également l’opportunité d’étudier la nature physique de la planète, et nous pouvons ici indiquer brièvement les résultats obtenus. Tout d’abord, un transit peut éclairer la question de savoir si Vénus est accompagnée d’un satellite. Si Vénus était entourée d’un petit corps se trouvant à proximité, il serait concevable que, dans des conditions normales, l’éclat de la planète éclipserait le faible rayonnement émis par ce compagnon minuscule.

Et ainsi, le satellite resterait in découvert. Il était donc d’un grand intérêt d’examiner les environs de la planète au moment de son transit. S’il existait un satellite – et l’existence d’un ou plusieurs de tels corps a souvent été soupçonnée – alors il serait possible de le détecter sur le fond brillant du soleil. Une attention particulière a été portée à ce point lors des derniers transits, mais aucun satellite de Vénus n’a été trouvé. Il semble donc très peu probable que Vénus soit accompagnée d’une sphère satellite de dimensions appréciables.

Les observations visant à étudier l’atmosphère entourant Vénus ont été plus fructueuses. Si la planète était dépourvue d’atmosphère, elle serait totalement invisible juste avant de commencer à entrer dans le champ visuel du soleil, et redeviendrait totalement invisible dès qu’elle aurait quitté le soleil. Les observations effectuées pendant les transits ne correspondent pas à de telles hypothèses. Une attention particulière a été accordée à ce point lors des derniers transits. Le résultat a été très remarquable et a prouvé de la manière la plus concluante l’existence d’une atmosphère autour de Vénus. Alors que la planète s’éloignait progressivement du soleil, on a vu que le bord circulaire de la planète s’étendant dans l’obscurité était délimité par un arc lumineux circulaire. Le Dr Copeland, qui a observé ce transit dans des conditions très favorables, a même pu suivre la planète jusqu’à ce qu’elle ait complètement disparu derrière le soleil ; à ce moment-là, bien que la planète fût elle-même invisible, elle était clairement marquée par l’anneau de lumière qui l’entourait. Ce cercle lumineux est inexplicable autrement que par l’hypothèse selon laquelle la sphère de Vénus est entourée d’une enveloppe atmosphérique, de la même manière que la Terre.

On pourrait se demander quel est l’avantage de consacrer autant de temps et d’efforts à un phénomène céleste comme le transit de Vénus, qui a si peu d’impact sur les affaires pratiques. Qu’importe que le soleil soit à 95 000 000 de miles, ou seulement à 93 000 000, ou à toute autre distance ? Nous devons admettre immédiatement que cette recherche a peu d’importance pour des questions d’utilité pratique. Sans doute une personne fantasque pourrait-elle soutenir que, pour calculer nos almanachs nautiques avec une précision parfaite, nous avons besoin de…

une connaissance précise de la distance du soleil. Notre vaste commerce dépend d’une navigation habile, et un facteur essentiel au succès est la fiabilité de l’« Almanach nautique ». La perfection croissante de cet almanach doit donc être en quelque sorte liée à une amélioration de la navigation. Or, comme de bonnes sources nous l’indiquent, lorsqu’on cherche à gagner un port par une nuit tempétueuse, ou dans d’autres situations critiques, même un mètre carré d’espace marin peut avoir une grande importance ; il est donc concevable que ce soit l’influence infime du transit de Vénus sur l’« Almanach nautique » qui assure la sécurité d’un navire.

Mais le temps, le travail et l’argent consacrés à l’observation du transit de Vénus doivent en réalité être justifiés sur des bases complètement différentes. Nous y voyons une source féconde d’informations. Il nous indique la distance du soleil, qui constitue la base de toutes les grandes mesures de l’univers. Il satisfait la curiosité intellectuelle de l’homme en lui montrant les véritables dimensions du majestueux système solaire, dans lequel la Terre occupe une place digne, bien que toujours subordonnée ; il nous conduit également à comprendre l’échelle stupéfiante sur laquelle l’univers est construit.

Il nous est impossible, compte tenu des limites de ce volume, de prolonger davantage notre discussion sur le transit de Vénus. Dès que nous commençons à examiner les détails des observations, nous sommes immédiatement confrontés à une multitude de questions techniques et complexes. Malheureusement, il existe de très grandes difficultés à effectuer ces observations avec la précision nécessaire. Les moments où Vénus entre dans le disque solaire et en sort ne peuvent être observés avec grande exactitude, en partie en raison d’une illusion optique particulière connue sous le nom de « goutte noire », qui fait apparaître Vénus collée au bord du soleil pendant de nombreuses secondes, et en partie en raison de l’influence de l’atmosphère de la planète, qui contribue à rendre incertaine l’heure du contact observée. Ces circonstances rendent difficile de déterminer la distance du soleil à partir des observations des transits de Vénus avec la précision exigée par la science moderne. Il semble donc probable que la détermination définitive de la distance du soleil sera obtenue par des moyens complètement différents. Cela sera expliqué

Au chapitre XI, nous ressentons donc moins d’hésitation à passer sous silence certains aspects liés à l’utilisation du transit de Vénus comme méthode de relevé céleste.

Nous devons maintenant conclure notre description de cette planète magnifique ; mais avant de le faire, ajoutons – ou, dans certains cas, répétions – quelques faits statistiques concernant la taille et les dimensions de la planète ainsi que de son orbite.

Le diamètre de Vénus est d’environ 7 660 miles. La planète ne présente aucune déviation mesurable par rapport à une forme sphérique, bien que l’on puisse difficilement douter que son diamètre polaire soit en réalité légèrement inférieur au diamètre équatorial. Ce dernier est seulement d’environ 258 miles inférieur à celui de la Terre. La masse de Vénus représente environ trois quarts de la masse de la Terre ; ou, si l’on compare plutôt sa masse au Soleil, elle correspond à la fraction 1 divisée par 425 000. Il convient de noter que la masse de Vénus n’est pas aussi importante par rapport à son volume que l’on pourrait s’y attendre. La densité de cette planète est d’environ 0,850 fois celle de la Terre. Vénus pèserait 4,81 fois plus qu’une boule d’eau de même taille. La gravité à sa surface serait, dans une certaine mesure, inférieure à celle à la surface de la Terre. Un corps lâché ici tomberait sur 16 pieds par seconde ; un corps lâché à la surface de Vénus tomberait d’environ 3 pieds de moins. Il semble peu probable que le temps de rotation de Vénus ne soit pas égal à la période de sa révolution autour du Soleil.

L’orbite de Vénus se distingue par sa grande proximité avec une forme circulaire. La distance maximale de cette planète par rapport au Soleil ne dépasse pas de 1 % la distance minimale. Sa distance moyenne par rapport au Soleil est d’environ 67 000 000 de miles. La vitesse moyenne de sa trajectoire est d’environ 22 miles par seconde, et le parcours complet s’effectue en 224,70 jours.

CHAPITRE IX.
LA TERRE.

La Terre est un grand globe — Comment on mesure la taille de la Terre — La ligne de base — La latitude déterminée par l’élévation du pôle — Un degré de méridien — La Terre n’est pas une sphère — L’expérience du pendule — Le mouvement de la Terre est-il lent ou rapide ? — Coïncidence de l’axe de rotation et de l’axe de figure — L’existence de chaleur dans la Terre — La Terre était autrefois dans un état mou — Effets de la force centrifuge — Comparaison avec le Soleil et Jupiter — Protubérance de l’équateur — Poids de la Terre — Comparaison entre le poids de la Terre et celui d’un globe d’eau de même volume — Comparaison de la Terre avec un globe de plomb — Le pendule — Utilisation du pendule pour mesurer l’intensité de la gravitation — Principe de l’isochronisme — Forme de la Terre mesurée au moyen du pendule.

Le fait que la Terre doive être un corps rond est une vérité immédiatement suggérée par de simples considérations astronomiques. Le Soleil est rond, la Lune est ronde, et les télescopes montrent que les planètes sont rondes. Sans aucun doute, les comètes ne sont pas rondes, mais alors une comète ne semble en aucun cas être un corps solide. Nous pouvons voir à travers l’un de ces objets fragiles, et son poids est trop faible pour être détecté par nos méthodes de mesure. Si donc tous les corps solides que nous pouvons voir sont des globes ronds, n’est-il pas probable que la Terre soit également un globe ? Mais nous disposons de renseignements bien plus directs que de simples suppositions.

Il n’y a pas de meilleure façon de constater réellement que la surface de l’océan est courbée que d’observer un navire lointain en haute mer. Lorsque le navire se trouve très loin et continue de s’éloigner, son hull disparaîtra progressivement, tandis que les mâts resteront visibles. Par une belle journée d’été, nous pouvons souvent voir le sommet du foyer d’un steamer apparaître au-dessus de la mer, tandis que le corps du steamer se trouve en dessous. Pour voir cela au mieux, il faut rapprocher autant que possible l’œil de la surface de la mer. Si la mer était parfaitement plate, rien ne viendrait obscurcir le corps du navire, et il serait donc visible tant que le foyer resterait visible. Si la mer est vraiment courbée, la partie protubérante bloque la vue du hull, tandis que le foyer reste encore visible.

Nous apprenons ainsi comment la mer est courbée en chaque point, et il est donc naturel de supposer que la Terre est une sphère. Lorsque nous effectuons des mesures plus précises, nous constatons que le globe n’est pas parfaitement rond. Il est aplati dans une certaine mesure aux deux pôles. Cela peut être facilement illustré par…

Bille en caoutchouc indien, qui peut être compressée sur deux côtés opposés de manière à bulger au centre. La Terre est de même aplatie aux pôles et bombée à l’équateur. Cependant, la déviation de la Terre par rapport à une forme véritablement sphérique n’est pas très grande, et ne serait pas perceptible sans des mesures très précises.

La détermination de la taille de la Terre implique des opérations de grande délicatesse. Une grande habileté et beaucoup de travail ont été consacrés à cette tâche, et les dimensions de la Terre sont connues avec un haut degré de précision, bien que peut-être pas avec toute la précision à laquelle nous pourrions espérer parvenir ultimement. L’importance scientifique d’une mesure exacte de la Terre est difficile à surestimer. Le rayon de la Terre est lui-même l’unité dans laquelle sont exprimées de nombreuses autres grandeurs astronomiques. Par exemple, lorsqu’on effectue des observations dans le but de déterminer la distance de la Lune, ces observations, une fois analysées et interprétées, nous indiquent que la distance de la Lune équivaut à cinquante-neuf fois le rayon équatorial de la Terre. Si nous voulons connaître la distance de la Lune en miles, il nous faut savoir combien de miles il y a dans le rayon terrestre.

Une zone plane de la surface terrestre ayant été choisie, on mesure une ligne de quelques miles de long. Celle-ci est appelée la base, et comme toutes les mesures ultérieures dépendent en fin de compte de cette base, il est nécessaire que cette mesure soit effectuée avec une précision extrême. Mesurer une ligne de quatre ou cinq miles de long avec une telle précision afin d’éliminer tout erreur supérieure à quelques pouces exige les précautions les plus minutieuses. Nous n’entrerons pas ici dans la description des opérations nécessaires. Il s’agit d’un travail extrêmement laborieux, et de nombreux volumes volumineux ont été consacrés à l’analyse des résultats. Mais une fois que quelques lignes de base ont été obtenues en différents endroits de la surface terrestre, les règles de mesure doivent être mises de côté, et la tâche suivante, qui consiste à étudier la Terre, doit être menée par la mesure des angles entre différentes stations et par des calculs trigonométriques basés sur ceux-ci. À partir d’une ligne de base de quelques miles de long, on calcule des distances plus longues, jusqu’à atteindre finalement des distances de 100 miles.

on peut atteindre une longueur importante, voire plus encore. Il est donc possible de déterminer la longueur d’une longue ligne allant du nord au sud.

Jusqu’à présent, le travail n’a été que celui du géomètre terrestre. La distance ainsi établie est transmise à l’astronome afin qu’il en déduise les dimensions de la Terre. L’astronome installe son observatoire à l’extrémité nord de cette longue ligne et procède alors à la détermination de sa latitude par observation. Il existe diverses manières de le faire ; elles sont décrites en détail dans les ouvrages d’astronomie pratique. Nous nous contenterons ici d’indiquer très brièvement le principe selon lequel ces observations doivent être effectuées.

Chacun devrait connaître l’étoile Polaire, qui, bien qu’elle ne soit pas la plus brillante, est probablement l’étoile la plus importante de tout le ciel. Dans ces latitudes, nous avons l’habitude de trouver l’étoile Polaire à une élévation considérable, et nous pouvons toujours la repérer, toujours au même endroit dans le ciel boréal. Mais supposons que nous entreprenions un voyage vers l’hémisphère sud : à mesure que nous approchons de l’équateur, nuit après nuit, nous constatons que l’étoile Polaire se rapproche de l’horizon. À l’équateur, elle se trouve à l’horizon ; tandis que, si nous traversons cette ligne, nous constatons, en entrant dans l’hémisphère sud, que ce corps céleste utile est devenu invisible. Cela suffit à nous montrer que la Terre ne peut pas être une surface plate, comme semble l’indiquer une expérience non avertie.

D’un autre côté, un voyageur partant d’Angleterre pour la Norvège observe que l’étoile Polaire est chaque nuit plus haute dans le ciel qu’il n’a l’habitude de la voir. S’il poursuit son voyage plus au nord, ce même objet s’élèvera progressivement de plus en plus haut, jusqu’à ce que, en approchant du pôle terrestre, l’étoile Polaire se trouve très haut au-dessus de sa tête. Nous en venons ainsi à comprendre que plus notre latitude est élevée, plus, en général, l’étoile Polaire est haute dans le ciel. Mais nous ne pouvons utiliser un langage précis que lorsque nous remplaçons ce point scintillant par le pôle du ciel lui-même. Le pôle du ciel se trouve près de l’étoile Polaire, laquelle, elle aussi, tourne autour du pôle du ciel, tout comme toutes les autres étoiles, une fois par jour. Le cercle décrit par l’étoile Polaire

est cependant si petite que, à moins de lui prêter une attention particulière, le mouvement ne sera pas perçu. Le pôle véritable n’est pas un point visible, mais il peut être défini avec précision, et il nous permet d’établir avec la plus grande exactitude la relation entre le pôle et la latitude. On dit que l’élévation du pôle au-dessus de l’horizon est égale à la latitude du lieu.

L’astronome posté à une extrémité de la longue ligne mesure l’élévation du pôle au-dessus de l’horizon. Il s’agit d’une opération assez délicate. Tout d’abord, comme le pôle est invisible, il doit en déterminer la position indirectement. Il mesure l’altitude de l’Étoile Polaire lorsque cette altitude est maximale, puis il répète l’opération douze heures plus tard, lorsque son altitude est minimale ; la moyenne des deux valeurs, corrigée de diverses manières dont il n’est pas nécessaire de parler ici, donne l’altitude réelle du pôle. Il suffit de dire que, par de telles opérations, on détermine la latitude d’une extrémité de la ligne. L’astronome se rend ensuite, avec tout son équipement d’instruments, à l’autre extrémité de la ligne. Là, il répète le processus et constate que le pôle présente maintenant une élévation différente, correspondant à une latitude différente. La différence entre les deux élévations lui fournit ainsi une mesure précise du nombre de degrés et de fractions de degré entre les latitudes des deux stations. Cela peut être comparé à la distance réelle en miles entre les deux stations, qui a été déterminée par des mesures trigonométriques. Un calcul simple permet alors de connaître le nombre de miles et de fractions de mile correspondant à un degré de latitude — ou, comme on l’exprime plus souvent, la longueur d’un degré du méridien.

Cette opération doit être répétée dans différentes parties de la Terre — dans l’hémisphère nord et dans l’hémisphère sud, en hautes latitudes et en basses latitudes. Si le niveau de la mer sur toute la Terre était une sphère parfaite, une conséquence importante en résulterait : la longueur d’un degré du méridien serait partout identique. Elle serait la même au Pérou qu’en Suède, en Inde qu’en Angleterre. Mais les longueurs des degrés ne sont pas toutes identiques, ce qui nous montre que notre Terre n’est pas vraiment une sphère. Les longueurs mesurées des degrés nous permettent de voir dans quelle mesure la forme de la Terre

Elle s’éloigne d’une sphère parfaite. Près des pôles, la longueur d’un degré est plus grande qu’ près de l’équateur. Cela montre que la Terre est aplatie aux pôles et bombée à l’équateur, et cela nous permet de calculer les longueurs réelles des axes polaire et équatorial. De cette manière, on a constaté que le diamètre équatorial était égal à 7 927 miles, tandis que le diamètre polaire est 27 miles plus court.

L’axe polaire de la Terre peut être défini comme le diamètre autour duquel la Terre tourne. Cet axe coupe la surface aux pôles nord et sud. Le temps qu’il faut à la Terre pour effectuer une rotation complète autour de cet axe est appelé jour sidéral. Le jour sidéral est un peu plus court que le jour ordinaire, soit seulement 23 heures, 56 minutes et 4 secondes. La rotation se produit comme si un axe rigide passait par le centre de la Terre ; ou, pour utiliser une illustration ancienne et familière, la Terre tourne comme une boule de laine qui peut être mise en rotation autour d’une aiguille à tricoter plantée dans son centre.

Il est intéressant de noter que l’axe autour duquel la Terre tourne occupe la même position que celle du diamètre le plus court de la Terre, tel qu’il a été déterminé par des mesures précises. Il s’agit d’une coïncidence qui serait absolument inconcevable si la forme de la Terre n’était pas d’une certaine manière physiquement liée au fait que la Terre tourne. Quel lien peut-on alors établir ? En examinant la question, nous découvrirons que la forme de la Terre est une conséquence de sa rotation.

Actuellement, la Terre connaît, en divers endroits, des éruptions volcaniques occasionnelles. Les phénomènes liés à de telles éruptions, l’occurrence simultanée de séismes, le fait bien connu que la chaleur augmente à mesure que l’on descend plus profondément dans la Terre, l’existence de sources chaudes, ainsi que les geysers trouvés en Islande et ailleurs, témoignent tous du fait qu’il existe de la chaleur à l’intérieur de la Terre. Que cette chaleur soit, comme certains le supposent, présente partout à l’intérieur de la Terre, ou qu’elle soit simplement locale aux différents endroits où ses effets sont ressentis, c’est une question qui n’a pas besoin de nous préoccuper pour l’instant.

Pour notre objectif actuel, il suffit de reconnaître que la chaleur est présente dans une certaine mesure. Cette chaleur interne, qu’elle soit importante ou faible, a évidemment une origine différente de celle de la chaleur que nous connaissons à la surface. La chaleur dont nous bénéficions provient du soleil. La chaleur interne ne peut pas provenir du soleil ; son intensité est bien trop grande, et il existe d’autres difficultés insurmontables liées à l’hypothèse selon laquelle elle viendrait du soleil. D’où vient donc cette chaleur ? C’est une question à laquelle nous ne pouvons pour l’instant guère répondre — et elle n’a d’ailleurs pas vraiment d’importance pour notre argumentation. Puisque l’on admet que la chaleur est bien là, tout ce dont nous avons besoin, c’est d’appliquer une ou deux des lois thermiques bien connues à l’interprétation des faits. Il nous faut d’abord examiner le principe général selon lequel la chaleur a tendance à se diffuser et à s’éloigner de sa source initiale. La chaleur, située au fond de la Terre, se transmet à travers les roches qui se trouvent au-dessus d’elle et atteint lentement la surface. Il est vrai que les roches et les matériaux qui recouvrent notre Terre ne sont pas de bons conducteurs de chaleur ; la plupart d’entre eux sont en fait extrêmement inefficaces à cet égard ; mais, bons ou mauvais, ils constituent néanmoins des conducteurs, et c’est par eux que la chaleur doit progresser vers la surface.

On ne peut pas objecter à cette conclusion que nous ne ressentons pas cette chaleur. Quelques pieds de maçonnerie suffisent à contenir la chaleur d’un grand four pour que très peu s’échappe à travers les briques ; mais une certaine chaleur s’échappe malgré tout, et il n’a jamais été créé, ni ne pourra jamais l’être, de briques capables d’intercepter complètement toute chaleur. Si quelques pieds de maçonnerie peuvent ainsi masquer presque entièrement la chaleur d’un four, ne peuvent pas quelques dizaines de kilomètres de roches masquer presque entièrement la chaleur située dans les profondeurs de la Terre, même si cette chaleur était sept fois plus chaude que celle du plus puissant four qui ait jamais existé ? La chaleur s’échapperait lentement, et peut-être de manière imperceptible, mais, à moins que toute notre connaissance de la nature ne soit une illusion, aucune roche, aussi épaisse soit-elle, ne peut empêcher, avec le temps, la fuite de la chaleur vers la surface. Lorsque cette chaleur arrive à la surface de la Terre, elle doit, en vertu d’une autre loi thermique, se diffuser progressivement et disparaître pour la Terre.

Il nous mènerait trop loin de discuter en détail les objections qui pourraient être soulevées contre ce que nous avons ici exposé. On dit souvent que la chaleur à l’intérieur de la Terre est produite par des combinaisons chimiques ou par des processus mécaniques, et qu’elle peut donc être constamment renouvelée aussi vite, voire plus vite, qu’elle s’échappe. Cependant, il s’agit là davantage d’une différence de forme que de substance. Si la chaleur est produite de la manière supposée (et il ne fait aucun doute qu’une telle origine puisse exister pour une partie de la chaleur à l’intérieur du globe), il doit y avoir une certaine dépense d’énergies chimiques ou mécaniques qui entraîne une certaine épuisement. Pour chaque unité de chaleur qui s’échappe, il y aura soit une perte d’une unité de chaleur dans le globe, soit, ce qui revient au même, une perte d’une unité de puissance calorifique issue des énergies chimiques ou mécaniques. Le résultat substantiel est le même : la chaleur, réelle ou potentielle, de la Terre doit diminuer. Il convient bien sûr de noter que une grande partie des pertes thermiques subies par la Terre est de nature évidente et n’est pas liée aux lents processus de conduction. Chaque éruption volcanique libère une quantité énorme de chaleur, qui disparaît très rapidement de la Terre ; tandis que dans les sources chaudes trouvées en de nombreux endroits, il y a un écoulement permanent du même type, qui, au fil des années, atteint des proportions considérables.

La Terre perd ainsi de la chaleur, sans jamais acquérir de nouvelles réserves du même type pour compenser ces pertes. La conséquence est évidente : l’intérieur de la Terre doit devenir de plus en plus froid. Sans aucun doute, c’est un processus extrêmement lent ; la durée de vie d’un individu, celle d’une nation, voire celle de l’humanité elle-même, n’a pas été suffisante pour observer un changement notable dans les réserves de chaleur terrestre. Mais cette loi est inéluctable, et bien que la baisse de la chaleur puisse être lente, elle est continue, et avec le passage des âges, elle doit nécessairement produire des résultats importants et significatifs.

Il n’est pas notre objectif actuel de faire des prévisions quant aux changements qui doivent inévitablement résulter de ce processus. Nous souhaitons plutôt revenir sur le passé pour voir quelles conclusions nous pouvons légitimement en tirer. Des intervalles de temps tels que nous les connaissons dans la vie ordinaire, ou même dans

L’histoire ordinaire est, pour nos fins actuelles, complètement insignifiante. Comme notre Terre perd quotidiennement de la chaleur interne, ou son équivalent, elle devait contenir plus de chaleur hier qu’aujourd’hui, plus l’an dernier que cette année, plus il y a vingt ans qu’il y a dix ans. Cet effet n’a pas été perceptible sur une période historique ; mais lorsque nous passons de centaines d’années à des milliers d’années, de milliers d’années à des centaines de milliers d’années, et de centaines de milliers d’années à des millions d’années, l’effet n’est pas seulement perceptible, mais même d’une ampleur stupéfiante.

Il a dû y avoir un moment où la Terre contenait beaucoup plus de chaleur qu’aujourd’hui. Il a dû y avoir un moment où la surface de la Terre était considérablement chaude en raison de cette chaleur. Nous ne pouvons prétendre savoir il y a combien de milliers ou de millions d’années cette époque a dû avoir lieu ; mais nous pouvons être certains que, encore avant, la Terre était encore plus chaude, jusqu’à ce que, finalement, nous semblions voir la température monter jusqu’à une chaleur rouge ; à partir de là, nous remontons à une époque encore plus ancienne où la Terre était incandescente, puis encore plus loin, jusqu’à découvrir que la surface de notre globe aujourd’hui solide était en réalité en fusion. Nous n’avons pas besoin pour l’instant d’aller plus loin dans le passé, et il est encore moins nécessaire d’essayer de déterminer l’origine probable de cette chaleur. Il convient de noter que cela n’est pas requis dans notre raisonnement. Nous trouvons de la chaleur aujourd’hui, et nous savons que de la chaleur est perdue chaque jour. De là, la conclusion que nous avons déjà tirée semble inévitable, et c’est ainsi que nous sommes ramenés à une époque lointaine dans les profondeurs du temps passé, où notre Terre solide était un globe entièrement fondu et mou.

Une goutte de rosée sur le pétale d’une fleur est presque sphérique ; mais ce n’est pas tout à fait une sphère, car la gravité la presse contre la fleur et déforme légèrement sa forme. Une goutte de pluie en chute est une sphère ; une goutte d’huile suspendue dans un liquide avec lequel elle ne se mélange pas forme également une sphère. En passant des petites choses aux grandes, essayons de concevoir une sphère gigantesque de matière en fusion. Que cette sphère soit aussi grande que la Terre, et que ses matériaux soient suffisamment mous pour obéir aux forces d’attraction exercées par chaque partie de la sphère sur toutes les autres parties. Il ne peut y avoir aucun doute quant à l’effet de ces attractions ; elles tendraient à lisser toute irrégularité sur

la surface, de la même manière que la surface de l’océan est lisse lorsqu’elle est exempte des influences perturbatrices du vent. Nous pourrions donc supposer que notre globe en fusion, isolé de toute interférence extérieure, prendrait la forme d’une sphère.

Mais maintenant, supposons que cette grande sphère, que nous avons jusqu’à présent considérée comme immobile, soit mise en rotation autour d’un axe passant par son centre. Nous n’avons pas besoin de supposer que cet axe soit un objet matériel, ni de nous soucier de la manière dont la vitesse de rotation a été provoquée. Nous pouvons cependant facilement voir quelles en seraient les conséquences. La sphère se déformerait : la force centrifuge ferait que le corps en fusion bulbe à l’équateur et s’aplatirait aux pôles. Plus grande est la vitesse de rotation, plus importante est la bulle. À chaque vitesse de rotation correspond un certain degré de bulle. Ainsi, la Terre en fusion bulbeait dans une mesure dépendante du fait qu’elle tournait une fois par jour. Supposons maintenant que la Terre, tout en continuant de tourner, commence à passer de l’état liquide à l’état solide. La forme que la Terre adopterait lors de sa consolidation serait sans doute très irrégulière en surface ; elle le serait en raison des remous et des éruptions liés à la transformation d’une masse matérielle aussi considérable ; mais, aussi irrégulière soit-elle, nous pouvons être certains que, dans l’ensemble, la forme de la surface terrestre coïnciderait avec celle qu’elle avait acquise grâce à la rotation. Ainsi, nous pouvons expliquer la forme proéminente de l’équateur terrestre, et nous pouvons nous appuyer sur cette forme pour étayer l’idée que ce globe était autrefois dans un état mou ou en fusion.

Cet argument peut être renforcé et illustré en comparant la forme de notre Terre avec celles de certains autres corps célestes. Le soleil, par exemple, semble être presque une sphère parfaite. Aucune mesure que nous puissions effectuer ne montre que le diamètre polaire du soleil soit inférieur au diamètre équatorial. Mais c’est bien ce à quoi nous aurions pu nous attendre. Sans aucun doute, le soleil tourne sur son axe, et puisque c’est la rotation qui provoque la protubérance, pourquoi la rotation ne déformerait-elle pas le soleil comme elle a déformé la Terre ?

Il est probable qu’il existe réellement une différence entre les deux diamètres du soleil, mais que cette différence soit trop petite pour que nous puissions la mesurer. Il est impossible de ne pas faire le lien avec la lenteur de rotation du soleil. Le soleil met vingt-cinq jours pour effectuer une rotation complète, et la protubérance correspondant à une telle vitesse est imperceptible.

D’un autre côté, lorsque nous observons l’un des planètes qui tournent rapidement, nous obtenons un résultat très différent. Prenons l’exemple frappant que représente la grande planète Jupiter. Vue au télescope, Jupiter ne ressemble pas du tout à une sphère. La différence est si évidente qu’il n’est pas nécessaire de procéder à des mesures précises pour constater que son diamètre polaire est plus court que son diamètre équatorial. L’écart de Jupiter par rapport à une forme véritablement sphérique est en effet bien plus grand que celui de la Terre. Il est impossible de ne pas faire le lien avec la rotation beaucoup plus rapide de Jupiter. Nous devrons bientôt consacrer un chapitre à l’étude de cette splendide planète. Nous pouvons cependant déjà anticiper ce que nous dirons alors en indiquant que le temps de rotation de Jupiter est inférieur à dix heures, et ce malgré le fait que Jupiter soit plus de mille fois plus grande que la Terre. Sa rotation extrêmement rapide lui a causé une énorme protubérance à l’équateur.

Une fois l’observation de notre Terre et la mesure de ses dimensions achevées, la prochaine étape pour l’astronome est de déterminer son poids. C’est là, en effet, un problème qui met à rude épreuve les ressources de la science. De l’intérieur de la Terre, nous savons peu — on pourrait presque dire que nous ne savons rien. Sans aucun doute, nous creusons de profondes mines dans la Terre. Ces mines nous permettent de pénétrer jusqu’à demi-mille, voire un mile, dans les profondeurs intérieures. Mais ce n’est, après tout, qu’une tentative insignifiante pour explorer l’intérieur de la Terre. Qu’est-ce qu’un avancée d’un mile par rapport à la distance jusqu’au centre de la Terre ? Ce n’est que environ un quart de millième du total. Notre connaissance de la Terre ne s’étend qu’à une profondeur totalement négligeable sous la surface, et nous n’avons aucune idée de la nature de notre globe à quelques miles seulement en dessous de l’endroit où nous nous trouvons. Voyant donc,

Notre ignorance presque totale du contenu solide de la Terre ne fait-elle pas apparaître comme une tâche impossible toute tentative de peser l’ensemble du globe ? Pourtant, ce problème a été résolu, et le résultat est connu – certes pas avec la précision atteinte dans d’autres recherches astronomiques, mais néanmoins avec une approximation acceptable.

Il est inutile d’énoncer le poids de la Terre en nos unités ordinaires. L’énumération de milliards de tonnes ne donne aucune impression claire. Il est bien plus naturel de comparer la masse de la Terre à celle d’un globe d’eau de même volume. Nous devrions nous attendre à constater que notre Terre est plus lourde qu’un volume équivalent d’eau. Les roches qui forment sa surface sont, en volume, plus lourdes que les océans qui reposent sur ces roches. L’abondance de métaux dans la Terre, l’augmentation progressive de sa densité, due aux énormes pressions à grandes profondeurs – toutes ces considérations nous préparent à comprendre que la Terre est beaucoup plus lourde qu’un globe d’eau de taille égale.

Newton supposait que la Terre était cinq à six fois plus lourde qu’un volume équivalent d’eau. Il n’est pas non plus difficile de voir que cette hypothèse est plausible. Les roches et les matériaux à la surface ont généralement un poids environ deux ou trois fois supérieur à celui de l’eau, mais la densité de l’intérieur doit être bien plus grande. Il y a de bonnes raisons de croire qu’au fond des profondeurs de la Terre se trouve une très grande proportion de fer. Une Terre faite de fer pèserait environ sept fois plus qu’un globe d’eau de même volume. Nous en venons donc à penser que le poids de la Terre doit probablement être plus de trois, mais probablement moins de sept fois celui d’un globe d’eau de même taille ; c’est pourquoi, en fixant la densité entre cinq et six, Newton a adopté un résultat plausible à l’époque, et qui s’est depuis révélé probablement correct. Plusieurs méthodes ont été proposées pour résoudre avec précision cette question importante. De toutes ces méthodes, nous n’en décrirons ici qu’une seule, car elle illustre, d’une manière très remarquable, la loi de la gravitation universelle.

Dans le chapitre sur la gravitation, il a été indiqué que l’intensité de cette force entre deux masses de dimensions modérées était extrêmement faible.

Et la difficulté à peser la Terre provient de cette raison. L’application pratique de ce procédé est entravée par d’innombrables détails, que nous n’avons pas besoin d’examiner pour l’instant. Le principe du procédé est assez simple. Pour donner une description précise, imaginons un grand globe d’environ deux pieds de diamètre ; et comme il est souhaitable que ce globe soit le plus lourd possible, supposons qu’il soit fait de plomb. Un petit globe placé près du grand est attiré par la force de gravité. L’intensité de cette attraction est extrêmement faible, mais elle peut néanmoins être mesurée par un procédé raffiné qui permet de détecter des forces très faibles. L’intensité de l’attraction dépend à la fois des masses des globes et de leur distance l’un de l’autre, ainsi que de la force de gravité. Nous pouvons également mesurer facilement l’attraction exercée par la Terre sur le petit globe. Il s’agit en fait rien de plus ni de moins que du poids du petit globe au sens ordinaire du terme. Nous pouvons ainsi comparer l’attraction exercée par le globe en plomb à celle exercée par la Terre.

Si le centre de la Terre et le centre du globe en plomb se trouvaient à la même distance du corps attiré, alors l’intensité de leurs attractions donnerait immédiatement le rapport de leurs masses par simple proportion. Cependant, dans ce cas, les choses ne sont pas si simples : la boule en plomb n’est éloignée que de quelques pouces de la boule attirée, tandis que le centre de l’attraction terrestre se trouve à près de 4 000 miles du centre de la Terre. Il faut tenir compte de cette différence, et l’attraction de la sphère en plomb doit être réduite à ce qu’elle serait si elle était placée à une distance de 4 000 miles. Heureusement, cela peut être réalisé par un calcul simple, basé sur la loi générale selon laquelle l’intensité de la gravité varie inversement avec le carré de la distance. Nous pouvons donc, en partie par calcul et en partie par expérience, comparer l’intensité de l’attraction de la sphère en plomb à celle de la Terre. On sait que les attractions sont proportionnelles aux masses, de sorte que les masses comparatives de la Terre et de la sphère en plomb ont été mesurées ; et il a été établi que la Terre pèse environ la moitié d’un globe en plomb de même taille. Nous pouvons donc affirmer

Enfin, la masse de la Terre est d’environ cinq fois et demie supérieure à celle d’une sphère d’eau ayant la même volume.

Dans le chapitre sur la gravitation, nous avons mentionné le fait qu’un corps laissé tomber près de la surface terrestre parcourt une distance de seize pieds pendant la première seconde. Cette distance varie légèrement selon les différentes régions de la Terre. Si la Terre était une sphère parfaite, l’attraction serait identique partout, et le corps parcourrait toujours la même distance. La Terre n’étant pas ronde, la distance parcourue par le corps en une seconde diffère légèrement d’un endroit à l’autre. Au pôle, le rayon de la Terre est plus court qu’à l’équateur ; par conséquent, l’attraction terrestre y est plus forte qu’à l’équateur. Si nous disposions de mesures précises indiquant la distance parcourue par un corps en une seconde tant au pôle qu’à l’équateur, nous pourrions déterminer la forme de la Terre.

Il est cependant difficile de mesurer avec précision la distance qu’un corps parcourt en une seconde. Nous avons donc dû recourir à d’autres méthodes pour déterminer la force d’attraction de la Terre à l’équateur et dans d’autres parties accessibles de sa surface. Les méthodes utilisées reposent sur le pendule, qui est peut-être l’instrument philosophique le plus simple et certainement l’un des plus utiles. Le pendule idéal est un petit poids lourd suspendu à un point fixe par un fil fin et flexible. Si nous dévions le pendule de sa position verticale puis le lâchons, le poids oscillera d’avant en arrière.

Pour effectuer ces oscillations, le pendule a besoin d’une courte période de temps. Il est très intéressant de noter que cette période ne dépend pas de manière significative de la longueur du arc circulaire que parcourt le pendule. Pour vérifier cette loi, nous suspendons un autre pendule à côté du premier, tous deux ayant la même longueur. Si nous dévions les deux pendules puis les lâchons, ils oscillent ensemble et reviennent ensemble. Cela était prévisible. Mais si nous dévions l’un des pendules considérablement d’un côté, tandis que l’autre est dévié seulement un peu, les deux pendules continuent néanmoins d’osciller de manière synchrone. Cela, peut-être, n’était pas attendu. Essayez encore, avec une différence encore plus grande dans l’arc de

vibration, et pourtant nous voyons que les deux poids occupent le même temps pour l’oscillation.

Nous pouvons varier l’expérience d’une autre manière. Changeons les poids des pendules, de sorte qu’ils soient de tailles inégales, bien qu’ils soient tous deux en fer. Trouverons-nous une différence dans les périodes de vibration ? Nous essayons à nouveau : la période est la même qu’auparavant ; que l’on fasse osciller les pendules sur des arcs différents, grands ou petits, la période reste toujours la même. Mais on pourrait dire que c’est dû au fait que les deux poids sont faits du même matériau. Essayons encore, en utilisant un poids en plomb à la place de l’un des poids en fer ; le résultat est identique. Même avec une boule en bois, la période d’oscillation est la même que celle de la boule en fer, et cela vaut quel que soit l’arc sur lequel a lieu la vibration.

Cependant, si nous changeons la longueur du fil qui soutient le poids, alors la période ne restera pas inchangée. Cela peut être très facilement illustré. Prenons un pendule court dont le fil n’a que le quart de la longueur de celui du pendule long ; suspendons les deux côte à côte, et comparons les périodes de vibration du pendule court avec celles du pendule long ; nous constatons que le premier a une période seulement la moitié de celle du second. Nous pouvons formuler ce résultat de manière générale, en disant que le temps de vibration d’un pendule est proportionnel à la racine carrée de sa longueur. Si nous quadruplons la longueur du fil de suspension, nous doublons le temps de sa vibration ; si nous augmentons la longueur du pendule de neuf fois, nous augmentons sa période de vibration de trois fois.

C’est la gravité terrestre qui fait osciller le pendule. Plus l’attraction est forte, plus rapidement le pendule oscillera. Cela peut être facilement expliqué. Si la Terre tire le poids vers le bas très vigoureusement, le temps sera court ; si la force d’attraction de la Terre diminue, elle ne peut pas tirer le poids vers le bas aussi rapidement, et la période s’allonge.

Le temps d’oscillation du pendule peut être déterminé avec une grande précision. Laissez-le effectuer 10 000 oscillations et mesurez le temps que ces oscillations ont duré. L’arc parcouru par le pendule n’a pas nécessairement été parfaitement constant, mais cela n’affecte pas de manière significative le temps de ses oscillations. Supposons qu’une erreur d’une seconde soit commise dans la détermination du temps de 10 000 oscillations ; cela ne entraînera qu’une erreur équivalente à un dix-millième de seconde pour le temps d’une seule oscillation, ce qui permettra une détermination correspondamment précise de la force de gravité au lieu où l’expérience a été menée.

Emportez un pendule à l’équateur. Laissez-le effectuer 10 000 oscillations et déterminez soigneusement le temps nécessaire pour ces oscillations. Emportez le même pendule dans une autre région de la Terre et répétez l’expérience. Nous disposons ainsi d’un moyen de comparer la gravité aux deux endroits. Il existe sans doute de nombreuses précautions à observer, mais elles ne nous concernent pas ici. Il n’est pas nécessaire d’entrer dans les détails concernant la manière dont le mouvement du pendule doit être maintenu, ni l’effet des variations de température sur sa longueur. Il suffit pour nous de voir comment le temps d’oscillation du pendule peut être mesuré avec précision, et comment, à partir de cette mesure, on peut calculer l’intensité de la gravité.

Le pendule nous permet donc de réaliser une étude gravimétrique de la surface terrestre avec le plus haut degré de précision. Cependant, nous ne pouvons pas en déduire que seule la gravité affecte les oscillations du pendule. Nous avons vu comment la Terre tourne sur son axe, et nous avons attribué le renflement de la Terre à l’équateur à cette influence. Mais la force centrifuge résultant de cette rotation a pour effet de diminuer le poids apparemment perçu des corps, et cette variation est maximale à l’équateur, puis diminue progressivement à mesure que l’on s’approche des pôles. Pour cette seule raison, l’attraction exercée par le pendule à l’équateur est moindre qu’ailleurs, et par conséquent les oscillations du pendule y durent plus longtemps que dans d’autres localités. Une partie de la variation apparente de la gravité est donc due à la force centrifuge ; mais il existe en outre une modification réelle.

Dans un ouvrage d’astronomie, il n’est pas dans notre champ de compétence d’entrer dans plus de détails sur le sujet de notre planète. La surface de la Terre, ses contours et ses océans, ses chaînes de montagnes et ses rivières relèvent du géographe physique ; tandis que ses roches et leur composition, ses volcans et ses séismes doivent être étudiés par les géologues et les physiciens.

CHAPITRE X.
MARS.
Nos voisins les plus proches dans le ciel — La surface de Mars peut être examinée au télescope — L’orbite remarquable de Mars — La ressemblance de Mars avec une étoile — Le sens de l’opposition — L’excentricité de l’orbite de Mars — Différentes oppositions de Mars — Mouvements apparents du planète — Effet du mouvement de la Terre — Mesure de la distance de Mars — Recherche théorique de la distance du Soleil — Dessins du planète — Y a-t-il de la neige sur Mars ? — La rotation de la planète — La gravitation sur Mars — Mars a-t-elle des satellites ? — La grande découverte du professeur Asaph Hall — Les révolutions des satellites — Déimos et Phobos — « Les Voyages de Gulliver ». »

La relation particulière qui nous unit à l’une des planètes de notre système a nécessité un traitement quelque peu différent de ce globe par rapport aux autres. Nous avons abordé Mercure et Vénus comme des objets lointains connus principalement grâce à des recherches au télescope, et par des calculs dont les observations astronomiques constituaient la base. Notre connaissance de la Terre est de nature différente et a été acquise d’une manière différente. Cependant, pour des raisons de symétrie, il était nécessaire que nous abordions la Terre après la planète Vénus, afin de lui donner sa véritable place dans le système solaire. Mais maintenant que la Terre a été dépassée dans notre progression vers le soleil, nous arrivons à la planète Mars ; et ici encore, nous reprendrons, bien que sous une forme quelque peu modifiée, les méthodes adaptées à Vénus et à Mercure.

Vénus et Mars présentent, d’un certain point de vue, des caractéristiques particulières qui attirent notre attention. Ce sont nos voisins planétaires les plus proches, de part et d’autre. Nous pouvons naturellement espérer en apprendre davantage sur eux que sur les autres planètes plus éloignées. Cependant, dans le cas de Vénus, cette attente est difficilement réalisable, car, comme nous l’avons déjà indiqué, son atmosphère dense nous empêche de procéder à un examen satisfaisant au télescope. Lorsque nous nous tournons vers notre autre voisin planétaire, Mars, nous pouvons en apprendre beaucoup concernant

à son apparence. En effet, à l’exception de la Lune, nous connaissons mieux les détails de la surface de Mars que ceux de tout autre corps céleste.

Ce beau planète offre de nombreux aspects à considérer en dehors de ceux que présente sa structure physique. L’orbite de Mars est de proportions remarquables, et c’est grâce aux observations de cette orbite que les célèbres lois de Kepler ont été découvertes. Lors des approches occasionnelles de Mars de la Terre, il a été possible de mesurer sa distance avec précision, ce qui a donné naissance à une autre méthode pour déterminer la distance du Soleil, méthode qui, pour le dire doucement, peut rivaliser en précision avec celle offerte par le transit de Vénus. Il convient également de noter que la plus grande réalisation de la recherche purement astronomique observée au cours de ce siècle a été la découverte des satellites de Mars.

À l’œil nu, cette planète ressemble généralement à une étoile de première magnitude. On la distingue habituellement par sa couleur rougeâtre, mais le débutant en astronomie ne peut pas se fier uniquement à sa couleur pour identifier Mars. Il existe plusieurs étoiles presque, voire entièrement, aussi rouges que cette planète. L’étoile brillante Aldebaran, la plus brillante de la constellation du Taureau, a souvent été confondue avec la planète. Elle ressemble souvent à Betelgeuse, un point éclatant dans la constellation d’Orion. De telles erreurs deviendront impossibles si l’apprenant a d’abord étudié les principales constellations et les étoiles les plus brillantes. Il trouvera alors un grand intérêt à tracer les positions des planètes et à observer leurs mouvements incessants.

La position de chaque planète peut toujours être déterminée à partir de l’almanach. Parfois, la planète sera trop proche du Soleil pour être visible. Elle se lèvera avec le Soleil et se couchera avec le Soleil, et ne sera donc pas au-dessus de l’horizon pendant la nuit. Le meilleur moment pour voir l’une des planètes situées comme Mars est lors de ce qu’on appelle son opposition. Cet état se produit lorsque la Terre se place directement entre la planète et le Soleil. Dans ce cas, la distance entre Mars et la Terre est inférieure à n’importe quel autre moment. Il y a aussi un autre avantage à observer Mars lors de son opposition.

La planète se trouve alors d’un côté de la Terre et le Soleil de l’autre côté, de sorte que lorsque Mars est haut dans le ciel, le Soleil se trouve directement en dessous de la Terre ; en d’autres termes, la planète est alors à sa plus grande élévation au-dessus de l’horizon à minuit. Cependant, certaines oppositions de Mars sont bien plus favorables que d’autres. Cela est clairement montré sur la fig. 48, qui représente avec précision, à l’échelle, l’orbite de Mars et celle de la Terre. On constate que, tandis que l’orbite de la Terre est presque circulaire, l’orbite de Mars présente un degré très important d’excentricité ; en effet, à l’exception de l’orbite de Mercure, c’est celle de Mars qui a la plus grande excentricité parmi toutes les orbites des planètes plus grandes de notre système.

La valeur d’une opposition de Mars à des fins astronomiques varie considérablement en fonction des circonstances. Les oppositions favorables sont celles qui ont lieu le plus près possible du 26 août. L’autre extrême se trouve dans une opposition qui a lieu vers le 22 février. Dans ce dernier cas, la distance entre la planète et la Terre est presque deux fois plus grande que dans le premier cas. La dernière opposition adaptée aux travaux les plus exigeants a eu lieu en 1877. À cette époque, Mars était un objet magnifique qui a suscité beaucoup d’attention, et à juste titre. Les oppositions favorables se succèdent à des intervalles quelque peu irréguliers ; la dernière a eu lieu en 1892, et une autre aura lieu en 1909.

Les mouvements apparents de Mars ne sont nullement simples. On peut imaginer l’embarras de l’astronome du début de l’ère moderne qui s’est chargé pour la première fois de tenter de déchiffrer ces mouvements. La planète apparaît comme un objet brillant et très visible. Elle attire l’attention de l’astronome ; il observe attentivement et voit où elle se situe parmi les constellations qu’il connaît bien. Quelques nuits plus tard, il observe à nouveau ce même corps ; mais est-il exactement au même endroit ? Il pense que non. Il note avec encore plus de précision la position de la planète. Il observe sa position par rapport aux étoiles. De nouveau, après quelques jours, ses observations sont répétées. Il n’y a plus aucun doute : Mars a clairement changé de position. C’est véritablement un vagabond.

Nuit après nuit, l’astronome primitif reste à son poste. Il note les changements de Mars. Il constate que celle-ci se déplace maintenant encore plus rapidement qu’au début. Va-t-elle compléter son parcours dans le ciel ? L’astronome décide d’observer cette sphère pour voir si cette supposition est justifiée. Il poursuit sa tâche nuit après nuit, et finit par penser que le corps ne se déplace pas aussi rapidement qu’au début. Quelques nuits de plus, et il en est certain : la planète se déplace plus lentement. Encore quelques nuits, et il commence à supposer que le mouvement pourrait cesser ; peu de temps après, le mouvement cesse effectivement, et l’objet semble immobile ; mais va-t-il rester ainsi pour toujours ? Son long voyage est-il terminé ?

Durant de nombreuses nuits, il semble que ce soit bien le cas, mais finalement l’astronome soupçonne que la planète doit commencer à se déplacer en sens inverse. Quelques nuits de plus, et le fait est confirmé sans aucun doute possible ; ainsi, la découverte extraordinaire du mouvement direct et rétrograde de Mars est réalisée.

Pendant la majeure partie de son parcours autour du ciel, Mars semble se déplacer régulièrement de l’ouest vers l’est. En réalité, elle se déplace en sens inverse, tout comme la lune et le soleil. Ce n’est que pendant une partie relativement petite de son trajet que se produisent ces mouvements complexes qui ont posé tant d’énigmes aux observateurs primitifs. Nous montrons sur l’image adjacente (fig. 49) le parcours effectif que Mars a suivi lors de l’opposition de 1877. La figure ne montre que cette partie de son trajet présentant des caractéristiques anormales ; le reste de l’orbite est parcouru, certes non avec une vitesse constante, mais avec une direction inchangée.

Cette complexité des mouvements apparents de Mars semble, à première vue, fatale à l’acceptation de toute explication simple et élémentaire du mouvement planétaire. Si le mouvement de Mars était purement elliptique, comment, on peut bien le dire, pourrait-il effectuer cette évolution extraordinaire ? La clarification réside dans le fait que la Terre sur laquelle nous nous tenons est elle-même en mouvement. Même si Mars était au repos, le fait que la Terre se déplace ferait apparaître le planète en mouvement. Les mouvements apparents de Mars sont donc combinés aux mouvements réels. Cette circonstance ne gênera pas le géomètre. Il est capable de distinguer le véritable mouvement du planète de son association avec le mouvement apparent, et d’expliquer complètement les évolutions complexes observées chez Mars. Si nous pouvions transférer notre point de vue de la Terre en perpétuel mouvement vers un point de vue immobile, nous verrions alors que la forme de l’orbite de Mars est une ellipse, décrite autour du Soleil conformément aux lois découvertes par Kepler grâce à des observations de ce planète.

Mars met 687 jours pour faire le tour du Soleil, sa distance moyenne par rapport à cet astre étant de 141 500 000 miles. Dans les conditions les plus favorables, au moment de l’opposition, le planète peut s’approcher de la Terre à une distance ne dépassant pas environ 35 500 000 miles. Sans aucun doute, cela semble une distance énorme lorsqu’on l’évalue selon n’importe quel standard adapté aux mesures terrestres ; cependant, elle n’est guère supérieure à la distance de Vénus lorsqu’elle est la plus proche, et elle est bien inférieure à la distance entre la Terre et le Soleil.

Nous avons expliqué comment la forme du système solaire est connue grâce aux lois de Kepler, et comment la taille absolue du système et de ses différentes parties peut être déterminée lorsque la mesure directe d’une de ces parties a été effectuée. Une proximité importante de Mars offre une occasion favorable pour mesurer sa distance, et ainsi, d’une manière différente, résoudre le même problème que celui étudié lors du transit de Vénus. Nous sommes ainsi conduits une seconde fois à connaître la distance du Soleil et les distances des planètes en général, ainsi que de nombreux autres faits numériques concernant le système solaire.

À l’occasion de l’opposition de Mars en 1877, une tentative réussie fut faite pour appliquer cette méthode affinée à la résolution du problème des mesures célestes. On ne peut pas dire que ce fût la première fois que cette méthode fut suggérée, ou même tentée dans la pratique. Cependant, les observations de 1877 furent menées avec une telle habileté et une attention si minutieuse aux précautions nécessaires qu’elles constituèrent une contribution importante à l’astronomie. Le Dr David Gill, aujourd’hui astronome de Sa Majesté au Cap de Bonne-Espérance, entreprit un voyage à l’île d’Ascension dans le but d’observer la parallaxe de Mars en 1877. Cette fois-là, Mars s’approcha de la Terre à une telle proximité qu’elle offrit une occasion admirable pour appliquer cette méthode. Le Dr Gill réussit à obtenir une série précieuse de mesures, et à partir d’elles il détermina la distance du Soleil avec une précision quelque peu supérieure à celle qui pouvait être atteinte grâce au transit de Vénus.

Il existe encore une autre méthode permettant à Mars de nous fournir des informations sur la distance du Soleil. Cette méthode est assez délicate et présente un intérêt en raison de son lien avec les recherches les plus élevées en astronomie mathématique. Elle fut esquissée dans la théorie dynamique de Newton et perfectionnée par Le Verrier. Elle repose sur la grande loi de la gravitation et est étroitement liée aux merveilleuses découvertes concernant les perturbations planétaires, qui forment un chapitre remarquable dans les découvertes astronomiques modernes.

Il existe une certaine relation entre deux grandeurs qui, à première vue, semblent complètement indépendantes. Ces grandeurs sont la masse de la Terre et la distance du Soleil. La distance du Soleil est en proportion, par rapport à une certaine distance (qui peut être calculée lorsque l’on connaît l’intensité de la gravitation à la surface terrestre, la taille de la Terre et la durée de l’année), de la même manière que la racine cubique de la masse du Soleil l’est de la racine cubique de celle de la Terre. Il n’y a aucune incertitude quant à ce résultat, et la conséquence en est évidente. Si nous disposons d’un moyen de peser la Terre par rapport au Soleil, alors la distance du Soleil peut être déduite immédiatement. Comment pouvons-nous placer notre grande Terre sur la balance ? Telle est la question.

que Le Verrier nous a montré comment résoudre, et il le fait en faisant appel à l’aide de la planète Mars.

Si Mars, dans sa révolution autour du soleil, était uniquement influencé par l’attraction du soleil, il suivrait, conformément aux lois bien connues du mouvement planétaire, pour toujours la même trajectoire elliptique. Au bout d’un siècle, ou même de plusieurs siècles, la forme, la taille et la position de cette ellipse resteraient inchangées. Heureusement pour nos besoins actuels, une perturbation de l’orbite de Mars est provoquée par la Terre. Bien que la masse de notre globe soit bien inférieure à celle du soleil, la Terre est néanmoins suffisamment grande pour exercer une attraction appréciable sur Mars. L’ellipse décrite par la planète n’est donc pas immuable. La forme de cette ellipse et sa position changent progressivement, de sorte que la position de la planète dépend dans une certaine mesure de la masse de la Terre. Le lieu où se trouve la planète peut être déterminé par observation ; le lieu qu’elle aurait occupé si la Terre n’existait pas peut être calculé. La différence entre les deux est due à l’attraction de la Terre, et, une fois mesurée, la masse de la Terre peut être déterminée. L’amplitude du déplacement augmente d’un siècle à l’autre, mais comme le taux de croissance est faible, des observations anciennes sont nécessaires pour permettre de prendre des mesures avec précision.

Un phénomène remarquable survenu il y a plus de deux siècles permet heureusement de déterminer avec grande précision la position de Mars à cette époque. Le 1er octobre 1672, trois observateurs indépendants ont été témoins de l’occultation d’une étoile dans le Verseau par la planète rougeâtre. La position de cette étoile est connue avec précision, ce qui nous donne les moyens d’indiquer le point exact du ciel occupé par Mars ce jour-là. À partir de ce résultat, combiné aux observations méridionales modernes, nous apprenons que le déplacement de Mars dû à l’attraction de la Terre a augmenté, au cours de deux siècles, d’environ cinq minutes d’arc (294 secondes). On a affirmé que cette valeur ne pouvait être erronée de plus d’une seconde, ce qui permettrait donc de déterminer la masse de la Terre à environ un tiers de sa valeur réelle. S’il n’y avait pas

S’il y avait d’autres erreurs, cela donnerait une distance au soleil d’environ un neuvième de cette valeur.

Fig. 50 — Tailles relatives de Mars et de la Terre.

Malgré la beauté intrinsèque de cette méthode, ainsi que les excellentes conditions dans lesquelles elle a été introduite, nous pensons qu’elle est pour l’instant à peine fiable par rapport à certaines autres méthodes. Comme le déplacement de Mars, dû à l’influence perturbatrice de la Terre, continue d’augmenter constamment, il atteindra finalement une ampleur suffisante pour fournir une valeur très précise de la masse terrestre ; à ce moment-là, cette méthode nous permettra de déterminer la distance au soleil avec grande précision. Mais, aussi intéressante et belle que puisse être cette méthode, nous devons pour l’instant la considérer plutôt comme une confirmation frappante de la loi de la gravitation que comme un moyen précis de mesurer la distance au soleil.

Fig. 51.—Vue de Mars (30 juillet 1894).

Fig. 54.—Le cap polaire sud de Mars (1er juillet 1894).

Les approches rapprochées de Mars de la Terre nous offrent des occasions de procéder à un examen minutieux de sa surface au télescope. On ne doit pas s’attendre à pouvoir observer les détails de Mars avec la même précision que

ceux qui se trouvent sur la Lune.
Même dans les circonstances les plus favorables, Mars est encore plus de cent fois plus éloignée que la Lune, et par conséquent, ses caractéristiques doivent être au moins cent fois plus grandes pour pouvoir être vues aussi distinctement que celles de la Lune.
Mars est beaucoup plus petite que la Terre. Le diamètre de la planète est de 4 200 miles, mais à peine plus de la moitié de celui de la Terre. La fig. 50 montre les tailles comparées des deux corps. Nous reproduisons ici deux des dessins remarquables[16] de Mars réalisés par le professeur William H. Pickering à l’Observatoire Lowell, à Flagstaff, Arizona. La fig. 51 a été prise le 30 juillet 1894, et la fig. 52 le 16 août 1894.

La calotte polaire sud de Mars, telle qu’elle a été observée par le professeur William H. Pickering à l’Observatoire Lowell le 1er juillet 1894, est représentée sur la fig. 54.[17] On y remarquera la marque noire notable qui s’étend dans la région polaire. La fig. 53 montre une série d’élévations et de dépressions particulièrement marquées sur le « terminateur » de la planète, dessinées avec la plus grande précision possible selon l’échelle, par la même main habile, le 24 août 1894.

Lors de l’examen de la planète, on constate qu’elle ne présente pas, comme la Lune, toujours la même face vers l’observateur. Mars

Il tourne autour d’un axe exactement de la même manière que la Terre. Il est assez remarquable que la période nécessaire à Mars pour effectuer une rotation soit seulement d’environ une demi-heure supérieure à celle de la Terre. La période exacte est de 24 heures, 37 minutes et 22 3/4 secondes. Il en résulte donc que l’aspect de la planète change d’heure en heure : le côté occidental disparaît progressivement de notre vue, tandis que le côté oriental devient progressivement plus visible. En douze heures, l’aspect de la planète a complètement changé. Ces changements, associés aux effets inévitables du raccourcissement perspective, rendent souvent difficile de relier les objets sur la planète à ceux représentés sur les cartes. Il faut avouer que ces dernières sont moins précises et fiables que les cartes de la Lune ; néanmoins, il ne fait aucun doute que les principales caractéristiques de la planète sont bien établies, et certains astronomes ont donné des noms à tous les objets importants.

Les marques à la surface de Mars se divisent en deux catégories. Certaines ont une teinte gris-ferreux tendant vers le vert, tandis que les autres sont généralement de couleur jaune foncé ou orange, parfois tournant vers le blanc. On a généralement supposé que les premières représentaient des océans, et les secondes des continents.

masse sur la planète rouge. Nous possédons un grand nombre de dessins de Mars, les plus anciens datant du milieu du XVIIe siècle. Bien que ces premiers croquis soient très rudimentaires et ne soient pas très utiles pour résoudre des questions de topographie, ils se sont révélés très précieux pour nous aider à déterminer la période de rotation de la planète autour de son axe, par comparaison avec nos dessins modernes.

Les premiers observateurs avaient déjà remarqué que chacun des pôles de Mars se distingue par une tache blanche. C’est cependant à William Herschel que nous devons la première étude systématique de ces remarquables calottes polaires. Cet illustre astronome fut récompensé par une découverte très intéressante : il constata que ces régions arctiques sur Mars variaient tant en étendue qu’en netteté selon les saisons de l’hémisphère où elles se trouvaient. Elles atteignaient leur plus grand développement trois à six mois après le solstice d’hiver sur cette planète, puis diminuaient jusqu’à devenir très petites environ trois à six mois après le solstice d’été. L’analogie avec le comportement des masses de neige et de glace qui entourent nos propres pôles est parfaite, et il n’y avait jusqu’à récemment presque aucun doute que les taches polaires blanches de Mars étaient constituées de manière quelque peu similaire.

Comme la période de révolution de Mars autour du soleil est bien plus longue que notre année — 687 jours au lieu de 365 — les saisons de la planète sont bien sûr également beaucoup plus longues que les saisons terrestres. Dans l’hémisphère nord de Mars, l’été dure au moins 381 jours, tandis que l’hiver doit durer 306 jours. Dans les deux hémisphères, la calotte polaire blanche augmente au cours de la longue saison hivernale jusqu’à atteindre un diamètre de 45° à 50°, tandis que la longue saison estivale la réduit à une petite zone d’un diamètre de seulement 4° ou 5°. Il est remarquable que l’une de ces régions blanches — celle située au pôle sud — ne semble pas être concentrique avec le pôle, mais se trouve si loin sur un côté que le pôle sud de Mars semble complètement dépourvu de glace ou de neige une fois par an.

Bien que de nombreuses observations précieuses de Mars aient été effectuées au cours du XIXe siècle, ce n’est que depuis l’opposition particulièrement favorable de

En 1877, l’étude de la surface de Mars a connu des progrès immenses, ce qui constitue l’un des aspects les plus remarquables de l’astronomie moderne. Parmi les observateurs qui ont réalisé des dessins précieux de cette planète en 1877, on peut citer M. Green, dont les images exquises ont été publiées par la Royal Astronomical Society, ainsi que le professeur Schiaparelli, de Milan, qui a presque révolutionné nos connaissances sur cette planète. Schiaparelli disposait d’un télescope à simple lentille d’une ouverture de seulement huit pouces, mais il bénéficia sans doute grandement de la pureté du ciel italien, ce qui lui permit de détecter, dans les zones brillantes de la surface de Mars, un nombre considérable de lignes longues et étroites. Il les nomma des canaux, car elles partaient des soi-disant océans et pouvaient être suivies sur de longues distances à travers les continents présumés, atteignant parfois des milliers de miles.

Ces canaux semblaient former une sorte de réseau qui reliait les différents mers entre elles. Quelques-uns des canaux les plus visibles figuraient d’ailleurs déjà sur certains dessins réalisés par Dawes et d’autres avant l’époque de Schiaparelli. Cependant, c’est l’éminent astronome italien qui découvrit que ces lignes étroites étaient présentes en si grand nombre qu’elles constituaient une caractéristique notable de la planète. Certaines de ces particularités sont représentées aux figures 51 et 52, qui sont des copies de dessins réalisés par le professeur William H. Pickering à l’observatoire Lowell en 1894.

Aussi grande fût la surprise des astronomes lorsque Schiaparelli annonça pour la première fois la découverte de ces nombreux canaux, elle fut peut-être dépassée par l’étonnement suscité en 1882 par son annonce selon laquelle la plupart de ces canaux étaient devenus doubles. Entre décembre 1881 et février 1882, trente de ces doublons semblent s’être produits. Dans dix-neuf cas, il s’agissait d’une ligne parallèle bien visible formée près d’un canal déjà existant. Les autres canaux étaient moins clairement établis, ou bien les deux lignes ne semblaient pas tout à fait parallèles. Une copie de la carte de Mars élaborée par Schiaparelli à partir de ses observations de 1881–82 est présentée sur la plaque XVIII. Elle met en évidence clairement

Ces étranges canaux doubles, si différents de tous les traits que nous connaissons sur n’importe quelle autre planète.

PLATE XVIII.
LA CARTE DE MARS PAR SCHIAPARELLI EN 1881–82.

Des observations ultérieures menées par Schiaparelli et plusieurs autres observateurs semblent indiquer que ce phénomène de duplication des canaux est de nature périodique. Il se produit aux moments où Mars passe par ses équinoxes. L’une des deux lignes parallèles est souvent superposée, aussi précisément que possible, sur le tracé du canal ancien. Cependant, il arrive parfois que les deux lignes occupent des côtés opposés du canal initial et soient situées sur un terrain entièrement nouveau. La distance entre les deux lignes varie d’environ 360 miles en valeur maximale jusqu’à la plus faible limite discernable avec nos grands télescopes, qui est un peu moins de trente miles. La largeur de chacun de ces canaux remarquables peut aller, selon les conditions de visibilité, jusqu’à plus de soixante miles.

La duplication des canaux est peut-être le problème le plus difficile que Mars nous pose à résoudre. Même si l’on admet que les canaux eux-mêmes représentent des ouvertures ou des voies par lesquelles la neige polaire fondue s’écoule vers les continents équatoriaux, il n’est pas facile de comprendre comment les canaux doubles peuvent apparaître. Cela est particulièrement vrai dans les cas où le canal original

Le canal semble disparaître pour être remplacé par deux canaux entièrement nouveaux, chacun ayant à peu près la largeur du Channel anglais, et situés de part et d’autre du cours de l’ancien. L’explication évidente selon laquelle toute cette duplication n’est qu’une illusion d’optique a été avancée à plusieurs reprises, mais jamais de manière concluante. Nous devons peut-être nous contenter, pour l’instant, de laisser la solution de ce problème en suspens, dans l’espoir que l’attention extraordinaire que cette planète reçoit actuellement permettra, en temps voulu, d’élucider cet énigme.

Les marques présentes à la surface de cette planète sont, en général, de nature permanente ; ainsi, lorsque nous comparons des dessins réalisés il y a cent ou deux cents ans avec des dessins plus récents, nous pouvons reconnaître dans chacun les mêmes caractéristiques. Cependant, cette permanence n’est pas aussi absolue que sur la Lune. En plus des canaux que nous avons déjà examinés, de nombreuses autres parties de la surface de Mars modifient leurs contours de temps à autre. C’est particulièrement le cas de ces taches sombres que nous appelons océans, dont les contours subissent parfois des modifications détaillées tout à fait indubitables. Des changements de couleur sont souvent observés sur certaines parties de la planète, et bien que certains de ces phénomènes puissent être attribués à l’influence de notre propre atmosphère sur l’apparence de la planète, tous ne peuvent être expliqués de cette façon. Certains phénomènes doivent certainement être dus à des changements réels survenus à la surface de Mars.

À titre d’exemple de telles modifications, nous pouvons citer la partie nord-ouest de cette région remarquable, que Schiaparelli a nommée Syrtis Major.[18] Elle a été décrite à diverses reprises comme grise, verte, bleue, brune, voire violette. Lorsque cette région (vers l’équinoxe d’automne dans l’hémisphère nord) se trouve au centre du disque visible, la partie orientale est nettement plus verte que la partie occidentale. Au fur et à mesure que la saison avance, cette teinte caractéristique s’atténue, jusqu’à ce que la couleur verte ne soit plus perceptible que sur les rives de Syrtis. L’atmosphère de Mars est généralement très transparente, ce qui nous permet heureusement d’examiner la surface de la planète sans aucun obstacle.

Nuages. Cependant, de tels nuages ne sont pas invariablement absents. Notre vue de la surface est parfois obstruée d’une manière qui rend certain que des nuages ou du brouillard dans l’atmosphère de Mars doivent être la cause de ce problème.

Si nous devions avoir une idée de la constitution physique de la surface de Mars, alors la question relative au caractère de l’atmosphère de la planète figure parmi les premières à être examinées. Les observations spectroscopiques ne nous sont pas d’une grande aide dans ce cas. Nous savons bien sûr que la planète ne possède pas de lumière intrinsèque ; elle brille uniquement grâce à la lumière solaire réfléchie. L’hémisphère tourné vers le soleil est lumineux, tandis que l’hémisphère tourné loin du soleil est sombre. Le spectre devrait donc, tout comme celui de la Lune, être une copie exacte, bien que faible, du spectre solaire, à moins que les rayons du soleil, en passant deux fois à travers l’atmosphère de Mars, n’aient subi une absorption pouvant donner naissance à des lignes sombres supplémentaires. Certains observateurs précédents ont cru pouvoir distinguer clairement de telles lignes, dues, comme on le supposait, à de la vapeur d’eau. Cependant, la présence de telles lignes est niée par M. Campbell, de l’Observatoire Lick, et par le professeur Keeler, de l’Observatoire Allegheny[19], qui, grâce à leurs opportunités inégalées, tant instrumentales qu’climatiques, n’ont trouvé aucune différence entre les spectres de Mars et ceux de la Lune. Si Mars possédait une atmosphère d’une ampleur considérable, son effet d’absorption devrait être perceptible, surtout aux bords de la planète ; mais les observations de M. Campbell ne montrent aucune augmentation de l’absorption aux bords. Il semble donc que Mars ne puisse pas avoir une atmosphère étendue, et cette conclusion est confirmée de plusieurs autres manières.

La netteté avec laquelle nous voyons la surface de cette planète tend à montrer que son atmosphère doit être très fine par rapport à la nôtre. Il ne fait guère de doute qu’un observateur sur Mars, équipé d’un bon télescope, serait incapable de distinguer la plupart des caractéristiques de la surface terrestre. Cela serait dû non seulement à la forte absorption de la lumière lors du double passage à travers notre atmosphère, mais aussi à la forte diffusion de la lumière causée par cette même atmosphère.

Il va sans dire également que la grande quantité de nuages qui flottent généralement au-dessus de la Terre obscurcirait complètement de nombreuses parties de notre planète pour un observateur martien. Cependant, bien que, comme déjà mentionné, nous voyions parfois des parties de Mars devenir indistinctes, il faut admettre que les nuages sur Mars sont très légers. On pourrait s’attendre à ce que les calottes polaires, si elles étaient composées de neige, produisent, lors de leur fonte, des nuages qui cacherait plus ou moins les régions polaires à notre vue ; pourtant, rien de tel n’a jamais été observé.

Nous avons vu qu’il existe de sérieux doutes quant à l’existence d’eau sur Mars. Sans aucun doute, nous avons souvent parlé des taches sombres comme d’« océans » et des zones claires comme de « continents ». C’est depuis longtemps l’opinion des astronomes que ce langage était justifié. Il y a quelques années, M. Schaeberle, de l’Observatoire Lick, est arrivé à une conclusion tout à fait opposée. Il affirmait que les parties sombres étaient les continents et que les parties claires étaient des océans d’eau, ou d’un autre fluide. Il soulignait le ombrage irrégulier des zones sombres, ce qui ne suggère pas l’idée d’une lumière réfléchie par une surface sphérique d’eau, surtout étant donné que les contrastes entre la lumière et l’ombre sont les plus forts au centre du disque.

Il convient également de noter que les régions sombres sont fréquemment traversées par des bandes encore plus sombres, qui peuvent être suivies sur des centaines de kilomètres presque en lignes droites, tandis que les soi-disant canaux dans les zones claires semblent souvent être des prolongements de ces mêmes lignes. M. Schaeberle suggère donc que les canaux pourraient être des chaînes de montagnes s’étendant sur mer et terre ! Le regretté professeur Phillips et M. H.D. Taylor ont souligné que, s’il y avait des lacs ou des mers dans les régions tropicales de Mars, nous devrions souvent voir la lumière du soleil se refléter directement dessus, créant ainsi un point brillant, semblable à une étoile, qui ne pourrait échapper à l’observation. Même de l’eau modérément perturbée ferait connaître sa présence de cette manière, et pourtant rien de tel n’a jamais été enregistré.

Concernant la possibilité d’une vie sur Mars, quelques mots peuvent être ajoutés. Si nous pouvions être certains de l’existence d’eau sur Mars, alors l’un des…

Les conditions fondamentales seraient remplies ; et bien que l’atmosphère de Mars présente peu de points de ressemblance, tant par sa composition que par sa densité, avec l’atmosphère terrestre, la vie pourrait encore y être possible. Même si l’on pouvait supposer qu’un homme trouverait des nutriments adaptés à son corps et de l’air approprié pour respirer, il semble très douteux qu’il puisse y vivre. En raison de la petite taille de Mars et de sa faible masse par rapport à celle de la Terre, l’intensité de la gravité sur cette planète serait différente de l’attraction à la surface de la Terre. Nous avons déjà fait allusion à la faible gravité sur la Lune, et dans une moindre mesure, les mêmes observations s’appliquent à Mars. Un corps qui pèse deux livres sur Terre pèserait plutôt moins d’une livre à la surface de Mars. La même force qui permettrait de soulever un poids de 56 livres sur Terre permettrait de soulever deux poids similaires sur Mars.

La Terre est entourée d’une lune. Jupiter en possède quatre lunes remarquables. Mars est une planète qui orbite entre les orbites de la Terre et de Jupiter. C’est un corps du même type que la Terre et Jupiter. Elle est gouvernée par le même soleil, et ces trois planètes font partie du même système ; mais puisque la Terre a une lune et Jupiter en a quatre, pourquoi Mars n’en aurait-elle pas aussi une ? Sans aucun doute, Mars est un corps petit, même plus petit que la Terre, et bien plus petit que Jupiter. On ne pouvait pas s’attendre à ce que Mars ait de grandes lunes, mais pourquoi serait-elle différente de ses deux voisines et ne posséderait-elle aucune lune du tout ? Tels étaient les raisonnements des astronomes, mais jusqu’à l’époque moderne, aucun satellite de Mars n’a pu être découvert. Pendant des siècles, cette planète a été examinée avec soin dans ce but précis, et à mesure que des échecs successifs étaient enregistrés, il semblait presque justifié de conclure que la chaîne de raisonnements analogiques s’était brisée. La Mars sans lune était considérée comme une exception à la règle selon laquelle tous les grands planètes situées au-delà de Vénus possédaient une suite de satellites. Il semblait presque désespéré de reprendre une recherche qui avait souvent été tentée et qui avait invariablement conduit à la déception ; cependant, heureusement, la génération actuelle a été témoin d’une nouvelle tentative, menée avec du matériel parfait et avec

Une compétence parfaite : cette tentative a obtenu le succès qu’elle méritait amplement, et le résultat a été la découverte mémorable de deux satellites de Mars.

Cette découverte a été faite par le professeur Asaph Hall, l’éminent astronome de l’observatoire de Washington. M. Hall disposait d’un instrument de proportions colossales et d’une fabrication exquise, connu sous le nom du grand réfracteur de Washington. Il s’agit du produit de l’atelier renommé des frères Alvan Clark, d’où sont issus de nombreux grands télescopes ; par ses dimensions imposantes, il surpassait de loin tous les autres télescopes jamais utilisés pour de telles recherches. La lentille objective mesure vingt-six pouces de diamètre, et elle est tout aussi remarquable par la perfection de sa définition que par ses dimensions. Mais même la compétence de M. Hall, ainsi que la capacité de son télescope à pénétrer dans l’espace, n’auraient pas permis, en des circonstances ordinaires, de découvrir les satellites de Mars. On a donc profité de cette opposition mémorable de Mars en 1877, lors de laquelle, comme nous l’avons déjà décrit, la planète s’est approchée de la Terre de manière inhabituelle.

Si Mars avait eu une lune dont la taille serait un centième de celle de notre Lune, elle aurait certainement été découverte depuis longtemps. M. Hall savait donc que, s’il y avait des satellites, ils devaient être des corps extrêmement petits, et il s’est préparé à mener une recherche minutieuse et approfondie. Toutes les conditions étaient favorables : non seulement Mars était aussi proche que possible de la Terre, non seulement le grand télescope de Washington était le réfracteur le plus puissant qui existât à l’époque, mais en outre, la situation de Washington permettait d’observer Mars depuis l’observatoire à une hauteur considérable. C’est pendant que l’Association britannique se réunissait à Plymouth en 1877 qu’un télégramme a traversé l’Atlantique. Un succès brillant récompensait les efforts de M. Hall. Il espérait découvrir un seul satellite. La découverte même d’un seul satellite aurait fait retentir le monde scientifique entier ; mais la chance a souri à M. Hall. Il a d’abord découvert un satellite, puis un second ; et, en lien avec ces satellites, il a découvert en outre un fait unique au sein du système solaire.

Deimos, le plus éloigné des satellites, orbite autour de la planète en 30 heures, 17 minutes et 54 secondes ; c’est le satellite intérieur, Phobos, qui a suscité l’attention particulière de tous les astronomes du monde. Mars tourne sur son axe en une journée martienne, dont la durée est presque identique à notre jour de vingt-quatre heures. Le satellite intérieur de Mars effectue une orbite en 7 heures, 39 minutes et 14 secondes. En fait, Phobos effectue trois tours autour de Mars en même temps que Mars ne fait qu’un tour sur lui-même. Cette situation est sans équivalent dans le système solaire ; en réalité, pour autant que nous le sachions, elle est sans équivalent dans l’univers. Dans le cas de notre propre planète, la Terre effectue vingt-sept rotations pour un tour de la Lune. Dans une certaine mesure, il en va de même pour Jupiter et Saturne ; tandis que, dans le grand système formé par le Soleil lui-même et les planètes, le Soleil tourne sur son axe plusieurs fois pour chaque tour même du planète la plus rapide. Il n’existe aucun autre cas connu où un satellite orbite autour de son corps principal plus rapidement que ce dernier ne tourne sur son axe. Cependant, le mouvement anormal du satellite de Mars a été expliqué. Nous y ferons à nouveau allusion dans un chapitre ultérieur, car il est lié à un domaine important de l’astronomie moderne.

Les satellites sont si petits que nous ne pouvons pas mesurer directement leurs diamètres, mais d’après des observations de leur luminosité, il est évident que leurs diamètres ne peuvent dépasser vingt ou trente miles, et peuvent même être encore plus petits. En raison de leur mouvement rapide, les deux satellites doivent présenter certaines particularités remarquables pour un observateur sur Mars. Phobos se lève à l’ouest, traverse le ciel et se couche à l’est en environ cinq heures et demie, tandis que Deimos se lève à l’est et reste au-dessus de l’horizon pendant plus de deux jours.

Comme les satellites orbitent sur des trajectoires verticalement au-dessus de l’équateur de leur corps principal – l’un à moins de 4 000 miles et l’autre à seulement environ 14 500 miles au-dessus de la surface – il s’ensuit qu’ils ne peuvent jamais être visibles depuis les pôles de Mars ; en effet, pour voir Phobos, la latitude planétaire de l’observateur ne doit pas dépasser 68-3⁄4°. Sinon, le satellite serait caché par le corps du

Mars, tout comme nous, dans les îles britanniques, serions incapables de voir un objet en orbite autour de la Terre à quelques centaines de miles au-dessus de l’équateur.

Avant de passer au sujet intéressant des satellites, nous pouvons mentionner deux points de nature littéraire. M. Hall a consulté ses amis spécialistes de la littérature classique pour savoir quel nom donner aux deux satellites. On a fait appel à Homère, et un passage de l’« Iliade » a suggéré les noms de Déimos et Phobos. Ces personnages étaient les compagnons de Mars, et les vers où ils apparaissent ont été interprétés ainsi par mon ami le professeur Tyrrell :

— « Mars parla, et appela Terreur et Panique
Pour atteler ses coursiers, puis il mit sur son harnais
Un éclat. »

Une circonstance curieuse concernant les satellites de Mars sera familière à ceux qui connaissent « Les Voyages de Gulliver ». Selon Gulliver, les astronomes de l’île volante de Laputa possédaient une vue perçante et de bons télescopes. Le voyageur affirme qu’ils avaient découvert deux satellites de Mars, l’un tournant autour de lui en dix heures, et l’autre en vingt-et-une heures et demie. L’auteur a donc non seulement fait une supposition correcte quant au nombre de satellites, mais il a également indiqué avec une grande précision leur période orbitale ! Nous ne savons pas ce qui a pu lui suggérer cette dernière supposition. Il y a quelques années, tout astronome lisant le récit du voyage à Laputa aurait dit que c’était absurde. Il pouvait y avoir deux satellites de Mars, sans aucun doute ; mais affirmer que l’un d’eux tournait en dix heures, c’était prétendre quelque chose que personne ne pouvait croire. Pourtant, la vérité a été encore plus étrange que la fiction.

Et maintenant, nous devons mettre fin à notre description de cette planète belle et intéressante. Il existe de nombreux autres traits qui nous incitent à y revenir, mais tant d’autres corps célestes exigent notre attention dans le système solaire, tant d’autres corps qui surpassent Mars en taille et en importance intrinsèque, que nous sommes obligés de nous en abstenir. Notre prochain pas ne sera cependant pas…

Conduisez-nous une fois aux planètes géantes. Nous trouvons au-delà de Mars une multitude d’objets, certes petits, mais très intéressants ; et avec eux, nous aurons beaucoup à faire dans le chapitre suivant.

CHAPITRE XI.
LES PLANÈTES MINORITAIRES.
Les membres les plus petits de notre système — La loi de Bode — La région vide dans le système planétaire — Les recherches — La découverte de Piazzi — Ce petit corps était-il une planète ? — La planète devient invisible — Gauss entreprend la recherche par des méthodes mathématiques — La planète est retrouvée — D’autres découvertes — Nombre de planètes mineures connues aujourd’hui — La région à explorer — La construction d’un tableau pour la recherche des petites planètes — Comment une planète mineure est découverte — Nature physique des planètes mineures — Faible gravité sur les planètes mineures — Les calculs de Berlin — Comment les planètes mineures nous permettent de connaître la distance du Soleil — Précision des observations — Comment elles peuvent être multipliées — Victoria et Sappho — La méthode la plus parfaite.

Dans nos chapitres sur le Soleil et la Lune, sur la Terre et Vénus, ainsi que sur Mercure et Mars, nous avons discuté des caractéristiques et des mouvements de corps de dimensions immenses. Le plus petit de tous ces corps est la Lune, mais même cette sphère mesure 2 000 miles d’un bord à l’autre. En abordant le sujet des planètes mineures, nous devons nous attendre à trouver des objets dont les dimensions sont bien insignifiantes par rapport aux grandes sphères de notre système. Sans aucun doute, toutes ces planètes mineures ont un diamètre de quelques miles, certaines même de nombreux miles. Si elles étaient proches de la Terre, elles seraient des objets remarquables, voire splendides ; mais comme elles sont si éloignées, elles ne deviennent pas très visibles, même avec nos plus grands télescopes, tandis qu’à l’œil nu, elles sont presque toutes invisibles.

Sur le diagramme (p. 234) représentant les orbites des diverses planètes, on voit qu’il existe un vaste espace entre l’orbite de Mars et celle de Jupiter. On a souvent supposé que cette vaste région devait être occupée par une autre planète. Cette hypothèse s’est renforcée lorsque l’on a découvert une loi remarquable qui indiquait, avec une grande précision, les distances relatives des grandes planètes de notre système. Prenons la série de nombres 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, où chaque nombre (à l’exception du deuxième) est le double du précédent.

le nombre qui le précède. Si nous ajoutons maintenant quatre à chacun d’eux, nous obtenons la série 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100. À l’exception du cinquième de ces nombres (28), ils sont tous raisonnablement proportionnels aux distances des différents planètes du soleil. En fait, les distances sont les suivantes : Mercure, 3,9 ; Vénus, 7,2 ; Terre, 10 ; Mars, 15,2 ; Jupiter, 52,9 ; Saturne, 95,4. Bien que nous n’ayons aucune raison physique d’expliquer pourquoi cette loi — généralement appelée loi de Bode — serait vraie, le fait qu’elle le soit presque entièrement pour tous les planètes connues nous incite à nous demander s’il ne pourrait pas y avoir aussi une planète en orbite autour du soleil à la distance représentée par 28.

Cela fut ressenti avec tant de force à la fin du XVIIIe siècle que quelques astronomes énergiques décidèrent de faire un effort conjoint pour rechercher cette planète inconnue. Il semblait certain que la planète ne pouvait pas être de grande taille, car sinon elle aurait dû être découverte depuis longtemps. Si elle existait, il fallait des moyens pour distinguer cette planète de la multitude d’étoiles disséminées sur son parcours.

La recherche de cette petite planète fut bientôt récompensée par un succès qui a rendu mémorable le premier soir du XIXe siècle en astronomie. C’est dans les cieux purs de Palerme que se trouvait l’observatoire où fut faite la découverte mémorable de la première planète mineure connue par Piazzi. Cet astronome travailleur et compétent avait mis au point un système ingénieux pour explorer le ciel, particulièrement adapté pour distinguer une planète au milieu de la multitude d’étoiles. Une certaine nuit, il sélectionnait une série d’environ cinquante étoiles, selon les circonstances. Avec son cercle méridien, il déterminait les positions des objets choisis. La nuit suivante, ou dès que c’était possible, il réobservait les cinquante étoiles avec le même instrument et de la même manière, et toute l’opération était ensuite répétée pendant deux nuits, voire plus. Lorsque les observations étaient comparées, il disposait de quatre ou plusieurs positions pour chacune des étoiles sur différentes nuits, et toute la série était ainsi complète. Il fut suffisamment persévérant pour poursuivre ces observations pendant

De très nombreux groupes, et finalement il fut récompensé par un succès qui compensa amplement tous ses efforts.

C’est le 1er janvier 1801 que Piazzi entreprit, pour la cent cinquante-neuvième fois, l’observation d’une nouvelle série. Cinquante étoiles furent observées ce soir-là à travers son télescope, et leurs positions furent soigneusement enregistrées. Parmi ces objets, les douze premiers étaient sans aucun doute des étoiles, et il en allait apparemment de même pour le treizième, une étoile de huitième magnitude dans la constellation du Taureau. Rien ne distinguait l’apparence de cet objet vue au télescope de celle de tous les autres qu’il avait observés avant ou après. La nuit suivante, Piazzi, conformément à son habitude, observa à nouveau toutes les cinquante étoiles, puis il fit de même le 3 janvier, et encore une fois le 4. Il rassembla ensuite, comme d’habitude, les quatre positions qu’il avait trouvées pour chacun des différents corps. Dès que cela fut fait, il devint immédiatement évident que le treizième objet de la liste était un corps complètement différent du reste et de toutes les autres étoiles qu’il avait jamais observées auparavant. Les quatre positions de cet objet mystérieux étaient toutes différentes ; en d’autres termes, il était en mouvement, et donc c’était une planète.

Quelques jours d’observations suffirent à montrer comment ce petit corps, appelé plus tard Cérès, tournait autour du soleil, et comment il parcourait cette orbite vide située entre l’orbite de Mars et celle de Jupiter. En effet, l’intérêt suscité par cette découverte, ainsi que l’influence qu’elle a exercée sur le progrès de l’astronomie, furent considérables. Les majestueuses planètes de notre système devaient désormais admettre qu’un objet bien plus modeste participe aux bienfaits dispensés par le soleil.

Après que Piazzi eut obtenu quelques observations supplémentaires, la saison propice à l’observation de cette partie du ciel s’acheva, et la nouvelle planète cessa bien sûr d’être visible. Dans quelques mois, sans doute, la même partie du ciel serait de nouveau au-dessus de l’horizon après le coucher du soleil, et les étoiles seraient bien sûr visibles comme avant. La planète, cependant, continuait de se déplacer, et lorsqu’une nouvelle saison arriverait, elle aurait déjà quitté cette région lointaine et serait de nouveau mélangée avec

les étoiles auxquelles il ressemblait tant. Comment donc ce planète pouvait-elle être suivie pendant sa période d’invisibilité et identifiée lorsqu’elle redevenait observable ?

Cette difficulté attira l’attention des astronomes, qui cherchèrent un moyen de déterminer la position du planète afin d’éviter que la découverte de Piazzi ne tombe dans l’oubli. Un jeune mathématicien allemand, nommé Gauss, entama sa brillante carrière par une tentative réussie de résoudre ce problème. Comme nous l’avons montré, une planète décrit une ellipse autour du soleil, et le soleil se trouve à un foyer de cette courbe. On peut démontrer que, lorsque trois positions d’une planète sont connues, l’ellipse dans laquelle elle se meut est entièrement déterminée. Piazzi avait mesuré à chaque fois la position qu’elle occupait alors. Ces informations étaient disponibles pour Gauss, et le problème qu’il devait résoudre peut ainsi être formulé : sachant la position de la planète pendant trois nuits, il s’agit, sans aucune autre observation, de déterminer quelle sera sa position à une date précise, quelques mois plus tard. Des calculs mathématiques, basés sur les lois de Kepler, permettront de résoudre ce problème, et Gauss y parvint. Il démontra que, bien que le télescope de l’astronome ne puisse pas détecter la planète pendant sa saison d’invisibilité, le stylo du mathématicien pouvait la suivre avec une certitude infaillible. Lorsque donc le passage des saisons permit de renouveler les observations, la recherche reprit. Le télescope fut dirigé vers le point indiqué par les calculs de Gauss, et là se trouvait la petite Cérès. Depuis sa redécouverte, cette planète a été si complètement soumise aux exigences du raisonnement mathématique que sa position, chaque nuit de l’année, peut être déterminée avec une précision proche de celle obtenue en observant la lune ou les grands planètes de notre système.

La découverte d’une planète mineure fut rapidement suivie de succès similaires, de sorte que, en sept ans, Pallas, Junon et Vesta furent ajoutées au système solaire. Les orbites de tous ces corps se situent dans la région entre l’orbite de Mars et celle de Jupiter, et pendant de nombreuses années, il sembla que…

On pensait que notre système planétaire était désormais complet. Quarante ans plus tard, des recherches systématiques furent de nouveau entamées. Planète après planète fut ajoutée à la liste ; progressivement, les découvertes se multiplièrent, jusqu’à ce que, en 1897, le nombre total atteigne environ 430. Leur répartition dans le système solaire est plus ou moins représentée sur la figure 55. Grâce à l’amélioration des télescopes astronomiques et à l’engagement avec lequel certains astronomes se sont consacrés à ces recherches intéressantes, une méthode spéciale d’observation a été développée dans le but précis de détecter ces petits objets.

On sait que les trajectoires suivies par tous les grands planètes dans le ciel coïncident presque entièrement avec celle que suit le soleil parmi les étoiles, et qui est appelée l’écliptique. Il est naturel de supposer que les petits planètes se déplacent également sur cette même grande voie, qui les conduit successivement à travers tous les signes du zodiaque. Certains petits planètes s’écartent sans doute assez largement de la trajectoire du soleil, mais la grande majorité se trouve approximativement à proximité. Ce fait simplifie immédiatement la recherche de nouveaux planètes : il suffit d’examiner une certaine zone du ciel, car il y a généralement peu d’avantage à étendre les recherches vers d’autres régions du firmament.

L’étape suivante consiste à créer une carte contenant toutes les étoiles de cette région. Il s’agit d’une tâche extrêmement laborieuse : les étoiles visibles avec les grands télescopes sont si nombreuses qu’il y en a des dizaines de milliers, voire des centaines de milliers, dans cette région si restreinte. En réalité, beaucoup des petits planètes actuellement connus sont des objets d’une extrême petitesse ; on ne peut les voir qu’avec des télescopes très puissants, et pour les détecter, il est nécessaire d’utiliser des cartes sur lesquelles même les étoiles les plus faibles ont été représentées. De nombreux astronomes se sont associés à la création de ces cartes ; parmi eux, on peut citer Palisa, de Vienne, qui, grâce à ses cartes, a découvert quatre-vingt-trois petits planètes, ainsi que le regretté professeur Peters, de Clinton, dans l’État de New York, qui, de manière similaire, en a découverts quarante-neuf.

Fig. 55.—La zone des planètes mineures entre Mars et Jupiter.

L’astronome qui cherche une nouvelle planète dirige son télescope vers la partie du parcours du soleil qui se trouve sur le méridien à minuit ; c’est là, s’il y a bien un endroit où cela soit possible, que réside la chance de succès, car c’est dans cette région que ce corps est le plus proche de la Terre par rapport à tout autre point de son parcours. Il compare avec attention sa carte aux étoiles visibles dans le ciel, et généralement il constate que les étoiles du ciel correspondent à celles de sa carte ; mais il arrive parfois qu’un point du ciel manque sur la carte. Son attention est immédiatement attirée ; il suit l’objet avec soin, et s’il se déplace

C’est une planète. Néanmoins, il ne peut pas être sûr d’avoir vraiment fait une découverte ; il a trouvé une planète, sans aucun doute, mais il s’agit peut-être de l’une des nombreuses déjà connues. Pour éclaircir ce point, il doit entreprendre une enquête supplémentaire, parfois très laborieuse ; il doit consulter le Berliner Jahrbuch et d’autres éphémérides de telles planètes pour voir s’il est possible que l’une d’elles se soit trouvée à cette position la nuit en question. S’il peut déterminer qu’aucun corps découvert précédemment ne pouvait se trouver là, il a alors le droit d’annoncer à ses collègues astronomes la découverte d’un nouveau membre du système solaire. Il semble certain que tous les plus importants des planètes mineures ont été découverts depuis longtemps. Les ajouts récents à la liste sont généralement des objets extrêmement petits, hors de portée des petits télescopes.

Depuis 1891, la méthode de recherche des planètes mineures que nous venons de décrire a été presque abandonnée au profit d’une méthode bien supérieure. Il s’est avéré possible d’utiliser la photographie pour créer des cartes du ciel. Une plaque photographique est exposée dans le télescope sur une certaine région du ciel pendant suffisamment longtemps pour permettre aux étoiles télescopiques très faibles d’y imprimer leur image. Il faut veiller à ce que l’horloge qui fait bouger l’appareil photo suive avec la plus grande précision la rotation de la Terre, afin que les étoiles fixes apparaissent sur la plaque sous forme de points nets. Si, lors du développement de la plaque, on constate qu’une étoile a laissé une traînée, il est évident que cette étoile a dû, pendant la durée de l’exposition (généralement quelques heures), avoir un mouvement indépendant ; en d’autres termes, il s’agit d’une planète. Pour plus de sécurité, on prend généralement une deuxième photo de la même région après un court intervalle. Si la place occupée par la traînée sur la première plaque est maintenant vide, tandis qu’une nouvelle traînée apparaît sur la deuxième plaque en ligne avec la première, il ne reste plus aucun doute possible : nous avons affaire à de véritables indications d’une planète, et nous n’avons pas été induits en erreur par une impureté sur la plaque ou par quelques étoiles minuscules se trouvant justement très proches les unes des autres. Wolf, de Heidelberg, et à sa suite Charlois, de Nice, ont ainsi découvert un grand nombre de nouvelles planètes mineures, tout en retrouvant aussi bon nombre de celles qui avaient été perdues à cause d’un manque d’observations.

Le 13 août 1898, M. G. Witt, de l’observatoire d’Urania à Berlin, découvrit un nouvel astéroïde par la méthode photographique. Cet objet fut d’abord considéré simplement comme une addition sans importance particulière aux 432 astéroïdes dont la découverte l’avait précédé. Il reçut, comme d’habitude, une désignation provisoire selon un système alphabétique simple. Cette étiquette temporaire attribuée à l’astéroïde de Witt était « D Q ». Mais la désignation officielle de l’astéroïde a depuis remplacé cette étiquette. M. Witt a donné à son astéroïde le nom d’« Éros ». Ce nom a été dûment accepté par les astronomes, et c’est ainsi que ce corps céleste sera connu à jamais.

Ce qui fait de la découverte d’Éros l’un des événements les plus remarquables de l’astronomie récente, c’est que, lors de ces rares occasions où cet astéroïde se rapproche le plus de la Terre, il est plus proche d’elle que la planète Mars ne peut jamais l’être. Plus proche que la planète Vénus ne peut jamais l’être. Plus proche que n’importe quel autre astéroïde connu ne peut jamais l’être. Ainsi, nous attribuons à Éros la position exceptionnelle d’être notre plus proche voisin planétaire dans tout l’univers céleste. Dans certaines circonstances, sa distance par rapport à la Terre ne dépassera pas un septième de la distance moyenne entre la Terre et le Soleil.

Nous ignorons complètement la composition physique des astéroïdes et la nature de leurs surfaces. Il se peut, pour autant que nous puissions en juger, que ces corps soient des sphères semblables à notre Terre en miniature, avec des continents et des océans. S’il existe de la vie sur de tels corps, qui ont souvent un diamètre de seulement quelques kilomètres, cette vie doit être quelque chose de totalement différent de tout ce avec quoi nous sommes familiers. En mettant de côté toutes les autres difficultés liées à l’éventuelle absence d’eau et à la grande improbabilité de trouver là une atmosphère de densité et de composition adaptées à la respiration, la gravité elle-même empêcherait les êtres organiques adaptés à notre Terre de vivre sur un astéroïde.

Essayons d’illustrer ce point : supposons que nous prenions le cas d’un astéroïde de huit miles de diamètre, ou, en chiffres arrondis, un millième du diamètre de la Terre. Si nous supposons en outre que les matériaux qui composent cet astéroïde soient de même nature que ceux de la Terre,

Il est facile de prouver que la gravité à la surface de cette planète ne sera qu’un millième de celle de la Terre. Il en résulte que le poids d’un objet sur Terre serait réduit à un millième s’il était transféré sur cette planète. Cela ne serait pas perceptible avec une balance ordinaire, où les poids doivent être placés dans un plateau et l’objet à peser dans l’autre. Testé de cette manière, un objet pèserait bien sûr exactement la même chose partout ; car si la gravité de l’objet change, la gravité des poids de contre-poids change également en proportion égale. Mais, pesé avec une balance à ressort, le changement serait immédiatement visible, et l’effort nécessaire pour soulever un poids serait réduit à un millième. Une charge de mille livres pourrait être soulevée de la surface de cette planète avec le même effort qu’il faudrait pour soulever une livre sur Terre ; les effets produits seraient très remarquables.

Dans notre description de la Lune, il a été mentionné (p. 103) que nous pouvons calculer la vitesse à laquelle il serait nécessaire de lancer un projectile afin qu’il ne retombe jamais sur la sphère d’où il a été projeté. Nous avons appliqué ce raisonnement pour expliquer pourquoi la Lune a apparemment perdu complètement toute atmosphère qu’elle aurait pu posséder autrefois.

Si nous supposons, à titre d’illustration, que les densités de tous les planètes sont identiques, alors la loi qui exprime la vitesse critique pour chaque planète peut être aisément énoncée. En fait, elle est simplement proportionnelle au diamètre de la sphère en question. Ainsi, pour une planète mineure dont le diamètre serait un millième de celui de la Terre, soit environ huit miles, la vitesse critique serait un millième de six miles par seconde — c’est-à-dire environ trente pieds par seconde. C’est une vitesse faible par rapport aux normes ordinaires. Un enfant lance facilement une balle à une hauteur de quinze ou seize pieds, mais pour l’atteindre à cette hauteur, elle doit être projetée avec une vitesse de trente pieds par seconde. Un enfant, debout sur une planète de huit miles de diamètre, lance sa balle verticalement vers le haut ; la balle montera très haut, atteignant une altitude étonnante. Si la vitesse initiale était inférieure à trente pieds par seconde, la balle cesserait finalement de bouger, commencerait à tourner et tomberait avec…

à un rythme qui s’accélère progressivement, jusqu’à ce qu’il revienne enfin à la surface à une vitesse égale à celle avec laquelle il avait été projeté. Si la vitesse initiale était égale ou supérieure à trente pieds par seconde, alors la balle monterait de plus en plus haut sans jamais revenir. Un chapitre futur nécessitera de revenir sur ce sujet.

Quelques planètes mineures apparaissent dans de puissants télescopes sous forme de disques de dimensions considérables, et on les a même mesurées au micromètre. C’est ainsi que le professeur Barnard, ancien du Observatoire Lick, a déterminé les valeurs suivantes pour les diamètres des quatre premières planètes mineures découvertes :—

485
Cérès
miles.
304
Pallas
miles.
118
Juno
miles.
243
Vesta
miles.

La valeur pour Juno est cependant très incertaine, et de loin, la plupart des planètes mineures sont bien plus petites que ce que les chiffres indiqués ici le laisseraient penser. Il est possible, par certains calculs, d’établir une estimation de la masse totale de toutes les planètes mineures, puisque les observations nous révèlent l’ampleur de leur influence conjointe sur le mouvement de Mars. De cette manière, Le Verrier a conclu que la masse totale des petits planètes devait être environ égale à un quart de la masse de la Terre. Harzer, en reprenant l’étude de manière améliorée, a déduit une masse totale égale à un sixième de celle de la Terre. Il ne fait aucun doute que la masse totale de toutes les planètes mineures actuellement connues n’est qu’une très petite fraction de la valeur indiquée par ces calculs. Nous en concluons donc qu’il doit y avoir un nombre immense de planètes mineures.

Planètes qui n’ont pas encore été reconnues à l’observatoire. Ces planètes inconnues doivent être extrêmement petites.

Les orbites de ce groupe de corps diffèrent par des caractéristiques remarquables de celles des planètes plus grandes. Certaines d’entre elles sont inclinées à 30° par rapport au plan de l’orbite terrestre, tandis que les inclinaisons des grandes planètes ne dépassent pas quelques degrés. Certaines orbites de planètes mineures sont également des ellipses fortement allongées, alors que, bien sûr, les orbites des grandes planètes ne s’éloignent guère de la forme circulaire. Les périodes de révolution de ces petits objets autour du soleil vont de trois ans à près de neuf ans.

Une forte augmentation du nombre de planètes mineures a récompensé le zèle de ceux qui ont consacré leurs efforts à cette question. Leur succès a entraîné un travail considérable sur les ordinateurs du « Berlin Year-Book ». Cet ouvrage utile occupe à cet égard une place que ni notre propre « Nautical Almanac » ni les publications similaires d’autres pays n’occupent. Un groupe compétent d’informaticiens a pour mission de fournir au « Berlin Year-Book » des informations détaillées sur les mouvements des planètes mineures. Dès que quelques observations complètes ont été obtenues, l’objet en question passe entre les mains sûres du mathématicien ; celui-ci peut prédire son parcours pour les années à venir, et les annonces concernant toutes les planètes mineures connues se trouvent dans les volumes annuels de cet ouvrage.

La croissance des découvertes a été si rapide que le travail nécessaire à la préparation de telles prédictions est aujourd’hui énorme. Il faut avouer que beaucoup de planètes mineures sont très faibles et dépourvues d’intérêt, de sorte que les astronomes sont parfois tentés d’approuver l’idée qu’une partie du travail astronomique actuellement consacré au calcul des trajectoires de ces corps pourrait être utilisée de manière plus utile. Pour cela, il suffirait de laisser de côté tous les membres moins intéressants de ce groupe et de les permettre de suivre leur trajectoire sans être observés par

par un télescope, ou encore par les tableaux encore plus précis du calculateur mathématique.

Le soleil, qui contrôle les immenses corps de notre système, ne dédaigne pas non plus de guider, avec autant de soin, les minuscules sphères qui forment les planètes mineures. À certaines périodes, certaines d’entre elles s’approchent suffisamment de la Terre pour mériter l’attention de ces astronomes qui s’intéressent particulièrement à la détermination des dimensions du système solaire. Les observations sont de nature à pouvoir être effectuées avec une grande précision ; elles peuvent également être multipliées à volonté. Certaines de ces petites masses ont donc un grand avenir astronomique, puisqu’elles semblent destinées à indiquer la véritable distance entre la Terre et le Soleil avec plus de précision que Vénus ou Mars. Les plus petites de ces planètes ne conviennent pas à cette fin ; on ne peut les voir qu’à l’aide de télescopes puissants, et elles ne permettent pas de mesures avec la précision nécessaire. Il est également évident que les planètes choisies pour observation doivent se trouver le plus près possible de la Terre. Dans des conditions favorables, certaines planètes mineures s’approchent de la Terre à une distance équivalente à environ trois quarts de la distance au Soleil. Toutes ces conditions limitent le nombre de corps disponibles à cette fin à une douzaine environ, parmi lesquels un ou deux seront généralement en position adéquate chaque année.

Pour la détermination de la distance du Soleil, cette méthode basée sur les planètes mineures présente des avantages indéniables. La planète elle-même n’apparaît dans le télescope qu’en tant que minuscule point ressemblant à une étoile, et les mesures sont effectuées à partir d’elle vers les étoiles visibles à proximité. Quelques mots seront peut-être nécessaires ici concernant la nature des observations mentionnées. Lorsque nous parlons de mesures allant de la planète à l’étoile, nous ne faisons pas référence à ce que serait sans doute l’interprétation la plus courante de cette expression. Nous ne voulons pas parler de la mesure exacte du nombre de miles sur une ligne droite entre la planète et l’étoile. Cet élément, même s’il était possible à obtenir, ne pourrait être que le résultat d’une série prolongée d’observations d’une nature qui sera expliquée plus tard lorsque nous aborderons les distances des étoiles. Les mesures dont il est question ici sont de nature plus simple ; elles visent simplement à déterminer

distance apparent des objets, exprimée en mesure angulaire. Cette mesure angulaire est de nature complètement différente de la mesure linéaire, et les deux méthodes peuvent effectivement conduire à des résultats qui sembleraient au premier abord paradoxaux.

Nous pouvons prendre, à titre d’illustration, le cas du groupe d’étoiles formant les Pléiades et celui qui forme l’Ourse méridionale. Celle-ci est un grand groupe, tandis que les Pléiades en sont un petit. Mais pourquoi pensons-nous que les mots « grand » et « petit » s’appliquent ici correctement ? Chaque paire d’étoiles de l’Ourse méridionale forme un grand angle avec l’œil. Chaque paire d’étoiles des Pléiades forme un petit angle, et ce sont ces angles qui constituent l’objet direct de la mesure astronomique. Lorsque nous parlons de la distance entre deux étoiles, nous entendons par là l’angle délimité par les deux lignes allant de l’œil aux deux étoiles. C’est ce que nos instruments sont capables de mesurer, et il convient de noter qu’aucune référence à une magnitude linéaire n’est implicite. En effet, si l’on doit mentionner des dimensions réelles, il est tout à fait possible, pour autant que nous puissions en juger, que les Pléiades forment un groupe bien plus vaste que l’Ourse méridionale, et que la supériorité apparente de cette dernière soit simplement due au fait qu’elle est plus proche de nous. Les mesures angulaires les plus précises sont obtenues lorsque deux étoiles, ou deux points ressemblant à des étoiles, sont suffisamment rapprochés pour pouvoir être inclus dans un même champ de vision du télescope. Il existe des appareils spéciaux qui permettent à l’astronome, dans ce cas, d’obtenir pour ses observations une précision inatteignable lors de la mesure d’objets moins distincts ou situés à une distance apparente plus grande. La détermination de la distance du petit planète ressemblant à une étoile par rapport à une étoile se caractérise donc par une grande précision.

Mais il existe un autre argument, peut-être encore plus important, en faveur de la détermination de l’échelle du système solaire par cette méthode. La véritable force de la méthode des astéroïdes réside moins dans la précision individuelle des observations que dans le fait que, grâce à la nature même de cette méthode, un nombre considérable de répétitions peuvent être concentrées sur le résultat. Il va de soi que, lorsque nous parlons de la précision d’une observation, on ne doit pas supposer qu’elle puisse jamais être entièrement exempte d’erreur. Les erreurs existent toujours, et bien qu’elles puissent être petites, si…

La quantité à mesurer est infime ; une erreur d’importance intrinsèquement négligeable peut représenter une fraction appréciable du tout. La seule façon de réduire son effet est de prendre la moyenne d’un grand nombre d’observations. C’est là la véritable source de la valeur de la méthode des planètes mineures. Nous n’avons pas besoin d’attendre l’apparition d’événements rares tels que le transit de Vénus. Chaque année, un ou plusieurs planètes mineures s’approchent suffisamment de la Terre pour que cette méthode puisse être appliquée. Les circonstances variées propres à chaque planète, ainsi que la grande diversité des observations qui peuvent en être faites, contribueront encore à éliminer les erreurs.

Puisque la planète suit sa trajectoire dans le ciel, qui est partout parsemé d’innombrables étoiles minuscules, il est évident que ce corps, lui-même si semblable à une étoile, aura toujours quelques étoiles dans son voisinage immédiat. Comme les mouvements de la planète sont bien connus, nous pouvons prédire où elle se trouvera chaque nuit où elle doit être observée. Il devient ainsi possible de convenir à l’avance avec des observateurs situés dans des régions très différentes de la Terre des observations à effectuer chaque nuit particulière.

Sur la suggestion du Dr Gill, une tentative a été faite pour mettre en œuvre cette méthode à une échelle conforme à son importance. Les planètes Iris, Victoria et Sappho se sont trouvées, en 1888 et 1889, si proches de la Terre que des dispositions ont été prises pour effectuer des mesures simultanées tant dans l’hémisphère nord que dans l’hémisphère sud. Un plan complet a été élaboré bien des mois avant le début des observations. Chaque observateur participant au travail a donc été informé à l’avance des étoiles qui devaient être utilisées chaque nuit. Vues depuis n’importe quelle partie de la Terre, que ce soit du Cap de Bonne-Espérance ou de Grande-Bretagne, les positions des étoiles restent absolument inchangées. Leur distance est si immense qu’un déplacement sur Terre ne les déplace que de manière négligeable. Mais c’est différent pour une planète mineure : sa distance est à peine un millionième de celle des étoiles, et le déplacement de la planète vue depuis le Cap et vue depuis l’Europe est une quantité mesurable.

L’amplitude que nous cherchons à déterminer doit être obtenue par comparaison entre les mesures effectuées dans l’hémisphère nord et celles effectuées dans l’hémisphère sud. Les observations effectuées dans ces deux localités doivent être aussi simultanées que possible, en tenant compte du mouvement de la planète durant tout l’intervalle écoulé. Bien que toutes les précautions soient prises pour éliminer les erreurs de chaque observation, il reste que nous comparons les mesures faites par des observateurs de l’hémisphère nord avec celles faites par d’autres observateurs, utilisant bien sûr des instruments différents, à des milliers de kilomètres de distance. Mais à cet égard, nous ne sommes pas en position défavorable par rapport à l’observation du transit de Vénus.

Il est cependant possible de surmonter même cette objection, et ainsi de donner à la méthode des planètes mineures une supériorité indiscutable sur sa rivale. La difficulté serait résolue si nous pouvions faire en sorte qu’un astronome, après avoir effectué une série d’observations par une nuit claire dans l’hémisphère nord, soit immédiatement transféré, avec tous ses instruments, à la station située dans l’hémisphère sud, où il répéterait les observations. Une transformation équivalente peut être réalisée sans aucun moyen miraculeux, et c’est là, sans aucun doute, le mode le plus parfait que nous connaissons pour mesurer la distance au Soleil. Cette méthode a déjà été appliquée avec succès par le Dr Gill pour Junon, et il existe d’autres planètes mineures dont les conditions sont encore plus favorables.

Prenons, par exemple, une planète mineure qui s’approche parfois à moins de 70 000 000 de miles de la Terre. Lorsque l’opposition approche, un observateur compétent doit être placé dans une station appropriée près de l’équateur. L’instrument qu’il doit utiliser est ce merveilleux assemblage de techniques mécaniques et optiques connu sous le nom d’héliomètre.[20] Il permet de mesurer la distance angulaire entre des objets trop éloignés pour être mesurés avec un micromètre à fil. Les mesures doivent être effectuées le soir, dès que la planète est suffisamment haute dans le ciel pour être vue distinctement. L’observateur et l’observatoire doivent alors être transférés de l’autre côté de la Terre. Comment cela peut-il se faire ? Ou plutôt, comment pourrions-nous empêcher que cela se fasse ? La Terre ne tourne-t-elle pas sur son axe, de sorte que, en quelques heures…

Un observatoire situé à l’équateur est-il véritablement transporté sur des milliers de miles ? À l’approche du matin, les observations doivent être répétées. On constate que la planète a considérablement changé de position par rapport aux étoiles. Cela est dû en partie à son propre mouvement, mais aussi en grande partie au décalage parallaxe provoqué par la rotation de la Terre, qui peut atteindre jusqu’à vingt secondes d’arc. Les mesures effectuées en une seule nuit à l’aide de l’héliomètre ne devraient pas présenter une erreur moyenne supérieure à un cinquième de seconde ; on peut donc raisonnablement s’attendre à pouvoir effectuer des observations pendant environ vingt-cinq nuits durant l’opposition. Quatre groupes de ce type devraient permettre de déterminer la distance du Soleil sans aucune incertitude supérieure à un milleième de la valeur totale. La principale difficulté de cette méthode provient du mouvement de la planète durant l’intervalle entre les observations du soir et celles du matin. Ce défaut peut être évité par des mesures minutieuses et répétées de la position de la planète par rapport aux étoiles qu’elle traverse.

Dans l’ouvrage monumental publié en 1897 par l’Observatoire du Cap, sous la direction du Dr Gill, les résultats finaux des observations d’Iris, Victoria et Sappho ont été obtenus. Il en ressort que l’angle que subit le rayon équatorial de la Terre au centre du Soleil, lorsqu’elle se trouve à sa distance moyenne, vaut 8″·802. En utilisant la meilleure valeur pour le rayon équatorial de la Terre, on obtient 92 870 000 miles comme distance moyenne entre le centre du Soleil et le centre de la Terre. Il s’agit probablement de la détermination la plus précise de l’échelle du système solaire jamais réalisée jusqu’à présent.

CHAPITRE XII.
JUPITER.
La grande taille de Jupiter — Comparaison de son diamètre avec celui de la Terre —
Dimensions du planète et de son orbite — Sa rotation — Comparaison de son poids
et de sa masse avec ceux de la Terre — Légèreté relative de Jupiter — Comment l’expliquer —
Jupiter étant probablement encore en état chauffé — Les ceintures de Jupiter — Les taches sur sa
surface — Temps de rotation des différentes taches étant variable — Tempêtes sur Jupiter — Jupiter
n’est pas incandescent — Les satellites — Leur découverte — Apparence au télescope — Leurs
orbites — Éclipses et occultations — Un satellite en transit — La vitesse de la lumière
découverte — Comment cette vitesse peut-elle être mesurée expérimentalement ? — Détermination
de la distance du Soleil par les éclipses des satellites de Jupiter — Les satellites de Jupiter
démontrant le système copernicien.

Dans notre exploration de la belle série de corps qui forment le système solaire, nous avons avancé pas à pas vers l’extérieur, à partir du Soleil. En suivant cette méthode, nous sommes maintenant arrivés au splendide planète Jupiter, qui trace sa majestueuse trajectoire juste à l’extérieur des orbites des planètes mineures que nous venons d’examiner. Grand est en effet le contraste entre ces petits globes et le gigantesque globe de Jupiter. Si nous avions adopté une méthode différente — si, par exemple, nous avions abordé les différents corps de notre système planétaire selon leur taille — alors les planètes mineures auraient été examinées en dernier, tandis que Jupiter aurait été en tête. Jupiter a droit à cette place sans aucune concurrence. Le suivant dans la liste, le beau et intéressant Saturne, est bien loin derrière. Il faut encore descendre considérablement dans l’échelle de taille avant d’atteindre Uranus et Neptune, et un autre pas en bas doit être fait avant d’arriver à ce groupe plus petit de planètes qui comprend notre Terre. Jupiter domine tellement les autres que, même si Saturne était augmenté de tous les autres globes de notre système réunis en un seul, la masse ainsi formée ne serait toujours pas égale au grand globe de Jupiter.

La figure adjacente (fig. 56) montre les dimensions relatives de Jupiter et de la Terre, et elle donne à l’œil une impression plus vivante de l’énorme volume de Jupiter que ce que nous pouvons obtenir simplement en considérant des données numériques permettant d’estimer avec précision son volume. Cependant, comme il sera nécessaire de présenter ces faits numériques à nos lecteurs, nous le faisons au début de ce chapitre.

Jupiter orbite autour du soleil sur une orbite elliptique, dont le foyer se trouve au centre ; sa distance moyenne par rapport au soleil est de 483 000 000 de miles. Le diamètre de l’orbite de Jupiter est donc environ 5,2 fois supérieur à celui de l’orbite terrestre. La forme de l’orbite de Jupiter s’écarte considérablement d’un cercle : la distance maximale par rapport au soleil est de 5,45, tandis que la distance minimale est d’environ 4,95, la distance de la Terre au soleil étant prise comme unité. Même dans les conditions les plus favorables pour observer Jupiter en opposition, il doit encore être environ quatre fois plus éloigné de la Terre que la Terre ne l’est du soleil. Ce grand globe illustre également la loi selon laquelle plus un planète est éloignée, plus sa vitesse de mouvement orbital est faible. Alors que la Terre parcourt 18 miles par seconde, Jupiter n’en parcourt que 8. Ainsi, pour deux raisons, le temps nécessaire à une planète extérieure pour effectuer une révolution est plus long que la période terrestre. Non seulement…

planète pour effectuer un parcours plus long que celui de la Terre, mais sa vitesse est moindre ; il arrive donc que Jupiter mette 4 332,6 jours, soit environ cinquante jours de moins que douze ans, pour effectuer un tour complet autour du ciel.

Le diamètre moyen de cette grande planète est d’environ 87 000 miles. Nous parlons de diamètre moyen parce qu’il existe une différence notable entre son diamètre équatorial et son diamètre polaire. Nous avons déjà vu qu’une différence similaire existe pour la Terre, où le diamètre polaire est plus court que le diamètre équatorial ; mais l’inégalité entre ces deux dimensions est beaucoup plus grande chez Jupiter que sur Terre. Le diamètre équatorial de Jupiter est de 89 600 miles, tandis que le diamètre polaire n’atteint pas 84 400 miles. L’ellipticité de Jupiter, telle qu’elle ressort de ces chiffres, est suffisamment marquée pour être évidente sans aucune mesure précise. Autour de son diamètre le plus court, la planète tourne à une vitesse qui doit être considérée comme énorme si l’on pense à la taille de son globe. Chaque rotation s’achève en environ 9 heures et 55 minutes.

Nous pouvons naturellement comparer la période de rotation de Jupiter avec la rotation bien plus lente de notre Terre, qui dure vingt-quatre heures. La différence devient encore plus frappante si l’on considère les vitesses relatives auxquelles un objet se déplace réellement sur l’équateur de la Terre et sur celui de Jupiter. Comme le diamètre de Jupiter est près de onze fois celui de la Terre, on en déduit que la vitesse à l’équateur de Jupiter doit être environ vingt-sept fois supérieure à celle de la Terre. C’est sans doute à cette vitesse de rotation très élevée que nous devons attribuer l’ellipticité extraordinaire de Jupiter ; la rotation rapide provoque une forte force centrifuge, ce qui fait bulger les matériaux malléables dont elle semble être composée.

Jupiter n’est, pour autant que nous puissions le voir, pas un corps solide. C’est une circonstance importante ; il sera donc nécessaire d’en discuter un peu plus en détail, car nous constatons ici un contraste marqué entre cette grande planète et les autres planètes qui ont jusqu’à présent retenu notre attention. À partir des mesures déjà données, il est facile de calculer le volume de Jupiter. On constatera que cette planète a un volume environ 1 300 fois plus grand que…

aussi grand que la Terre ; en d’autres termes, il faudrait 1 300 sphères, chacune de la taille de notre Terre, empilées les unes sur les autres, pour former une seule sphère de la taille de Jupiter.

Si les matériaux qui composent Jupiter avaient une nature analogue à celle des matériaux de la Terre, on pourrait s’attendre à ce que le poids de la planète dépasse celui de la Terre dans une proportion approximative à celle de leurs volumes. C’est précisément cette question qui est maintenant soumise à examen. On peut aussitôt se demander comment nous allons déterminer le poids de Jupiter. Il n’est même pas facile de peser la Terre sur laquelle nous nous tenons. Comment, alors, pouvons-nous peser une planète immense, bien plus grande que la Terre et située à des centaines de millions de miles de nous ? Vraiment, c’est là un problème audacieux. Pourtant, les ressources intellectuelles de l’homme se sont révélées suffisantes pour accomplir cet exploit d’ingénierie céleste. Certes, ils ne sont pas en mesure de fabriquer réellement les balances massives dans lesquelles cette grande planète serait pesée, mais ils peuvent utiliser à cette fin certains phénomènes naturels qui fournissent les informations nécessaires.

De telles recherches reposent sur le principe de la gravitation universelle. La masse de Jupiter attire d’autres masses du système solaire. L’efficacité de cette attraction se manifeste plus particulièrement sur les corps situés près de la planète. En raison de cette attraction, ces corps effectuent certains mouvements. Nous pouvons observer leur nature avec nos télescopes, déterminer leur ampleur, et à partir de nos mesures, calculer la masse du corps qui a provoqué ces mouvements. C’est la seule méthode dont nous disposons pour étudier les masses des planètes ; et bien qu’elle puisse être difficile à appliquer — non seulement en raison des observations requises, mais aussi en raison de la complexité et de la profondeur des calculs auxquels ces observations doivent être soumises — du moins dans le cas de Jupiter, il n’y a aucune incertitude quant au résultat.

La tâche est particulièrement simplifiée, dans le cas de la plus grande planète de notre système, grâce au magnifique système de lunes qui l’accompagne. Ces petites lunes tournent sous l’influence de Jupiter, et leurs mouvements sont

sans être autrement perturbés de manière à empêcher leur utilisation pour notre objectif actuel. C’est grâce aux observations des satellites de Jupiter que nous pouvons mesurer sa force d’attraction et, par conséquent, calculer la masse de ce puissant planète.

Pour ceux qui ne sont pas particulièrement familiers avec les principes de la mécanique, il peut sembler difficile de concevoir le degré de précision dont un tel méthode est capable. Pourtant, il ne fait aucun doute que ses lunes nous renseignent sur la masse de Jupiter, sans laisser une marge d’erreur aussi importante que le centième du montant total. Si d’autres confirmations sont nécessaires, elles abondent. Une planète mineure s’approche occasionnellement de l’orbite de Jupiter et subit son attraction ; elle est alors contrainte de dévier de sa trajectoire, et l’amplitude de cette déviation peut être mesurée. À partir de cette mesure, on peut calculer la masse de Jupiter par une opération mathématique dont il serait impossible de donner ici l’explication détaillée. La masse de Jupiter, telle qu’elle est déterminée par cette méthode, correspond à celle obtenue par une méthode complètement différente, à partir des satellites.

Nous n’avons pas non plus encore épuisé les ressources de l’astronomie en ce qui concerne cette question. Nous pouvons abandonner le système planétaire et solliciter l’aide d’une comète qui, en traversant les orbites des planètes, subit occasionnellement de grandes, voire énormes perturbations. Pour l’instant, il suffit de noter qu’à une ou deux reprises, des comètes audacieuses se sont trouvées suffisamment proches de Jupiter pour être fortement perturbées par son attraction, puis ont révélé, dans leurs mouvements modifiés, l’ampleur de la masse qui les avait affectées. Les satellites de Jupiter, les planètes mineures et les comètes indiquent toutes le poids de cette sphère géante ; et comme elles concordent toutes sur le résultat (du moins dans des limites extrêmement étroites), nous ne pouvons hésiter à conclure que la masse du plus grand planète de notre système a été déterminée avec précision.

Il convient maintenant de présenter les résultats de ces mesures. Ils montrent, bien sûr, que Jupiter est de loin inférieur au soleil — en fait, il faudrait environ 1 047 Jupiter rassemblés en un seul corps pour former une sphère ayant le même poids que le

Le dimanche. Ils nous montrent également qu’il faudrait 316 sphères aussi lourdes que notre Terre pour contrebalancer le poids de Jupiter.

Sans aucun doute, cela prouve que Jupiter est un corps de proportions magnifiques ; mais la circonstance remarquable n’est pas que Jupiter soit 316 fois plus lourd que la Terre, mais plutôt qu’il ne soit pas beaucoup plus lourd. N’avons-nous pas affirmé que Jupiter est 1 300 fois plus grand que la Terre ? Comment se fait-il alors qu’il ne soit que 316 fois plus lourd ? Cela indique immédiatement un contraste fondamental entre la composition de Jupiter et celle de la Terre. Comment expliquer cette différence ? Nous pouvons envisager deux explications. Tout d’abord, on pourrait supposer que Jupiter est composé de matériaux en partie ou en totalité inconnus sur Terre. Il existe cependant une autre hypothèse, à la fois plus philosophique et plus conforme aux preuves. Il est vrai que nous savons peu ou rien sur la nature des substances élémentaires présentes sur Jupiter, mais l’une des grandes découvertes de l’astronomie moderne nous a appris quelque chose sur les corps élémentaires présents dans d’autres corps de l’univers, et a démontré qu’à grande échelle, ils sont identiques aux corps élémentaires sur Terre. Si Jupiter est composé de corps similaires à ceux de la Terre, il n’y a qu’une seule façon d’expliquer la disparité entre sa taille et sa masse. Peut-être trouverons-nous la meilleure manière d’exposer cet argument en jetant un coup d’œil à l’histoire lointaine de la Terre elle-même, car il ne semble pas impossible que l’état actuel de Jupiter ait été lui-même annoncé par l’état de notre Terre il y a d’innombrables âges.

Dans un chapitre précédent, nous avons eu l’occasion de souligner comment la Terre semblait se refroidir à partir d’un état antérieur et très chaud. Plus nous remontons dans le temps, plus notre globe semble avoir été chaud ; et si nous projetons notre regard vers une époque suffisamment lointaine, nous voyons qu’il a dû être un jour si chaud que la vie à sa surface aurait été impossible. Encore plus tôt, la chaleur était telle que l’eau ne pouvait pas rester sur Terre ; il semble donc probable qu’à une époque incroyablement lointaine, tous les océans qui reposent aujourd’hui dans les profondeurs à la surface, et peut-être une partie considérable de sa croûte actuellement solide, aient dû se trouver dans un état de

vapeur. Une telle transformation de la Terre ne modifierait pas sa masse, car les matériaux pèsent autant quelle que soit leur température, mais elle changerait considérablement la taille de notre globe. Si ces océans se transformaient en vapeur, alors l’atmosphère, chargée de nuages énormes, aurait un volume plusieurs centaines de fois supérieur à celui qu’elle a actuellement. Vue depuis une planète lointaine, l’atmosphère chargée de nuages indiquerait la taille visible de notre globe, et sa densité moyenne semblerait par conséquent beaucoup plus faible qu’elle ne l’est actuellement.

D’après ces considérations, il sera évident que la disparité entre la taille et le poids de Jupiter, par rapport à notre Terre, disparaîtrait complètement si nous supposions que Jupiter est aujourd’hui un corps fortement chauffé, dans le même état que notre Terre il y a d’innombrables âges. Tous les éléments de ce cas tendent à justifier cet argument. Nous avons attribué la petite taille de la Lune au fait qu’elle s’est suffisamment refroidie pour que ses volcans deviennent silencieux et immobiles. De la même manière, la petite taille de la Terre, par rapport à Jupiter, explique pourquoi Jupiter conserve encore une grande partie de sa chaleur initiale, tandis que la Terre, plus petite, a dissipé la majeure partie de sa chaleur. Cet argument est illustré et renforcé lorsque nous introduisons d’autres planètes dans la comparaison. En règle générale, nous constatons que les corps plus petits, comme la Terre et Mars, ont une haute densité, ce qui indique une faible température, tandis que les planètes géantes, comme Jupiter et Saturne, ont une faible densité, ce qui suggère qu’elles conservent encore une grande partie de leur chaleur initiale. Nous disons « chaleur initiale » faute, peut-être, d’une expression plus précise ; cela indiquera cependant que nous ne faisons nullement référence à la chaleur solaire, dont, en effet, les grandes planètes extérieures reçoivent bien moins que celles plus proches du Soleil. La source possible de cette chaleur initiale reste pour l’instant du domaine de la spéculation.

Une justification complète de ces vues concernant Jupiter se trouve lorsqu’on examine de près sa surface au télescope ; et il arrive heureusement que la taille du planète soit si grande que, même à une

Même s’il s’agit d’une distance de plusieurs millions de miles, supérieure au nombre de jours dans une année, nous pouvons encore distinguer sur sa surface quelques caractéristiques significatives.

La plaque XI présente une série de quatre vues différentes de Jupiter. Elles ont été tirées d’une série de dessins remarquables du grand planète réalisés par M. Griffiths en 1897. La première image montre l’apparence de la planète à 10 h 20, heure de Greenwich, le 17 février 1897, vue à travers un puissant télescope réfracteur. On remarque immédiatement sur ce dessin que le contour de Jupiter est nettement elliptique. La surface de la planète présente généralement la série remarquable de ceintures représentées ici. Elles sont presque parallèles les unes aux autres ainsi qu’à l’équateur de la planète.

Lorsque Jupiter est observé pendant quelques heures, l’apparence des ceintures subit certaines modifications. Celles-ci sont en partie dues à la rotation régulière de la planète sur son axe, laquelle, en moins de cinq heures, fait disparaître complètement l’hémisphère que nous avons vu en premier et le remplace par l’hémisphère qui se trouvait à l’origine de l’autre côté. Mais en plus de ces changements, les ceintures et les autres caractéristiques de la planète sont également très variables. Parfois de nouvelles bandes ou marques apparaissent, tandis que d’autres disparaissent ; en fait, un examen approfondi de Jupiter révèle le fait remarquable qu’il n’existe aucune caractéristique permanente identifiable. Nous sommes ici immédiatement frappés par le contraste entre Jupiter et Mars : sur la planète plus petite, les principaux contours topographiques sont presque inchangés, et il a été possible de créer des cartes de sa surface avec un degré de précision raisonnable ; en revanche, il est impossible de dresser une carte de Jupiter — le dessin que nous ferons ce soir sera différent de celui du même hémisphère réalisé quelques semaines plus tard.

Il convient cependant de noter que des objets apparaissent parfois sur la planète qui semblent avoir un caractère plus persistant que les ceintures. Nous pouvons notamment mentionner l’objet connu sous le nom de grande tache rouge oblongue, qui constitue une caractéristique très remarquable de l’hémisphère sud de Jupiter depuis 1878. Cet objet, qui a attiré beaucoup d’attention chez les observateurs, mesure environ 30 000 miles de long sur environ 7 000 miles de large.

Le professeur Barnard fait remarquer que plus les taches de Jupiter sont anciennes, plus elles ont tendance à devenir roussâtres.

La conclusion qui s’impose irrésistiblement est que, lorsque nous observons la surface de Jupiter, nous ne regardons pas un corps solide. L’absence de permanence dans les caractéristiques du planète serait compréhensible si ce que nous voyons n’était qu’une atmosphère chargée de nuages d’une densité impénétrable. Les ceintures, en particulier, soutiennent ce point de vue ; elles nous rappellent immédiatement les zones équatoriales sur notre propre Terre, et il n’est pas du tout improbable qu’un observateur suffisamment éloigné de la Terre pour en avoir une vision juste détecte sur sa surface des ceintures nuageuses plus ou moins parfaites, similaires à celles de Jupiter. La vue de notre Terre serait, pour ainsi dire, intermédiaire entre celle de Jupiter et celle de Mars. Dans ce dernier cas, l’apparence des caractéristiques permanentes du planète n’est obscurcie que dans une très faible mesure par les nuages flottant au-dessus de sa surface. Notre Terre serait toujours partiellement, et souvent peut-être très largement, recouverte de nuages, tandis que Jupiter semble être complètement enveloppée en tout temps.

D’une autre catégorie d’observations, nous apprenons également la vérité importante selon laquelle Jupiter n’est, du moins en apparence, pas un corps solide. La période de rotation du planète autour de son axe est déterminée à partir de l’observation de certains repères, qui présentent une définition suffisante et une permanence suffisante pour être adaptés à cet usage. Supposons que l’un de ces objets se trouve au centre du disque planétaire ; sa position est mesurée avec précision, et l’heure est notée. Au fil des heures, le repère se déplace vers le bord du disque, puis autour de l’autre côté du planète, avant de revenir sur le disque visible. Lorsqu’il est retourné à la position initiale, l’heure est de nouveau enregistrée, et l’intervalle écoulé est appelé la période de rotation de cette tache.

Si Jupiter était solide, et si ces caractéristiques étaient gravées sur sa surface, il serait parfaitement clair que le temps de rotation mesuré pour n’importe quelle tache coïnciderait exactement avec celui obtenu pour n’importe quelle autre tache ; mais on constate que ce n’est pas le cas. En fait, il serait plus exact de dire que chaque tache possède sa propre période de rotation. De même, les différences…

Très légèrement. Il a été constaté que le temps nécessaire pour que la tache rouge (dont la latitude est d’environ 25° sud) effectue une rotation est de cinq minutes supérieur à celui requis par certaines marques blanches particulières proches de l’équateur. La tache rouge a été observée depuis environ vingt ans, et pendant la majeure partie de ce temps, elle a montré une tendance à tourner de plus en plus lentement, comme on peut le voir d’après les valeurs suivantes de son période de rotation :—

En 1879, 9 h 55 min 33,9 s.
En 1886, 9 h 55 min 40,6 s.
En 1891, 9 h 55 min 41,7 s.

Depuis 1891, cette tendance semble s’être arrêtée, tandis que la tache s’est progressivement estompée. En général, on peut dire que les régions équatoriales tournent en environ 9 h 50 min 20 s., et les zones tempérées en environ 9 h 55 min 40 s. On rencontre occasionnellement des exceptions notables. Quelques petites taches noires situées à une latitude nord de 22°, qui sont apparues en 1880 puis à nouveau en 1891, tournaient en 9 h 48 min à 9 h 49½ min. On peut donc considérer comme certain que la sphère de Jupiter, pour autant que nous puissions la voir, n’est pas un corps solide. Elle se compose, du moins en surface, de nuages et de masses vaporisées, qui semblent être agités par des tempêtes d’une intensité extrême, si l’on juge d’après les changements incessants de la surface du planète.

PLATINE XI.
2 fév. 4 fév.
12 fév. 28 fév.
LA PLANÈTE JUPITER.
1897.

Fig. 57.—L’occultation de Jupiter (1).

Fig. 58.—L’occultation de Jupiter (2).

Fig. 59.—L’occultation de Jupiter (3).

Fig. 60.—L’occultation de Jupiter (4).
Diverses photographies de Jupiter ont été obtenues ; celles prises à l’observatoire Lick sont particulièrement intéressantes et instructives. Des images de la planète, réalisées avec un appareil photo dans des circonstances remarquables, sont présentées aux fig. 57–60 ; elles ont été prises par le professeur Wm. H. Pickering à Arequipa, au Pérou, le 12 août 1892.
[21] Le petit objet doté de ceintures est la planète Jupiter. Le grand disque en mouvement vers l’avant (dont seule une petite partie peut être visible) est la lune. Le phénomène illustré s’appelle l’« occultation » de la planète. Dans la fig. 59, la planète se trouve à mi-chemin derrière la lune, tandis que dans la fig. 60, la moitié de la planète est encore cachée par le bord sombre de la lune.

Il est bien connu que les tempêtes qui secouent l’atmosphère entourant la Terre doivent être attribuées en dernière analyse à la chaleur du soleil. Ce sont les rayons de cette grande lumière qui, en frappant les vastes continents,

chauffe l’air en contact avec lui. Cet air chauffé devient plus léger et monte, tandis que l’air qui doit le remplacer doit s’insinuer le long de la surface. Les courants ainsi produits forment une brise ou un vent ; tandis que, dans des circonstances exceptionnelles, nous observons les phénomènes de cyclones et d’ouragans, tous issus de la chaleur du soleil. Faut-il ajouter que les pluies, qui accompagnent si souvent les tempêtes, proviennent également des rayons solaires, qui ont distillé de l’immensité de l’océan l’humidité grâce à laquelle la terre est rafraîchie ?

Les tempêtes sur Jupiter semblent être bien plus violentes que celles sur Terre. Pourtant, l’intensité de la chaleur solaire sur Jupiter n’est qu’une infime fraction — en fait, moins d’un vingtième — de celle reçue par la Terre. Il est incroyable que la force motrice des tempêtes effrayantes sur cette grande planète puisse être entièrement, ou même en grande partie, due à l’influence faible de la chaleur solaire. Nous sommes donc amenés à chercher une autre source de telles perturbations. La nature de cette source deviendra évidente lorsque nous admettrons que Jupiter conserve encore une grande proportion de chaleur interne primitive. Tout comme le soleil lui-même est agité par des tempêtes violentes dues à son intense chaleur interne, nous observons, à un moindre degré, les mêmes phénomènes sur Jupiter. On peut également remarquer que les taches solaires se trouvent généralement dans des zones plus ou moins régulières, parallèles à son équateur ; leur disposition n’est pas très différente de celle des ceintures sur Jupiter.

Étant admis que la puissante planète conserve encore une partie de sa chaleur interne, la question reste de savoir quelle en est la quantité. Il est bien sûr évident que la chaleur de la planète est négligeable par rapport à celle du soleil. L’éclat de Jupiter, qui en fait un objet si magnifique dans notre ciel nocturne, provient de la même source puissante qui illumine la Terre, la Lune ou les autres planètes. En réalité, Jupiter brille grâce à la lumière solaire réfléchie, et non en raison d’une lumière intrinsèque de sa sphère. Une belle preuve de cette vérité est connue de tout utilisateur de télescope. Les petits satellites de la planète s’interposent parfois entre elle et le soleil, projetant une ombre sur Jupiter. L’ombre est noire, ou du moins elle semble noire, par rapport à la surface brillante qui l’entoure. Elle doit,

Il est donc évident que Jupiter doit son éclat au soleil. Les satellites fournissent une autre preuve intéressante de cette vérité. L’un de ces corps pénètre parfois dans l’ombre de Jupiter et, voilà, le petit corps disparaît. Cela se produit parce que Jupiter coupe l’approvisionnement en lumière solaire qui rendait auparavant le satellite visible. Mais la planète ne peut elle-même offrir au satellite aucune lumière en compensation de la lumière solaire qu’elle a interceptée.[22]

Cependant, suffisamment a été démontré pour nous permettre de trancher la question de savoir si la sphère de Jupiter peut être habitée par des créatures vivantes semblables à celles de cette terre. Évidemment, cela ne peut être le cas. La chaleur interne et les tempêtes effroyables semblent exclure la possibilité d’une vie organique sur cette grande planète, même s’il n’y avait pas d’autres arguments conduisant à la même conclusion. On peut cependant soutenir, avec peut-être une certaine plausibilité, que Jupiter aurait, à un avenir lointain, la perspective d’une carrière glorieuse en tant que résidence de vie organique. Le moment viendra assurément où la chaleur interne devra diminuer, où les nuages se condenseront progressivement en océans. Alors, des terres sèches pourront apparaître à la surface, et Jupiter deviendra habitable.

À partir de ce bref aperçu de la planète elle-même, nous tournons maintenant vers le système intéressant et magnifique des cinq satellites qui accompagnent Jupiter. En effet, nous avons déjà jugé nécessaire de faire allusion plus d’une fois à ces petits corps, mais pas au point de gêner le traitement plus formel qu’ils vont maintenant recevoir.

La découverte des quatre principaux satellites peut être considérée comme une étape importante dans l’histoire de l’astronomie. Ce sont des objets situés de manière remarquable à la frontière qui sépare les objets visibles à l’œil nu de ceux qui nécessitent l’aide d’un télescope. On a souvent affirmé que ces objets avaient été vus à l’œil nu ; mais sans entrer dans aucune controverse à ce sujet, il suffit de rappeler le fait bien connu que, bien que Jupiter fût un objet familier depuis d’innombrables siècles, les yeux les plus perçants sous les cieux les plus clairs n’ont jamais

On n’a découvert les satellites que lorsque Galilée a dirigé son télescope récemment inventé vers eux. Ce tube était sans doute un instrument très faible, mais une puissance très modeste suffit pour faire apparaître des objets si proches de la limite de visibilité.

Fig. 61.—Jupiter et ses quatre satellites vus à l’aide d’un télescope à faible puissance.

La vue de la planète et de son complexe système de satellites telle qu’elle apparaît à l’aide d’un télescope à puissance modérée est représentée sur la Fig. 61. On y voit le grand globe, et presque en ligne droite à travers son centre se trouvent quatre petits objets, trois d’un côté et un de l’autre. Ces petits corps ressemblent à des étoiles, mais on peut les distinguer d’elles par leurs mouvements incessants autour de la planète, qu’ils accompagnent sans jamais manquer lors de tout son parcours dans le ciel. Il n’y a pas de spectacle plus agréable pour l’étudiant que de suivre avec son télescope les mouvements de ce beau système.

Fig. 62.—Disparitions des satellites de Jupiter.
Sur la fig. 62, nous avons représenté certains des différents phénomènes que présentent les satellites. L’ombre noire et allongée est celle produite par l’interposition de Jupiter sur le chemin des rayons du soleil. En raison de la grande distance du soleil, cette ombre s’étendra, sous forme d’un cône très allongé, jusqu’à une distance bien au-delà de l’orbite du satellite le plus éloigné. Le deuxième satellite se trouve immergé dans cette ombre et est donc éclipsé. L’éclipse d’un satellite ne doit pas être attribuée à l’intervention du corps de Jupiter entre le satellite et la Terre. Un tel phénomène est appelé occultation, et c’est dans cet état que se trouve le troisième satellite. Le deuxième et le troisième satellites sont donc tous deux invisibles, mais la cause de leur invisibilité est complètement différente dans les deux cas. L’éclipse est de loin le phénomène le plus frappant des deux, car, au moment où le satellite plonge dans l’obscurité, il peut encore se trouver à une certaine distance apparente du bord du planète, et est donc visible jusqu’au moment de l’éclipse. Dans une occultation, le satellite, en passant derrière la planète, se trouve, au moment de sa disparition, près du bord brillant de la planète, et l’extinction de la lumière émise par ce petit corps ne peut être observée avec la même intensité que lors d’une éclipse.

Un satellite présente également une autre situation remarquable lorsqu’il traverse la surface de la planète. Le satellite lui-même n’est pas toujours facile à voir dans de telles circonstances, mais l’ombre magnifique qu’il projette forme une tache noire nette sur la sphère brillante : en effet, le satellite projette souvent une ombre visible lorsqu’il passe entre la planète et le soleil, même s’il n’est pas réellement en face de la planète, telle qu’elle est vue depuis la Terre.

Les périodes pendant lesquelles les quatre principaux satellites de Jupiter tournent autour de leur planète mère sont respectivement : 1 jour 18 h 27 min 34 sec. pour le premier ; 3 jours 13 h 13 min 42 sec. pour le deuxième ; 7 jours 3 h 42 min 33 sec. pour le troisième ; et 16 jours 16 h 32 min 11 sec. pour le quatrième. Nous constatons ainsi que les périodes de rotation des satellites de Jupiter sont nettement plus courtes que celle de

de notre lune. Même le satellite le plus éloigné de ce grand planète nécessite, pour chaque révolution, moins de deux tiers d’un mois lunaire ordinaire. Le plus proche de ces corps, tournant en moins de deux jours, présente une série frappante de changements incessants et rapides, et il est éclipsé à chaque révolution. La distance du centre de Jupiter à l’orbite du plus proche de ces quatre satellites est d’un quart de million de miles, tandis que le rayon du plus éloigné est un peu plus d’un million de miles. Le deuxième des satellites, en partant du planète vers l’extérieur, a presque la même taille que notre lune ; les trois autres corps sont plus grands ; le troisième étant le plus grand de tous (d’environ 3 560 miles de diamètre). En raison de la petitesse des satellites vus depuis la Terre, il est extrêmement difficile de percevoir des marques sur leurs surfaces, mais les rares observations effectuées semblent indiquer que les satellites (comme notre lune) tournent toujours la même face vers leur planète mère. Le professeur Barnard a, à l’aide du grand télescope de Lick, observé une bande équatoriale blanche sur le premier satellite, tandis que ses pôles étaient très sombres. M. Douglass, observant avec le grand télescope de M. Lowell, a également signalé certaines marques striées sur le troisième satellite.

Une découverte astronomique très intéressante a été faite par le professeur E.E. Barnard en 1892. Il a détecté, à l’aide du télescope de Lick de 36 pouces, un cinquième satellite extrêmement petit de Jupiter, situé à une distance de 112 400 miles et tournant en une période de 11 heures, 57 minutes et 22,6 secondes. Il ne peut être vu qu’avec les télescopes les plus puissants.

Les éclipses des satellites de Jupiter étaient observées depuis de nombreuses années, et les moments de leur occurrence étaient enregistrés. Finalement, on a constaté qu’il existait un certain ordre parmi les éclipses de ces corps, tout comme pour tous les autres phénomènes astronomiques. Une fois que les lois régissant la récurrence des éclipses furent comprises, la conséquence habituelle s’ensuivit : il devint possible de prédire le moment où les éclipses se produiraient à l’avenir. Des prédictions furent donc faites, et il s’avéra qu’elles étaient approximativement vérifiées. Des améliorations supplémentaires des calculs furent ensuite mises au point, dans le but de prédire les moments avec encore plus de précision. Mais lorsqu’il s’agissait de déterminer le moment exact à la seconde près où l’éclipse devrait avoir lieu…

Il arrivait que les prévisions ne se réalisent pas toujours. Parfois, l’éclipse survenait cinq ou dix minutes trop tôt. Parfois, elle survenait cinq ou dix minutes trop tard. De telles disparités exigent toujours une attention particulière. C’est en effet grâce à leur utilisation adéquate que de nombreuses découvertes sont souvent faites, et l’un des exemples les plus intéressants est celui que nous avons devant nous.

L’irrégularité dans la survenue des éclipses a fini par révéler qu’elles obéissaient à certaines règles. On a remarqué que lorsque la Terre était proche de Jupiter, l’éclipse survenait généralement avant l’heure prévue ; tandis que lorsque la Terre se trouvait du côté de son orbite éloigné de Jupiter, l’éclipse survenait après l’heure prévue. Une fois cela prouvé, la grande découverte fut rapidement faite en 1675 par Roemer, un astronome danois. Lorsque le satellite entre dans l’ombre, sa lumière diminue progressivement jusqu’à disparaître. C’est le dernier rayon de lumière émanant du satellite éclipsé qui indique l’heure de l’éclipse ; mais ce rayon de lumière doit voyager du satellite vers la Terre et entrer dans notre télescope avant que nous puissions enregistrer son apparition. On pensait autrefois que la lumière se déplaçait instantanément, si bien que le moment où l’éclipse avait lieu était considéré comme le moment où elle était visible au télescope. On a ensuite compris que c’était incorrect. On a découvert que la lumière mettait du temps à voyager. Lorsque la Terre était relativement proche de Jupiter, la lumière parcourait une courte distance, l’information concernant l’éclipse arrivait rapidement, et l’éclipse était observée plus tôt que ce que les calculs indiquaient. Lorsque la Terre se trouvait loin de Jupiter, la lumière devait parcourir une plus longue distance, ce qui prenait plus de temps que la moyenne, de sorte que l’éclipse survenait plus tard que prévu. Cette explication simple résolvait la difficulté liée aux prédictions des éclipses des satellites. Mais cette découverte avait une signification bien plus importante. Nous avons appris grâce à elle que la lumière possède une vitesse mesurable, qui, selon des recherches récentes, s’élève à 186 300 miles par seconde.

L’une des tentatives les plus célèbres pour déterminer la distance du Soleil provient d’une combinaison d’expériences sur la vitesse de la lumière et de mesures astronomiques. Il s’agit d’une méthode très raffinée et intéressante, et bien qu’elle ne remplisse pas toutes les conditions nécessaires…

Pour que cela soit parfaitement satisfaisant, il est cependant impossible d’éviter ici toute référence à ce sujet. Bien que la vitesse de la lumière soit si énorme, il s’est avéré possible de la mesurer par des essais concrets. C’est l’une des recherches expérimentales les plus délicates qui aient jamais été menées. S’il est difficile de mesurer la vitesse d’une balle de fusil, que dire de la vitesse d’un rayon de lumière, qui est presque un million de fois plus grande ? Comment pouvons-nous concevoir un appareil suffisamment subtil pour déterminer une vitesse capable de parcourir l’équateur de la Terre au moins sept fois en une seconde ? Les dispositifs ordinaires de mesure sont ici inutiles ; nous devons inventer un instrument de nature complètement différente.

Dans le but de découvrir la vitesse d’un corps en mouvement, nous marquons d’abord une certaine distance, puis nous mesurons le temps qu’il faut au corps pour la parcourir. Nous déterminons la vitesse d’un train ferroviaire en mesurant le temps qu’il met pour passer d’un poteau kilométrique à l’autre. Nous apprenons la vitesse d’une balle de fusil grâce à un dispositif ingénieux basé sur le même principe. Plus la vitesse est élevée, plus il est souhaitable que la distance parcourue pendant l’expérience soit aussi grande que possible. Lors de la mesure de la vitesse de la lumière, nous choisissons donc comme distance à mesurer la plus grande longueur possible. Il est cependant nécessaire que les deux extrémités de la ligne soient visibles l’une de l’autre. Une colline située à un ou deux miles de distance peut servir de station éloignée, et la distance entre ce point choisi sur la colline et l’observateur doit être mesurée avec précision.

Le problème est maintenant facilement formulé : un rayon de lumière doit être envoyé de l’observateur vers la station éloignée, et le temps écoulé pendant ce trajet doit être mesuré. Nous pouvons supposer que l’observateur, grâce à un dispositif approprié, a installé une lanterne d’où émane un fin rayon de lumière. Supposons que ce rayon atteigne la station éloignée et qu’il frappe alors la surface d’un miroir réfléchissant. Immédiatement, il sera dévié par réflexion dans une nouvelle direction, en fonction de l’inclinaison du miroir. Par des ajustements appropriés, on peut placer ce dernier de telle manière que la lumière le frappe perpendiculairement ; dans ce cas, le rayon reviendra bien sûr le long

la direction d’où il venait. Que le miroir reste fixé dans cette position tout au long des expériences. Il en résulte qu’un rayon de lumière partant de la lanterne reviendra à la lanterne après avoir parcouru le chemin jusqu’à la station lointaine et être revenu. Imaginons alors un petit obturateur placé devant la lanterne. Nous ouvrons l’obturateur, le rayon se dirige vers le réflecteur éloigné, puis revient par l’ouverture. Mais maintenant, après avoir permis au rayon de passer à travers l’obturateur, supposons que nous essayions de la fermer avant que le rayon n’ait eu le temps de revenir. Quels doigts pourraient être assez agiles pour faire cela ? Même si la station lointaine était à dix miles de distance, de sorte que la lumière devait parcourir dix miles pour aller jusqu’au miroir et dix miles pour revenir, tout le trajet serait accompli en environ neuf milleièmes de seconde — une durée si courte que, même si elle était mille fois plus longue, elle permettrait à peine à la dextérité manuelle de fermer l’ouverture. Pourtant, on peut construire un obturateur suffisamment délicat à cet effet.

Le principe de cette belle méthode sera suffisamment évident à partir du schéma de cette page (fig. 63), tiré de « Popular Astronomy » de Newcomb. Le schéma montre la lanterne et l’observateur, ainsi qu’une grande roue munie de dents saillantes. Chaque dent, en tournant, occulte le faisceau de lumière sortant de la lanterne, ainsi que l’œil, qui est bien sûr dirigé vers le miroir situé à la station lointaine. Dans la position de la roue montrée ici, le rayon provenant de la lanterne passera au miroir et reviendra, devenant ainsi visible pour l’œil ; mais si la roue tourne, il se peut que le faisceau, après avoir quitté la lanterne, n’ait pas le temps de revenir avant que la dent suivante de la roue ne vienne se placer devant l’œil et de l’occulter. Si la roue tourne encore plus vite, la dent suivante peut avoir déjà dépassé l’œil, de sorte que le rayon redevient visible. La vitesse de rotation de la roue peut être mesurée. Nous pouvons ainsi déterminer le temps nécessaire à l’une des dents pour passer devant l’œil ; nous avons ainsi une mesure du temps écoulé pendant le double trajet du rayon de lumière, et donc une mesure de la vitesse de la lumière.

Il semble donc que nous puissions déterminer la vitesse de la lumière soit par l’observation des satellites de Jupiter, soit par des expériences. Si nous adoptons cette dernière méthode, nous pouvons en déduire des conséquences astronomiques remarquables. En effet, nous pouvons utiliser cette méthode pour résoudre ce grand problème souvent évoqué : la distance entre la Terre et le Soleil, bien qu’elle ne puisse rivaliser en précision avec certaines autres méthodes.

Les dimensions du système solaire sont si considérables qu’un rayon de soleil nécessite un laps de temps appréciable pour traverser l’abîme qui sépare la Terre du Soleil. Huit minutes représentent approximativement la durée de ce trajet ; ainsi, à tout moment, nous voyons le Soleil tel qu’il apparaissait il y a huit minutes pour un observateur se trouvant à proximité immédiate de lui. En réalité, même si le Soleil venait soudainement à disparaître, on continuerait de le voir briller intensément pendant huit minutes après sa disparition réelle. Nous pouvons déterminer cette période à partir des éclipses des satellites de Jupiter.

Tant que le satellite brille, il émet un flux de lumière à travers l’immense espace qui sépare Jupiter de la Terre. Lorsque l’éclipse commence, la petite sphère n’est plus lumineuse, mais il existe néanmoins un long faisceau de lumière en route, et tant que tout cela n’a pas atteint nos télescopes, nous voyons encore le satellite briller comme avant. Si nous pouvions calculer le moment exact où l’éclipse a eu lieu, et si nous pouvions observer le moment où elle est perçue, la différence entre les deux indiquerait le temps que met la lumière pour parcourir son trajet. Cela peut être déterminé avec une certaine précision ; et, puisque nous connaissons déjà la vitesse de la lumière, nous pouvons déterminer la distance entre Jupiter et la Terre, et donc en déduire l’échelle du système solaire. Il convient cependant de noter qu’à chacune des extrémités de ce processus il existe des sources caractéristiques d’incertitude. L’apparition de l’éclipse n’est pas un phénomène instantané. Le satellite est suffisamment grand pour nécessiter un temps appréciable pour traverser la frontière qui définit l’ombre, de sorte que l’observation d’une éclipse ne peut être suffisamment précise pour servir de base à une mesure importante et exacte.[23] Des difficultés encore plus grandes accompagnent la tentative de définir le moment exact de l’apparition de l’éclipse telle qu’elle serait vue par un observateur situé à proximité du satellite. Pour cela, nous aurions besoin d’une théorie bien plus parfaite des mouvements des satellites de Jupiter que celle qui est actuellement accessible. Cette méthode pour déterminer la distance au Soleil ne permet pas d’obtenir un résultat précis à l’ordre du millième de sa valeur, et nous pouvons l’abandonner, étant donné que les autres méthodes disponibles semblent permettre une précision bien plus élevée.

Les quatre principaux satellites de Jupiter présentent un intérêt particulier pour le mathématicien, qui y trouve un exemple frappant de l’universalité de la loi de la gravitation. Ces corps sont bien sûr principalement contrôlés dans leurs mouvements par l’attraction du grand planète ; mais ils s’attirent également mutuellement, ce qui entraîne certaines conséquences curieuses.

Le mouvement moyen du premier satellite par jour autour du centre de Jupiter est de 203°·4890. Celui du deuxième est de 101°·3748, et celui du troisième est de 50°·3177. Ces valeurs sont tellement liées entre elles que l’on constate que la loi suivante est respectée :

Le mouvement moyen du premier satellite, ajouté à deux fois le mouvement moyen du troisième, est exactement égal à trois fois le mouvement moyen du deuxième.

Il existe une autre loi de caractère analogue, qui s’exprime ainsi (la longitude moyenne étant l’angle entre une ligne fixe et le rayon menant au lieu moyen du satellite) : si l’on ajoute à la longitude moyenne du premier satellite deux fois la longitude moyenne du troisième, et qu’on soustrait trois fois la longitude moyenne du deuxième, la différence est toujours de 180°.

Ce sont les observations qui ont permis de découvrir ces principes pour la première fois. Laplace a cependant montré que si les satellites tournaient presque de cette manière, leurs perturbations mutuelles, conformément à la loi de la gravitation, les maintiendraient indéfiniment dans cette position relative.

Nous conclurons en disant que la découverte des satellites de Jupiter a fourni une grande confirmation de la théorie copernicienne. Copernic avait demandé au monde de croire que notre soleil était un grand globe, et que la Terre ainsi que tous les autres planètes étaient de petits corps tournant autour de celui-ci. Cette doctrine, si contraire aux théories antérieures et aux preuves immédiates de nos sens, ne pouvait être établie que par un raisonnement rigoureux. La découverte des satellites de Jupiter fut donc très opportune. Nous avions là une démonstration visuelle exquise d’un système, certes à une échelle bien plus petite, mais identique à celui que Copernic avait proposé. L’astronome qui observait les lunes de Jupiter en train de tourner autour de leur planète mère, qui notait leurs éclipses et tous les phénomènes intéressants qui les accompagnaient, voyait sous ses yeux, de manière tout à fait indubitable, que la grande planète contrôlait ces petits corps et les forçait à tourner autour d’elle, offrant ainsi une miniature du grand système solaire lui-même.

« Comme pour les taches solaires, l’annonce de cette découverte par Galilée fut accueillie avec incrédulité par les philosophes de l’époque qui croyaient que tout dans la nature était décrit dans les écrits d’Aristote. Un astronome éminent, Clavius, affirma qu’il fallait disposer d’un télescope capable de les faire apparaître ; mais il changea ensuite son avis. »

Dès qu’il les vit de ses propres yeux. Un autre philosophe, plus prudent, refusa de porter son regard au télescope de peur de les voir et d’en être convaincu. Il mourut peu après. « J’espère », dit le caustique Galilée, « qu’il les a vus en chemin vers le ciel »[24]

CHAPITRE XIII.
SATURNE.
La position de Saturne dans le système — Saturne, l’un des trois objets les plus intéressants du ciel — Comparé à Jupiter — Saturne à l’œil nu — Statistiques relatives au planète — Densité de Saturne — Plus léger que l’eau — Les recherches de Galilée — Ce qu’il a découvert sur Saturne — Un objet mystérieux — Les découvertes faites par Huygens un demi-siècle plus tard — Comment l’existence des anneaux a été démontrée — L’invisibilité des anneaux tous les quinze ans — La rotation de la planète — La célèbre cyphre — L’explication — Dessin de Saturne — La ligne sombre — Les recherches de W. Herschel — La division dans l’anneau est-elle vraiment une séparation ? — Possibilité de trancher la question — L’anneau en position critique — Y a-t-il d’autres divisions dans l’anneau ? — L’anneau terne — Nature physique des anneaux de Saturne — Peuvent-ils être solides ? — Peuvent-ils même être des anneaux minces ? — Un fluide ? — Vraie nature des anneaux — Une multitude de petits satellites — Analogie des anneaux de Saturne avec le groupe des planètes mineures — Problèmes soulevés par Saturne — Le groupe de satellites de Saturne — Les découvertes d’ satellites supplémentaires — L’orbite de Saturne n’est pas la frontière de notre système.

À une distance profonde dans l’espace, qui est en moyenne de 886 000 000 de miles, la planète Saturne effectue sa puissante révolution autour du soleil en un laps de vingt-neuf ans et demi. Cette orbite gigantesque constituait la limite du système planétaire, du moins pour ce que les anciens en savaient.

Bien que Saturne ne soit pas un corps aussi grand que Jupiter, il dépasse de loin la Terre en volume et en masse, et est en effet bien plus grand que n’importe quelle autre planète, à l’exception de Jupiter lui-même. Mais si Saturne doit céder la palme à Jupiter en termes de simples dimensions, on admet généralement que même Jupiter, avec toute son escorte, ne peut rivaliser en beauté avec le merveilleux système de Saturne. Pour l’auteur de ces lignes, Saturne a toujours semblé être l’un des trois objets célestes les plus intéressants visibles par les observateurs des latitudes nordiques. Les deux autres occuperont notre attention dans les chapitres suivants : la grande nébuleuse d’Orion et l’amas d’étoiles d’Hercule.

En ce qui concerne la sphère de Saturne, nous ne rencontrons aucune caractéristique qui confère à cette planète un intérêt exceptionnel. Sa taille est inférieure à celle de Jupiter, et comme ce dernier se trouve également beaucoup plus près de nous, la taille apparente de Saturne est deux fois moindre que celle de Jupiter. Il convient également de noter que, en raison de la plus grande distance de Saturne par rapport au Soleil, son éclat intrinsèque est inférieur à celui de Jupiter. Il existe sans doute certaines marques et bandes fréquemment visibles sur Saturne, mais elles ne sont pas aussi frappantes ni aussi caractéristiques que les ceintures toujours changeantes de Jupiter. L’apparence de Saturne vue au télescope est également bien moins intéressante que celle de Mars. La finesse des détails que l’on peut observer sur Mars lorsque celle-ci est bien placée n’a absolument aucun équivalent chez le lointain et faiblement lumineux Saturne. De même, considéré simplement comme une sphère, Saturne ne possède rien de comparable à l’intérêt de Vénus. Le grand éclat de Vénus est complètement incomparable à celui de Saturne, tandis que la brillante croissante de l’étoile du soir est infiniment plus agréable à regarder que toute vue télescopique de la sphère de Saturne. Pourtant, même en admettant tout cela pleinement, cela ne remet pas en cause le fait que Saturne soit l’un des objets les plus magnifiques et les plus intéressants du ciel. Cet intérêt ne provient pas de sa sphère elle-même ; il provient de ce système merveilleux d’anneaux qui entoure Saturne — un système admirable sous tous les aspects et, pour autant que nos connaissances le permettent, sans équivalent dans l’immensité de l’univers.

Fig. 64. Saturne. (2 juillet 1894. Télescope équatorial de 36 pouces.) (Prof. E.E. Barnard.)
À l’œil nu, Saturne ressemble généralement à une étoile de première magnitude. Sa lumière seule serait à peine suffisante pour la distinguer de nombreuses étoiles fixes plus brillantes. Pourtant, les anciens connaissaient Saturne et savaient qu’il s’agissait d’une planète. Elle était incluse avec les quatre autres grandes planètes — Mercure, Vénus, Mars et Jupiter — dans le groupe des planètes errantes, qui n’étaient liées à aucun point fixe du ciel comme les étoiles. En raison de la grande distance de Saturne, ses mouvements sont beaucoup plus lents que ceux des autres planètes connues des anciens. Il faut vingt-neuf ans et demi pour que cet objet lointain achève son parcours dans le ciel ; et, bien que ce mouvement soit lent par rapport aux changements incessants de Vénus, il est suffisamment rapide pour attirer l’attention de tout observateur attentif. En une année, Saturne parcourt une distance d’environ douze degrés, une quantité suffisamment importante pour être visible à l’observation occasionnelle. Même en un mois, ou parfois en une semaine, la planète traverse un arc de ciel que tout le monde peut détecter s’il prend la peine de marquer l’emplacement de la planète par rapport aux étoiles environnantes. Ceux qui ont la chance d’utiliser des instruments astronomiques précis peuvent facilement détecter le mouvement de Saturne en quelques heures.

La distance moyenne entre le Soleil et Saturne est d’environ 886 millions de miles. La trajectoire de Saturne, comme celle de tous les autres planètes, est en réalité une ellipse dont le Soleil occupe un des foyers. Dans le cas de Saturne, la forme de cette ellipse diffère considérablement de celle d’une trajectoire purement circulaire. Saturne se déplace le long de cette trajectoire à une vitesse moyenne de 5,96 miles par seconde.

Le diamètre moyen du globe de Saturne est d’environ 71 000 miles. Son diamètre équatorial est d’environ 75 000 miles, et son diamètre polaire de 67 000 miles – le rapport entre ces valeurs étant d’environ 10 pour 9. Il est donc évident que Saturne s’éloigne fortement de la forme véritablement sphérique. La protubérance à son équateur doit sans aucun doute être attribuée à la grande vitesse à laquelle le planète tourne. La vitesse de rotation de Saturne est plus du double de celle de la Terre, bien qu’elle ne soit pas tout à fait aussi élevée que celle de Jupiter. Saturne effectue une rotation complète en environ 10 heures 14 minutes. Cependant, M. Stanley Williams a observé avec grande précision un certain nombre de taches qu’il a découvertes, et il constate que certaines de ces taches, situées à environ 27° de latitude nord, indiquent une période de rotation allant de 10 heures 14 minutes à 15 minutes, tandis que les taches équatoriales n’ont besoin que de 10 heures 12 minutes à 13 minutes. Il existe cependant la particularité que des taches situées à la même latitude, mais en différentes parties du planète, tournent à des vitesses qui diffèrent d’une minute ou plus, tandis que la période trouvée pour différents groupes de taches semble varier d’année en année.

Ces faits prouvent que Saturne et ses taches ne forment pas un système rigide. La légèreté de ce planète est telle qu’elle est totalement incompatible avec l’hypothèse selon laquelle son globe serait constitué de matériaux solides comparables à ceux dont est composée la croûte terrestre. Les satellites qui entourent Saturne et forment un système tout aussi intéressant que les fameux anneaux eux-mêmes, nous permettent de peser le planète par rapport au Soleil, et donc de déduire sa masse réelle par rapport à celle de la Terre. Le résultat est assez remarquable : il semble que la densité de la Terre soit huit fois supérieure à celle de Saturne. En fait, la densité de ce dernier est inférieure à celle même de l’eau, de sorte qu’un immense globe d’eau, de volume égal à celui de Saturne, pèserait en réalité plus lourd. Si l’on pouvait imaginer un vaste océan dans lequel un globe

Si l’on fabriquait des corps de taille et de poids égaux à ceux de Saturne, le grand globe ne sombrerait pas, comme notre Terre ou comme n’importe quel autre planète ; il flotterait à la surface, avec un quart de sa masse hors de l’eau.

Nous apprenons ainsi, avec une grande probabilité, que ce que nos télescopes montrent sur Saturne n’est pas une surface solide, mais simplement un vaste enveloppement de nuages entourant un intérieur chauffé. Il est difficile de ne pas penser que cette planète, tout comme Jupiter, a conservé sa chaleur en raison de sa très grande masse. Nous devons cependant faire allusion à une circonstance qui peut sembler quelque peu contradictoire avec ce point de vue. Nous avons constaté que Jupiter et Saturne sont tous deux beaucoup moins denses que la Terre. Lorsque nous comparons les deux planètes, il semble que Saturne soit encore moins dense que Jupiter. En effet, chaque mile cube de Jupiter pèse presque deux fois plus que chaque mile cube de Saturne. Cela semble indiquer que Saturne est le corps le plus chauffé des deux. Pourtant, comme Jupiter est plus grand, on aurait pu raisonnablement s’attendre à ce qu’il soit plus chaud que l’autre planète. Nous ne tentons pas de résoudre cette contradiction ; en fait, étant donné notre ignorance quant à la composition matérielle de ces corps, il serait vain d’en discuter.

Même si l’on tient compte de la légèreté de Saturne par rapport à la Terre en termes de volume, son volume est si énorme que la planète pèse plus de quatre-vingt-quinze fois plus que la Terre. La représentation ci-jointe montre les tailles relatives de Saturne et de la Terre (fig. 65).

Comme l’œil nu ne révèle aucune de ces merveilles qui entourent Saturne, on peut dire que l’intérêt pour cette planète commence au moment où elle a commencé à être observée au télescope. Il convient de mentionner brièvement son histoire, car ce n’est que progressivement que la véritable nature de cet objet complexe a été comprise. Lorsque Galilée acheva son petit télescope réfracteur, qui, bien qu’il ne produise qu’un grossissement de trente fois, constituait néanmoins une amélioration considérable par rapport à la vision à l’œil nu, il en utilisa pour effectuer son examen mémorable du ciel. Il vit les taches sur le Soleil et les montagnes sur la Lune ; il remarqua la croissante de Vénus.

et les satellites de Jupiter.
Stimulé et encouragé par de telles découvertes brillantes, il chercha naturellement à examiner les autres planètes, et dirigea donc son télescope vers Saturne. Là encore, Galilée fit immédiatement une découverte. Il vit que Saturne présentait une forme visible comme les autres planètes, mais qu’il différait de tout autre objet observé au télescope, car il lui semblait être composé de trois corps qui se touchaient toujours et maintenaient constamment les mêmes positions relatives. Ces trois corps étaient alignés : le central était le plus grand, et les deux autres se trouvaient à l’est et à l’ouest de lui. Rien dans le ciel qu’il avait vu jusqu’alors n’avait rempli son esprit d’une telle stupéfaction, ni ne semblait aussi complètement inexplicable.

Dans ses efforts pour comprendre cet objet mystérieux, Galilée poursuivit ses observations au cours de l’année 1610, et, à sa grande surprise, il vit les deux corps plus petits devenir de plus en plus petits, jusqu’à ce qu, au cours des deux années suivantes, ils aient complètement disparu, et que la planète apparaisse simplement sous la forme d’un disque rond, comme Jupiter. Là encore, c’était une nouvelle source d’inquiétude pour Galilée. Il devait alors faire face aux partisans du système astronomique ancien, qui se moquaient de ses découvertes et refusaient d’accepter ses théories. Il avait annoncé son observation de la nature composite de Saturne ; il devait maintenant parler de son déclin progressif et

l’extinction définitive de ces deux globes auxiliaires, et il craignait naturellement que ses adversaires ne saisissent l’occasion pour déclarer que toutes ses observations étaient illusoires.[25] « Que dire », remarque-t-il, « à propos d’une telle métamorphose étrange ? Ces deux étoiles plus petites sont-elles consumées à la manière des taches solaires ? Ont-elles disparu et fui soudainement ? Saturne a-t-il peut-être dévoré ses propres enfants ? Ou bien ces apparitions n’étaient-elles en réalité qu’une illusion ou une fraude, avec lesquelles les télescopes m’ont trompé pendant si longtemps, ainsi que beaucoup d’autres à qui je les ai montrés ? Peut-être est-il maintenant temps de raviver les espoirs presque éteints de ceux qui, guidés par des contemplations plus profondes, ont découvert la fausseté des nouvelles observations et démontré l’impossibilité absolue de leur existence. Je ne sais que dire dans un cas si surprenant, si inattendu et si novateur. La brièveté du temps, la nature inopinée de l’événement, la faiblesse de ma compréhension et la peur de me tromper m’ont grandement confus. »

Mais Galilée ne se trompait pas. Ces objets étaient bien là lorsqu’il a commencé à les observer, ils ont bien diminué de taille et ils ont bien disparu ; mais cette disparition n’a duré qu’un temps — ils sont réapparus. Ils furent alors soumis à des examens incessants, jusqu’à ce que leur nature soit progressivement élucidée. Grâce à une puissance de télescope accrue, on découvrit que les deux corps que Galilée avait décrits comme des globes de part et d’autre de Saturne n’étaient pas vraiment sphériques — c’étaient plutôt deux croissants lumineux, dont la concavité était tournée vers le globe central. On constata également que ces objets subissaient une série remarquable de changements périodiques. Au début de chaque série, on trouvait la planète sous forme d’un disque véritablement circulaire. Les appendices apparaissaient d’abord comme deux bras s’étendant directement vers l’extérieur de chaque côté de la planète ; puis ces bras s’ouvraient progressivement en deux croissants, ressemblant à des poignées du globe, et atteignaient leur largeur maximale après environ sept ou huit ans ; ensuite, ils commençaient à se contracter, jusqu’à disparaître à nouveau après environ le même laps de temps.

La véritable nature de ces objets fut finalement découverte par Huygens en 1655, près d’un demi-siècle après que Galilée eut pour la première fois détecté leur apparition.

Il perçut l’ombre projetée par l’anneau sur la sphère, et son explication du phénomène fut formulée d’une manière très philosophique. Il remarqua que la Terre, le Soleil et la Lune tournaient autour de leurs axes, et il considéra donc comme une loi générale que chacun des corps du système tourne autour d’un axe. Il est vrai que aucune observation n’avait encore montré que Saturne tournait également ; mais il serait hautement, voire infiniment, improbable qu’un planète soit dépourvue de ce mouvement. Toutes les analogies du système conduisaient à la conclusion que la vitesse de rotation devait être considérable. On savait déjà qu’un satellite de Saturne effectuait une orbite en seize jours, ce qui représente un peu plus de la moitié de notre mois. Huygens supposa – et c’était une supposition tout à fait raisonnable – que Saturne tournait très probablement rapidement autour de son axe. Il fallait également noter que, si ces appendices remarquables étaient réellement reliés au planète par un lien physique, ils devaient tourner avec Saturne. Cependant, même s’ils n’étaient pas réellement attachés, il resterait nécessaire qu’ils tournent si l’on voulait conserver, ne serait-ce qu’à un certain degré, l’analogie entre Saturne et les autres objets du système. Nous voyons des satellites près de Jupiter qui tournent autour de lui. Plus près de nous, nous voyons comment la Lune tourne autour de la Terre. Nous voyons comment tout le système planétaire tourne autour du Soleil. Toutes ces considérations étaient présentes à l’esprit de Huygens lorsqu’il en vint à la conclusion que, que ces appendices curieux soient réellement attachés au planète ou physiquement séparés d’elle, ils devaient néanmoins être en rotation.

Avec de telles raisonnements, il devint bientôt facile de conjecturer la véritable nature du système saturnien. Nous avons vu comment ces appendices disparaissaient de vue tous les quinze ans, pour réapparaître ensuite progressivement, au début sous forme de bras rectilignes s’étendant vers l’extérieur depuis le planète. Le développement progressif est lent ; pendant des semaines et des mois, nuit après nuit, la même apparence se présente avec peu de changements. Mais pendant tout ce temps, à la fois Saturne et les objets mystérieux qui l’entourent tournent. Quels qu’ils soient, ils présentent la même apparence à l’œil, malgré leur mouvement de rotation incessant.

Quelle doit être la forme d’un objet qui satisfait aux conditions implicites ici ? Il ne suffira évidemment pas de considérer les projections comme deux rayons partant du planète. Ils passeraient de visibles à invisibles à chaque rotation, ce qui entraînerait des changements incessants d’apparence au lieu de ce changement lent et progressif qui nécessite quinze ans pour une période complète. Il existe en effet d’autres considérations qui excluent la possibilité que ces objets soient de ce type, car ils ont toujours la même longueur par rapport au diamètre du planète. Une petite réflexion montre qu’une seule hypothèse – et en réalité seulement une – correspond à tous les faits du cas. S’il existait un anneau fin et symétrique tournant dans son propre plan autour de l’équateur de Saturne, alors la persistance de l’objet d’une nuit à l’autre s’expliquerait. Cela élimine d’emblée la majeure partie de la difficulté. Pour le reste, il suffisait de supposer que l’anneau était si fin qu’en étant orienté perpendiculairement vers la Terre, il devenait invisible, puis, à mesure que le côté éclairé du plan s’inclinait de plus en plus vers la Terre, les appendices attachés au planète augmentaient progressivement. L’apparence en forme de poignée que l’objet prenait périodiquement démontrait que l’anneau ne pouvait pas être fixé au globe.

Finalement, Huygens découvrit qu’il tenait la clé du grand mystère qui avait déconcerté les astronomes depuis cinquante ans. Il comprit que l’anneau était un objet d’un intérêt stupéfiant, unique à l’époque, et qui le demeure d’ailleurs encore aujourd’hui. Il sentit cependant qu’il n’avait guère démontré la question avec toute la certitude qu’elle méritait, certitude qu’il pensait pouvoir obtenir en y consacrant davantage d’attention. Néanmoins, il hésitait à risquer de perdre sa découverte en retardant indûment son annonce, de peur qu’un autre astronome ne s’en empare. Comment donc pourrait-il assurer sa priorité si la découverte s’avérait correcte, tout en ayant le loisir de la perfectionner ? Il adopta la méthode habituelle à l’époque : faire sa première annonce en code. Ainsi, le 5 mars 1656, il publia un traité contenant la proposition suivante :—

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
oooo pp q rr s ttttt uuuuu

Peut-être que certains de ces curieux dont les successeurs consacrent aujourd’hui tant d’efforts aux acrostiches doubles ont-ils réfléchi à ce célèbre cryptogramme et ont même tenté de le déchiffrer. Mais même si de telles tentatives ont eu lieu, on ne sait pas qu’elles aient été couronnées de succès. Cela permit donc à Huygens de poursuivre ses études pendant quelques années de plus. Il testa sa théorie de toutes les manières possibles et constata qu’elle était confirmée dans tous ses détails. Il pensa donc qu’il n’était plus nécessaire de cacher au monde sa grande découverte ; ainsi, en 1659 — environ trois ans après la publication de son cryptogramme — il annonça son interprétation. En restituant les lettres à leur disposition initiale, la découverte fut formulée en ces termes : « Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato », ce qui peut se traduire par : « La planète est entourée d’un fin anneau plat, distinct partout de sa surface, et incliné par rapport à l’ellipse. »

Huygens ne se contenta pas de démontrer simplement à quel point cette hypothèse expliquait tous les phénomènes observés. Il la soumit à l’épreuve la plus rigoureuse qui puisse être appliquée à toute théorie astronomique. Il tenta, à son aide, de faire une prédiction dont la réalisation conférerait nécessairement à sa théorie un caractère certain. D’après ses calculs, la planète apparaîtrait sous forme circulaire vers juillet ou août 1671. Cette prévision fut pratiquement confirmée, car on vit l’anneau disparaître en mai de cette année-là. Sans aucun doute, grâce à nos calculs modernes, fondés sur des observations continues et précises, nous sommes aujourd’hui en mesure de faire des prévisions concernant l’apparition ou la disparition de l’anneau de Saturne avec une précision bien plus grande ; mais, en gardant à l’esprit le stade initial de l’histoire de cette planète auquel la prédiction de Huygens fut faite, nous devons considérer sa réalisation comme suffisante en soi, et comme confirmant de manière satisfaisante la théorie de Saturne et de son anneau.

Le anneau de Saturne ayant ainsi été définitivement reconnu comme un fait indéniable dans l’architecture céleste, chaque génération d’astronomes s’est efforcée de découvrir davantage de ses caractéristiques merveilleuses. Sur le frontispice (Platine I), nous voyons la planète telle qu’elle a été observée depuis l’Observatoire du Harvard College, aux États-Unis, entre le 28 juillet et le 20 octobre 1872. Elle a été dessinée par l’habile astronome et artiste M. L. Trouvelot, offrant ainsi une représentation fidèle et magnifique de cet objet unique.

La figure 64 montre un dessin du même objet, pris le 2 juillet 1894 par le professeur E.E. Barnard, à l’Observatoire Lick.

La découverte majeure suivante dans le système de Saturne, après celles de Huygens, a montré que l’anneau entourant la planète était marqué par une ligne concentrique sombre qui le divisait en deux parties – la partie extérieure étant plus étroite que la partie intérieure. Cette ligne fut aperçue pour la première fois par J.D. Cassini, lorsque Saturne émergea des rayons du soleil en 1675. Le fait que cette ligne noire ne soit pas simplement une tache noire sur l’anneau, mais qu’il s’agisse en réalité d’une séparation, fut rendu très probable par les recherches de Maraldi en 1715, suivies de celles, de nombreuses années plus tard, de Sir William Herschel, qui, avec cette rigueur qui était une caractéristique marquante de sa personne, effectua un examen minutieux et scrupuleux de Saturne. Nuit après nuit, il l’observa pendant des heures à l’aide de ses instruments précis, contribuant ainsi considérablement à notre connaissance de la planète et de son système.

Herschel accorda une attention particulière à l’examen de la ligne qui divisait l’anneau. Il constata que la couleur de cette ligne ne se distinguait pas de celle de l’espace situé entre la planète et l’anneau. Il l’observa pendant dix ans sur la face nord de l’anneau, et pendant toute cette période, elle conserva toujours la même largeur, la même couleur et la même netteté de contours. Il eut alors la chance d’observer la face sud de l’anneau. Là aussi, on pouvait voir la ligne noire, correspondant tant en apparence qu’en position à la ligne sombre observée sur la face nord. Aucun doute ne pouvait subsister quant au fait que Saturne était ceinturé de deux

Des anneaux concentriques de même épaisseur, dont le bord extérieur d’un se rapproche beaucoup du bord intérieur de l’autre.

Il convient en même temps d’ajouter que la seule preuve absolument indiscutable de la division entre les anneaux n’a pas encore été fournie par le télescope. Les observations faites par Herschel seraient compatibles avec l’idée que la ligne noire n’était qu’une partie de l’anneau s’étendant à travers son épaisseur, et composée de matériaux bien moins capables de refléter la lumière que le reste de l’anneau. Il reste douteux de savoir dans quelle mesure il est possible de voir réellement à travers cette ligne sombre. Il n’y a apparemment qu’une méthode satisfaisante pour y parvenir. Cela ne se produirait que dans des circonstances rares, et il ne semble pas que l’occasion se soit encore présentée. Supposons que, au cours de son mouvement dans le ciel, la trajectoire de Saturne croise par hasard directement entre la Terre et une étoile fixe. L’apparence d’une étoile vue au télescope n’est qu’un point lumineux bien plus petit que les globes et les anneaux de Saturne. Si l’anneau passait devant l’étoile et que la ligne noire sur l’anneau recouvrait l’étoile, nous verrions, si la ligne noire était vraiment une ouverture, l’étoile briller à travers cette étroite ouverture.

Jusqu’à présent, nous croyons qu’il n’y a pas eu d’occasion de soumettre la question du caractère double de l’anneau à ce test décisif. Espérons que, puisqu’il existe aujourd’hui tant de télescopes suffisamment performants pour aborder ce sujet, des observations pourront bientôt être effectuées qui trancheront la question. On ne peut guère espérer qu’une étoile très petite soit adaptée. Sans aucun doute, la petitesse de l’étoile rendrait les observations plus délicates et précises si elle était visible ; mais nous devons nous rappeler qu’elle serait mise en contraste avec les anneaux brillants de Saturne sur chacun de ses bords, de sorte que, à moins que l’étoile ne soit de magnitude considérable, elle ne servirait pas à grand-chose. Cependant, il a été récemment observé que le globe du planète peut, dans une certaine mesure, être discerné à travers la ligne noire ; c’est pratiquement une démonstration du fait que cette ligne est en tout cas partiellement transparente.

L’anneau extérieur est également divisé en deux par une ligne bien plus faible que celle qui vient d’être décrite. Il faut un bon télescope et une nuit claire, associés à une position favorable de la planète, pour que cette ligne devienne un objet bien visible. Elle est le plus facilement observable aux extrémités de l’anneau les plus éloignées de la planète. Pour l’auteur de ces lignes, qui a examiné la planète avec le réfracteur de douze pouces de l’observatoire équatorial du Sud à Dunsink, cette ligne extérieure semble aussi large que la ligne bien connue ; mais elle est sans aucun doute plus faible et présente un aspect plus sombre. Elle ne suggère certainement pas l’idée qu’il s’agisse réellement d’une ouverture dans l’anneau, et elle reste souvent invisible pendant longtemps. Il semble plutôt que l’anneau y soit plus fin et moins dense, sans pour autant être complètement dépourvu de matière.

On peut s’attendre à obtenir beaucoup plus d’informations sur ces points lorsque l’anneau se trouvera à nouveau dans une position telle que son plan, s’il existait, passerait entre la Terre et le Soleil. De telles occasions sont rares, et même lorsqu’elles se produisent, il se peut que la planète ne soit pas bien placée pour être observée. La prochaine occasion vraiment favorable n’interviendra pas avant 1907. Dans ce cas, la lumière solaire éclaire un côté de l’anneau, tandis que c’est l’autre côté qui fait face à la Terre. Des télescopes puissants sont nécessaires pour observer la planète dans de telles conditions ; mais on peut raisonnablement espérer que les questions relatives à la division de l’anneau, ainsi qu’à de nombreux autres aspects, recevront alors des éclaircissements supplémentaires.

Occasionnellement, d’autres divisions de l’anneau, tant intérieures qu’extérieures, ont été enregistrées. On peut en tout cas affirmer que de telles divisions ne peuvent être considérées comme des caractéristiques permanentes. Cependant, leur existence a été si fréquemment mentionnée par des observateurs compétents qu’il est impossible de douter qu’elles aient parfois été observées.

Environ 200 ans après que Huygens eut expliqué pour la première fois la véritable théorie de Saturne, une autre découverte très importante fut faite. Jusqu’en 1850, on supposait toujours que les deux anneaux, séparés par la ligne noire bien connue, constituaient l’ensemble du système d’anneaux entourant la planète.

planète. Dans l’année précisément mentionnée, le professeur Bond, l’éminent astronome de Cambridge, dans le Massachusetts, a stupéfié le monde astronomique en annonçant sa découverte d’un troisième anneau entourant Saturne. Comme cela arrive souvent dans de tels cas, le même objet a été découvert indépendamment par un autre – un astronome anglais nommé Dawes. Ce troisième anneau se trouve juste à l’intérieur des deux anneaux bien connus et s’étend sur environ la moitié de la distance menant au corps de la planète. Il semble avoir un caractère complètement différent des deux autres anneaux, du fait qu’ils présentent une apparence relativement solide. Nous montrerons d’ailleurs bientôt qu’ils ne sont pas des corps solides – ni même liquides – mais, comparés au troisième anneau, les autres avaient néanmoins un caractère solide. Ils peuvent recevoir et réfléchir l’ombre profondément marquée de Saturne, et ils peuvent projeter eux-mêmes une ombre profonde et noire sur Saturne ; mais le troisième anneau possède une texture beaucoup moins compacte. Il n’a pas l’éclat des autres, il a plutôt une apparence terne et semi-transparente, et l’expression « anneau de crêpe », par laquelle il est souvent désigné, n’est nullement inappropriée. C’est justement la faiblesse de cet anneau de crêpe qui a conduit à ce qu’il soit si souvent négligé par les premiers observateurs de Saturne.

On a souvent remarqué que lorsque une découverte astronomique est faite avec un bon télescope, il devient ensuite possible d’observer le même objet à l’aide d’instruments de puissance bien inférieure. Sans aucun doute, lorsque l’observateur sait ce qu’il cherche, il pourra souvent voir ce qui, autrement, n’aurait pas attiré son attention. On peut considérer comme une illustration de ce principe le fait que l’anneau de crêpe de Saturne soit devenu un objet familier pour ceux qui ont l’habitude de travailler avec de bons télescopes ; mais on peut néanmoins douter que la facilité et la netteté avec lesquelles cet anneau est maintenant visible puissent être entièrement expliquées par cette supposition. En effet, il semble possible que l’anneau de crêpe soit, pour une raison ou une autre, devenu progressivement de plus en plus visible. L’augmentation présumée de son éclat est l’un de ces arguments utilisés actuellement pour prouver que, très probablement, les anneaux de Saturne subissent actuellement une transformation progressive ; mais les observations de Hadley montrent que

L’anneau de crêpe a été observé par lui en 1720, et avait déjà été aperçu auparavant par Campani et Picard, sous forme d’une fine ceinture traversant la planète. La transparence partielle de l’anneau de crêpe a été magnifiquement illustrée lors d’une observation du professeur Barnard de l’éclipse d’Iapetus le 1er novembre 1889. Le satellite était faiblement visible dans l’ombre de l’anneau de crêpe, tandis qu’il était complètement invisible dans l’ombre des anneaux plus connus.

Les différentes caractéristiques des anneaux sont bien représentées sur le dessin de Trouvelot déjà mentionné. On y voit l’anneau intérieur et l’anneau extérieur, ainsi que la ligne de séparation entre eux. Dans l’anneau extérieur, on distingue de faibles traces de la ligne qui le divise, et à l’intérieur de l’anneau intérieur, on a une vue de l’anneau de crêpe curieux et semi-transparent. L’ombre noire de la planète se projette sur l’anneau, ce qui prouve que l’anneau, tout comme le corps de la planète, ne brille que grâce à la lumière solaire qui le frappe. Cette ombre présente quelques caractéristiques anormales, mais son étrange irrégularité peut, dans une certaine mesure, être une illusion d’optique.

Il ne fait aucun doute que toute tentative de représenter les anneaux de Saturne ne montre que les traits saillants de ce système merveilleux. Nous nous trouvons à une telle distance que tous les objets n’ayant pas des dimensions colossales sont invisibles. Nous n’avons en réalité qu’un contour, ce qui nous donne envie de pouvoir combler les détails. Nous souhaitons, par exemple, voir la véritable texture des anneaux et savoir de quels matériaux ils sont faits ; nous voulons comprendre cet étrange anneau de crêpe, si différent de tout autre objet connu dans le ciel. Il ne fait aucun doute qu’on peut encore beaucoup apprendre, malgré toutes les contraintes liées à notre position ; il reste encore place au travail de générations entières d’astronomes disposant d’instruments remarquables. Nous avons besoin de dessins précis de Saturne sous tous les aspects possibles. Nous avons besoin de mesures répétées sans cesse, avec la plus grande rigueur. Ces mesures doivent nous indiquer les tailles et les formes des anneaux ; elles doivent déterminer avec précision la position des lignes sombres et les limites des anneaux. Ces mesures doivent être poursuivies pendant des générations et des siècles ; seulement alors.

Les astronomes terrestres peuvent-ils déterminer si ce système complexe possède réellement les caractéristiques de la permanence, ou s’il est en train de subir des changements ?

Nous avons l’habitude de constater que la loi de la gravitation universelle règne dans toutes les parties de notre système, et nous recourons à la gravitation pour expliquer de nombreux phénomènes autrement inexplicables. Nous avons de bonnes raisons de croire que, dans ce merveilleux système saturnien, la loi de la gravitation est primordiale. Il existe des satellites qui tournent autour de Saturne ainsi qu’un anneau ; ces satellites se déplacent, comme les autres satellites, conformément aux lois de Kepler ; par conséquent, toute théorie concernant la nature de l’anneau de Saturne doit être élaborée sous la condition qu’il soit attiré par le gigantesque planète située à son intérieur.

À première vue, rien ne semble plus simple que de concilier les phénomènes liés à l’anneau avec l’attraction exercée par la planète. On pourrait supposer que l’anneau est en repos, symétriquement disposé autour de la planète. Au centre, la planète attire l’anneau de manière égale de tous les côtés, de sorte qu’il n’y a aucune tendance pour lui de se déplacer d’une manière plutôt que d’une autre ; il restera donc en repos. Cela ne fonctionne pas. Un anneau composé de matériaux presque infiniment rigides pourrait éventuellement rester immobile un instant dans de telles conditions, mais il ne pourrait pas rester en repos de manière permanente, tout comme une aiguille en équilibre verticalement sur sa pointe. Dans les deux cas, l’équilibre est instable. Si la moindre perturbation survient, l’équilibre est rompu et l’anneau tomberait inévitablement vers la planète. De telles causes de perturbation sont constamment présentes, de sorte que l’équilibre instable ne peut pas constituer une explication adéquate des phénomènes.

Même si cette difficulté pouvait être surmontée, il en existe une autre, qui serait tout à fait insurmontable si l’anneau était composé de matériaux que nous connaissons. Réfléchissons un instant à cette question, car elle mènera naturellement à l’explication des anneaux de Saturne qui est aujourd’hui la plus généralement acceptée.

Imaginez que vous vous teniez sur la planète Saturne, près de son équateur ; au-dessus de votre tête s’étend l’anneau, qui descend jusqu’à l’horizon à l’est et à l’ouest. La moitié de l’anneau au-dessus de votre horizon ressemblerait alors à un puissant arc, dont la portée serait d’environ cent mille miles. Chaque particule de cet arc est attirée vers Saturne par la gravité, et si l’arc continue d’exister, c’est en obéissance aux lois mécaniques ordinaires qui régissent les arcs ferroviaires que nous connaissons.

La persistance de ces arcs dépend de la résistance des pierres qui les composent face à une force de compression. Chaque pierre d’un arc est soumise à une pression énorme, mais la pierre est un matériau capable de résister à une telle pression, et l’arc reste intact. Plus la portée de l’arc est grande, plus grande est la pression à laquelle chaque pierre est exposée. Finalement, on atteint une portée correspondant à une pression supérieure à ce que les pierres peuvent supporter en toute sécurité, et c’est ainsi que l’on trouve la portée maximale au-delà de laquelle un seul arc en maçonnerie peut être construit. Appliquons ces principes à l’immense arc formé par l’anneau de Saturne. On peut montrer que la pression exercée sur les matériaux de cet arc, capables de surmonter un abîme d’une telle ampleur, serait si énorme que aucun des matériaux que nous connaissons ne pourrait la supporter. Même si l’anneau était fait du acier le plus résistant jamais créé, la pression serait si grande que le métal serait comprimé comme un liquide, et la structure imposante s’effondrerait et tomberait sur la surface de la planète. Il n’est pas crédible qu’il puisse exister des matériaux capables de résister à une telle contrainte. La loi de la gravité nous invite donc à chercher un moyen d’atténuer l’intensité de cette contrainte.

Une méthode existe, et elle est évidemment suggérée par des phénomènes analogues partout dans notre système. Nous avons parlé de l’anneau comme s’il était immobile ; supposons maintenant qu’il soit animé par un mouvement de rotation dans son plan autour de Saturne comme centre. Immédiatement, une force antagoniste à la gravité de Saturne se développe. Cette force est la force centrifuge. Si nous imaginons que l’anneau tourne, la force centrifuge agit en tous points dans une direction opposée à la force d’attraction, et donc…

La pression énorme exercée sur l’anneau peut être atténuée et une difficulté peut être surmontée.

Nous pouvons donc attribuer à chaque anneau une rotation qui le soulagera partiellement de la pression que l’arc aurait sinon dû supporter. Mais nous ne pouvons pas admettre que la difficulté ait été entièrement éliminée. Supposons que l’anneau extérieur tourne à une vitesse appropriée pour neutraliser la gravité à son bord extérieur : la force centrifuge sera alors moindre à l’intérieur de l’anneau, tandis que la gravité sera plus forte ; par conséquent, d’énormes contraintes se formeront dans les parties intérieures de l’anneau extérieur. Supposons maintenant que l’anneau tourne à une vitesse suffisante pour neutraliser la gravité à son bord intérieur : la force centrifuge dans les parties extérieures dépassera alors largement la gravité, ce qui entraînera une tendance à la rupture de l’anneau vers l’extérieur.

Pour éviter cette tendance, nous pouvons supposer que les parties extérieures de chaque anneau tournent plus lentement que les parties intérieures. Cela exige naturellement que les différentes parties de l’anneau soient mobiles les unes par rapport aux autres, ce qui nous amène à penser que les anneaux sont peut-être en réalité composés de matière à l’état fluide. À première vue, cette idée semble plausible : chaque partie de chaque anneau se déplacerait alors avec une vitesse appropriée, et les anneaux présenteraient ainsi un certain nombre de courants circulaires concentriques à des vitesses différentes. Le mathématicien peut approfondir cette réflexion et étudier comment ce fluide se comporterait dans de telles conditions. Ses symboles lui permettent d’explorer les subtilités qui ne peuvent être décrites en langage ordinaire. Le mathématicien constate que des ondes naîtraient dans ce fluide présumé, et que, comme ces ondes entraîneraient la rupture des anneaux, la théorie du fluide doit être abandonnée.

Mais nous pouvons encore faire une ou deux hypothèses supplémentaires. Et si c’était vraiment vrai que l’anneau était constitué d’un nombre incroyablement grand de anneaux concentriques, chacun animé précisément de la vitesse nécessaire pour générer une force centrifuge juste suffisante pour neutraliser l’attraction ? Sans aucun doute, cela résoudrait beaucoup des difficultés : cette hypothèse est également suggérée par les observations qui ont montré la présence de plusieurs lignes sombres sur

anneau. Ici encore, des considérations dynamiques doivent être invoquées pour répondre.
Un tel système d’anneaux solides n’est pas compatible avec les lois de la dynamique.

Nous sommes donc contraints de faire une dernière tentative, et même de subdiviser davantage l’anneau. Il peut sembler assez surprenant d’abandonner complètement l’hypothèse selon laquelle l’anneau serait, d’une manière ou d’une autre, un corps continu, mais il n’y a aucune autre alternative. Quoi que nous fassions, il semble que nous soyons conduits à la conclusion que l’anneau est en réalité un immense banc de corps extrêmement petits ; chacun de ces petits corps suit sa propre orbite autour de la planète et n’est en fait qu’un satellite. Ces corps sont si nombreux et si proches les uns des autres qu’ils nous semblent continus, et ils peuvent être très petits — peut-être pas plus gros que les gouttelettes d’eau trouvées dans un nuage ordinaire au-dessus de la surface de la Terre, qui, même à courte distance, paraissent constituer un corps continu.

Jusqu’il y a quelques années, cette théorie concernant la composition des anneaux de Saturne, bien qu’inattaquable du point de vue mathématique, n’avait jamais été confirmée par l’observation. Le seul astronome qui affirmait avoir réellement vu les anneaux tourner était W. Herschel, qui observa le mouvement de quelques points lumineux sur l’anneau en 1789, à l’époque où le plan de l’anneau traversait justement la Terre. À partir de ces observations, Herschel conclut que l’anneau tournait en dix heures et trente-deux minutes. Mais aucun des observateurs ultérieurs, même s’ils utilisaient des instruments bien supérieurs à ceux de Herschel, ne parvint jamais à confirmer la rotation de ces appendices de Saturne. Si l’anneau était composé d’un grand nombre de petits corps, alors la troisième loi de Kepler nous permettrait de calculer le temps nécessaire à ces minuscules satellites pour effectuer un tour complet autour de la planète. Il semble que tout satellite situé au bord extérieur de l’anneau aurait besoin d’un période de 13 heures 46 minutes, ceux situés près du milieu n’auraient pas besoin de plus de 10 heures 28 minutes, tandis que ceux situés au bord intérieur de l’anneau accompliraient leur rotation en 7 heures 28 minutes. Même nos télescopes les plus puissants, installés dans les cieux les plus purs et utilisés par les astronomes les plus compétents, refusent de montrer ce phénomène extrêmement délicat. Ce serait en effet…

répétition à grande échelle du comportement curieux du satellite intérieur de Mars, qui orbite autour de son corps principal en moins de temps que le planète elle-même n’en met pour tourner sur son propre axe.

Fig. 66.—Méthode du prof. Keeler pour mesurer la rotation de l’anneau de Saturne.
Mais ce que le télescope ne pouvait pas montrer, le spectroscope l’a récemment démontré d’une manière des plus efficaces et intéressantes. Nous avons expliqué dans le chapitre sur le soleil comment le mouvement d’une source de lumière le long de la ligne de vision, vers ou loin de l’observateur, produit un léger décalage dans

Position des lignes du spectre. En mesurant le décalage des lignes, on peut déterminer la direction et l’amplitude du mouvement de la source de lumière. Nous avons illustré cette méthode en montrant comment elle a été utilisée pour mesurer la vitesse de rotation de la surface solaire. En 1895, le professeur Keeler[26], directeur de l’Observatoire d’Allegheny, a réussi à mesurer la rotation des anneaux de Saturne de cette manière. Il a placé la fente de son spectroscope perpendiculairement à la sphère, dans la direction de l’axe majeur de la figure elliptique que donne l’effet de perspective aux anneaux, comme le montrent les lignes parallèles de la figure 66 s’étendant de e à w. Sa plaque photographique devait alors montrer trois spectres côte à côte, celui de la sphère de Saturne au milieu, séparé par des intervalles sombres des spectres plus étroits au-dessus et en dessous, correspondant aux deux « poignées » (ou ansæ, comme on les appelle généralement) de l’anneau. Dans la figure 67, nous avons représenté le comportement d’une ligne quelconque du spectre sous différentes hypothèses concernant la rotation ou la non-rotation de Saturne et de son anneau. En haut (1), on voit à quoi ressemblerait chaque ligne en l’absence de mouvement de rotation ; les trois lignes provenant de l’anneau, de la planète et de l’anneau se trouveraient alors sur une ligne droite. Bien sûr, le spectre, qui n’est en réalité qu’une copie très faible du spectre solaire, présente les principales lignes sombres de Fraunhofer ; le lecteur doit donc se les imaginer, parallèles à celle que nous montrons dans la figure. Mais Saturne et son anneau ne sont pas immobiles : ils tournent, la partie orientale (à e) se dirigeant vers nous, tandis que la partie occidentale (w) s’éloigne de nous[27]. À e, la ligne sera donc déplacée vers l’extrémité violette du spectre, et à w vers l’extrémité rouge. Et comme la vitesse linéaire réelle augmente à mesure que l’on s’éloigne du centre de Saturne (en supposant que l’anneau et la planète tournent ensemble), les lignes seraient déviées comme dans la figure 67 (2), mais les trois resteraient alignées sur une ligne droite. Si l’anneau était composé de deux anneaux indépendants séparés par la division de Cassini et tournant à des vitesses différentes, les lignes se trouveraient comme dans la figure 67 (3) : les lignes provenant de l’anneau intérieur seraient plus déviées que celles provenant de l’anneau extérieur, en raison de la vitesse plus élevée de l’anneau intérieur.

Fig. 67.—Méthode du prof. Keeler pour mesurer la rotation de l’anneau de Saturne.

Enfin, considérons le cas des anneaux, composés d’innombrables particules qui tournent autour de la planète conformément à la troisième loi de Kepler. Les vitesses réelles de ces particules seraient par seconde :—

Au bord extérieur : 10,69 miles d’anneau.
Au milieu : 11,68 miles d’anneau.
Au bord intérieur : 13,01 miles d’anneau.
Vitesse de rotation : 6,38 à la surface de la planète, en miles.

Le décalage des lignes du spectre doit correspondre à ces vitesses, et il est facile de voir que les lignes devraient se trouver comme sur la quatrième figure. Lorsque le professeur Keeler est venu examiner les spectres photographiés, il a constaté que les lignes des trois spectres étaient inclinées précisément de cette manière, ce qui montre que le bord extérieur de l’anneau se déplaçait autour de la planète avec une vitesse linéaire inférieure à celle du bord intérieur, comme cela devrait être le cas si les sources de lumière (ou plutôt, les réflecteurs de la lumière solaire) étaient des particules indépendantes pouvant se déplacer selon la troisième loi de Kepler ; et ce n’est pas le cas si l’anneau, ou les anneaux, étaient rigides, dans ce cas le bord extérieur aurait la plus grande vitesse linéaire, car il devrait parcourir la plus grande distance. Voilà enfin la preuve de la composition météoritique de l’anneau de Saturne. La belle découverte du professeur Keeler a depuis été confirmée par des observations répétées aux observatoires d’Allegheny, Lick, Paris et Pulkova ; les vitesses réelles résultant des déplacements observés des lignes ont été mesurées et se sont avérées bien concorder (dans les limites des erreurs d’observation) avec les vitesses calculées, de sorte que cette brillante confirmation des déductions mathématiques de Clerk Maxwell dépasse toute possibilité de doute.

Le spectre de Saturne est si faible que seules les lignes les plus fortes du spectre solaire y sont visibles, mais l’atmosphère de la planète semble exercer une absorption considérable dans les parties bleue et violette du spectre, ce qui est particulièrement fort près de la ceinture équatoriale, tandis qu’une bande rouge intense témoigne de la densité de l’atmosphère. Cette bande n’apparaît pas dans le spectre des anneaux, autour desquels il ne peut donc y avoir d’atmosphère.

Comme l’anneau de Saturne est lui-même unique, nous ne pouvons trouver ailleurs aucune illustration très pertinente d’une structure aussi remarquable que celle attribuée actuellement à cet anneau. Cependant, le système solaire présente quelques phénomènes analogues. Il en existe, par exemple, un à une échelle très grande entourant le soleil lui-même. Nous faisons allusion à la multitude de petits planètes, toutes confinées dans une certaine région du système. Imaginez que le nombre de ces planètes soit considérablement augmenté, et que ces orbites fortement inclinées par rapport aux autres soient aplatis.

sinon ajusté, et nous devrions avoir une ceinture entourant le Soleil, produisant ainsi un arrangement pas très différent de celui que l’on attribue aujourd’hui à Saturne.

Il est tentant de s’attarder encore un peu sur ce beau système, de spéculer sur l’apparence que la ceinture présenterait à un habitant de Saturne, de conjecturer s’il faut la considérer comme une caractéristique permanente de notre système, de la même manière que nous attribuons la permanence à notre Lune ou aux satellites de Jupiter. Vue sous tous les angles, cette question est pleine d’intérêt et offre une occupation abondante pour les travaux de tout type d’astronome. S’il dispose d’un bon télescope, il a alors de nombreuses tâches à accomplir : observer, esquisser, mesurer. S’il fait partie de ces astronomes utiles qui consacrent leurs énergies non pas au travail effectif avec le télescope, mais à la formulation de calculs basés sur les observations d’autrui, alors le beau système de Saturne fournit un matériel abondant. Il doit prédire les différentes phases de la ceinture, annoncer aux astronomes quand chaque élément peut être observé au mieux, et à quelle heure chaque composante peut être déterminée avec précision. Il doit également prévoir les moments des mouvements des satellites de Saturne, ainsi que les autres phénomènes d’un système plus complexe que celui de Jupiter.

Enfin, si l’astronome appartient à cette catégorie — peut-être, sous certains aspects, la catégorie la plus élevée de toutes — qui emploie les recherches les plus profondes de l’intellect humain pour résoudre les problèmes dynamiques de l’astronomie, lui aussi trouve en Saturne des problèmes qui mettent à l’épreuve au maximum, même s’ils ne transcendent pas complètement, les plus hautes spéculations analytiques. Il découvre dans la ceinture de Saturne un objet si totalement différent de tout ce qu’on connaît qu’il faut forger de nouveaux outils mathématiques pour l’étudier. Il trouve dans ce système tant de caractéristiques extraordinaires, et une telle délicatesse dans les ajustements, qu’il est contraint d’admettre que s’il n’avait pas réellement vu les anneaux de Saturne devant lui, il n’aurait jamais cru qu’un tel système fût possible. Les travaux du mathématicien sur ce système merveilleux sont pour l’instant à leurs débuts. Non seulement les recherches sont d’une telle complexité qu’elles exigent le plus grand génie en cette branche des sciences, mais les matériaux nécessaires à l’étude n’ont pas encore été rassemblés. Dans une discussion de ce

En matière de caractère, l’observation doit précéder le calcul. Les rares observations obtenues jusqu’à présent, aussi bien qu’elles illustrent-elles la beauté du système, sont encore totalement insuffisantes pour constituer la base de cette grande théorie mathématique de Saturne qui devra finalement être écrite.

Mais Saturne présente un intérêt pour une classe bien plus nombreuse de personnes que celles qui se consacrent spécialement à l’astronomie. Elle est intéressante, elle doit l’être, pour tout homme cultivé qui éprouve ne serait-ce qu’un léger amour pour la nature. Un amateur de paysages pittoresques ne peut contempler Saturne au télescope sans ressentir les émotions les plus vives ; et si sa lecture et sa réflexion l’ont auparavant mis au courant de l’immense taille de l’objet qu’il observe, il sera contraint d’admettre qu’aucun spectacle plus remarquable ne se présente dans toute la nature.

Nous avons tant médité sur les fascinations des anneaux de Saturne que nous ne pouvons donner qu’un compte rendu très bref de ce système de satellites qui accompagne la planète. Nous avons déjà eu l’occasion de faire allusion plus d’une fois à ces corps ; il ne reste plus maintenant qu’à énumérer quelques détails supplémentaires.

C’est le 25 mars 1655 que le premier satellite de Saturne fut détecté par Huygens, à la perspicacité duquel nous devons la découverte de la véritable forme des anneaux. Le soir du jour en question, Huygens examinait Saturne avec un télescope construit de ses propres mains, lorsqu’il observa un petit objet ressemblant à une étoile près de la planète. La nuit suivante, il renouvela ses observations, et il s’avéra que cette « étoile » accompagnait la planète dans son parcours céleste. Cela montra que cet petit objet était en réalité un satellite de Saturne, et des observations ultérieures révélèrent qu’il tournait autour d’elle en une période de 15 jours, 22 heures et 41 minutes. Telle fut la naissance de cette série nombreuse de découvertes de satellites qui accompagnent Saturne. Un par un, ils furent détectés, de sorte qu’à l’heure actuelle on connaît pas moins de neuf satellites qui accompagnent cette grande planète dans ses pérégrinations. Cependant, les découvertes ultérieures ne furent en aucun cas faites par Huygens, car il abandonna la recherche de nouveaux satellites pour des raisons qui semblent étranges aux oreilles modernes, mais

ce qui était tout à fait en accord avec les idées de son époque. Il semble que, d’après un principe de symétrie, Huygens ait pensé qu’il serait conforme à la logique des choses que le nombre de satellites, ou planètes secondaires, soit égal au nombre des planètes principales elles-mêmes. Les planètes principales, y compris la Terre, étaient au nombre de six ; et la découverte de Huygens porta alors le nombre total de satellites à six également. La Terre en avait un, Jupiter en avait quatre, Saturne en avait un, et le système était complet.

La nature, cependant, ne connaît pas de telles doctrines arithmétiques que celles que Huygens lui attribuait. S’il avait été moins influencé par de tels préjugés, il aurait peut-être pu anticiper les travaux de Cassini, qui, en découvrant d’autres satellites de Saturne, démontra l’absurdité de la doctrine de l’égalité numérique entre planètes et satellites. À mesure que de nouvelles découvertes étaient faites, le nombre de satellites dépassa d’abord celui des planètes ; mais ces derniers temps, avec la découverte d’une multitude de planètes mineures, le nombre de planètes a rapidement atteint et dépassé celui de leurs satellites.

C’est en 1671, environ seize ans après la découverte du premier satellite de Saturne, que Cassini en découvrit un deuxième. C’est le plus externe des satellites anciens ; il met 79 jours pour faire un tour autour de Saturne. L’année suivante, il en découvrit un autre ; et douze ans plus tard, en 1684, encore deux ; ce qui portait le total à cinq satellites pour cette planète.

La complexité du système saturnien n’avait désormais aucun rival dans le ciel. Saturne avait cinq satellites, tandis que Jupiter n’en avait que quatre, et au moins l’un des satellites de Saturne, nommé Titan, était plus grand que n’importe quel satellite de Jupiter.[28] Certaines des découvertes de Cassini avaient été faites à l’aide de télescopes de dimensions vraiment monstrueuses. La longueur de l’instrument, ou plutôt la distance à laquelle se trouvait la lentille d’observation, était de cent pieds ou plus par rapport à l’œil de l’observateur. Il semblait presque impossible de pousser plus loin la recherche astronomique avec des instruments de ce type encombrant. Finalement, cependant, une grande réforme dans la construction des instruments astronomiques commença à poindre. Entre les mains d’Herschel, on put découvrir qu’il était possible de construire

réfléchissant
télescopes
de
dimensions gérables, qui étaient à la fois
plus puissants et plus précis que les lentilles à longue focale de Cassini. Un grand instrument de ce type, long de quarante pieds, tout juste achevé par Herschel, fut dirigé vers Saturne le 28 août 1789. Jamais auparavant ce planète merveilleuse n’avait été soumise à un examen aussi minutieux. Herschel connaissait bien les travaux de ses prédécesseurs. Il avait souvent observé Saturne et ses cinq lunes à l’aide de télescopes moins performants ; cette fois encore, il vit les cinq lunes ainsi qu’un objet ressemblant à une étoile si proche du plan des anneaux qu’il supposa qu’il s’agissait d’un sixième satellite. Une méthode rapide pour tester cette hypothèse était disponible. Saturne se déplaçait alors rapidement dans le ciel. Si cet nouvel objet était réellement un satellite, il devait être entraîné par Saturne. Herschel observa avec anxiété pour voir si tel était bien le cas. Peu de temps suffit pour répondre à la question ; en deux heures et demie, la planète s’était déplacée sur une distance considérable, emportant avec elle non seulement les cinq satellites déjà connus, mais aussi cet objet sixième. S’il s’était agi d’une étoile, elle aurait été laissée derrière ; elle ne le fut pas, et donc elle aussi était un satellite. Ainsi, après un long siècle, la découverte par télescope de satellites de Saturne reprit. Herschel, comme à son habitude, observa cet objet avec une ardeur inlassable, et découvrit qu’il était beaucoup plus proche de Saturne que aucun des satellites connus précédemment. Conformément à la loi générale selon laquelle plus on est proche…

satellite plus courte est la période de révolution, Herschel découvrit que cette petite lune effectuait une révolution en environ 1 jour, 8 heures et 53 minutes. Le même grand télescope, utilisé avec la même habileté sans égale, conduisit bientôt Herschel à une découverte encore plus intéressante. Un objet si petit qu’il ne paraissait être qu’un point très minuscule dans le grand réflecteur de quarante pieds fut également détecté par Herschel, qui le reconnut comme un satellite, si proche de la planète qu’il effectuait une révolution en la très brève période de 22 heures et 37 minutes. Il s’agit d’un objet extrêmement délicat, que l’on ne peut voir qu’avec les meilleurs télescopes, pendant les brefs intervalles où il n’est pas entièrement caché par l’anneau.

Encore une longue période s’écoula, et pendant près de cinquante ans, le système saturnien fut considéré comme étant composé de la série d’anneaux et des sept satellites. La découverte suivante présente un intérêt historique singulier. Elle fut faite simultanément par deux observateurs — le professeur Bond, de Cambridge, Mass., et M. Lassell, de Liverpool — car, le 19 septembre 1848, ces deux astronomes confirmèrent que le petit point qu’ils avaient chacun vu les nuits précédentes était bien un satellite. Cet objet se trouve cependant à une distance considérable de la planète et met 21 jours, 7 heures et 28 minutes pour effectuer une révolution ; c’est le septième en partant de la planète.

Pourtant, un autre satellite extérieur extrêmement faible fut discerné par photographie les 16, 17 et 18 août 1898, par le professeur W.H. Pickering. Cet objet est beaucoup plus éloigné de la planète que les satellites plus grands et plus anciens. Son mouvement n’a pas encore été entièrement déterminé, mais il lui faut probablement au moins 490 jours pour effectuer une seule révolution.

D’après des observations des satellites, on a constaté que 3 500 sphères ayant la même masse que Saturne pèseraient autant que le soleil.

Le professeur Kirkwood a observé une loi qui relie les mouvements des quatre satellites intérieurs de Saturne. Cette loi s’applique d’une manière qui amène à supposer qu’elle provient de l’attraction mutuelle des satellites. Nous avons déjà décrit une loi similaire.

relative à trois des satellites de Jupiter. Le problème concernant Saturne, qui implique pas moins de quatre satellites, est d’une complexité tout à fait exceptionnelle. Il requiert l’utilisation de la théorie des perturbations dans une mesure bien plus grande que celle à laquelle les mathématiciens sont habitués lorsqu’ils étudient les caractéristiques plus ordinaires de notre système. Pour exprimer cette loi, il est nécessaire de recourir aux mouvements quotidiens des satellites ; ceux-ci sont respectivement :

Satellite. Mouvement quotidien.
I. 382°·2.
II. 262°·74.
III. 190°·7.
IV. 131°·4.

La loi stipule que si l’on ajoute à cinq fois le mouvement du premier satellite celui du troisième et à quatre fois celui du quatrième, le résultat sera égal à dix fois le mouvement du deuxième satellite. Le calcul s’établit donc comme suit :

5 fois I. égale
1911°·0
III. égale 190°·7
II. 262°·74
4 fois IV. égale
10
525°·6
——— ————
2627°·4
2627°·3 égale
presque.

Rien ne peut être plus simple que la vérification de cette loi ; mais la tâche de montrer la raison physique pour laquelle elle doit être respectée n’a pas encore été accomplie.

Saturne était la planète la plus éloignée connue des anciens. Elle orbite dans une orbite située bien au-delà de celles des autres planètes anciennes, et, jusqu’à la découverte d’Uranus en 1781, l’orbite de Saturne pouvait tout à fait être considérée comme la

Frontières du système solaire. La planète aux anneaux était en effet un objet digne d’occuper une position si distinguée. Mais nous savons désormais que l’immense orbite de Saturne ne s’étend pas jusqu’aux frontières du système solaire ; une découverte splendide, qui a conduit à une autre encore plus remarquable, a considérablement élargi ces limites en révélant deux planètes puissantes, tournant à une distance lointaine, hors du parcours de Saturne. Ces objets n’ont pas la beauté de Saturne ; en réalité, ils ne forment en aucun cas de véritables images observées au télescope. Pourtant, ces planètes extérieures suscitent un intérêt de nature tout à fait particulière. La découverte de chacune d’elles constitue un événement majeur dans l’histoire de l’astronomie, et l’on a soutenu, peut-être à juste titre, que la découverte de Neptune, la plus éloignée des deux, est la plus grande réalisation en astronomie depuis l’époque de Newton.

CHAPITRE XIV
URANUS.
Contraste entre Uranus et les autres grands planètes—William Herschel—Sa naissance et sa famille—Arrivée de Herschel en Angleterre—Son amour pour l’apprentissage—Début de ses études astronomiques—Construction de télescopes—Construction de miroirs—Le professeur de musique devient astronome—Recherche méthodique—13 mars 1781—Découverte d’Uranus—Délicatesse des observations—L’objet était-il une comète ?—Importance de cette découverte—La renommée de Herschel—Georges III et le musicien de Bath—L’astronome du roi à Windsor—Le planète Uranus—Données numériques s’y rapportant—Les quatre satellites d’Uranus—Leurs orbites circulaires—Premières observations d’Uranus—Observations de Flamsteed—Lemonnier a vu Uranus—Utilité de leurs mesures—La trajectoire elliptique—Le grand problème ainsi soulevé.

Pour l’auteur de ces lignes, l’histoire d’Uranus et des circonstances entourant sa découverte a toujours paru faire partie des épisodes les plus agréables et les plus intéressants de toute l’histoire des sciences. Nous occupons ici une position entièrement nouvelle dans l’étude du système solaire. Tous les autres grands planètes étaient connus depuis l’Antiquité, aussi erronées que puissent être les idées qui se faisaient à leur sujet. Cetaient des objets remarquables, et leurs mouvements ne pouvaient manquer d’attirer l’attention de ceux dont les recherches les amenaient à observer les étoiles. Mais maintenant nous arrivons à un grand planète, dont l’existence était complètement inconnue des anciens ; c’est pourquoi, en abordant ce sujet, nous devons d’abord décrire la découverte réelle de cet objet, puis examiner ce que nous pouvons apprendre sur sa nature physique.

Nous avons eu l’occasion, dans les pages précédentes, de mentionner le nom vénéré de William Herschel dans le cadre de divers domaines de l’astronomie ; mais nous avons jusqu’à présent retardé délibérément tout renvoi plus explicite à cet homme extraordinaire jusqu’à ce que nous atteignions cette étape de notre travail. L’histoire d’Uranus, du moins dans ses premières phases, est l’histoire des débuts…

La carrière de William Herschel. Il serait tout aussi impossible et indésirable d’essayer de les séparer.

William Herschel, l’illustre astronome, naquit à Hanovre en 1738. Son père était un homme talentueux qui exerçait, d’une manière plutôt modeste, la profession de professeur de musique. Il avait une famille de dix enfants, dont William était le quatrième ; il convient de noter que tous les membres de la famille pour lesquels des archives ont été conservées ont hérité des talents musicaux de leur père et sont devenus de brillants interprètes. On a donné de charmants récits sur cette famille intéressante, sur l’aptitude exceptionnelle de William, sur les longues discussions sur la musique et la philosophie, ainsi que sur sa sœur cadette Caroline, destinée plus tard à une carrière illustre. William apprit rapidement tout ce que son maître pouvait lui enseigner dans les domaines habituels du savoir, et à l’âge de quatorze ans, il était déjà un interprète compétent à l’oboe et au violon. Il travailla dans l’orchestre de la cour de Hanovre et fit également partie de l’orchestre des Gardes hanovriens. Des temps troublés allaient bientôt détruire la famille Herschel. Les Français envahirent Hanovre, les Gardes hanovriens furent vaincus à la bataille d’Hastenbeck, et le jeune William Herschel eut une expérience désagréable de la guerre réelle. Sa santé n’étant pas très forte, il décida de changer de profession. La manière dont il s’y prit est une méthode que ses biographes peinent à justifier ; pour le dire simplement, il déserta et réussit à s’échapper en Angleterre. Selon des sources indubitables, lors de la première visite de Herschel auprès du roi George III, plus de vingt ans plus tard, c’est le roi lui-même qui lui accorda son pardon, sous forme écrite et officielle.

À l’âge de dix-neuf ans, le jeune musicien commença à chercher sa fortune en Angleterre. Il rencontra d’abord de grandes difficultés, mais son travail acharné et ses compétences permirent de surmonter tous les obstacles. À vingt-six ans, il était pleinement établi en Angleterre et prospérait dans sa profession. En 1766, on trouve Herschel occupant une position de premier plan dans le monde musical ; il était devenu l’organiste de la chapelle Octagon.

Bath, et son temps était entièrement consacré à donner des leçons à ses nombreux élèves, ainsi qu’à la préparation de concerts et d’oratorios.

Malgré sa vie professionnelle chargée, Herschel conservait cette soif insatiable de connaissances qu’il avait déjà enfant. Chaque instant qu’il pouvait arracher à ses engagements musicaux était consacré avec empressement aux études. Dans son désir de perfectionner ses connaissances des parties les plus abstruses de la théorie musicale, il eut besoin d’apprendre les mathématiques ; de là, le passage à l’optique fut naturel ; et une fois qu’il commença à étudier l’optique, il en vint bien sûr à connaître le télescope, puis l’astronomie elle-même.

Il commença dans des conditions très modestes. C’est grâce à un petit télescope imparfait que le grand astronome obtint sa première vue des splendeurs célestes. Sans doute avait-il souvent regardé le ciel par une nuit claire et admiré les milliers d’étoiles qui le décoraient ; mais maintenant, lorsqu’il put améliorer légèrement sa capacité de vision, il eut une vue qui le fascina. Les étoiles qu’il avait vues auparavant, il les voyait maintenant beaucoup plus distinctement ; mais, plus encore, il découvrit que des myriades d’autres, auparavant invisibles, lui étaient désormais révélées. Quel spectacle magnifique pour quiconque possède ne serait-ce qu’une étincelle d’enthousiasme pour la beauté naturelle ! Pour Herschel, cette vue changea immédiatement le cours de toute sa vie. Son succès en tant que professeur de musique, ses oratorios et ses élèves furent rapidement oubliés, et le reste de sa vie devait être consacré à la poursuite captivante de l’une des sciences les plus nobles.

Herschel ne pouvait se contenter de l’instrument petit et imparfait qui l’avait d’abord intéressé. Tout au long de sa carrière, il décida de voir tout par lui-même de la meilleure manière possible, selon les limites de ses capacités. Il décida aussitôt d’obtenir un meilleur instrument et écrivit à un opticien célèbre de Londres dans le but d’en faire l’achat. Mais le prix demandé par l’opticien semblait dépasser ce que Herschel pensait pouvoir ou devoir payer. Immédiatement, sa résolution fut…

Il devait absolument avoir un télescope. Comme il ne pouvait pas en acheter un, il décida de le fabriquer lui-même. Ce fut à la fois une chance pour Herschel et pour la science que des circonstances l’aient poussé à prendre cette décision. Pourtant, au premier abord, quel projet peu prometteur ! Qu’un professeur de musique, occupé jour et nuit, puisse, sans formation préalable, espérer réussir dans une tâche exigeant les plus hautes compétences mécaniques et optiques semblait en effet peu probable. Mais l’enthousiasme et le génie ne connaissent aucune difficulté insurmontable. Après avoir dirigé un concert brillant à Bath, à l’époque où cette ville était au sommet de sa renommée, Herschel se hâtait de rentrer chez lui ; sans même prendre le temps d’enlever ses volants en dentelle, il se plongeait immédiatement dans son travail manuel consistant à affûter des miroirs et à polir des lentilles. Aucun alchimiste de l’Antiquité n’a jamais été aussi absorbé par le projet de transformer le plomb en or que Herschel par sa détermination à posséder un télescope. Il transforma sa maison en laboratoire ; il fit de son salon un atelier de menuiserie. Des tours à tournage constituaient le mobilier de sa meilleure chambre. Il devait absolument avoir un télescope, et au fur et à mesure qu’il progressait, il décida non seulement d’en avoir un bon, mais un très bon. Et comme le succès encourageait ses efforts, il parvint finalement à construire le plus grand télescope que le monde ait jamais vu jusqu’à ce moment-là. Bien que nous nous intéressions à Herschel en tant qu’astronome, nous devons noter qu’en tant que fabricant de télescopes, il jouit également d’une grande renommée ainsi que d’un certain succès commercial. Lorsque le monde entier apprit ses découvertes glorieuses, et qu’on sut qu’il n’utilisait que des télescopes conçus de ses propres mains, une demande s’éleva pour des instruments de sa fabrication. On dit qu’il a fabriqué plus de quatre-vingts grands télescopes, ainsi que de nombreux autres de taille plus petite. Plusieurs de ces instruments furent achetés par des princes et des souverains étrangers.[29] Nous n’avons jamais entendu dire que l’un de ces personnages illustres soit devenu un astronome célèbre, mais en tout cas, ils semblent avoir bien rémunéré Herschel pour ses compétences, de sorte que grâce à la vente de grands télescopes, il put amasser ce qui peut être considéré comme une fortune, compte tenu des standards modestes de l’époque pour un homme de science.

Jusqu’au milieu de sa vie, Herschel était inconnu du grand public, à l’exception du fait qu’il était un musicien travailleur, jouissant d’une grande réputation dans son domaine, non seulement à Bath, mais dans toute l’Angleterre de l’Ouest. La fabrication de télescopes n’était pour lui que l’occupation de ses loisirs, et la plupart de ceux qui connaissaient et appréciaient ses talents musicaux en ignoraient l’existence. C’est en 1774 que Herschel vit pour la première fois le ciel à travers un instrument construit de ses propres mains. Il s’agissait d’un instrument de petite taille par rapport à ceux qu’il fabriqua par la suite, mais il comprit immédiatement les avantages de créer soi-même ses instruments. Nuit après nuit, il put y apporter les améliorations suggérées par l’expérience : tantôt il agrandissait les miroirs, tantôt il reconstruisait la monture ou tentait de corriger les défauts des oculaires. Avec une persévérance inlassable, il visait la plus haute excellence, et à chaque progrès réalisé, il constatait qu’il pouvait pénétrer plus profondément dans le ciel. Son enthousiasme attira quelques amis qui, comme lui, étaient passionnément attachés à la science. La manière dont il fit la connaissance de Sir William Watson, qui devint par la suite son ami le plus proche, était caractéristique des deux hommes. Herschel observait les montagnes sur la Lune, et au fil des heures, il dut sortir son télescope dans la rue devant sa maison afin de pouvoir continuer son travail. Sir William Watson passa justement par là et fut frappé par ce spectacle insolite : un astronome dans la rue, en plein cœur de la nuit, utilisant un instrument de grande taille aux allures singulières. Ayant un goût pour l’astronomie, Sir William s’arrêta, et lorsque Herschel retira son œil du télescope, il demanda s’il pouvait jeter un coup d’œil à la Lune. Sa demande fut aussitôt acceptée. Probablement Herschel trouva-t-il peu de gens dans cette ville animée qui s’intéressaient à de telles choses ; il fut rapidement attiré par Sir W. Watson, qui partagea aussitôt ces sentiments, et c’est ainsi que naquit une amitié qui porta de grands fruits dans la carrière ultérieure d’Herschel. Finalement, l’année 1781 arriva, celle qui allait voir sa grande réalisation. Herschel avait bien profité de sept ans d’expérience pratique en astronomie, et il avait achevé un télescope d’une exquise qualité.

Perfection optique, bien que de taille nettement inférieure à celle de certains des télescopes qu’il construirait par la suite. Avec ce réflecteur, Herschel entreprit une série d’observations méthodiques. Il élabora un plan visant à examiner systématiquement toutes les étoiles dépassant un certain degré de luminosité. On ne sait pas exactement quel objectif Herschel s’était fixé en entreprenant cette tâche, mais en tout cas, il ne pouvait guère anticiper le succès extraordinaire avec lequel ce travail allait se conclure. Au cours de ces observations, le télescope était dirigé vers une étoile ; cette étoile était examinée, puis une autre entrait dans le champ de vision et était également examinée. Dans de telles conditions, chaque étoile ne se manifeste que comme un point lumineux ; ce point peut être brillant ou non, selon que l’étoile est lumineuse ou non ; il présente aussi bien sûr la couleur de l’étoile, mais il ne peut montrer de taille ni de forme reconnaissables. En fait, plus le télescope est parfait, plus l’image télescopique d’une étoile est petite.

On ne nous dit pas combien d’étoiles Herschel a examinées au cours de ces observations ; mais en tout cas, dans la nuit mémorable du 13 mars 1781, il poursuivait sa tâche parmi les étoiles de la constellation des Gémeaux. Sans doute, une étoile après l’autre fut mise en vue, avant de disparaître. Finalement cependant, un objet se trouva dans le champ de vision qui différait de toutes les autres étoiles. Ce n’était pas un simple point lumineux ; il possédait un disque minuscule, mais néanmoins parfaitement reconnaissable. Nous disons que le disque était parfaitement reconnaissable, mais il convient d’ajouter qu’il l’était uniquement grâce au télescope exceptionnel d’Herschel. D’autres astronomes avaient déjà vu cet objet. Sa position avait en réalité été mesurée pas moins de dix-neuf fois avant que le musicien de Bath, avec son télescope fabriqué lui-même, ne l’examine, mais les observateurs précédents ne l’avaient vu que dans de petits instruments méridiens à faible pouvoir de grossissement. Même après la découverte, et lorsque des observateurs bien formés, équipés de bons instruments, regardèrent à nouveau sous la direction d’Herschel, chacun attesta de la finesse extraordinaire de la perception du grand astronome, qui lui permit de distinguer presque du premier coup d’œil cet objet d’une étoile.

S’il s’agit pas d’une étoile, qu’est-ce que cela pourrait-il être, alors ? La première étape pour pouvoir répondre à cette question fut d’observer cet objet pendant quelque temps. C’est ce que fit Herschel. Il l’observa nuit après nuit, et il découvrit bientôt une autre différence fondamentale entre cet objet et une étoile ordinaire. Les étoiles se caractérisent bien sûr par leur immobilité, mais cet objet n’était pas immobile ; nuit après nuit, sa position par rapport aux étoiles changeait. Il ne pouvait plus y avoir aucun doute : cet objet faisait partie du système solaire, et une découverte intéressante avait été faite ; cependant, de nombreux mois s’écoulèrent avant que Herschel ne comprenne la véritable portée de son exploit. Il ne réalisa pas qu’il avait fait la découverte extraordinaire d’un autre planète géante tournant au-delà de Saturne ; il pensait qu’il s’agissait simplement d’une comète. Sans aucun doute, cet objet ressemblait beaucoup moins à une grande comète pourvue d’une queue. Cependant, il n’était pas si différent de certaines comètes observées au télescope que l’hypothèse selon laquelle il s’agirait d’un tel corps ne soit pas plausible ; et la découverte fut d’abord annoncée en fonction de cette idée. Il fallut du temps pour déterminer la véritable nature de l’objet. Il fallut le suivre sur une longue distance le long de son orbite, et effectuer des mesures de sa position à différentes époques, avant que les mathématiciens puissent calculer la trajectoire qu’il suivait ; une fois cependant que l’attention se porta sur ce sujet, de nombreux astronomes aidèrent à effectuer les observations nécessaires. Ces données furent remises entre les mains des mathématiciens, et il fut conclu que cet objet n’était pas une comète, mais qu’, comme tous les planètes, il tournait sur une orbite presque circulaire autour du soleil, et que cette orbite se trouvait à des millions de miles au-delà de l’orbite de Saturne, qui avait longtemps été considérée comme la limite du système solaire.

Il est difficile d’overestimer l’importance de cette découverte remarquable. Les cinq planètes étaient connues depuis l’Antiquité ; à des moments appropriés, elles étaient toutes très visibles à l’œil nu. Mais on découvrit alors qu’, bien au-delà de la plus externe de ces planètes, tournait une autre planète splendide, plus grande que Mercure ou Mars, plus grande — bien plus grande — que Vénus et la Terre, et ne dépassée en taille que par Jupiter et par

Saturne. Cette superbe nouvelle planète fut plongée dans l’espace à une telle profondeur que, malgré ses proportions imposantes, elle semblait n’être qu’une minuscule étoile, ne pouvant être aperçue à l’œil nu que rarement. Ce grand globe nécessitait une période de quatre-vingt-quatre ans pour parcourir son majestueux chemin, dont le diamètre était de 3 600 000 000 de miles.

Bien que l’histoire de l’astronomie soit le récit de découvertes brillantes — celles de Copernic et de Kepler, des réalisations spectroscopiques de Galilée, de la splendide théorie de Newton, de la découverte précise de l’aberration de la lumière, ainsi que de nombreux autres triomphes intelectuels immortels — cette réalisation de l’organiste de la chapelle de l’Octogone occupe une place complètement différente de toutes les autres. Jamais auparavant il n’y avait eu de trace historique de la découverte d’un des corps du système auquel appartient la Terre. Les planètes plus anciennes avaient sans doute été découvertes par quelqu’un, mais nous ne savons guère plus de choses sur ces découvertes que sur celles du soleil ou de la lune ; toutes sont préhistoriques. Voici donc le premier cas enregistré de la découverte d’une planète qui, comme la Terre, tourne autour du soleil et, comme notre Terre, pourrait éventuellement être un monde habité. Une telle réussite unique attira immédiatement l’attention de tout le monde scientifique. Le maître de musique de Bath, jusqu’alors inconnu en tant qu’astronome, fut rapidement placé parmi les premiers à mériter ce titre. De tous côtés, on manifesta un vif intérêt pour ce philosophe inconnu. Le nom d’Herschel, alors inédit aux oreilles des Anglais, apparut dans tous les journaux, et une liste curieuse a été conservée des erreurs commises dans sa transcription. Les différentes sociétés scientifiques se hâtèrent de lui adresser leurs félicitations pour une occasion si mémorable.

Les nouvelles de la découverte faite par le musicien hanovrien parvinrent aux oreilles de George III, qui fit appel à Herschel pour qu’il vienne à la Cour, afin que le roi puisse apprendre de la bouche même du découvreur quelle était réellement sa réalisation. Herschel apporta avec lui l’un de ses télescopes, ainsi qu’une carte du système solaire, afin d’expliquer précisément en quoi résidait l’importance de cette découverte. Le roi fut très…

intéressé par le récit d’Herschel, et non moins par Herschel lui-même. Le télescope fut installé à Windsor, et, sous la direction de l’astronome, le Roi put observer Saturne ainsi que d’autres objets célèbres. On raconte également comment, le lendemain, les dames de la Cour demandèrent à Herschel de leur montrer les merveilles qui avaient tant plu au Roi. Le télescope fut bien sûr placé dans une fenêtre de l’un des appartements de la Reine, mais lorsque vint le soir, le ciel se trouva couvert de nuages et il ne fut possible d’apercevoir aucune étoile. C’était une expérience que Herschel, comme tous les autres astronomes, connaissait malheureusement trop bien. Mais tous les astronomes n’auraient pas eu la même capacité que Herschel à sortir gracieusement de cette situation. Il montra à ses élèves féminines la construction du télescope ; il expliqua le miroir, comment il l’avait fabriqué et poli ; puis, voyant que les nuages étaient impitoyables, il proposa que, puisqu’il ne pouvait leur montrer le vrai Saturne, il présentât un modèle artificiel en guise de meilleur substitut. La permission étant accordée, Herschel tourna le télescope vers le mur d’un jardin lointain. En regardant à travers le télescope, on voyait Saturne, sa sphère et son système d’anneaux, représentés avec une telle fidélité que, selon Herschel, même un astronome expérimenté aurait pu être trompé. En réalité, au cours de la journée, Herschel avait remarqué que le ciel serait probablement couvert le soir, et il s’était préparé à cette éventualité en découpant dans une feuille de carton la forme de Saturne, qu’il plaça ensuite contre le mur du jardin lointain, éclairée par une lampe à l’arrière.

Cette visite à Windsor eut des conséquences importantes pour Herschel, ainsi que pour la science. Il avait fait une si bonne impression que le Roi proposa de lui créer le poste spécial d’Astronome du Roi à Windsor. Le Roi devait fournir les moyens pour installer de grands télescopes, et il alloua à Herschel un salaire de 200 livres sterling par an, des montants qui, il faut l’admettre, reposaient sur une estimation plutôt modeste des besoins d’un ménage d’astronome. Herschel ne mentionna ces détails à personne, sauf à son ami constant et généreux, Sir W. Watson, qui s’exclama : « Jamais on n’a acheté une honneur monarchique à un prix aussi bas. »

Aux autres personnes qui s’enquéraient, Herschel répondit simplement que le Roi s’était chargé de lui. En acceptant ce poste, le grand astronome fit sans doute un pas décisif. Il sacrifia aussitôt complètement sa carrière musicale, qui était alors, selon de nombreuses sources, très lucrative ; mais sa décision fut rapide. La grande dévotion qu’il avait déjà montrée envers l’astronomie n’était, il le savait, que le début d’une série de travaux mémorables. En effet, il ressentait depuis longtemps qu’il était de son devoir absolu de suivre la voie que son génie lui indiquait. Il n’était plus un jeune homme ; il avait atteint l’âge mûr, et les années devenaient particulièrement précieuses pour celui qui savait qu’il lui restait encore une œuvre à accomplir dans sa vie. D’un seul coup, il se libéra de toutes les distractions : ses élèves, ses concerts, tous ses liens à Bath furent immédiatement abandonnés ; il accepta avec empressement l’offre du Roi et, après un ou deux changements, s’installa définitivement à Slough, près de Windsor.

Il a en effet été justement souligné que l’événement le plus important en lien avec la découverte d’Uranus fut la découverte des capacités d’observation inégalées de Herschel. Uranus aurait dû être découvert tôt ou tard. Même si Herschel n’avait pas existé, nous aurions sans doute connu Uranus bien avant cela. Ce qui était vraiment important pour la science, c’était que le génie de Herschel puisse s’épanouir pleinement, en étant libéré des détails absorbants d’une profession ordinaire. La découverte d’Uranus assura tout cela, permettant ainsi à l’astronomie de bénéficier de tous les travaux futurs de Herschel.[30]

Uranus est si éloigné que même nos meilleurs télescopes modernes ne peuvent pas en produire une image nette. Nous pouvons voir, comme l’a fait Herschel, qu’il possède un disque mesurable, et à partir des mesures de ce disque, nous concluons que le diamètre de la planète est d’environ 31 700 miles. Cela représente environ quatre fois le diamètre de la Terre, et nous voyons donc que le volume d’Uranus doit être environ soixante-quatre fois supérieur à celui de la Terre. Nous constatons également que, comme les autres planètes géantes, Uranus semble être composé de matériaux globalement beaucoup plus légers que ceux que nous trouvons ici ; de sorte que, bien qu’il soit soixante-quatre fois plus grand que la Terre, Uranus n’est que quinze fois plus

lourd. Si l’on peut se fier aux analogies de ce que nous observons partout ailleurs dans notre système, il est difficile d’avoir le moindre doute sur le fait qu’Uranus doit tourner autour d’un axe. Les moyens habituels pour démontrer cette rotation sont presque inutilisables pour un corps dont la surface semble si petite et si faible. La période de rotation est donc inconnue. Le spectroscope nous indique qu’une atmosphère remarquable, contenant apparemment certains gaz étrangers aux nôtres, enveloppe profondément Uranus.

Il existe cependant une caractéristique d’Uranus qui présente de nombreux points d’intérêt pour les astronomes disposant de télescopes de taille et de perfection exceptionnelles. Uranus est accompagné d’un système de satellites, dont certains sont si faibles qu’il faut les observer avec une grande précision pour les détecter. La découverte de ces satellites fut l’une des réalisations ultérieures de Herschel. Il est cependant frappant que même sa perspicacité et son soin ne l’aient pas protégé des erreurs concernant ces objets extrêmement délicats. Certaines des taches qu’il prenait pour des satellites devaient en réalité être de simples étoiles bien plus lointaines, se trouvant par hasard dans le champ de vision. On a depuis déterminé qu’Uranus possède quatre satellites connus, et leurs mouvements ont fait l’objet de recherches prolongées et intéressantes au télescope. Ces quatre satellites portent les noms d’Ariel, Umbriel, Titania et Oberon. Classés par ordre de distance par rapport au corps central, Ariel, le plus proche, effectue son orbite en 2 jours et 12 heures. Oberon, le plus éloigné, met 13 jours et 11 heures pour compléter son parcours.

La loi de Kepler stipule que la trajectoire d’un satellite autour de son corps principal, tout comme celle du corps principal autour du soleil, doit être une ellipse. Cela laisse cependant une grande marge quant à l’excentricité réelle de la courbe. L’ellipse peut être presque un cercle, elle peut être un cercle absolu, ou elle peut être quelque chose de complètement différent d’un cercle. Les trajectoires suivies par les planètes sont, en général, presque circulaires ; mais on ne trouve aucune orbite planétaire parfaitement circulaire. D’après ce que nous savons actuellement, la forme la plus proche d’un mouvement parfaitement circulaire est celle suivie par les satellites d’Uranus qui tournent autour de leur corps principal. Nous ne sommes pas en mesure de dire que ces

Les trajectoires sont absolument circulaires. Tout ce que l’on peut dire, c’est que nos télescopes ne révèlent aucune déviation mesurable par rapport à cela. Il convient également de noter, comme circonstance intéressante, que les orbites des satellites d’Uranus se trouvent toutes dans le même plan. Ce n’est pas le cas pour les orbites des planètes autour du soleil, ni pour celles de tout autre système de satellites autour de leur corps principal. La circonstance la plus singulière concernant le système d’Uranus se trouve cependant dans la position occupée par ce plan. Il s’agit en effet d’une anomalie presque aussi grande dans notre système que les anneaux de Saturne eux-mêmes. Nous avons déjà eu l’occasion de remarquer que le plan dans lequel la Terre tourne autour du soleil coïncide presque entièrement avec les plans dans lesquels tournent tous les autres grands planètes. Il en va de même, dans une large mesure, pour les orbites des planètes mineures ; bien qu’il y ait, sans doute, quelques cas où le plan de l’orbite est incliné à un angle non négligeable par rapport au plan dans lequel se déplace la Terre. Le plan dans lequel la Lune tourne s’approche également de ce système de plans planétaires. Il en va de même pour les orbites des satellites de Saturne et de Jupiter, tandis que même les satellites de Mars découverts plus récemment ne font pas exception à cette règle. Tout le système solaire – du moins en ce qui concerne les grands planètes – nécessiterait relativement peu de modifications si ses orbites devaient être entièrement aplatis dans un seul plan. Il existe cependant quelques exceptions notables à cette règle. Les satellites d’Uranus tournent dans un plan qui est loin de coïncider avec le plan auquel se rapprochent toutes les autres orbites. En fait, les trajectoires des satellites d’Uranus se trouvent dans un plan presque perpendiculaire à l’orbite d’Uranus. Nous ne sommes pas en mesure de donner d’explication satisfaisante à cette circonstance. Il est cependant évident que, lors de la genèse du système d’Uranus, il a dû y avoir une influence de nature tout à fait exceptionnelle et locale.

Peu après la découverte de la planète Uranus, en 1781, suffisamment d’observations furent accumulées pour permettre de déterminer l’orbite qu’elle suit. Une fois la trajectoire connue, il ne restait plus qu’à effectuer des calculs mathématiques pour savoir où se trouvait la planète à n’importe quel moment passé, et où elle se trouverait à n’importe quel moment futur. Une circonstance intéressante

Une enquête fut donc lancée pour savoir dans quelle mesure il serait possible de trouver des observations de la planète effectuées avant sa découverte par Herschel. Uranus ressemble à une étoile de sixième magnitude. Peu d’astronomes disposaient de télescopes aussi performants que ceux de Herschel, et la délicatesse de perception propre à Herschel était encore plus rare. Il était donc à prévoir que, si de telles observations existaient, elles ne mentionneraient Uranus que comme une étoile visible, et même brillante, à l’aide d’un télescope modeste, mais sans susciter d’attention particulière parmi des milliers d’étoiles apparemment similaires. De nombreux astronomes de l’époque s’étaient consacrés au travail utile et laborieux de création de catalogues d’étoiles. Lors de la préparation d’un catalogue d’étoiles, le télescope était pointé vers le ciel, les étoiles étaient observées, leurs positions mesurées avec précision, leur luminosité estimée également ; ainsi, le catalogue était progressivement compilé, chaque étoile y étant fidèlement enregistrée afin qu’elle puisse être identifiée à tout moment. Des centaines, voire des milliers d’étoiles furent ainsi enregistrées, à différentes dates, depuis l’avènement de l’astronomie moderne jusqu’à nos jours. On suggéra alors que, puisque Uranus ressemblait tant à une étoile et qu’il était suffisamment brillant pour attirer l’attention des astronomes disposant même de télescopes plutôt modestes, il était possible qu’il ait déjà été observé et qu’il soit donc enregistré sous forme d’étoile dans certains catalogues plus anciens. C’était en effet une idée méritant toute l’attention, et porteuse des conséquences les plus importantes en lien avec la découverte immortelle qui sera abordée dans notre prochain chapitre. Mais comment procéder à une telle vérification des catalogues ? Uranus est en mouvement constant ; ne semble-t-il pas qu’il y ait tous les éléments d’incertitude dans une telle investigation ? Examinons un exemple notable. Le grand observatoire national de Greenwich fut fondé en 1675, et son premier Astronome-Royal fut le célèbre Flamsteed, qui en 1676 entama cette série d’observations des corps célestes qui se poursuit encore aujourd’hui, apportant des bénéfices incalculables à la science.

Au début, les instruments étaient de nature plutôt primitive, mais au fil des années, Flamsteed parvint à se procurer des instruments adaptés à la création d’un catalogue d’étoiles. Il se consacra à cette tâche avec un zèle extraordinaire. C’est dans cet ouvrage mémorable, l’« Historia Cœlestis » de Flamsteed, que figure la première observation d’Uranus. On savait déjà que l’orbite de ce corps, comme celle de tous les autres grands planètes, était inclinée d’un angle très faible par rapport à l’écliptique. Il en résulte donc qu’Uranus ne peut être observé qu’à tout moment le long de l’écliptique, et il est possible de calculer où se trouvait la planète chaque année. On constata ainsi qu’en 1690, la planète se trouvait dans cette partie de l’écliptique où Flamsteed effectuait ses observations à la même date. Il était naturel de examiner les observations de Flamsteed pour voir si l’une des soi-disant étoiles pouvait être Uranus. On trouva dans l’« Historia Cœlestis » un objet occupant une position identique à celle qu’Uranus devait occuper à la même date. Pouvait-ce être Uranus ? Un test décisif était immédiatement disponible : le télescope fut dirigé vers le point du ciel où Flamsteed avait vu une étoile de sixième magnitude. Si c’était vraiment une étoile, serait-elle encore visible ? L’essai fut fait : aucune telle étoile ne put être trouvée, et par conséquent, on ne pouvait plus douter un instant que cet objet fût bien Uranus. D’autres confirmations arrivèrent rapidement. Il s’avéra que Uranus avait été observé par Bradley et par Tobias Mayer, et il devint également évident que Flamsteed avait observé Uranus non seulement une fois, mais qu’il avait même mesuré sa position à quatre reprises en 1712 et 1715. Pourtant, Flamsteed ne prit jamais conscience de cette découverte qui était pour ainsi dire à sa portée. Il pensait bien sûr que toutes ces observations concernaient des étoiles différentes. Un cas encore plus remarquable est celui de Lemonnier, qui avait en réalité observé Uranus douze fois, et l’avait même enregistré pendant quatre jours consécutifs en janvier 1769. Si Lemonnier avait simplement examiné attentivement ses propres notes ; s’il avait compris, comme il aurait pu le faire, comment l’étoile qu’il observait hier avait disparu aujourd’hui, tandis que l’étoile visible aujourd’hui s’était déplacée demain, il ne fait aucun doute qu’Uranus aurait été découvert, et William Herschel aurait été devancé. Aurait-il su en faire autant bon usage ?

Sa renommée égala-t-elle celle d’Herschel ? Il s’agit là d’une question à laquelle il est impossible de répondre, mais ceux qui considèrent Herschel comme un grand astronome, et qui pensent qu’il le faut, seront probablement d’accord pour dire que c’est une grande chance pour la science que Lemonnier n’ait pas comparé ses observations.[31]

Ces premières observations accidentelles d’Uranus ne doivent pas être considérées simplement comme des faits d’intérêt historique ou de curiosité. Leur importance capitale pour la science elle-même peut être illustrée en quelques mots. Il convient de se rappeler qu’Uranus met pas moins de quatre-vingt-quatre ans pour effectuer sa vaste révolution autour du soleil. Depuis sa découverte, la planète a déjà accompli une révolution complète et, jusqu’en 1900, plus d’un tiers d’une autre. Pour étudier avec précision la nature de son orbite, il était souhaitable disposer du plus grand nombre possible de mesures, sur la plus longue période possible. Cela a été largement assuré par l’identification des premières observations d’Uranus. Une connaissance approximative de l’orbite permettait déjà de déterminer avec suffisamment de précision l’emplacement de la planète afin de la reconnaître dans les catalogues. Mais lorsque les observations réelles ont été retrouvées grâce à ces données, elles nous indiquent précisément l’emplacement d’Uranus ; ainsi, au lieu que notre connaissance de la planète soit limitée à un peu plus d’une révolution, nous disposons aujourd’hui d’informations couvrant bien plus de deux révolutions.

À partir des observations de la planète, on peut déterminer l’ellipse dans laquelle elle se meut. Nous pouvons calculer cette ellipse à partir des observations effectuées depuis sa découverte. Nous pouvons également la calculer à partir des observations antérieures à sa découverte. Si les lois de Kepler étaient rigoureusement vérifiées, alors, bien sûr, l’ellipse parcourue lors de la révolution actuelle ne différerait en rien de celle parcourue lors de la révolution précédente, ou même de toute autre révolution. Nous pouvons vérifier ce point de manière intéressante en comparant l’ellipse déduite des observations anciennes avec celle déduite des observations modernes. Ces ellipses se ressemblent beaucoup ; elles sont presque identiques ; mais il est essentiel de noter qu’elles ne sont pas exactement identiques, même après avoir tenu compte de tous les facteurs possibles.

source connue de perturbation conformément aux principes expliqués dans le chapitre suivant. La loi de Kepler ne semble donc pas absolument vraie dans le cas d’Uranus. Il s’agit en effet d’une question qui exige notre attention la plus sérieuse et la plus minutieuse. N’avons-nous pas établi à plusieurs reprises l’universalité des lois de Kepler pour contrôler les mouvements planétaires ? Comment pouvons-nous alors concilier cette loi avec les irrégularités dont il a été prouvé sans aucun doute qu’elles existent dans les mouvements d’Uranus ?

Examinons la question un peu plus de près. Nous savons que les lois de Kepler sont une conséquence des lois de la gravitation. Nous savons que la planète se déplace sur une trajectoire elliptique autour du soleil, sous l’effet de l’attraction solaire, et nous savons que cette ellipse restera inchangée si le soleil et la planète sont laissés à leurs attractions mutuelles, à condition qu’aucune autre force n’intervienne. Nous pouvons également calculer l’influence de chacune des planètes connues sur la forme et la position de l’orbite. Mais lorsque l’on tient compte de toutes ces influences perturbatrices, on constate que les orbites observées et celles calculées ne coïncident pas. La conclusion est irrésistible : Uranus ne se déplace pas uniquement sous l’effet de l’attraction du soleil et de celle des planètes de notre système situées à l’intérieur d’Uranus ; il doit donc y avoir une autre influence agissant sur Uranus en plus de celles déjà connues. Le développement de ce sujet sera consacré au chapitre suivant.

CHAPITRE XV.
NEPTUNE.
Découverte de Neptune — Une réalisation mathématique — L’attraction du Soleil — Tous les corps attirent — Jupiter et Saturne — Les perturbations planétaires — Trois corps — La nature a simplifié le problème — Solution approximative — Les sources du succès — Le problème posé pour la Terre — Les découvertes de Lagrange — L’excentricité — Nécessité pour que tous les planètes tournent dans la même direction — Les découvertes de Lagrange n’ont pas l’intérêt dramatique des réalisations plus récentes — Les irrégularités d’Uranus — Le planète inconnue doit tourner en dehors de la trajectoire d’Uranus — Les données du problème — Le Verrier et Adams étudient tous deux la question — Adams indique l’emplacement de la planète — Comment la recherche devait être menée — Le Verrier résout également le problème — La découverte télescopique de la planète — Les prétentions concurrentes — Premières observations de Neptune — Difficultés de l’étude télescopique de Neptune — Détails numériques de l’orbite — Y a-t-il une planète extérieure ? — Contraste entre Mercure et Neptune.

Nous décrivons dans ce chapitre une découverte si extraordinaire que l’on pourrait chercher en vain dans toute l’histoire des sciences un parallèle. Nous ne nous occupons pas ici des techniques de l’astronomie pratique. Neptune a été révélée pour la première fois grâce à de profondes recherches mathématiques plutôt qu’à des observations télescopiques minutieuses. Nous devons développer le récit de cette époque marquante de l’histoire des sciences avec autant de détails que son importance le permet ; il sera donc nécessaire, au début de notre narration, de faire une incursion dans un domaine difficile mais intéressant de l’astronomie, auquel nous avons jusqu’à présent fait peu de références.

Le pouvoir dominant dans le système solaire est l’attraction du Soleil. Chaque planète du système subit cette attraction et, en conséquence, est contrainte de tourner autour du Soleil sur une orbite elliptique. L’efficacité d’un corps en tant qu’agent attractif est directement proportionnelle à sa masse, et comme la masse du Soleil est plus de mille fois supérieure à celle de Jupiter, qui elle-même dépasse la masse de tous les autres planètes réunis, l’attraction du Soleil est nécessairement le principal facteur déterminant.

Force des mouvements dans notre système. La loi de la gravitation, cependant, ne dit pas simplement que le soleil attire chaque planète. La gravitation est une doctrine bien plus générale, car elle affirme que tout corps dans l’univers attire tous les autres corps. Obéissant à cette loi, chaque planète doit être attirée non seulement par le soleil, mais aussi par d’innombrables corps, et le mouvement de la planète doit être l’effet conjoint de toutes ces attractions. Quant à l’influence des étoiles sur notre système solaire, elle peut être immédiatement écartée comme négligeable. Les étoiles sont sans doute d’énormes corps, qui dans de nombreux cas dépassent peut-être le soleil en magnitude, mais la loi de la gravitation nous dit que l’intensité de l’attraction diminue avec le carré de la distance. La plupart des étoiles se trouvent un million de fois plus loin que le soleil, et par conséquent leur attraction est si faible qu’elle est absolument négligeable dans l’examen de cette question. Les seules attractions que nous devons prendre en compte sont celles qui proviennent de l’action d’un corps du système sur un autre. Prenons, par exemple, les deux plus grands planètes de notre système, Jupiter et Saturne. Chacun de ces globes tourne principalement sous l’effet de l’attraction du soleil, mais chaque planète attire également toutes les autres, et il en résulte que chacune est légèrement tirée hors de la position qu’elle occuperait sinon. En langage astronomique, on dirait que la trajectoire de Jupiter est perturbée par l’attraction de Saturne ; et inversement, que la trajectoire de Saturne est perturbée par l’attraction de Jupiter.

Pendant de nombreuses années, ces irrégularités des mouvements planétaires ont posé des problèmes auxquels les astronomes n’ont pas su répondre. Peu à peu, cependant, une difficulté après l’autre a été surmontée, et bien qu’il existe sans doute encore quelques petites irrégularités non résolues, tous les phénomènes plus importants de ce type sont bien compris. C’est l’un des sujets les plus difficiles auxquels l’astronome doit faire face dans l’ensemble de sa science. Il doit ici calculer l’effet qu’une planète est capable d’avoir sur une autre planète. De tels calculs sont pleins de difficultés redoutables et ne peuvent être surmontés que grâce à une maîtrise parfaite des branches les plus élevées des mathématiques. Exprimons clairement en quoi consiste réellement le problème.

Lorsque deux corps se déplacent en raison de leur attraction mutuelle, tous deux orbitent sur une courbe dont on peut déterminer avec précision les caractéristiques. Chacune de ces trajectoires est en fait une ellipse, et ils doivent posséder un foyer commun situé au centre de gravité des deux corps, considérés comme un seul système. Dans le cas d’un soleil et d’une planète, où la masse du soleil domine énormément celle de la planète, le centre de gravité des deux corps se trouve très près du centre du soleil ; la trajectoire du grand corps est alors très petite par rapport à celle de la planète. Tous ces phénomènes permettent des calculs parfaitement exacts, d’un caractère plutôt élémentaire. Mais ajoutons maintenant un troisième corps au système, qui attire chacun des autres et est lui-même attiré par eux. En conséquence de cette attraction, le troisième corps est déplacé, et son influence sur les autres en est modifiée ; ceux-ci agissent à leur tour sur lui, et ces actions et réactions introduisent une complexité infinie dans le système. C’est là le célèbre « problème des trois corps », qui a suscité l’intérêt de presque tous les grands mathématiciens depuis l’époque de Newton. Posé sous son aspect mathématique, sans que sa complexité ne soit atténuée par aucune circonstance modificatrice, ce problème reste insoluble. Les mathématiciens n’ont pas encore réussi à gérer l’attraction mutuelle de trois corps se déplaçant librement dans l’espace. Si le nombre de corps est supérieur à trois, comme c’est le cas dans le système solaire, le problème devient encore plus sans espoir.

Cependant, la nature s’est montrée généreuse envers nous à cet égard. Elle a certes posé un problème qui ne peut être résolu avec précision ; mais elle a introduit dans ce problème, comme dans le système solaire, certaines particularités qui réduisent considérablement la difficulté. Nous ne sommes toujours pas en mesure de fournir ce qu’un mathématicien qualifierait de solution rigoureuse du problème ; nous ne pouvons pas le résoudre avec la complétude d’une somme en arithmétique ; mais nous pouvons faire quelque chose de presque aussi utile. Nous pouvons résoudre le problème de manière approximative ; nous pouvons déterminer avec une grande précision l’effet d’une planète sur l’autre, et par un travail supplémentaire, nous pouvons réduire les limites d’incertitude autant que possible. Nous obtenons ainsi une solution pratique du problème, suffisante pour tous les besoins de la science. Cela nous est utile.

Il est difficile de connaître avec une précision mathématique absolue l’emplacement d’une planète. Si nous pouvons déterminer ce que nous voulons avec une approximation si proche de la position réelle que aucun télescope ne pourrait révéler la différence, alors tous les objectifs pratiques seront atteints. La raison pour laquelle, dans ce cas, nous sommes en mesure de surmonter les difficultés insurmontables réside dans le caractère exceptionnel du problème des trois corps tel qu’il se manifeste dans le système solaire. Tout d’abord, le soleil possède une masse si écrasante que de nombreux facteurs peuvent être négligés, alors que ces mêmes facteurs seraient importants s’il était rivalisé en masse par l’un des planètes. Une autre source de notre succès provient des faibles inclinaisons des orbites planétaires les unes par rapport aux autres ; de plus, le fait que ces orbites soient presque circulaires facilite grandement le travail. Les mathématiciens qui pourraient se trouver dans d’autres parties de l’univers ne jouissent pas des mêmes avantages. Parmi les systèmes stellaires, on trouve de nombreux cas où le problème des trois corps, ou même de plus de trois, devrait être abordé sans aucune des circonstances atténuantes présentes dans notre système. Dans des groupes tels que l’étonnante étoile Θ Orionis, nous avons trois ou quatre corps de taille comparable, ce qui doit engendrer des mouvements d’une extrême complexité. Même si des mathématiciens terrestres avaient un jour l’audace de relever de tels défis, il est peu probable qu’ils y parviennent dans les siècles à venir ; de telles recherches doivent reposer sur des observations précises comme fondement, et les observations de ces systèmes lointains sont actuellement totalement insuffisantes à cette fin.

La révolution indisturbée d’une planète autour du soleil, conformément à la loi de Kepler, assurerait à cette planète des conditions climatiques stables. La Terre, par exemple, si elle était guidée uniquement par les lois de Kepler, reviendrait chaque jour de l’année exactement à la même position qu’elle occupait le même jour de l’année précédente. D’époque en époque, la quantité de chaleur reçue par la Terre resterait constante si le soleil demeurait inchangé, et le climat actuel pourrait ainsi être préservé indéfiniment. Mais puisque l’existence des perturbations planétaires a été reconnue, des questions de la plus grande importance se posent au sujet des effets possibles de ces perturbations. Nous voyons désormais que la trajectoire de la Terre n’est pas absolument fixe.

Cette trajectoire est perturbée par Vénus et par Mars ; elle est perturbée, elle doit l’être, par chaque planète de notre système. Il est vrai qu’en un an, ou même en un siècle, l’amplitude des modifications produites n’est pas très grande ; l’ellipse qui représente la trajectoire de notre Terre cette année ne diffère pas considérablement de l’ellipse qui représentait le mouvement de la Terre il y a cent ans. Mais se pose alors la question importante de savoir si cette légère différence qui existe ne pourrait pas augmenter constamment, et ne pourrait pas finalement atteindre des proportions telles qu’elles modifient nos climats, ou même rendent la vie complètement impossible. En effet, si l’on examine la question sans calculs approfondis, rien ne semble plus probable que tel soit le destin de notre système. Cette sphère tourne sur une trajectoire à l’intérieur de celle du puissant Jupiter. Elle est donc constamment attirée par Jupiter, et lorsque elle dépasse ce vaste planète et se place entre lui et le soleil, les deux corps se trouvent relativement proches l’un de l’autre, et la Terre est tirée vers l’extérieur par Jupiter. On pourrait penser que la tendance de telles perturbations serait de tirer progressivement la Terre loin du soleil, faisant ainsi décrire à notre globe une trajectoire de plus en plus large. Cependant, il n’est pas possible de trancher une question dynamique par de simples raisonnements de ce genre. La question doit être soumise au tribunal de l’analyse mathématique, où chaque élément du problème est dûment pris en compte. Une telle étude n’est nullement simple. Elle a occupé dignement les talents exceptionnels de Lagrange et de Laplace, dont les découvertes dans la théorie des perturbations planétaires comptent parmi les réalisations les plus remarquables en astronomie.

Nous ne pouvons ici tenter de décrire le raisonnement employé par ces grands mathématiciens. Il ne peut être exprimé que par les formules du mathématicien, et deviendrait alors difficilement compréhensible sans des années de études mathématiques préalables. Il arrive cependant heureusement que les résultats auxquels sont parvenus Lagrange et Laplace, et qui ont été abondamment confirmés par les travaux d’autres mathématiciens, puissent être décrits en langage simple.

Supposons le cas du soleil et de deux planètes qui tournent autour de lui. Ces deux planètes se perturbent mutuellement, mais l’ampleur de cette perturbation est faible par rapport à l’effet du soleil sur chacune d’elles. Lagrange a démontré que, bien que l’ellipse dans laquelle chaque planète se déplace soit progressivement modifiée à certains égards par l’attraction de l’autre planète, il existe une caractéristique de cette courbe que la perturbation ne peut pas modifier de manière permanente : l’axe le plus long de l’ellipse, et donc la distance moyenne de la planète au soleil, qui est égale à la moitié de cet axe, doit rester inchangée. Il s’agit là d’une découverte tout aussi importante qu’inattendue. Elle dissipe immédiatement toute crainte quant à l’effet que les perturbations pourraient avoir sur la stabilité du système. Elle montre que, malgré les attractions de Mars et de Vénus, de Jupiter et de Saturne, notre Terre continuera à toujours tourner à la même distance moyenne du soleil, et par conséquent la succession des saisons et la durée de l’année, du moins en ce qui concerne cet élément, resteront à jamais inchangées.

Mais Lagrange alla plus loin dans ses recherches. Il constata que la distance moyenne ne changeait pas, mais il restait à voir si l’excentricité de l’ellipse décrite par la Terre pouvait être affectée par les perturbations. C’est une question dont l’importance n’est guère inférieure à celle que nous venons de mentionner. Même si la Terre conservait la même distance moyenne du soleil, la distance maximale et minimale pourrait être très inégales : la Terre pourrait passer très près du soleil à un moment donné de son orbite, puis s’éloigner à une grande distance à l’autre extrémité. Pour ce qui est du bien-être de notre globe et de ses habitants, cela est tout aussi important que la question de la distance moyenne ; trop de chaleur pendant une moitié de l’année ne compenserait que faiblement le manque de chaleur pendant l’autre moitié. Lagrange soumit également cette question à son analyse. Une fois de plus, il surmonta les difficultés mathématiques et put encore assurer la permanence de notre système. Il est vrai qu’il ne put cette fois affirmer que l’excentricité de chaque trajectoire resterait constante ; ce n’est pas le cas. Ce qu’il affirme, et ce qu’il a amplement prouvé, c’est que…

L’excentricité de chaque orbite restera toujours faible. Nous apprenons que la forme de l’orbite terrestre gonfle progressivement puis se contracte progressivement ; la longueur maximale de l’ellipse est inchangée, mais parfois elle tend vers un cercle et parfois devient plus elliptique. Ces changements restent dans des limites étroites ; ainsi, bien qu’ils puissent correspondre à des changements climatiques mesurables, la stabilité du système n’est pas menacée, comme ce serait le cas si l’excentricité pouvait augmenter indéfiniment. Une fois de plus, Lagrange utilisa les outils de son calcul pour étudier l’effet que les perturbations peuvent avoir sur l’inclinaison de la trajectoire suivie par la planète. Le résultat dans ce cas fut similaire à celui obtenu pour les excentricités. Si nous partons du principe que les inclinaisons mutuelles des planètes sont faibles, alors les mathématiques nous assurent qu’elles doivent toujours rester faibles. Nous en venons donc à la conclusion que les perturbations planétaires ne peuvent pas affecter la stabilité du système solaire.

Nous comprendrons peut-être mieux l’importance de ces recherches mémorables si nous considérons à quel point les choses auraient pu être différentes. Supposons un système semblable au nôtre sous tous rapports, sauf un. Que ce système ait un soleil, comme le nôtre ; un système de planètes et de satellites identique au nôtre. Que les masses de tous les corps dans ce système hypothétique soient identiques à celles de notre système, et que les distances ainsi que les périodes soient les mêmes dans les deux cas. Que tous les plans des orbites soient disposés de manière similaire ; et pourtant, ce système hypothétique pourrait contenir des germes de dégradation auxquels le nôtre échappe. Il y a un point dans ce schéma imaginaire que nous n’avons pas encore précisé. Dans notre système, toutes les planètes tournent dans le même sens autour du soleil. Supposons que cette loi soit violée dans le système hypothétique en inversant la direction de rotation d’une planète. Ce simple changement suffirait à exposer le système au risque de destruction due aux perturbations planétaires. C’est donc ici que se manifeste la nécessité de cette remarquable uniformité des directions dans lesquelles les planètes tournent autour du soleil. Si ces directions n’avaient pas été uniformes, notre système aurait nécessairement, en tout

Probablement sont-ils morts il y a des éons, et nous ne devrions pas être ici pour discuter de perturbations ou de tout autre sujet.

Aussi grand que fût le succès du célèbre mathématicien français qui fit ces belles découvertes, ce fut à ce siècle qu’il revint d’assister au triomphe suprême de l’analyse mathématique appliquée à la loi de la gravitation. Le travail de Lagrange manque de l’intérêt dramatique de la découverte faite par Le Verrier et Adams, qui donna encore plus d’étendue au système solaire en découvrant la planète Neptune, tournant bien au-delà d’Uranus.

Nous avons déjà fait allusion aux difficultés rencontrées lorsqu’on chercha à concilier les premières observations d’Uranus avec celles effectuées depuis sa découverte. Nous avons montré que la trajectoire suivie par cette planète avait changé, et que par conséquent Uranus devait être soumis à l’action d’une autre force que l’attraction solaire.

La question se pose quant à la nature de ces forces perturbatrices. D’après ce que nous savons déjà sur l’influence mutuelle déstabilisatrice entre deux planètes, il semble naturel de se demander si les irrégularités d’Uranus ne pourraient pas être expliquées par l’attraction des autres planètes. Uranus orbite juste au-delà de Saturne. La masse de Saturne est beaucoup plus grande que celle d’Uranus. Ne serait-il pas possible que Saturne tire Uranus sur le côté, provoquant ainsi ces changements ? C’est une question que doit résoudre le mathématicien. Il peut calculer ce que Saturne est capable de faire, et il constate sans aucun doute que Saturne est capable de provoquer un certain déplacement d’Uranus. De manière similaire, Jupiter, avec sa masse considérable, agit sur Uranus et provoque une perturbation que le mathématicien calcule. Lorsque les calculs ont été effectués pour toutes les planètes connues, on les a appliqués à Uranus, et on pouvait s’attendre à ce qu’ils expliquent pleinement les irrégularités observées dans sa trajectoire. Ce ne fut cependant pas le cas. Après avoir soigneusement pris en compte toutes les sources de perturbation connues, il s’avéra que Uranus était encore influencé par un autre agent ; c’est pourquoi on en conclut qu’Uranus doit être affecté par quelque chose d’inconnu.

corps. Quel pourrait être cet corps inconnu, et où doit-il se trouver ?
L’analogie fut ici le guide de ceux qui spéculaient sur cette question. Nous ne connaissons aucune cause de perturbation du mouvement d’une planète, si ce n’est l’attraction d’une autre planète. Serait-il possible qu’Uranus fût réellement attiré par une autre planète alors complètement inconnue ? Cette hypothèse fut avancée par de nombreux astronomes, et il fut possible de déterminer certaines conditions que devait remplir le corps inconnu. Tout d’abord, son orbite devait se situer à l’extérieur de l’orbite d’Uranus. Cela était nécessaire, car la planète inconnue devait être grande et massive pour produire les irrégularités observées. Si donc elle était plus proche d’Uranus, elle serait un objet visible et aurait dû être découverte depuis longtemps. D’autres raisonnements permettaient également de montrer que, si les perturbations d’Uranus étaient causées par l’attraction d’une planète, ce corps devait orbiter à l’extérieur de la sphère découverte par Herschel.
Les analogies générales du système planétaire pouvaient également être invoquées à l’appui de l’hypothèse selon laquelle la trajectoire de la planète inconnue, bien qu’élliptique, ne différait pas beaucoup d’un cercle, et que le plan dans lequel elle se déplaçait devait également coïncider presque entièrement avec le plan de l’orbite terrestre.

Les déviations mesurées d’Uranus aux différents points de son orbite étaient les seules données disponibles pour la découverte de la nouvelle planète. Nous devions ajuster l’orbite du corps inconnu, ainsi que la masse de la planète elle-même, de manière à expliquer les diverses perturbations. Supposons, par exemple, une certaine distance pour le corps hypothétique, et essayons de déterminer à la fois une orbite et une masse pour la planète, à cette distance, capables d’expliquer ces perturbations. Notre première supposition est peut-être trop élevée. Nous essayons à nouveau avec une distance plus petite. Nous pouvons maintenant représenter les observations avec plus de précision. Une troisième tentative donnera encore plus de précision, jusqu’à ce que la distance de la planète inconnue soit finalement déterminée. De la même manière, la masse du corps peut également être déterminée. Nous supposons une certaine valeur et calculons les perturbations. Si les résultats semblent plus importants que ceux obtenus par observation, alors la masse supposée est trop élevée. Nous modifions notre supposition et recalculons avec une valeur plus faible, et ainsi de suite, jusqu’à ce que finalement

Nous déterminons une masse pour la planète qui est en harmonie avec les résultats des mesures effectives. Les autres éléments de l’orbite inconnue – son excentricité et la position de son axe – doivent tous être déterminés de manière similaire. Finalement, il s’avéra que les perturbations d’Uranus pouvaient être entièrement expliquées si la planète inconnue possédait une masse donnée et se déplaçait sur une orbite ayant une position précise ; il était également évident qu’aucune orbite très différente ou une masse considérablement modifiée ne pourrait expliquer les faits observés.

Ces calculs remarquables furent entrepris de manière complètement indépendante par deux astronomes – l’un en Angleterre et l’autre en France. Chacun d’eux aborda ce grand problème et chacun y parvint. Les scientifiques d’Angleterre et ceux de France furent en désaccord quant aux prétentions de leurs champions respectifs à cette grande découverte ; mais au cours des quarante années qui se sont écoulées depuis ces recherches mémorables, la question s’est progressivement résolue. C’est le jugement impartial du monde scientifique en dehors d’Angleterre et de France que les mérites de cette splendide victoire de la science doivent être partagés également entre le regretté professeur J.C. Adams, de Cambridge, et le regretté U.J.J. Le Verrier, directeur de l’Observatoire de Paris.

Peu après avoir obtenu son diplôme à Cambridge, en 1843, lorsqu’il reçut la distinction de Senior Wrangler, M. Adams tourna son attention vers les perturbations d’Uranus et, guidé uniquement par ces perturbations, commença sa recherche de la planète inconnue. L’enquête fut longue et ardue – elle exigea une quantité énorme de calculs numériques ainsi que des compétences mathématiques exceptionnelles ; mais peu à peu, M. Adams surmonta les difficultés. Au fur et à mesure que l’affaire se développait, il comprit comment les perturbations d’Uranus pouvaient être entièrement expliquées par l’existence d’une planète extérieure, et finalement il put non seulement déterminer l’orbite de ce corps céleste, mais il put même indiquer la région du ciel où il fallait chercher la planète inconnue. Avec ses recherches arrivées à un stade avancé, M. Adams fit appel à l’Astronome-Royal, Sir George Airy, à Greenwich, en octobre 1845, et lui remit les calculs qui indiquaient

avec une précision merveilleuse, l’emplacement de la planète encore inobservée. Il semble donc que, sept mois avant que quiconque d’autre ne résolve ce problème, M. Adams ait surmonté ses difficultés et ait effectivement localisé la planète à une position à peine supérieure à un degré de l’endroit où l’on sait maintenant qu’elle se trouvait. Tout ce qui était nécessaire pour achever la découverte et permettre au professeur Adams ainsi qu’à la science anglaise de récolter toute la gloire de cette réalisation, c’était une recherche minutieuse au télescope dans le secteur indiqué du ciel.

On pourrait se demander pourquoi une telle recherche n’a pas été entreprise immédiatement. Sans aucun doute, cela aurait été fait si les observatoires avaient été équipés, il y a quarante ans, de ces cartes stellaires élaborées dont ils disposent aujourd’hui. En l’absence d’une telle carte (et aucune n’avait encore été publiée pour la région du ciel où se trouvait la planète inconnue), la recherche de celle-ci était une tâche extrêmement fastidieuse. On avait suggéré que la nouvelle planète pourrait être détectée grâce à son disque visible ; mais il faut se rappeler que même Uranus, bien plus proche de nous, avait un disque si petit qu’il fut observé près de vingt fois sans qu’on y prête particulièrement attention, bien qu’il n’ait pas échappé au regard perçant de Herschel. Il ne restait donc qu’une seule méthode pour trouver Neptune : construire une carte du ciel dans le secteur indiqué, puis comparer cette carte nuit après nuit avec les étoiles visibles. Avant de recommander de entreprendre un travail aussi ardu, l’Astronome Royal jugea bon de soumettre les recherches de M. Adams à un test préliminaire décisif. M. Adams avait montré comment sa théorie expliquait avec précision les perturbations de l’orbite d’Uranus en longitude. L’Astronome Royal demanda alors à M. Adams s’il pouvait donner une explication tout aussi claire des variations notables de la distance d’Uranus. Il ne fait aucun doute que sa théorie aurait également permis d’expliquer satisfaisamment ces variations ; mais malheureusement, M. Adams ne semble pas avoir jugé la question suffisamment importante pour répondre rapidement à l’Astronome Royal, et c’est ainsi que pas moins de neuf mois s’écoulèrent entre le moment où M. Adams communiqua pour la première fois ses résultats à l’Astronome Royal et celui où…

La recherche téléscopique de la planète commença systématiquement. Jusqu’à ce moment-là, aucun compte rendu des recherches de M. Adams n’avait été publié. Seuls quelques-uns connaissaient ses travaux, à l’exception de l’Astronome Royal et du professeur Challis de Cambridge, à qui fut ensuite confiée la tâche de mener cette recherche.

Pendant ce temps, l’attention de Le Verrier, le grand mathématicien et astronome français, avait été attirée par Arago sur le problème des perturbations d’Uranus. Par une analyse approfondie, Le Verrier examina toutes les sources possibles de perturbation connues. Les influences des planètes plus anciennes furent estimées une fois de plus avec la plus grande précision, mais uniquement pour confirmer la conclusion déjà atteinte selon laquelle elles étaient insuffisantes pour expliquer ces perturbations. Le Verrier entreprit alors la recherche de la planète inconnue au moyen d’analyses mathématiques, sans aucune connaissance des travaux d’Adams. En novembre 1845, puis à nouveau le 1er juin 1846, des parties des résultats de l’astronome français furent annoncées. L’Astronome Royal s’aperçut alors que ses calculs coïncidaient pratiquement avec ceux d’Adams, à tel point que les positions attribuées à la planète inconnue par les deux astronomes ne différaient que d’un degré ! C’était en effet un résultat remarquable. Il s’agissait d’une planète inconnue aux yeux de l’humanité, mais perçue, pour ainsi dire, par l’analyse mathématique avec une telle certitude que deux astronomes, chacun ignorant complètement les travaux de l’autre, aboutirent à localiser la planète presque au même endroit dans le ciel. L’existence de ce nouveau corps céleste était donc presque devenue certaine, et il devint alors du devoir des astronomes praticiens de commencer immédiatement la recherche. En juin 1846, l’Astronome Royal annonça aux visiteurs de l’Observatoire de Greenwich la forte concordance entre les calculs de Le Verrier et ceux d’Adams, et insista pour qu’une inspection minutieuse de la région indiquée soit entreprise sans délai. Le professeur Challis, qui avait la responsabilité du grand télescope équatorial de Northumberland à Cambridge, fut incité à entreprendre cette tâche, et le 29 juillet 1846, il commença ses travaux.

Le plan de recherche adopté par le professeur Challis était très complexe. Il commença par déterminer la position théorique de la planète, telle que donnée par M. Adams, et, après avoir laissé une marge très importante pour les incertitudes inhérentes à un calcul aussi délicat, il marqua une région précise du ciel, près de l’écliptique, où l’on pouvait s’attendre à trouver la planète inconnue. Il décida alors d’observer toutes les étoiles de cette région et de mesurer leurs positions relatives. Une fois ce travail accompli, il devait être répété une deuxième fois. Son plan prévoyait même un troisième ensemble complet d’observations des étoiles situées dans cette région choisie. Il ne faisait aucun doute que ce processus permettrait de détecter la planète, à condition qu’elle fût suffisamment brillante pour entrer dans les limites de magnitude stellaire fixées par le professeur Challis. La planète pourrait être repérée grâce à son mouvement par rapport aux étoiles, lorsque les trois séries de mesures seraient comparées. Le plan était si bien organisé qu’il devait conduire à la découverte escomptée — en fait, il s’avéra par la suite que le professeur Challis avait effectivement observé la planète plus d’une fois, et une comparaison ultérieure de ses positions aurait inévitablement permis de détecter ce nouveau corps céleste.

Le Verrier poursuivait lui aussi ses recherches tout aussi approfondies dans la même direction. Il était convaincu de l’existence de la planète, et il alla même jusqu’à prédire non seulement sa position, mais aussi son apparence réelle. Il pensait que la planète serait suffisamment grande (bien qu’elle fût naturellement encore un objet observable uniquement au télescope) pour se distinguer des étoiles en possédant un disque. Ces prédictions précises renforcèrent l’idée que nous étions au bord d’une autre grande découverte dans le système solaire, à tel point que, lorsque sir John Herschel s’adressa à la British Association le 10 septembre 1846, il prononça les mots suivants : « L’année écoulée nous a offert la nouvelle planète Astræa — elle a même fait plus : elle nous a donné l’espoir d’en découvrir une autre. Nous la voyons comme Colomb voyait l’Amérique depuis les côtes de l’Espagne. Ses mouvements se font sentir le long de la ligne étendue de notre analyse, avec une certitude à peine inférieure à celle obtenue par observation directe. »

Le moment de la découverte approchait rapidement. Le 18 septembre 1846, Le Verrier écrivit au Dr Galle de l’Observatoire de Berlin, décrivant l’endroit où se trouvait la planète selon ses calculs, et lui demandant de la découvrir au télescope. Cette demande était similaire à celle qui avait été adressée au professeur Challis au nom d’Adams. Tant à Berlin qu’à Cambridge, les recherches au télescope devaient avoir lieu dans la même région du ciel. Cependant, les astronomes berlinois avaient la chance de disposer d’un outil inestimable pour leurs recherches, qui n’était pas alors entre les mains du professeur Challis. Nous avons déjà mentionné comment la recherche d’une planète au télescope peut être facilitée par l’utilisation d’une carte des étoiles soigneusement élaborée. En fait, il suffit de comparer cette carte au ciel. Il se trouve que l’Académie des sciences de Berlin avait entrepris, quelques années auparavant, la préparation d’une série de cartes stellaires. Sur ces cartes, l’emplacement de chaque étoile, y compris celles de la dixième magnitude, était fidèlement indiqué. Ce travail était très utile, mais ses auteurs ne pouvaient guère anticiper la brillante découverte qui résulterait de leurs années de labeur fastidieux. Il fut jugé opportun de publier ce vaste travail d’observation par étapes ; ainsi, à mesure que la carte était achevée, elle paraissait feuille par feuille. Par hasard, juste avant que les nouvelles des travaux de Le Verrier n’arrivent à Berlin, la carte de cette partie du ciel avait déjà été gravée et imprimée.

Ce fut le 23 septembre que la lettre de Le Verrier parvint au Dr Galle à Berlin. La nuit-là, le ciel était clair, et l’on peut imaginer avec quelle anxiété le Dr Galle dirigea son télescope vers le ciel. L’instrument fut pointé conformément aux instructions de Le Verrier. Le champ de vision montrait une multitude d’étoiles, comme dans toutes les régions du ciel. L’une d’entre elles était bien la planète. La nouvelle carte fut déroulée, et, étoile par étoile, le ciel fut comparé à elle. Au fur et à mesure que l’identification des étoiles progressait, un objet après l’autre s’avérait se trouver dans le ciel tel qu’il était indiqué sur la carte, et était donc évidemment écarté. Finalement, une étoile de huitième magnitude — un objet brillant — fut examinée. La carte fut consultée, mais il n’y avait aucune étoile à cet endroit. Cet objet ne pouvait pas se trouver là.

le lieu où le tableau a été établi. L’objet était donc un vagabond – une planète. Pourtant, il fallait être prudent en la matière. De nombreuses possibilités devaient être écartées. Il était, par exemple, tout à fait concevable que l’objet fût en réalité une étoile qui, par quelque malheur, avait échappé à l’œil attentif de l’astronome qui avait construit la carte. Il était même possible que cette étoile fît partie de la grande catégorie des étoiles variables dont l’éclat varie, et qu’elle fût trop faible pour être visible au moment où le tableau a été réalisé. Ou bien elle pouvait être l’un des petits planètes se déplaçant entre Mars et Jupiter. Même si aucune de ces explications ne convenait, il restait nécessaire de montrer que l’objet se déplaçait avec cette vitesse particulière et dans cette direction précise indiquée par la théorie de Le Verrier. Un seul jour suffisait pour dissiper tous les doutes. La nuit suivante, l’objet fut observé à nouveau. Il s’était déplacé, et lorsqu’on mesura son mouvement, on constata qu’il correspondait parfaitement à ce que Le Verrier avait prédit. En effet, comme si rien ne devait manquer à cette confirmation, le diamètre de la planète, mesuré par les micromètres de Berlin, s’avéra pratiquement identique à celui anticipé par Le Verrier.

Le monde retentit rapidement des nouvelles de cette splendide réussite. Aussitôt, le nom de Le Verrier atteignit un sommet que celui d’aucun astronome, quelle que soit son époque ou son pays, n’a jamais vraiment dépassé. Les circonstances de la découverte furent extrêmement dramatiques. Nous imaginons ce grand astronome plongé dans une profonde méditation pendant de nombreux mois ; ses yeux ne sont pas tournés vers les étoiles, mais vers ses calculs. Aucun télescope n’est entre ses mains ; c’est l’intelligence humaine qu’il utilise seul comme instrument. Avec un travail patient, guidé par une maîtrise mathématique parfaite, il manipule ses colonnes de chiffres. Il tente une solution après l’autre. À chaque tentative, il apprend ce qu’il faut éviter ; à chaque fois, il obtient une lumière qui le guide dans ses travaux futurs. Finalement, il commence à voir de l’harmonie dans ces résultats où auparavant il n’y avait que discordance. Peu à peu, les nuages se dispersent, et il discerne, avec une certitude presque égale à la vision réelle, la planète scintillant dans les profondeurs lointaines de l’espace. Il se lève de son bureau et sollicite l’aide d’un astronome praticien ; et voilà, la planète est là.

le point indiqué. Les annales des sciences ne présentent aucun spectacle de ce genre. Ce fut la preuve la plus triomphale de la loi de la gravitation universelle. La théorie newtonienne avait en effet depuis longtemps acquis une position imprenable ; mais, comme pour mettre sa vérité en évidence de la manière la plus frappante, cette découverte de Neptune fut accomplie.

Pendant un instant, il sembla que les Français allaient jouir de l’honneur exclusif de ce triomphe splendide ; et il n’aurait en effet pas été déplacé que la nation qui a donné naissance à Lagrange et à Laplace, et qui a développé la grande théorie newtonienne grâce à leurs travaux immortels, obtienne cette distinction. Jusqu’au moment de la découverte du planète au télescope par le Dr Galle à Berlin, aucune annonce publique n’avait été faite des efforts de Challis dans la recherche de ce planète, ni même des recherches théoriques d’Adams sur lesquelles reposaient ces observations. Mais au milieu des hymnes de triomphe avec lesquels la nation française enthousiaste célébrait la découverte de Le Verrier, parut une lettre de Sir John Herschel dans l’Athenæum du 3 octobre 1846, dans laquelle il annonçait les recherches menées par Adams et revendiquait pour lui une part de la gloire de cette découverte. Des enquêtes ultérieures ont montré que cette revendication était justifiée, et elle est aujourd’hui universellement reconnue par toutes les autorités indépendantes. On peut cependant facilement imaginer que les savants français, jaloux de la renommée de leur compatriote, ne purent d’abord être amenés à reconnaître une telle prétention. On leur demandait de partager cet honneur sans égal entre leur propre compatriote illustre et un jeune étranger dont peu avaient jamais entendu parler, qui n’avait même pas publié une ligne de ses travaux, et qui n’avait fait aucune revendication de son côté avant que le travail ne soit entièrement achevé par Le Verrier. La demande formulée en faveur d’Adams fut donc rejetée en France sans aucune reconnaissance ; et une controverse aigrie en fut la conséquence. Point par point, les astronomes anglais réussirent à établir la légitimité de la prétention de leur compatriote. Il est vrai qu’Adams n’avait pas publié ses recherches au monde, mais il les avait communiquées à l’Astronome-Royal, le chef officiel de la science dans ce pays. Elles étaient également bien connues du professeur Challis, le

Professeur d’astronomie à Cambridge. C’est également à cette époque que les travaux d’Adams furent publiés, et il s’avéra qu’ils étaient tout aussi approfondis et tout aussi fructueux que ceux de Le Verrier. On constata également que la méthode de recherche adoptée par le professeur Challis devait non seulement finir par réussir, mais qu’elle avait en fait déjà réussi, d’une certaine manière. Lorsque la découverte du planète au télescope eut lieu, Challis se tourna naturellement pour voir s’il avait également observé ce nouveau corps céleste. Ce n’est que le 1er octobre qu’il apprit le succès du Dr Galle, et à ce moment-là, Challis avait déjà accumulé, dans le cadre de ses recherches, pas moins de 3 150 étoiles. Parmi elles, il découvrit rapidement qu’un objet observé le 12 août n’était plus au même endroit le 30 juillet. Il s’agissait bien du planète ; sa découverte aurait donc été assurée si Challis avait eu le temps de comparer ses mesures. En fait, s’il avait immédiatement présenté ses observations, il ne fait aucun doute que toute la gloire de cette découverte aurait été attribuée à Adams. Il aurait alors été le premier, tant dans les calculs théoriques que dans la vérification optique de l’existence de la planète. On peut également noter que Challis a failli faire la découverte de Neptune d’une autre manière. Le Verrier avait indiqué dans son article la possibilité de détecter le corps céleste recherché grâce à son disque. Challis tenta cette méthode, et avant même que la nouvelle de la véritable découverte à Berlin ne lui parvienne, il avait examiné la région indiquée par Le Verrier. Environ 300 étoiles traversèrent le champ de vision, et parmi elles, il en choisit une en raison de son disque ; il s’avéra par la suite que c’était bien la planète.

Si les recherches de Le Verrier et d’Adams n’avaient jamais été menées, il est certain que Neptune, bien que lointaine, aurait fini par être découverte ; cependant, cela aurait pu se faire d’une manière que tout véritable amoureux des sciences déplorerait aujourd’hui. On entend constamment parler de nouvelles planètes mineures observées, mais personne ne accorde à de tels exploits ne serait-ce qu’une infime partie de l’importance attachée à la découverte de Neptune. Le risque était que Neptune soit simplement découverte par des observations sommaires, comme c’est le cas pour Uranus, ou comme c’est le cas aujourd’hui pour les nombreuses planètes mineures.

On a découvert que, dans ce cas, l’Astronomie théorique, cette grande science fondée par Newton, aurait été privée de sa plus brillante illustration.

En fait, Neptune avait échappé de justesse, au moins une fois auparavant, à être découverte d’une manière très simple. Cela a été démontré lorsque suffisamment d’observations furent recueillies pour permettre de calculer la trajectoire du planète. Il devint alors possible de reconstituer les mouvements de la planète parmi les étoiles et donc de rechercher dans les catalogues des astronomes antérieurs s’ils contenaient des mentions de Neptune, notée à tort comme une étoile. Plusieurs cas de ce genre ont été découverts. Je ne citerai cependant qu’un seul, qui présente un intérêt particulier. On a constaté que la position de la planète le 10 mai 1795 devait coïncider avec celle d’une prétendue étoile enregistrée ce jour-là dans l’« Histoire Céleste » de Lalande. Une inspection approfondie du ciel a montré qu’il n’y avait aucune étoile à l’endroit indiqué par Lalande, ce qui a rendu absolument certaine l’existence d’une véritable observation de Neptune. Lorsqu’on a consulté les manuscrits originaux de Lalande, un fait d’un grand intérêt est apparu : il y était indiqué qu’il avait observé la même étoile (car c’est ainsi qu’il la considérait) tant le 8 mai que le 10 mai ; chaque jour, il avait déterminé sa position, et ces deux observations étaient correctement consignées. Mais lorsqu’il a préparé son catalogue et a constaté que les positions étaient différentes aux deux occasions, il a rejeté le résultat antérieur et n’a imprimé que le second.

Si Lalande avait eu une confiance suffisante en ses propres observations, une découverte immortelle était à sa portée ; s’il avait affirmé avec fermeté : « J’avais raison le 10 mai et j’avais raison le 8 mai ; je n’ai commis aucune erreur dans aucun des deux cas, et l’objet que j’ai vu le 8 mai a dû se déplacer entre ces deux dates », alors il aurait sans aucun doute découvert Neptune. Mais s’il l’avait fait, quelle perte regrettable pour la science ! La découverte de Neptune n’aurait alors été qu’une récompense fortuite pour un travailleur assidu, plutôt que l’un des plus glorieux accomplissements du domaine le plus élevé de la raison humaine.

Outre ce bref aperçu de la découverte de Neptune, nous avons peu à dire au sujet de cette planète lointaine. Si nous ne voyons sur Uranus aucune des caractéristiques qui font de Mars ou de Vénus, de Jupiter ou de Saturne des objets aussi attrayants au télescope, que pouvons-nous espérer trouver sur Neptune, qui est encore deux fois plus éloignée qu’Uranus ? Avec un bon télescope et une puissance de grossissement adéquate, nous pouvons effectivement voir que Neptune possède un disque, mais aucun trait sur ce disque ne peut être identifié. Nous ne sommes donc pas en mesure de déterminer la période pendant laquelle Neptune tourne autour de son axe, bien que, par analogie avec le système solaire, nous devions être certains qu’elle tourne bel et bien. Les tentatives pour mesurer le diamètre de Neptune ont été plus fructueuses ; on a ainsi constaté qu’il est d’environ 35 000 miles, soit plus de quatre fois le diamètre de la Terre. Il semble également que, comme Jupiter et Saturne, cette planète soit entourée d’une vaste atmosphère chargée de nuages, car sa densité moyenne n’est que d’environ un cinquième de celle de la Terre. Ce grand globe orbite autour du Soleil à une distance moyenne d’au moins 2 800 millions de miles, ce qui représente environ trente fois la distance moyenne entre la Terre et le Soleil. Bien que ce parcours se fasse à une vitesse de plus de trois miles par seconde, il est si long que Neptune met presque 165 ans pour effectuer une révolution complète. Depuis sa découverte, il y a une cinquantaine d’années, Neptune a parcouru environ un tiers de son orbite ; et même depuis la date à laquelle elle a été aperçue pour la première fois par Lalande en 1795, elle n’a eu le temps de parcourir que les trois cinquièmes de son immense circuit.

Neptune, tout comme notre Terre, possède un seul satellite ; cet objet délicat a été découvert par M. Lassell avec son télescope réfléchissant de deux pieds peu après que la planète elle-même fut connue. Le mouvement du satellite de Neptune est presque circulaire. Son orbite est inclinée d’un angle d’environ 35° par rapport à l’écliptique, et il est particulièrement intéressant de noter que, comme les satellites d’Uranus, la direction de son mouvement est opposée aux mouvements planétaires généraux. Le satellite effectue son parcours autour de Neptune en un peu moins de six jours. En observant les mouvements de cette lune, nous pouvons déterminer la masse de la planète ; il apparaît ainsi que le poids de Neptune est d’environ un dix-neuvième millième de celui du Soleil.

Aucune planète au-delà de Neptune n’a été observée, et il n’existe actuellement aucun motif valable de croire en leur existence en tant qu’objets visibles. Dans le chapitre consacré aux planètes mineures, j’ai abordé la manière dont ces objets sont découverts. Ce sont par une comparaison minutieuse et assidue du ciel avec des cartes stellaires élaborées que ces corps sont mis au jour. De telles recherches seraient tout aussi efficaces pour chercher une planète ultranéptunienne ; en fait, nous ne pourrions concevoir de méthode meilleure pour rechercher un tel corps, s’il existait, que celle qui est actuellement constamment utilisée dans de nombreux observatoires. Les efforts de ceux qui cherchent des petites planètes ont été amplement récompensés par des découvertes qui se comptent désormais par centaines. Cependant, il est à noter que toutes ces planètes se limitent à une seule région du système solaire. On a parfois supposé que le temps pourrait révéler des perturbations dans l’orbite de Neptune, et que ces perturbations pourraient conduire à la découverte d’une planète encore plus éloignée, même si cette planète était si lointaine et si faible qu’elle échapperait à toute recherche au télescope. Pour l’instant, cependant, une telle recherche relève à peine de l’astronomie pratique. Ses mouvements ont sans doute été étudiés en détail, mais il faudrait qu’elle parcourt une plus grande partie de son orbite avant qu’il soit possible de conclure, à partir des perturbations de sa trajectoire, l’existence d’une planète inconnue et encore plus éloignée.

Nous avons ainsi vu que le système planétaire est délimité d’un côté par Mercure et de l’autre par Neptune. La découverte de Mercure est une réalisation datant de l’époque préhistorique. L’astronome ancien qui a accompli cet exploit, sans l’aide d’aucun instrument et sans disposer de connaissances théoriques précises, mérite notre profonde admiration pour son acuité et sa perspicacité naturelles. D’un autre côté, la découverte de la limite extérieure du système planétaire mérite une attention particulière, car elle reposait uniquement sur des connaissances théoriques approfondies.

Bien que nous mettions ici fin à notre description des planètes et de leurs satellites, nous devons encore ajouter deux chapitres avant d’avoir achevé ce qui doit être dit au sujet du système solaire. Une autre classe notable de corps, ni planètes ni satellites, reste fidèle au soleil et orbite autour de lui.

lui, conformément aux lois de la gravitation universelle. Ces corps sont les comètes, ainsi que leurs compagnons quelque peu plus modestes, les étoiles filantes. Nous trouvons dans l’étude de ces objets de nombreux sujets intéressants, que nous aborderons dans les chapitres suivants.

CHAPITRE XVI.
LES COMÈTES.

Les comètes, comparées aux planètes tant par leur nature que par leurs mouvements — La comète de Coggia — Les retours périodiques — La loi de la gravitation — Les orbites paraboliques et elliptiques — Une théorie antérieure aux observations — La plupart des orbites cométaires sont sensiblement paraboliques — Les travaux de Halley — La comète de 1682 — La prédiction mémorable de Halley — Le retard causé par les perturbations — Les retours successifs de la comète de Halley — La comète d’Encke — L’effet des perturbations — L’orbite de la comète d’Encke — L’attraction de Mercure et de Jupiter — Comment s’assurer de l’identité de la comète — Comment peser Mercure — La distance Terre-Soleil déterminée à l’aide de la comète d’Encke — Le milieu perturbateur — Comètes remarquables — Spectre d’une comète — Passage d’une comète entre la Terre et les étoiles — Peut-on peser une comète ? — Preuves de la faible masse de la comète issues de la théorie des perturbations — La queue de la comète — Ses variations — Points de vue sur sa nature — Présence de carbone dans les comètes — Origine des comètes périodiques.

Dans nos chapitres précédents, qui traitaient du soleil et de la lune, des planètes et de leurs satellites, nous avons constaté dans tous les cas que les corps célestes en question avaient une forme presque globulaire, et beaucoup d’entre eux étaient sans aucun doute constitués de matière solide. Tous ces objets possèdent une densité qui, même si elle est dans certains cas bien inférieure à celle de la Terre, reste cependant des centaines de fois supérieure à celle des matériaux purement gazeux. Nous abordons maintenant l’examen d’une catégorie d’objets de caractère très différent. Nous n’avons plus affaire à des objets globulaires possédant une masse considérable. Les comètes ont une forme entièrement irrégulière ; elles sont en grande partie, du moins, formées de matériaux extrêmement ténus, et leurs masses sont si petites que les moyens dont nous disposons ne nous ont pas permis de les mesurer. Non seulement les comètes diffèrent par leur constitution des planètes ou des autres corps plus solides de notre système, mais leurs mouvements sont également très différents du retour régulier des planètes à leurs saisons prévues. Les comètes apparaissent parfois avec une surprise presque stupéfiante ; elles gonflent rapidement en taille à un point tel qu’à l’époque superstitieuse cela provoquait la plus grande terreur ; puis elles disparaissent, sans jamais revenir dans de nombreux cas. La science moderne a, sans aucun doute, dissipé une grande partie du mystère qui entourait autrefois tout le sujet des comètes. Leurs mouvements sont désormais en grande partie expliqués, et certaines additions ont été faites à notre connaissance de leur nature, bien que nous devions

Il faut encore avouer que ce que nous savons ne représente qu’une très petite partie de ce qui reste inconnu.

Permettez-moi d’abord de décrire en termes généraux la nature d’une comète, dans la mesure où sa structure peut être révélée à l’aide d’un puissant télescope réfracteur. Nous présentons sur la Plaque XII deux esquisses intéressantes réalisées à l’Observatoire du Harvard College concernant la grande comète de 1874, désignée du nom de son découvreur, Coggia.

On y voit la tête de la comète, contenant en son point le plus brillant ce qu’on appelle le noyau, dans lequel le matériau de la comète semble beaucoup plus dense qu’ailleurs. Autour du noyau se trouvent certains couches bien définies de matériau lumineux, la couronne ou la tête, dont le diamètre varie de 20 000 à 1 000 000 de miles, et de laquelle semble s’échapper la queue. Cette représentation peut être considérée comme celle d’un objet typique de cette catégorie, mais les variations de structure observées chez différentes comètes sont presque innombrables. Dans certains cas, on constate l’absence du noyau ; dans d’autres, l’absence de queue. La queue est sans aucun doute une caractéristique frappante chez ces grandes comètes qui attirent l’attention universelle ; mais chez les petits objets observés au télescope, que l’on trouve généralement en petit nombre chaque année, cette caractéristique fait souvent défaut. Non seulement les comètes présentent de grandes variations d’apparence, mais même l’aspect d’un même objet subit de grands changements. Parfois, la comète augmente énormément de volume ; parfois elle diminue ; parfois elle possède une longue queue, ou parfois aucune queue du tout. Les mesures de la taille d’une comète sont presque vaines ; elles peuvent cesser d’être exactes même pendant les quelques heures durant lesquelles on l’observe au cours d’une nuit. Il est en effet impossible d’identifier une comète par une description de son apparence. Pourtant, la question de son identité est souvent de grande importance. Nous devons trouver des moyens permettant de la déterminer, indépendamment de son apparence.

Il est maintenant bien connu que plusieurs de ces corps reviennent périodiquement. Après avoir été invisibles pendant un certain nombre d’années, une comète réapparaît, puis retourne dans l’espace pour effectuer une autre orbite.

La question se pose alors de savoir comment nous allons reconnaître la comète lorsqu’elle reviendra. Ses caractéristiques personnelles telles que sa taille ou son éclat, la présence ou l’absence d’une queue, qu’elle soit grande ou petite, sont des traits éphémères sans valeur à cette fin. Heureusement, cependant, la loi du mouvement elliptique établie par Kepler a indiqué le moyen de définir l’identité d’une comète avec une précision absolue.

Après que Newton eut découvert la loi de la gravitation et réussi à démontrer que les trajectoires elliptiques des planètes autour du soleil en étaient les conséquences inévitables, il fut naturellement tenté d’appliquer le même raisonnement pour expliquer les mouvements des comètes. Là encore, il connut un succès remarquable et illustra sa théorie en expliquant complètement les mouvements de ce corps extraordinaire qui était visible de décembre 1680 à mars 1681.

Fig. 69.—La trajectoire parabolique d’une comète.

Il existe une courbe particulièrement belle, connue des géomètres sous le nom de parabole. Sa forme est représentée sur la figure ci-jointe ; il s’agit d’une ligne courbe qui se courbe vers et autour d’un point dénommé foyer. Ce n’est pas ici le moment de faire référence aux propriétés géométriques de cette courbe ; celles-ci doivent être recherchées dans des ouvrages de mathématiques. Il suffira ici de souligner le lien qui existe entre la parabole et l’ellipse. Dans un chapitre précédent, nous avons expliqué la construction de cette dernière courbe et montré qu’elle possède deux foyers. Supposons qu’une série d’elliptes soit tracée, chacune ayant une distance entre ses foyers plus grande que celle de la précédente. Imaginons que ce processus se poursuive jusqu’à ce que la distance entre les foyers devienne énormément grande par rapport à la distance de chaque foyer jusqu’à la courbe ; alors, chacune des extrémités de cette longue ellipse aura pratiquement la même forme qu’une parabole. Nous pouvons donc considérer la courbe représentée sur la Fig. 69 comme étant une extrémité d’une ellipse dont l’autre extrémité se trouve à une distance infiniment grande. En 1681, Doerfel, un ecclésiastique de Saxe, a prouvé que la grande comète observée récemment suivait une trajectoire parabolique, dont le soleil était situé au foyer. Newton a montré que la loi de la gravitation permettait à un corps de se déplacer selon une ellipse de ce type extrême tout autant qu’ selon une ellipse aux proportions plus ordinaires. Un objet en orbite parabolique autour du soleil, situé au foyer, se rapproche progressivement du soleil, parcourt une orbite autour de ce grand astre, puis commence à s’éloigner. Il existe une distinction essentielle entre le mouvement parabolique et le mouvement elliptique. Dans ce dernier cas, après s’être éloigné à une certaine distance, le corps fait demi-tour et se rapproche à nouveau du soleil ; en fait, il doit effectuer des orbites périodiques, comme c’est le cas pour les planètes. Mais dans le cas d’une véritable parabole, le corps ne peut jamais revenir ; pour cela, il lui faudrait doubler la distance jusqu’au foyer lointain, et comme celui-ci est infiniment éloigné, il ne pourrait y être atteint qu’après un temps infini.

La caractéristique principale du mouvement en parabole peut ainsi être décrite. Le corps se rapproche progressivement du foyer depuis une

Une distance infiniment lointaine d’un côté, et après avoir contourné le foyer, elle s’éloigne progressivement vers une distance infiniment lointaine de l’autre côté, pour ne jamais revenir. Lorsque Newton comprit que ce type de mouvement parabolique pouvait résulter de la loi de la gravitation, il lui vint aussitôt à l’esprit (indépendamment de la découverte de Doerfel, dont il ignorait l’existence) que ce mécanisme permettait d’expliquer les mouvements des comètes. Il savait que les comètes devaient être attirées par le soleil ; il constata que le parcours habituel d’une comète était de faire son apparition soudainement, de décrire une orbite autour du soleil puis de s’éloigner, pour ne jamais revenir. S’agissait-il vraiment d’un mouvement parabolique ? Heureusement, les données nécessaires pour tester cette hypothèse importante étaient à sa disposition. Il put se servir des trajectoires connues de la comète de 1680, ainsi que des observations de plusieurs autres corps de même nature recueillies grâce au travail assidu des astronomes. Avec sa perspicacité habituelle, Newton conçut une méthode permettant, à partir des faits connus, de déterminer la trajectoire suivie par la comète. Il découvrit qu’il s’agissait d’une parabole, et que la vitesse de la comète était régie par la loi selon laquelle la ligne droite allant du soleil à la comète parcourt des surfaces égales en temps égal. C’était là une autre confirmation de la loi de la gravitation universelle. Dans ce cas, en effet, on peut dire que la théorie était en réalité antérieure aux calculs. Kepler avait déterminé par observation que les trajectoires des planètes étaient des ellipses, et Newton avait montré comment ce fait était une conséquence de la loi de la gravitation. Mais dans le cas des comètes, leurs orbites extrêmement erratiques n’avaient jamais été ramenées à une forme géométrique jusqu’à ce que la théorie de Newton lui montre qu’elles étaient paraboliques ; il invoqua alors l’observation pour vérifier les prédictions de sa théorie.

PLAT XII.

La comète de Coggia.
(Vue les 10 juin et 9 juillet 1874.)

La grande majorité des comètes se déplacent sur des orbites qui ne peuvent être distinctement distinguées des paraboles, et tout corps dont l’orbite est de ce type ne peut être observé qu’une seule fois. La théorie de la gravitation, bien qu’elle admette la parabole comme une orbite possible pour une comète, ne prétend pas pour autant que le trajet doive nécessairement être de ce type. Nous avons souligné que cette courbe n’est qu’un type très extrême d’ellipse, et il serait encore en parfaite conformité avec la loi de la gravitation que une comète suive un trajet de toute forme elliptique, à condition que le soleil soit situé au foyer et que la comète obéisse à la règle de parcourir des surfaces égales en temps égal. Si un corps se déplace sur une trajectoire elliptique, alors il reviendra vers le soleil, et nous aurons ainsi des visites périodiques du même objet.

Un domaine d’étude intéressant s’offrait ainsi à l’astronome. Il ne fallut pas longtemps avant que l’on découvre une comète périodique qui illustra, de manière frappante, la justesse de cette prévision. Le nom de l’illustre astronome Halley est peut-être le plus connu en raison de son association avec la grande comète dont la périodicité fut découverte grâce à ses calculs. Lorsque Halley apprit, grâce à la théorie newtonienne, que une comète pouvait se déplacer sur une orbite elliptique, il entreprit une enquête très laborieuse ; il rassembla dans divers registres d’observations de comètes toutes les informations fiables qui pouvaient être obtenues, ce qui lui permit de déterminer, avec une précision suffisante, la nature des trajectoires suivies par une vingtaine de grandes comètes. L’une d’elles était le grand corps de 1682, que Halley observa lui-même et dont il calcula la trajectoire selon les principes de Newton. Halley procéda ensuite à vérifier si cette comète de 1682 avait pu visiter notre système à une époque antérieure. Pour répondre à cette question, il consulta la liste des comètes enregistrées qu’il avait si soigneusement compilée, et il constata que sa comète ressemblait beaucoup, tant par son aspect que par son orbite, à une comète observée en 1607, ainsi qu’à une autre observée en 1531. Ces trois corps pourraient-ils être identiques ? Il suffisait de supposer qu’une comète, au lieu

qu’il tournait sur une orbite parabolique, mais qu’en réalité il suivait une ellipse extrêmement allongée, et qu’il accomplissait chaque révolution en environ soixante-quinze ou soixante-seize ans. Il soumit cette hypothèse à tous les tests qu’il put concevoir ; il constata que les orbites déterminées lors des trois occasions étaient si proches l’une de l’autre que l’idée d’une coïncidence fortuite serait contraire à toute probabilité. Par conséquent, il décida de soumettre sa théorie au test le plus rigoureux connu en astronomie. Il osa faire une prédiction que la postérité aurait l’occasion de vérifier. Si la période du comète était de soixante-quinze ou soixante-six ans, comme semblaient le montrer les observations précédentes, Halley estima alors qu, s’il n’était pas perturbé, il devrait revenir en 1757 ou 1758. Cependant, il souligna certaines sources de perturbation qui seraient suffisamment puissantes pour influencer considérablement le moment du retour. Le comète, dans son parcours, passe près de l’orbite de Jupiter et subit de grandes perturbations de la part de cette planète puissante. Halley conclut que le retour attendu pourrait donc être retardé jusqu’à la fin de 1758 ou au début de 1759.

Cette prédiction fut un événement mémorable dans l’histoire de l’astronomie, car c’était la première tentative de prévoir l’apparition de l’un de ces corps mystérieux dont les visites semblaient ne suivre aucune loi fixe, et qui étaient généralement considérés comme des présages de grande importance. Halley comprenait l’importance de son annonce. Il savait que sa vie terrestre s’achèverait bien avant que le comète n’ait terminé sa révolution ; et, dans des termes presque émouvants, ce grand astronome écrit : « C’est pourquoi, s’il devait revenir selon notre prédiction vers l’an 1758, la postérité impartiale ne refusera pas de reconnaître que c’est un Anglais qui l’a découvert pour la première fois. »

À mesure que l’échéance de cet événement majeur approchait, il suscitait le plus vif intérêt chez les astronomes. Le distingué mathématicien Clairaut entreprit de calculer à nouveau, à l’aide de méthodes améliorées, l’effet que l’attraction des planètes exercerait sur le comète. Son analyse des perturbations suffit à montrer que l’objet serait retenu pendant 100 jours par Saturne et pendant 518 jours par Jupiter. Il

Cela conféra donc une certaine précision supplémentaire à la prédiction concernant Halley, et l’on en conclut finalement que cette comète atteindrait le périhélie, c’est-à-dire le point de son orbite le plus proche du soleil, vers le milieu d’avril 1759. L’astronome perspicace (qui, il faut le rappeler, vivait bien avant la découverte d’Uranus et de Neptune) ajouta que, puisque ce corps s’éloignait autant, il pouvait être soumis à des influences que nous ne connaissons pas, ou même perturbé par une planète trop éloignée pour être jamais détectée. Il qualifia donc sa prédiction en indiquant que, en raison de ces possibilités inconnues, ses calculs pouvaient être erronés d’un mois dans un sens ou dans l’autre. Clairaut fit cette communication mémorable à l’Académie des Sciences le 14 novembre 1758. L’attention des astronomes fut immédiatement attirée pour voir si ce visiteur, qui n’était apparu pour la dernière fois soixante-seize ans auparavant, était sur le point de revenir. Nuit après nuit, les cieux furent scrutés. Le jour de Noël 1758, la comète fut détectée pour la première fois, et elle passa au plus près du soleil vers minuit le 12 mars, un mois seulement avant la date annoncée par Clairaut, mais toujours dans les limites de l’erreur qu’il avait estimées possibles.

La vérification de cette prédiction constitua une confirmation supplémentaire de la théorie de la gravitation. Depuis lors, la comète de Halley est revenue une fois de plus, en 1835, dans des circonstances quelque peu similaires à celles qui viennent d’être décrites. De plus, des recherches historiques ont permis d’identifier la comète de Halley à de nombreuses apparitions mémorables de comètes dans le passé. Il a même été démontré qu’un objet splendide apparu onze ans avant le début de l’ère chrétienne n’était autre que la comète de Halley lors de l’une de ses anciennes réapparitions. Parmi les visites les plus célèbres de ce corps figure celle de 1066, lorsque son apparition attira l’attention du monde entier. Une image de la comète à cette occasion constitue une particularité intéressante sur la Tapisserie de Bayeux. La prochaine réapparition de la comète de Halley est attendue vers l’an 1910.

On connaît aujourd’hui plusieurs comètes qui suivent des trajectoires elliptiques et peuvent donc être qualifiées de périodiques. Ces objets sont principalement visibles au télescope, ce qui les contraste fortement avec la magnifique comète de Halley. La plupart des autres comètes périodiques ont des périodes beaucoup plus courtes que celle de

Halley. Parmi ces objets, le plus célèbre de loin est celui connu sous le nom de comète d’Encke, qui mérite notre attention soutenue.

L’objet dont il est question a connu une carrière remarquable au cours de laquelle il a fourni de nombreuses illustrations de la loi de la gravitation. Nous ne sommes pas ici concernés par la routine banale d’une simple orbite planétaire. Une planète est principalement soumise à l’influence puissante de la gravité solaire. Elle est également affectée, dans une certaine mesure, par les attractions exercées par les autres planètes. Les mathématiciens ont depuis longtemps l’habitude de prédire les mouvements de ces corps par des calculs précis. Ils savent comment la position d’une planète est déterminée approximativement par l’attraction solaire, et ils peuvent distinguer les différents ajustements que cette position doit subir en raison des perturbations causées par les autres planètes. La capacité des planètes à provoquer des perturbations augmente considérablement lorsque le corps perturbé suit la trajectoire excentrique d’une comète. On constate fréquemment que la trajectoire d’un tel corps se rapproche beaucoup de celle d’une planète, de sorte que la comète peut effectivement passer à proximité même de cette planète, même si les deux corps ne se heurtent pas réellement. Dans de tels cas, l’effet perturbateur est considérablement amplifié ; c’est pourquoi nous nous tournons vers les comètes lorsque nous souhaitons illustrer la théorie des perturbations planétaires par un exemple frappant.

Une fois qu’on a décidé de choisir une comète, la question suivante est : quelle comète ? Il n’y a guère de place ici pour hésiter. Ces comètes splendides qui apparaissent de manière si capricieuse peuvent être immédiatement éliminées. Ce sont des visiteurs qui semblent arriver pour la première fois, puis repartir sans promesse claire que l’humanité les verra à nouveau un jour. Une comète de ce type se déplace sur une trajectoire parabolique, fait un tour autour du soleil, puis retourne dans l’espace d’où elle vient. Nous ne pouvons étudier pleinement l’effet des perturbations sur une comète qu’après l’avoir observée lors de ses retours successifs vers le soleil. Notre choix est donc limité à la catégorie relativement restreinte des objets connus sous le nom de comètes périodiques ; et, après avoir examiné l’ensemble de ce groupe, nous sélectionnons celle qui convient le mieux à nos besoins. Il s’agit de l’objet généralement connu sous le nom de comète d’Encke, car, bien que ce ne soit pas Encke qui l’ait découverte, ce sont ses calculs…

c’est à cela que la comète doit sa renommée. Ce corps est rendu plus adapté à nos fins par les recherches auxquelles il a récemment donné lieu.

En l’an 1818, une comète fut découverte par l’astronome méticuleux Pons à Marseille. Il ne faut pas s’imaginer que ce corps ait produit un spectacle splendide. C’était un petit objet visible au télescope, pas très différent de ces nébuleuses faibles qui sont dispersées en milliers dans le ciel. La comète se distingue cependant facilement d’une nébuleuse par son mouvement par rapport aux étoiles, tandis que la nébuleuse reste immobile pendant des siècles. La position de cette comète fut déterminée par son découvreur, ainsi que par d’autres astronomes. Encke constata, à partir des observations, que la comète revenait vers le soleil tous les trois ans et quelques mois. C’était une annonce surprenante. À cette époque, aucune autre comète à période courte n’avait été détectée, de sorte que ce nouvel élément du système solaire suscita le plus vif intérêt. La question se posa immédiatement de savoir si cette comète, qui tournait si fréquemment, n’avait pas pu être observée lors de ses retours précédents. Les archives historiques des apparitions de comètes sont au nombre de centaines ; comment, parmi tant d’objets, pouvons-nous choisir ceux qui étaient identiques à la comète découverte par Pons ?

Fig. 70 — L’orbite de la comète d’Encke.

Nous pouvons immédiatement abandonner tout espoir d’identification à partir de dessins de l’objet, mais, heureusement, il existe une caractéristique d’une comète que nous pouvons saisir, et qui ne peut être modifiée ou dissimulée par aucune fluctuation de sa structure réelle. La trajectoire que suit le corps dans l’espace est indépendante des changements de sa structure. La forme de cette trajectoire et sa position dépendent entièrement des autres corps du système solaire qui sont particulièrement impliqués dans la théorie de la comète d’Encke. Sur la Fig. 70, nous montrons les orbites de trois planètes. Elles ont été choisies dans des proportions telles que la plus intérieure représente l’orbite de Mercure ; la suivante est l’orbite de la Terre, tandis que la plus extérieure est l’orbite de Jupiter. En plus de ces trois, nous voyons sur le graphique une trajectoire beaucoup plus elliptique, représentant l’orbite de la comète d’Encke, projetée sur le plan du mouvement terrestre.

Le soleil est situé au foyer de l’ellipse. La comète est contrainte de tourner autour de cette courbe sous l’attraction du soleil, et il lui faut un peu plus de trois ans pour effectuer une révolution complète. Elle passe près du soleil en périhélie, à un point à l’intérieur de la trajectoire de Mercure, tandis qu’à sa plus grande distance elle s’approche de la trajectoire de Jupiter. Cette orbite elliptique est principalement déterminée par l’attraction du soleil. Que la comète pèse une once, une tonne, mille tonnes ou un million de tonnes, que son diamètre soit de quelques miles ou de plusieurs milliers de miles, son orbite resterait la même. C’est par la forme de cette ellipse, par sa taille réelle et par la position qu’elle occupe que nous identifions la comète. Elle avait été observée en 1786, 1795 et 1805, mais à ces occasions, on n’avait pas remarqué que la trajectoire de la comète s’écartait de la parabole.

La comète d’Encke est généralement si faible que même le télescope le plus puissant du monde ne permettrait pas de distinguer la moindre trace d’elle. Après l’une de ses visites périodiques, le corps se retire jusqu’à atteindre l’extrémité la plus éloignée de sa trajectoire, puis il fait demi-tour et s’approche à nouveau du soleil. Il semble qu’il soit revigoré par les rayons du soleil et commence à se dilater sous leur influence bienfaisante. Tout en se déplaçant dans cette partie de sa trajectoire, la comète diminue la distance qui la sépare de la Terre. Chaque jour, son éclat augmente, jusqu’à ce qu’enfin, en partie grâce à une augmentation intrinsèque de sa luminosité et en partie à la diminution de la distance par rapport à la Terre, elle entre dans le champ de nos télescopes. Nous pouvons généralement prévoir quand cela se produira, et nous savons vers quel point du ciel diriger le télescope afin de discerner la comète lors de son prochain retour en périhélie. La comète ne peut échapper à la compréhension du mathématicien. Il peut dire quand et où elle se trouvera, mais personne ne peut prédire à quoi elle ressemblera.

Si tous les autres corps du système étaient supprimés, alors la trajectoire de la comète d’Encke devrait être parcourue à jamais sur la même ellipse et avec une régularité absolue. L’intérêt principal pour notre objectif actuel réside non pas dans la régularité de sa trajectoire, mais dans les irrégularités introduites dans celle-ci par la présence des autres corps du système solaire. Suivons, par exemple, le parcours de la comète lors de son passage en périhélie, au cours duquel

L’orbite de cette comète se trouve près de celle de la planète Mercure. Il arrive généralement que Mercure se trouve dans une partie éloignée de son orbite au moment où la comète passe, et l’influence de la planète est alors relativement faible. Cependant, il peut parfois arriver que la planète et la comète se rapprochent beaucoup l’une de l’autre. L’un des exemples les plus intéressants de rapprochement avec Mercure a eu lieu le 22 novembre 1848. Ce jour-là, la comète et la planète n’étaient séparées que par une distance d’environ un trentième de la distance terrestre au soleil, c’est-à-dire environ 3 000 000 de miles. À plusieurs autres reprises, la distance entre la comète d’Encke et Mercure a été inférieure à 10 000 000 de miles – une distance insignifiante par rapport aux dimensions de notre système. De tels rapprochements entraînent des conséquences graves pour le mouvement de la comète. Mercure, bien qu’il s’agisse d’un corps petit, possède néanmoins une masse suffisante. Il attire toujours la comète, mais l’efficacité de cette attraction augmente considérablement lorsque la comète, dans ses déplacements, se rapproche de la planète. L’effet de cette attraction est de forcer la comète à s’écarter de son orbite et d’induire certains changements dans sa vitesse. À mesure que la comète s’éloigne, l’influence perturbatrice de Mercure diminue rapidement et devient bientôt imperceptible. Mais le temps ne peut effacer de l’orbite de la comète l’effet réel causé par la perturbation exercée par Mercure. L’orbite perturbée diffère de l’ellipse non perturbée que la comète aurait suivie si seule l’influence du soleil avait déterminé sa forme. Nous pouvons calculer les mouvements de la comète tels qu’ils seraient déterminés par le soleil. Nous pouvons également calculer les effets dus à la perturbation produite par Mercure, à condition de connaître sa masse.

Bien que Mercure soit l’un des plus petits des planètes, il est peut-être le plus problématique pour l’astronome. Il se trouve si près du soleil qu’il est rarement visible par rapport aux autres grands planètes. Son orbite est très excentrique, et il subit des perturbations dues à l’attraction d’autres corps, d’une manière qui n’a pas encore été entièrement comprise. Une difficulté particulière se pose également lorsqu’on tente de déterminer la masse de Mercure. Nous pouvons peser toute la Terre, nous pouvons peser le soleil, la lune, et même Jupiter et les autres planètes, mais Mercure présente des difficultés de nature particulière. Le Verrier,

Cependant, il parvint à concevoir une méthode pour en peser la masse. Il démontra que notre Terre était attirée par cette planète, et il montra comment l’intensité de cette attraction pouvait être déterminée par des observations du Soleil ; ainsi, en examinant ces observations, il put établir une estimation approximative de la masse de Mercure. Le résultat de Le Verrier indiquait que la masse de cette planète était d’environ le quatorzième de celle de la Terre. En d’autres termes, si notre Terre était placée sur une balance et que quatorze sphères, chacune égale à Mercure, étaient posées dans l’autre plateau, les plateaux resteraient à égalité. Il fallait donc aborder ce résultat avec grande prudence : il dépendait d’une interprétation délicate de mesures quelque peu précaires. Il ne pouvait être considéré que comme ayant une valeur provisoire, destinée à être abandonnée dès qu’une meilleure valeur serait obtenue.

L’approche de la comète d’Encke de Mercure, ainsi que les recherches approfondies menées par Von Asten et Backlund, dans lesquelles les observations de ce corps céleste étaient analysées, ont beaucoup éclairci la question ; mais en raison d’une particularité dans le mouvement de cette comète, que nous mentionnerons bientôt, les difficultés de cette étude sont énormes. Le dernier résultat de Backlund est que le Soleil pèse 9 700 000 fois plus que Mercure, et il estime que cette valeur mérite une grande confiance. Il existe une différence considérable entre ce résultat (selon lequel la Terre pèserait environ trente fois plus que Mercure) et celui de Le Verrier ; d’un autre côté, Haerdtl a, à partir du mouvement de la comète périodique de Winnecke, trouvé une valeur pour la masse de Mercure qui n’est pas très différente de celle de Le Verrier. Cependant, Mercure est la seule planète dont la masse fait l’objet d’une incertitude sérieuse, et cela ne doit pas nous faire douter de la précision de cet instrument de pesée délicat. Regardez l’orbite de Jupiter, à laquelle la comète d’Encke s’approche très près lorsqu’elle s’éloigne du Soleil. Il arrive parfois que Jupiter et la comète se trouvent très proches l’un de l’autre, et alors le puissant géant perturbe gravement l’orbite souple de la comète. Le trajet de cette dernière porte des traces indubitables des perturbations exercées par Jupiter, ainsi que par Mercure. Il pourrait sembler impossible de distinguer les influences des deux planètes, tant elles sont toutes deux masquées par…

le contrôle suprême du soleil, mais des méthodes d’analyse mathématique suffisent pour aborder ce problème. Elles indiquent quelle part revient à Mercure, quelle part à Jupiter ; et les déplacements de la comète d’Encke permettent ainsi de déterminer la masse de Jupiter ainsi que celle de Mercure. Nous disposons donc ici d’un moyen de tester la précision de nos appareils de pesée. La masse de Jupiter peut être mesurée à l’aide de ses lunes, comme cela a été mentionné dans un chapitre précédent. Comme ces satellites tournent sans cesse autour de la planète, ils fournissent une méthode pour mesurer son poids en fonction de la vitesse de leur mouvement. Ils nous indiquent que si le soleil était placé sur une des plateaux de la balance céleste, il faudrait 1 047 corps équivalents à Jupiter sur l’autre plateau pour le faire pencher. Il n’y a presque aucune incertitude dans cette détermination, et il est donc très intéressant de tester la théorie de la comète d’Encke pour voir si elle donne un résultat cohérent. Cette comparaison a été effectuée par Von Asten. La comète d’Encke nous indique que le soleil pèse 1 050 fois plus que Jupiter ; les résultats sont donc pratiquement identiques, ce qui confirme la précision des indications de la comète. Mais le calcul des perturbations causées par la comète d’Encke est si extrêmement complexe que le résultat d’Asten n’a pas une grande valeur. À partir du mouvement de la comète périodique de Winnecke, Haerdtl a déterminé que le soleil pèse 1 047,17 fois plus que Jupiter, en parfaite concordance avec les meilleurs résultats obtenus à partir de l’attraction de Jupiter sur ses satellites et les autres planètes.

Jusqu’à présent, nous avons discuté des parcours de la comète d’Encke dans des cas où ils éclairent des questions déjà plus ou moins connues de nous. Nous abordons maintenant un problème célèbre, pour lequel la comète d’Encke est notre seule source d’information. Tous les 1 210 jours, cette comète effectue un tour complet de son orbite et revient près du soleil. Cependant, ses mouvements sont quelque peu irréguliers. Nous avons déjà expliqué comment des perturbations proviennent de Mercure et de Jupiter. D’autres perturbations proviennent de l’attraction de la Terre et des autres planètes restantes ; mais toutes celles-ci peuvent être prises en compte, et alors nous pouvons espérer, si la loi de la gravitation est universellement vraie, que la comète obéira aux calculs mathématiques. La comète d’Encke n’a pas justifié cette

Anticipation : à chaque révolution, la période devient de plus en plus courte ! Chaque fois que la comète revient au périhélie, cela se produit deux heures et demie plus tôt que lors de l’occasion précédente. Deux heures et demie représentent sans doute une courte période par rapport à celle d’une révolution complète ; mais dans la région de son orbite visible pour nous, la comète se déplace si rapidement que son mouvement en deux heures et demie est considérable. Cette irrégularité ne peut être ignorée, car elle a été confirmée par des observations au cours d’environ vingt révolutions. On a parfois pensé que ces écarts pouvaient être attribués à certaines perturbations planétaires non prises en compte ou mal expliquées. Cependant, l’analyse minutieuse menée par Von Asten et Backlund a écarté cette explication. Ils ont étudié en détail les observations jusqu’en 1891, mais uniquement pour confirmer la réalité de cette diminution de la période de la comète d’Encke.

Une explication de ces irrégularités a été proposée il y a longtemps par Encke. Essayons brièvement de décrire cette hypothèse mémorable. Lorsque nous disons qu’un corps se déplace sur une trajectoire elliptique autour du soleil sous l’effet de la gravité, on suppose toujours que ce corps peut se déplacer librement dans l’espace. On suppose qu’il n’y a ni frottement, ni air, ni autre source de perturbation. Mais supposons que cette hypothèse soit fausse ; supposons qu’il existe réellement un milieu qui remplit l’espace et qui oppose une résistance à la comète, de la même manière que l’air entrave le vol d’une balle de fusil : quel effet ce milieu pourrait-il avoir ? Telle est l’idée avancée par Encke. Même si la majeure partie de l’espace est complètement vide, de sorte que la trajectoire de cette comète, fine et presque éthérée, ne subit aucune résistance, on supposait néanmoins qu’à proximité du soleil pourrait exister un milieu extrêmement ténue capable d’affecter un corps aussi léger. On peut démontrer qu’un tel milieu résistant réduirait la taille de la trajectoire de la comète et diminuerait sa période. Cependant, cette hypothèse a aujourd’hui été abandonnée. Il a toujours paru étrange qu’aucune autre comète ne montre le moindre signe d’entrave due à ce milieu résistant supposé. Mais les travaux de Backlund ont désormais prouvé sans aucun doute l’accélération du mouvement de

La comète d’Encke n’est pas une comète à orbite constante, et on ne peut l’expliquer en supposant l’existence d’un milieu résistant réparti autour du Soleil, quel que soit le mode de constitution de ce milieu en termes de densité à différentes distances du Soleil. Backlund a constaté que l’accélération était assez constante de 1819 à 1858 ; elle a commencé à diminuer entre 1858 et 1862, et a continué à baisser jusqu’à une période située entre 1868 et 1871, depuis lors elle est restée assez constante. Il estime que cette accélération ne peut être produite que par le fait que la comète rencontre périodiquement un essaim de météores, et si nous pouvions observer la comète uniquement pendant son parcours à travers la majeure partie de son orbite, nous pourrions déterminer l’endroit où a lieu cette rencontre.

Nous avons choisi les comètes de Halley et d’Encke comme exemples de la classe des comètes périodiques, dont elles sont en effet les membres les plus remarquables. Une autre comète périodique très remarquable est celle de Biela, sur laquelle nous aurons plus à dire au chapitre suivant. Parmi la classe bien plus nombreuse des comètes non périodiques, on peut citer de nombreux exemples. Nous mentionnerons quelques-unes qui sont apparues au cours de ce siècle. Il y a d’abord la splendide comète de 1843, qui est apparue soudainement en février de cette année-là, et était si brillante qu’elle pouvait être vue en plein jour. Cette comète a suivi une trajectoire qui ne pouvait pas être clairement distinguée d’une parabole, bien qu’il ne fasse aucun doute qu’il s’agissait peut-être d’une ellipse très allongée. Il est fréquemment impossible de trancher une telle question, compte tenu des brèves opportunités offertes pour déterminer la position de la comète. Nous ne pouvons voir l’objet que sur un très petit arc de son orbite, et même alors ce n’est pas un point très bien défini qui permette d’obtenir une précision égale à celle obtenue lors de l’observation d’une étoile ou d’une planète. Cependant, cette comète de 1843 est particulièrement remarquable en raison de la vitesse à laquelle elle se déplaçait, ainsi que de sa proximité extrême avec le Soleil. La chaleur à laquelle elle a été exposée lors de son passage autour du Soleil a dû être énormément supérieure à celle que l’on peut générer dans nos plus puissants fours. Si les matériaux avaient été de l’agate ou du cornaline, ou encore des substances les plus infusibles

Sur Terre, ils auraient été fusionnés et transformés en vapeur par l’intensité des rayons du soleil.

La grande comète de 1858 fut l’un des spectacles célestes des temps modernes. Elle fut observée pour la première fois le 2 juin de cette année par Donati, dont le nom a depuis été donné à la comète ; elle n’était alors qu’une faible tache nébuleuse, et pendant environ trois mois elle parcourut le ciel sans montrer aucun signe de l’éclat qu’elle allait bientôt atteindre. Vers la fin août, la comète devint à peine visible à l’œil nu, et ne possédait alors qu’une très petite queue ; mais à mesure qu’elle s’approchait progressivement du soleil en septembre, elle prit rapidement de l’éclat. Une queue de proportions majestueuses se développa rapidement, et vers le milieu d’octobre, lorsque son éclat atteignit son maximum, sa longueur s’étendait sur un arc de quarante degrés. La beauté et l’intérêt de cette comète furent grandement renforcés par sa position favorable dans le ciel, à une saison où les nuits étaient suffisamment sombres.

Le 22 mai 1881, M. Tebbutt, de Windsor, dans le Nouvel-Est-Australie, découvrit une comète qui devint rapidement l’un des objets célestes les plus intéressants vus par cette génération. Vers le 22 juin, elle devint visible depuis ces latitudes dans le ciel du nord à minuit. Graduellement, elle monta de plus en plus haut jusqu’à ce qu’elle passe autour du pôle. Le noyau de la comète était aussi brillant qu’une étoile de première magnitude, et sa queue mesurait environ 20° de long. Le 2 septembre, elle cessa d’être visible à l’œil nu, mais resta visible au télescope jusqu’en février suivant. C’était la première comète à avoir été photographiée avec succès, et on peut noter que les comètes possèdent très peu de puissance actinique. On estime que la lumière lunaire possède une intensité 300 000 fois supérieure à celle d’une comète pour ce qui est de la photographie.

Un autre corps de cette catégorie qui a reçu une attention considérable et méritée fut celui découvert dans l’hémisphère sud au début de septembre 1882. Sa brillance augmenta tellement qu’elle put être vue en plein jour par M. Common le 17 de ce mois, tandis que le même jour

Les astronomes du Cap de Bonne-Espérance ont eu la chance d’observer ce corps s’approcher réellement du bord du soleil, où il a cessé d’être visible. Nous savons que la comète a dû passer entre la Terre et le soleil, et il est très intéressant d’apprendre, d’après les observateurs du Cap, qu’elle était totalement invisible lorsqu’elle était projetée sur le disque solaire. Le jour suivant, elle était à nouveau visible à l’œil nu en plein jour, non loin du soleil, et d’utiles observations spectroscopiques ont été effectuées à Dunecht et à Palerme. À ce moment-là, la comète traversait la partie de son orbite la plus proche du soleil, et environ une semaine plus tard, elle a commencé à être visible le matin avant le lever du soleil, près de l’horizon oriental, présentant une longue queue fine. (Voir la planche XVII.) Le noyau s’est progressivement allongé jusqu’à se briser en quatre morceaux séparés, alignés en ligne droite, tandis que la tête de la comète était enveloppée dans une sorte de tube nébuleux faible, pointant vers le soleil. Plusieurs petites masses nébuleuses détachées sont également devenues visibles, voyageant avec la comète, mais pas à la même vitesse. La comète est devenue invisible à l’œil nu en février, et a été observée pour la dernière fois au télescope en Amérique du Sud le 1er juin 1883.

Il existe une ressemblance frappante entre l’orbite de cette comète et celles suivies par la comète de 1668, la grande comète de 1843, ainsi qu’une grande comète vue en 1880 dans l’hémisphère sud. En fait, ces quatre comètes ont suivi des trajectoires presque identiques et ont parcouru leur orbite à quelques centaines de milliers de miles de la surface de la photosphère. Il est également possible que la comète qui, selon Aristote, est apparue en 372 av. J.-C. ait suivi la même orbite. Cependant, nous ne pouvons pas supposer que toutes ces apparitions soient celles de la même comète, car les observations de la comète de 1882 indiquent que la période de révolution de ce corps est d’environ 772 ans. Il n’est pas impossible que les comètes de 1843 et 1880 soient la même, mais dans les deux années, les observations couvrent une période trop courte pour permettre de déterminer si l’orbite était parabolique ou elliptique. Mais comme la comète de 1882 était en tout cas un corps distinct, il semble plus probable que nous ayons ici une famille de comètes approchant le soleil depuis la même région de l’espace et suivant presque la

même trajectoire. Nous connaissons quelques autres exemples de telles ressemblances entre les orbites de comètes distinctes.

Parmi les autres comètes intéressantes observées au cours des dernières années, nous pouvons citer celle découverte par M. Holmes à Londres le 6 novembre 1892. Elle se trouvait alors non loin de la brillante nébuleuse de la constellation d’Andromède et, tout comme elle, était à peine visible à l’œil nu. La comète devint progressivement plus faible et plus diffuse, mais le 16 janvier suivant, elle réapparut soudainement avec une condensation centrale, semblable à une étoile de huitième magnitude, entourée d’une petite couronne. Peu à peu, elle s’étendit à nouveau et devint de plus en plus faible, jusqu’à sa dernière observation le 6 avril.[32] On constata que son orbite était une ellipse presque circulaire, plus circulaire encore que celle de toute autre comète connue, avec une période d’environ sept ans. Une autre comète de 1892 est remarquable car elle a été découverte par le professeur Barnard, de l’observatoire Lick, sur une photographie d’une région de l’Aigle ; il put aussitôt distinguer la comète d’une nébuleuse grâce à son mouvement.

Depuis 1864, la lumière de chaque comète qui est apparue a été analysée au spectroscope. La faible luminosité de surface de ces corps rend nécessaire d’ouvrir largement la fente du spectroscope, et la dispersion utilisée ne peut pas être très grande, ce qui rend également difficiles des mesures précises. Le spectre d’une comète se caractérise principalement par trois bandes brillantes qui s’estompent progressivement vers le violet et sont nettement définies du côté rouge. Cette apparence est causée par un grand nombre de lignes fines et proches, dont l’intensité et l’écart diminuent vers le violet. Ces trois bandes révèlent la présence d’hydrocarbures dans les comètes.

Le rôle important que le carbone joue ainsi dans la composition des comètes est d’autant plus frappant lorsque l’on considère l’importance de cet élément sur Terre. Nous le voyons comme le principal constituant de toute vie végétale, et nous constatons qu’il est toujours présent dans la vie animale. Il est intéressant de noter que cet élément, d’une importance si capitale sur Terre, a maintenant été prouvé présent dans ces corps errants. Les hydrocarbures

Cependant, les bandes ne sont pas toujours les seules caractéristiques visibles dans les spectres des comètes. Dans une comète observée au printemps 1882, le professeur Copeland découvrit qu’une nouvelle ligne jaune vif, coïncidant en position avec la ligne D du sodium, était apparue soudainement ; par la suite, tant lui que d’autres observateurs la virent parfaitement double. En fait, le sodium était si abondant dans cette comète que tant la tête que la queue pouvaient être parfaitement visibles à la lumière du sodium en ouvrant simplement largement la fente du spectroscope, tout comme une protubérance solaire peut être vue à la lumière de l’hydrogène. La ligne de sodium atteignit son plus grand éclat au moment où la comète était la plus proche du soleil, tandis que les bandes d’hydrocarbures étaient soit invisibles, soit très faibles. La même relation entre l’intensité de la ligne de sodium et la distance par rapport au soleil fut observée pour la grande comète de septembre 1882.

Le spectre de la grande comète de 1882 fut observé par Copeland et Lohse le 18 septembre en plein jour ; en plus de la ligne de sodium, ils virent un certain nombre d’autres lignes brillantes, qui semblaient provenir de vapeurs de fer, tandis que la seule ligne de manganèse visible à la température d’un brûleur Bunsen fut également observée. Cette observation très remarquable fut effectuée moins d’un jour après le passage au périhélie, et illustre l’activité extraordinaire qui règne à l’intérieur d’une comète lorsqu’elle est très proche du soleil.

PLATE XVII.

La comète de 1882,
vue de Streatham, le 4 novembre, à 4 h du matin.
D’après un dessin de T.E. Key.

En plus des lignes brillantes, les comètes présentent généralement un spectre continu faible, dans lequel on peut parfois distinguer des lignes Fraunhofer sombres. Bien sûr, cela montre que le spectre continu est en grande partie dû à la lumière solaire réfléchie, mais il ne fait aucun doute qu’une partie provient également de la lumière véritablement générée dans la comète. C’était certainement le cas pour la première comète de 1884, car une soudaine émission de lumière provenant de ce corps s’est accompagnée d’une augmentation considérable de la luminosité du spectre continu. Un changement dans la luminosité relative des trois bandes d’hydrocarbures indiquait une hausse importante de température, pendant laquelle la comète émettait de la lumière blanche.

Comme les comètes sont beaucoup plus proches de la Terre que les étoiles, il arrive parfois qu’elles se trouvent directement entre la Terre et une étoile. Un phénomène très similaire existe dans le mouvement de la Lune. Une étoile est fréquemment occultée de cette manière, et les observations de tels phénomènes sont familières aux astronomes ; mais lorsque une comète passe devant une étoile, les circonstances sont bien différentes. En effet, on voit l’étoile presque aussi bien à travers la comète qu’elle le serait si celle-ci n’était pas là du tout. Cela a souvent été remarqué. L’une des observations les plus célèbres de ce type a été réalisée par le regretté Sir John Herschel sur la comète de Biela, qui appartient à la catégorie des comètes périodiques et sera mentionnée au chapitre suivant. Cet astronome illustre a observé à une occasion cet objet passer au-dessus d’un amas d’étoiles. Cet amas se composait d’étoiles extrêmement petites, que l’on ne pouvait voir qu’à l’aide d’un télescope puissant, comme celui utilisé par Sir John. Le moindre brouillard ou la plus infime trace de nuage aurait suffi à cacher toutes ces étoiles. C’est donc avec un vif intérêt que l’astronome a suivi le déplacement de la comète de Biela. Peu à peu, cette comète envahissait le groupe d’étoiles, de sorte que, si elle avait eu une consistance quelconque, les nombreux points scintillants auraient été complètement masqués. Mais qu’en était-il en réalité ? Jusqu’à la plus petite étoile de cet amas, jusqu’à la plus infime…

Le point de lumière que le grand télescope pouvait montrer permettait de voir distinctement chaque objet du groupe scintiller à travers toute la masse de la comète de Biela.

C’était une observation importante. Il faut se rappeler que le voile qui séparait le amas d’étoiles du télescope n’était pas un rideau fin ; c’était un volume de matière cométaire ayant des milliers de miles d’épaisseur. Comparez donc l’épaisseur presque incroyablement faible d’une comète aux nuages auxquels nous sommes habitués. Un nuage de quelques centaines de pieds d’épaisseur cachera non seulement les étoiles, mais même le soleil lui-même. La plus légère brume qui flotterait dans un ciel d’été empêcherait davantage de voir les étoiles que cent mille miles de ce genre de matière cométaire interposée ici.

La grande comète de Donati est passée au-dessus de nombreuses étoiles qui étaient visibles distinctement à travers sa queue. Parmi ces étoiles se trouvait une très brillante — l’ bien connue Arcturus. Heureusement, la comète est passée juste au-dessus d’Arcturus, et bien que la partie la plus dense de la comète fût interposée entre la Terre et l’étoile, Arcturus continuait de scintiller avec la même intensité à travers cette épaisseur considérable de ce voile stupéfiant. Cependant, des observations récentes ont montré que, dans certains cas, les étoiles subissent une variation de leur brillance lorsque la partie la plus dense de la comète passe au-dessus d’elles. Il est en effet difficile d’imaginer qu’une étoile reste visible si le noyau d’une comète vraiment grande passait au-dessus d’elle ; mais il ne semble pas qu’une occasion de tester cette hypothèse se soit encore présentée.

Comme une comète contient une matière gazeuse transparente, on pourrait s’attendre à ce que la position d’une étoile soit perturbée lorsque la comète s’en approche. Le pouvoir de réfraction de l’air est très important. Lorsque nous regardons le coucher de soleil, nous voyons le soleil sembler passer sous l’horizon ; pourtant, le soleil a en réalité déjà disparu sous l’horizon avant que aucune partie de son disque ne commence à descendre. Le pouvoir de réfraction de l’air courbe les rayons lumineux et fait apparaître le soleil, même s’il est directement masqué par les obstacles intermédiaires. Le pouvoir de réfraction de la matière des comètes a

Il a été soigneusement testé. On a observé une comète s’approchant de deux étoiles ; l’une d’elles était visible à travers la comète, tandis que l’autre pouvait être observée directement. Si ce corps contenait une quantité appréciable de gaz dans sa composition, les positions relatives des deux étoiles auraient changé. Cette question a été soumise plus d’une fois à la vérification par des mesures réelles. Il a parfois été constaté qu’aucun changement appréciable de position ne pouvait être détecté, et que par conséquent, dans de tels cas, la comète n’avait pas de densité perceptible. Cependant, des mesures précises de la grande comète en 1881 ont montré qu’il y avait une certaine puissance de réfraction dans les environs du noyau, bien que très insignifiante par rapport à la réfraction de notre atmosphère.

PLATE C.
COMÈTE A DE 1892, 1. SWIFT.
Photographiée par E.E. Barnard, 7 avril 1892.

À partir de ces considérations, on admettra probablement immédiatement que la masse d’une comète doit être en effet une quantité très petite par rapport à son volume. Lorsque nous tentons réellement de peser une comète, nos efforts se révèlent vains. Nous avons pu peser les puissants planètes Jupiter et Saturne ; nous avons même pu peser le vaste Soleil lui-même ; la loi de la gravitation nous a fourni un appareil de pesée extraordinaire, qui a été appliqué avec succès dans tous ces cas, mais les mêmes méthodes appliquées aux comètes se révèlent rapidement illusoires. Aucun appareil de pesée connu des astronomes n’est suffisamment précis pour déterminer le poids d’une comète. Tout ce que nous pouvons faire, en toute circonstance, c’est peser un corps céleste par rapport à un autre. Les comètes semblent presque impalpables lorsqu’on les évalue à l’aide de masses aussi importantes que celle de la Terre ou de n’importe quelle autre grande planète. Il va de soi qu’en disant que le poids d’une comète est négligeable, nous faisons référence aux autres corps de notre système. Peut-être personne ne doute plus aujourd’hui qu’une grande comète pèse réellement des tonnes ; bien que l’on ne sache pas si ces tonnes doivent être comptées en dizaines, en centaines, en milliers ou en millions, leur total semble tout à fait insignifiant comparé au poids d’un corps comme la Terre.

La faible masse des comètes nous est également mise en évidence de manière très frappante lorsque nous rappelons ce qui a été dit au chapitre précédent sur le sujet important des perturbations planétaires. Là, nous avons traité de la permanence de notre système, et nous avons montré que cette permanence dépend de certaines lois que les mouvements planétaires doivent invariablement respecter. Les planètes se déplacent presque en cercles, leurs orbites sont presque toutes dans le même plan, et elles se déplacent toutes dans la même direction. La permanence du système serait menacée si l’une de ces conditions n’était pas remplie. Lors de cette discussion, nous n’avons fait aucune allusion aux comètes. Pourtant, celles-ci font partie de notre système, et leur nombre dépasse de loin celui des planètes. Les comètes ignorent ces règles que les planètes respectent si strictement. Leurs orbites ne sont jamais circulaires ; elles sont en réalité le plus souvent paraboliques, différant ainsi autant que possible d’une trajectoire circulaire. De même, les plans des orbites des comètes ne présentent aucun aspect particulier ; ils sont inclinés à toutes sortes de

les angles, ainsi que les directions dans lesquelles ils se déplacent, semblent n’être que des questions de caprice. Tous ces principes de la convention planétaire sont violés par les comètes, et pourtant notre système perdure ; il a duré depuis d’innombrables âges et semble destiné à durer encore longtemps. Les comètes sont attirées par les planètes, et inversement, les comètes doivent attirer les planètes et perturber leurs orbites dans une certaine mesure ; mais jusqu’à quel point ? Si les comètes se déplaçaient selon des orbites soumises aux mêmes lois générales qui caractérisent le mouvement planétaire, alors notre argument s’effondrerait. Les planètes pourraient subir des perturbations considérables dues à l’attraction des comètes, mais avec le temps ces perturbations se neutraliseraient mutuellement, et la permanence du système ne serait pas affectée. Mais la situation est très différente lorsque l’on considère les orbites réelles des comètes. Si les comètes pouvaient perturber de manière significative les planètes, ces perturbations ne se neutraliseraient pas, et avec le temps le système serait détruit par une accumulation continue d’irrégularités. Cependant, les faits montrent que le système a existé et existe encore, malgré les comètes ; nous sommes donc contraints de conclure que leurs masses doivent être insignifiantes par rapport à celles des grands corps planétaires.

Ces considérations mettent en évidence les lois de la gravitation universelle et leur relation avec la permanence de notre système d’une manière très frappante. Si l’on inclut les comètes, on peut dire que le système solaire comprend de nombreux milliers de corps, en orbites de toutes tailles, formes et positions, se distinguant uniquement par le fait que le soleil occupe un foyer commun à tous. La majorité de ces corps sont négligeables par rapport aux planètes, et leurs orbites sont placées de telle manière que, bien qu’ils puissent beaucoup souffrir des perturbations causées par les autres corps, ils ne peuvent en aucun cas provoquer de perturbation appréciable. Il existe cependant quelques grandes planètes capables de provoquer de vastes perturbations ; et si leurs orbites n’étaient pas correctement ajustées, le chaos en serait tôt ou tard la conséquence. Grâce à des adaptations mutuelles de leurs orbites vers une forme presque circulaire, un plan presque coïncident et une uniformité de direction, une trêve permanente a été établie entre les grandes planètes. Elles ne peuvent désormais plus se désorganiser mutuellement de manière permanente, tandis que

La faible masse des comètes les rend incapables de le faire. La stabilité des grands planètes est ainsi assurée ; mais il convient de noter qu’il n’y a aucune garantie de stabilité pour les comètes. Leurs trajectoires excentriques et irrégulières peuvent subir les perturbations les plus considérables ; en effet, l’histoire de l’astronomie contient de nombreux exemples des vicissitudes auxquelles est exposée la carrière d’une comète.

De grandes comètes apparaissent dans le ciel dans les circonstances les plus diverses. Il n’y a pas de partie du ciel, pas de constellation ou de région qui ne soit sujette à des visites occasionnelles de ces corps mystérieux. Il n’y a pas de saison de l’année, ni d’heure du jour ou de la nuit où l’on ne puisse voir des comètes au-dessus de l’horizon. De même, la taille et l’apparence des comètes sont de tout genre : depuis une tache faiblement visible à l’œil protégé par un puissant télescope, jusqu’à un objet gigantesque et brillant, avec une queue s’étendant à travers le ciel sur une distance équivalente à celle allant de l’horizon au zénith. De même, la direction de la queue de la comète semble au premier abord admettre toutes les positions possibles : elle peut se dresser verticalement dans le ciel, comme si la comète allait plonger sous l’horizon ; elle peut s’étendre depuis la tête de la comète, comme si le corps avait été projeté depuis le bas ; elle peut être inclinée vers la droite ou vers la gauche. Au milieu de toute cette variété et de ce caprice apparent, pouvons-nous découvrir quelque caractéristique commune aux différents phénomènes ? Nous découvrirons qu’il existe une loi très remarquable que respectent les queues des comètes — une loi si vraie et satisfaisante que, si l’on nous indique la position d’une comète dans le ciel, il est possible de déterminer immédiatement dans quelle direction se trouvera sa queue.

Une belle comète apparaît en été dans le ciel du nord. Il est près minuit ; nous contemplons sa queue faiblement lumineuse, qui se dresse verticalement et pointe vers le zénith ; elle peut être légèrement courbée, voire fortement courbée, mais dans l’ensemble, elle est dirigée de l’horizon vers le zénith. Nous ne faisons ici référence à aucune comète en particulier. Toute comète, grande ou petite, qui apparaît dans le nord doit, à minuit, avoir sa queue dirigée vers le haut, dans une direction presque verticale. Ce fait, vérifié à de nombreuses reprises, est une illustration frappante de la loi concernant la direction des queues des comètes. Pensez un instant aux faits du cas.

C’est l’été ; le crépuscule au nord indique la position du soleil, et la queue de la comète pointe directement à l’écart du crépuscule et du soleil. Prenons un autre cas : c’est le soir ; le soleil s’est couché, les étoiles ont commencé à briller, et l’on voit une comète à longue queue. Que cette comète soit haute ou basse, au nord ou au sud, à l’est ou à l’ouest, sa queue pointe invariablement à l’écart de ce point à l’ouest où la lumière solaire persistante demeure encore. De nouveau, on observe une comète tôt le matin ; si l’on déplace le regard du lieu où apparaît la première lueur de l’aube vers la tête de la comète, alors dans cette direction, s’éloignant du soleil, on trouve la queue de la comète. Cette loi a une application encore plus générale : en toute saison, à n’importe quelle heure de la nuit, la queue d’une comète est dirigée à l’écart du soleil.

Il y a plus de trois cents ans, ce fait concernant le mouvement des comètes a attiré l’attention de ceux qui réfléchissaient aux mouvements des corps célestes. C’est un fait évident à l’observation ordinaire ; il confère un certain degré de cohérence aux nombreux phénomènes liés aux comètes, et il doit servir de base à nos recherches sur la structure de leurs queues.

Sur la figure adjacente, la fig. 71, nous montrons une partie de l’orbite parabolique d’une comète, et nous représentons également la position de sa queue à différents points de son parcours. Il serait peut-être exagéré d’affirmer que, tout au long de ce vaste parcours, sa queue doit toujours être dirigée vers le soleil. Tout d’abord, il convient de se rappeler que nous ne pouvons voir la comète que pendant cette petite partie de son trajet où elle s’approche du soleil ou s’en éloigne. Il faut aussi se souvenir que, lorsqu’elle passe réellement autour du soleil, son éclat est tellement éclipsé par celui du soleil que la comète devient souvent invisible, tout comme les étoiles le sont en plein jour. En effet, dans certains cas, des jets de matière cométaire sont effectivement projetés en direction du soleil.

Fig. 71.—La queue d’une comète dirigée vers le Soleil.
Dans une considération hâtive du sujet, on pourrait penser que, puisque la comète se déplace à une vitesse énorme, sa queue ne fait que s’étirer derrière elle, tout comme les étincelles émises par un lance-roquettes se dispersent le long de la trajectoire qu’il suit. Ce serait une analogie entièrement erronée ; la comète ne se déplace pas à travers une atmosphère, mais dans l’espace vide, où il n’y a aucun milieu suffisant pour diriger la queue dans la ligne de mouvement. Une autre caractéristique très remarquable est la croissance progressive de la queue à mesure que la comète s’approche du Soleil. Tant que le corps est encore à grande distance, il n’a généralement pas de queue perceptible, mais à mesure qu’il se rapproche, la queue se développe progressivement et, dans certains cas, atteint des dimensions stupéfiantes. On ne doit pas supposer que cette augmentation soit simplement une conséquence optique de la diminution de la distance. On peut montrer que la croissance de la queue a lieu beaucoup plus rapidement que ce que l’on pourrait expliquer de cette manière. Nous sommes donc amenés à relier la formation de la queue à l’approche du Soleil, et nous sommes ainsi confrontés à un mystère sans aucune analogie avec les autres corps de notre système.

Il ne peut y avoir aucun doute quant au fait que la comète dans son ensemble est attirée par le Soleil. Le fait que la comète se déplace en ellipse ou en parabole prouve que les deux corps agissent et réagissent l’un sur l’autre conformément aux lois de la physique.

loi de la gravitation universelle. Mais bien que cela soit vrai pour la comète dans son ensemble, il est tout aussi certain que la queue de la comète est repoussée par le soleil. Il est impossible d’affirmer avec certitude comment cela se produit, mais les faits semblent indiquer une explication de ce type.

Nous avons vu que le spectroscope a prouvé avec certitude la présence d’hydrocarbures et d’autres gaz dans les comètes. Mais nous ne devons pas en conclure que les comètes ne sont que des masses de gaz se déplaçant dans l’espace. Bien que la quantité totale de matière contenue dans une comète soit, comme nous l’avons vu, extrêmement faible, il est tout à fait possible qu’elle soit composée d’un grand nombre de particules dispersées et ayant une densité considérable ; en effet, nous verrons au chapitre suivant, en décrivant la relation remarquable entre comètes et météores, que nous avons des raisons de croire que c’est bien le cas. Nous pouvons donc considérer une comète comme un essaim de minuscules particules solides, chacune entourée de gaz.

Lorsque nous observons une grande comète s’approchant du soleil, on voit d’abord son noyau devenir plus brillant et mieux défini ; à un stade ultérieur, une matière lumineuse semble être projetée depuis lui en direction du soleil, souvent sous forme d’un éventail ou d’un jet, qui oscille parfois d’avant en arrière comme un pendule. Ainsi, dans la tête de la comète de Halley, Bessel a observé en octobre 1835 que le jet balayait, en huit heures, un angle de 36°. À d’autres occasions, des arcs concentriques de lumière se forment autour du noyau, l’un après l’autre, devenant de plus en plus faibles à mesure qu’ils s’éloignent du noyau. De toute évidence, le matériau de cet éventail ou de ces arcs est repoussé par le noyau de la comète ; mais il est également repoussé par le soleil, et cette dernière force de répulsion pousse la matière lumineuse à surmonter l’attraction gravitationnelle et à revenir en cercle autour du noyau, en direction opposée au soleil. C’est ainsi que se forme la queue. (Voir la plaque XII.) La théorie mathématique de la formation des queues des comètes a été développée sur l’hypothèse que la matière qui forme la queue est repoussée à la fois par le noyau et par le soleil. Cette étude a été menée pour la première fois par le grand astronome Bessel, dans sa mémoire sur l’apparition de la comète de Halley en 1835, et elle a depuis été considérablement développée par Roche et l’astronome russe Bredichin.

Bien que nous ne soyons peut-être pas en mesure d’accepter cette théorie comme étant absolument vraie, nous pouvons affirmer qu’elle explique bien les principaux phénomènes observés dans la formation des queues des comètes.

Le professeur Bredichin a mené ses recherches selon une approche philosophique qui a conduit à de nombreuses autres grandes découvertes en science. Il a soigneusement compilé les mesures et les dessins des queues de diverses comètes. Un résultat a été obtenu à partir de cette partie préliminaire de son enquête, un résultat dont la valeur ne peut être remise en question, même si la suite de ses travaux devait nécessiter des précisions. En examinant les différentes queues, il a observé que les formes courbes de leurs contours se répartissent en l’un ou l’autre de trois types spécifiques. Dans le premier type se trouvent les queues les plus droites, qui pointent presque directement loin du soleil. Dans le deuxième type figurent des queues qui, après avoir commencé par s’éloigner du soleil, se courbent vers l’arrière, en sens inverse par rapport à la direction de mouvement de la comète. Dans le troisième type, on trouve des appendices encore plus courbés vers la trajectoire de la comète. On peut montrer que les queues des comètes peuvent presque toujours être identifiées comme appartenant à l’un de ces trois types ; et dans les cas où la comète présente deux queues, comme cela s’est parfois produit, on constate alors qu’elles appartiennent à deux de ces types.

Le diagramme ci-joint (fig. 72) donne un schéma d’une comète imaginaire dotée de queues des trois types différents. La direction de mouvement de la comète est indiquée par la flèche sur la ligne passant par le noyau. Bredichin conclut que la queue la plus droite des trois, désignée comme type I, est très probablement due à l’élément hydrogène ; les queues du deuxième type sont dues à la présence de certains hydrocarbures dans le corps de la comète ; tandis que les petites queues du troisième type pourraient être dues au fer ou à un autre élément à poids atomique élevé. Il va de soi que ce diagramme ne représente aucune comète réelle.

Fig. 72.—Théorie de Bredichin sur les queues des comètes.

Fig. 73.—Quettes de la comète de 1858.

Une illustration intéressante de cette théorie se trouve dans le cas de la célèbre comète de 1858 déjà mentionnée, dont un dessin est présenté à la Fig. 73. On y observe, en plus de la grande queue, qui est la caractéristique principale de ce corps céleste, deux autres faibles traînées lumineuses. Ce sont les bords du cône creux qui forme une queue de type I. En regardant à travers les régions centrales, on comprend facilement que la lumière n’est pas suffisamment intense pour être visible ; aux bords, en revanche, l’épaisseur de la matière cométaire est suffisante, ce qui explique l’apparence montrée sur cette figure. Il semblerait que la comète de Donati possédât une queue due à l’hydrogène et une autre due à certains composés de carbone. Les composés de carbone impliqués semblent être de grande variété, et par conséquent les queues de deuxième type ont tendance à présenter des contours plus indéfinis que les queues d’hydrogène. Des cas ont été enregistrés où plusieurs queues ont été observées simultanément sur la même comète. Le plus célèbre d’entre eux est celui apparu en 1744. Le professeur Bredichin a accordé une attention particulière à la théorie de cet objet merveilleux, et il a montré avec un haut degré de probabilité comment cette queue multiforme pouvait s’expliquer. La figure adjacente (Fig. 74) provient d’un croquis de cet objet réalisé le matin du 7 mars par Mademoiselle Kirch à l’Observatoire de Berlin. Cette figure montre onze traînées, dont les dix premières (comptées depuis la gauche) représentent les bords brillants de cinq des queues, tandis que la sixième et plus courte queue se trouve tout à droite. Des croquis de ce phénomène rare ont également été réalisés par Chéseaux à Lausanne et par De L’Isle à Saint-Pétersbourg. Avant son passage au périhélie, la comète n’avait qu’une seule queue, mais une très splendide.

Fig. 74.—La comète de 1744.

Il est possible de soumettre certaines des questions en jeu à une vérification par calcul, et l’on peut montrer que la force répulsive nécessaire pour produire la queue droite de type I n’a besoin d’être qu’environ douze fois plus forte que l’attraction gravitationnelle. Les queues de deuxième type pourraient être produites par une force répulsive à peu près égale à celle de la gravité, tandis que les queues de troisième type ne nécessiteraient qu’une force répulsive d’environ un quart de la puissance de la gravité.[33] La principale force répulsive connue dans la nature provient de l’électricité, et l’on a naturellement supposé que les phénomènes des queues des comètes sont dus à l’état électrique du soleil et de la comète. Il serait prématuré d’affirmer que le caractère électrique de la queue de la comète a été absolument démontré ; tout ce qu’on peut dire, c’est que, puisqu’il semble expliquer les faits observés, il serait indésirable d’introduire une simple force répulsive hypothétique. Il faut se rappeler que, pour des raisons complètement différentes, on sait que le soleil est le siège de phénomènes électriques.

À mesure que la comète s’éloigne progressivement du soleil, la force répulsive s’affaiblit, et par conséquent nous constatons que la queue de la comète

diminue. Si la comète est périodique, la même série de changements peut se produire lors de son prochain retour au périhélie. Une nouvelle queue se forme, qui disparaît également progressivement à mesure que la comète rejoint les profondeurs de l’espace. Si nous pouvons employer l’analogie des vapeurs terrestres pour guider notre raisonnement, il semblerait alors que, à mesure que la comète s’éloigne, sa queue se condenserait en myriades de petites particules. Sur ces petites particules, la loi de la gravitation reprendrait son emprise totale, sans être plus entravée par l’efficacité supérieure de la répulsion. La masse de la comète est cependant si extrêmement petite qu’elle ne serait pas capable de rappeler ces particules par la seule force d’attraction. Il en résulte que, chaque fois que la comète passe par le périhélie et forme une queue, elle doit dépenser une quantité correspondante de matériau nécessaire à sa formation. Supposons que la comète ait été dotée au début d’un certain capital de ces matériaux particuliers adaptés à la production de queues. Chaque passage par le périhélie entraîne la formation d’une queue et la consommation d’une quantité équivalente de ce capital. Il est évident que cette opération ne peut se poursuivre indéfiniment. Dans le cas de la grande majorité des comètes, les visites au périhélie sont si extrêmement rares que les conséquences de cette dépense excessive ne sont pas très visibles ; mais pour celles des comètes périodiques ayant des périodes courtes et effectuant de fréquents retours, les conséquences sont précisément celles que l’on aurait pu anticiper : le capital nécessaire à la formation des queues a été progressivement gaspillé, et ainsi, finalement, nous avons le spectacle d’une comète dépourvue de toute queue. Nous pouvons même concevoir qu’une comète puisse ainsi se dissiper complètement, et nous verrons dans le chapitre suivant comment ce sort semble avoir frappé la comète périodique de Biela.

Mais alors qu’elle traverse le système solaire, la comète peut avoir la chance de passer très près d’un des grands planètes, et, au passage, son mouvement peut être sérieusement perturbé par l’attraction de la planète. Si la vitesse de la comète est accélérée par cette influence perturbatrice, son orbite passera d’une parabole à une autre courbe appelée hyperbole, et la comète tournera autour du soleil avant de disparaître pour ne jamais revenir. Mais si la planète est située de telle manière qu’elle ralentit la vitesse de la comète, l’orbite parabolique se transformera en ellipse, et la comète deviendra périodique. Nous pouvons

Il est difficile de douter que certains comètes périodiques aient été « capturés » de cette manière et deviennent ainsi des membres permanents de notre système solaire, si l’on note que les comètes à courte période (de trois à huit ans) s’approchent très près de l’orbite de Jupiter à un moment ou un autre de leur trajectoire. Chacune d’elles a donc dû se trouver près de cette planète géante à un certain moment de son histoire passée. De même, les autres comètes périodiques à plus longue période s’approchent près des orbites de Saturne, d’Uranus ou de Neptune, la dernière planète mentionnée étant probablement responsable de la périodicité de la comète de Halley. En effet, nous avons, à plus d’une reprise, été témoins de perturbations violentes dans une orbite cométaire. Le cas le plus intéressant est celui de la comète de Lexell. En 1770, l’astronome français Messier (qui s’est consacré avec beaucoup de succès à la découverte de comètes) détecta une comète pour laquelle Lexell calcula l’orbite, découvrant une ellipse ayant une période de cinq ans et quelques mois. Pourtant, cette comète n’avait jamais été vue auparavant, ni ne revint jamais. Bien plus tard, grâce à des recherches très laborieuses menées par Burckhardt et Le Verrier, on découvrit que la comète avait suivi une orbite complètement différente avant 1767. Mais au début de l’année 1767, elle se trouva si près de Jupiter que l’attraction puissante de cette planète la força à suivre une nouvelle orbite, d’une période de cinq ans et demi. Elle passa par le périhélie le 13 août 1770, puis à nouveau en 1776, mais cette dernière année, elle n’était pas dans une position favorable pour être observée depuis la Terre. À l’été 1779, la comète se trouvait de nouveau dans les environs de Jupiter et fut projetée hors de son orbite elliptique, de sorte que nous ne l’avons plus jamais vue depuis, ou, peut-être vaudrait-il mieux dire que nous n’avons pas pu identifier avec certitude la comète de Lexell à aucune comète observée depuis lors. Dans le cas de plusieurs autres comètes périodiques, nous pouvons également déterminer de manière similaire la date à laquelle elles ont commencé leur parcours sur leurs orbites elliptiques actuelles.

Telle est une brève esquisse des principaux faits connus concernant ces corps intéressants mais énigmatiques. Nous devons nous contenter de ce que nous savons, plutôt que de risquer des suppositions sur des questions qui nous échappent. Nous voyons qu’elles obéissent aux grandes lois de la gravitation et offrent…

Illustration frappante de leur vérité. Nous avons vu comment la science moderne a dissipé la superstition avec laquelle, à des époques antérieures, l’apparition d’une comète était perçue. Nous ne considérons plus un tel corps comme un signe de catastrophe imminente ; nous pouvons plutôt le voir comme un visiteur intéressant et magnifique, venu pour nous plaire et nous instruire, mais jamais pour menacer ou détruire.

CHAPITRE XVII.
ÉTOILES FILANTES.
Petits corps de notre système — Leur nombre — Comment ils sont observés — L’étoile filante — La théorie de la chaleur — Une grande étoile filante — Les météores de novembre — Leur histoire ancienne — La trajectoire suivie par le essaim — Schéma de l’essaim de météores — Comment l’essaim s’étend le long de sa trajectoire — Absorption des météores par la Terre — Découverte de la relation entre les météores et les comètes — Recherches remarquables concernant les météores de novembre — Deux pluies en années successives — Aucune particule n’a jamais été identifiée dans les grandes pluies d’étoiles filantes — Pierres météoriques — Recherches de Chladni — Premiers cas de chutes de pierres — Le météore d’Ensisheim — Collectes de météorites — La sidérite de Rowton — Fréquence relative des météorites ferreuses et rocheuses — Caractère fragmentaire des météorites — Hypothèse de Tschermak — Effets de la gravité sur un projectile éjecté d’un volcan — Pourraient-elles provenir de la Lune ? — Prétentions des planètes mineures à la paternité des météorites — Origine terrestre possible — Le fer d’Ovifak.

Dans les chapitres précédents, nous avons traité des corps gigantesques qui constituent les principaux éléments de ce que nous appelons le système solaire. Nous avons étudié d’immenses planètes dont le diamètre atteint des milliers de miles, et nous avons suivi les mouvements des comètes dont les dimensions sont souvent exprimées en millions de miles. En effet, dans un chapitre antérieur, nous sommes descendus jusqu’à des objets situés bien plus bas sur l’échelle de magnitude, et nous avons examiné cette multitude de petits corps que nous appelons planètes mineures. Il est maintenant de notre devoir de faire encore un pas, et cette fois très long, vers le bas sur cette même échelle de magnitude. Même les planètes mineures doivent être considérées comme d’énormes objets comparées à ces petits corps dont la présence nous est révélée de manière intéressante, voire parfois frappante.

Ces petits corps compensent, dans une certaine mesure, leur petite taille par la profusion avec laquelle ils existent. En réalité, il serait impossible de donner un chiffre exact pour déterminer le nombre incalculable de ces corps qui peuplent l’espace. Ils ont probablement des dimensions très variées ; certains pèsent plusieurs livres ou…

Peut-être des tonnes en poids, tandis que d’autres semblent ne pas être plus gros que des cailloux, ou même que des grains de sable. Pourtant, aussi insignifiants que puissent paraître ces corps, le soleil ne dédaigne pas de prendre le contrôle d’eux. Chaque particule, qu’elle soit aussi petite que la poussière dans un rayon de soleil ou aussi imposante que la planète Jupiter, doit inévitablement tracer son orbite autour du soleil conformément aux lois de Kepler.

Qui ne connaît pas ce phénomène magnifique que nous appelons une étoile filante, ou qui, sous ses formes les plus splendides, est parfois appelée météore ou boule de feu ? C’est à des objets de cette catégorie que nous allons maintenant porter notre attention.

Un petit corps se meut autour du soleil. Tout comme une planète puissante tourne en ellipse, un objet même petit sera guidé en cercles autour du soleil, qui se trouve au foyer de cette ellipse. À l’instant présent, il existe d’innombrables météores qui se déplacent de cette manière. Ils sont trop petits et trop éloignés pour nos télescopes, et nous ne les voyons jamais sauf dans des circonstances extraordinaires.

Lorsque le météore apparaît, il se déplace à une vitesse si énorme qu’il parcourt souvent plus de vingt miles en une seconde. Une telle vitesse est presque impossible près de la surface terrestre : la résistance de l’air l’en empêcherait. En hauteur, dans le vide de l’espace, il n’y a pas d’air pour entraver son vol. Il a pu tourner autour du soleil pendant des milliers, voire des millions d’années, sans subir aucune interférence ; mais le moment décisif arrive, et le météore périt en une traînée de splendeur.

Au cours de ses errances, le corps s’approche de la Terre et, à quelques centaines de miles de sa surface, commence à entrer en contact avec la couche supérieure de l’atmosphère qui entoure la Terre. Pour un corps se déplaçant à la vitesse effrayante d’un météore, une plongée dans l’atmosphère est généralement fatale. Même si les couches supérieures de l’air sont extrêmement diluées, elles ralentissent soudainement sa vitesse, presque comme une balle de fusil qui serait freinée en entrant dans l’eau. Alors que le météore fonce à travers l’atmosphère, la friction de

L’air réchauffe sa surface ; progressivement, elle devient incandescente, puis rougeoyante, et finit par être transformée en vapeur sous l’effet d’une lumière éclatante, tandis que nous, sur Terre, à une ou deux centaines de miles en dessous, exclamons : « Oh, regardez, c’est une étoile filante ! »

Nous avons ici une expérience illustrant la théorie mécanique de la chaleur. Il peut sembler incroyable que la simple friction suffise à générer assez de chaleur pour produire un spectacle aussi éblouissant, mais nous devons nous rappeler deux faits : premièrement, que la vitesse du météore est peut-être cent fois supérieure à celle d’une balle de fusil ; et, deuxièmement, que l’efficacité de la friction pour produire de la chaleur est proportionnelle au carré de la vitesse. Le météore, en traversant l’air, peut donc générer, grâce à la friction avec l’air, environ dix mille fois plus de chaleur qu’une balle de fusil. Nous ne faisons pas une estimation exagérée en supposant que cette dernière se réchauffe de dix degrés à cause de la friction ; cependant, si cela est admis, nous devons reconnaître qu’il y a une telle quantité énorme de chaleur générée lors du vol du météore que même une infime partie suffirait à le transformer en vapeur.

Examinons d’abord les circonstances dans lesquelles ces corps extérieurs nous apparaissent. À titre d’illustration, nous pouvons prendre une remarquable boule de feu survenue le 6 novembre 1869. Ce corps a été vu depuis de nombreux endroits différents en Angleterre ; en combinant et en comparant ces observations, nous obtenons des informations précises concernant l’altitude de l’objet et la vitesse à laquelle il se déplaçait.

Il semble que ce météore ait commencé à être visible à un point situé à quatre-vingt-dix miles au-dessus de Frome, dans le Somersetshire, et qu’il ait disparu à vingt-sept miles au large, près de St. Ives, en Cornouailles. Le trajet de l’objet, ainsi que les principaux lieux d’observation, sont indiqués sur la carte (fig. 75). La longueur totale de son parcours visible était d’environ 170 miles, parcourus en cinq secondes, ce qui donne une vitesse moyenne de trente-quatre miles par seconde. Une caractéristique remarquable de l’apparence de cette boule de feu était la longue traînée persistante de nuage lumineux, d’environ cinquante miles de long et quatre miles de large, qui est restée visible pendant

soixante-dix minutes exactement. Dans cet exemple, nous avons une illustration des principales caractéristiques du phénomène d’étoile filante présenté à une échelle très grande. Il convient cependant de noter que la traînée lumineuse persistante n’est ni une caractéristique universelle, ni même très fréquente des étoiles filantes.

Les petits objets qui scintillent occasionnellement à travers le champ du télescope nous montrent qu’il existe d’innombrables étoiles filantes observables au télescope, trop petites et trop faibles pour être visibles à l’œil nu. Tous ces objets se dissipent de la manière que nous avons décrite ; en fait, ce n’est qu’à ce moment-là, et pendant le processus

de leur dissolution, c’est alors que nous prenons conscience de leur existence. Aussi petits que soient probablement ces missiles, leur vitesse est si prodigieuse qu’ils rendraient la Terre inhabitable s’ils étaient autorisés à pleuvoir sans obstacle sur sa surface. Nous devons donc, parmi les autres qualités positives de notre atmosphère, ne pas oublier qu’elle constitue un écran protecteur qui nous protège d’une tempête de missiles, dont la vitesse serait inégalée par aucune artillerie. C’est en fait la fureur même de ces missiles qui est la cause de leur destruction totale. Leur désir ardent de nous frapper est si grand que la friction les transforme en vapeurs inoffensives.

À côté d’un grand météore comme celui que nous venons de décrire, le phénomène le plus remarquable lié aux étoiles filantes est ce qu’on appelle une pluie d’étoiles. Ces phénomènes ont attiré beaucoup d’attention au cours du dernier siècle, et ils ont amplement récompensé les efforts consacrés à leur étude en offrant quelques-unes des découvertes astronomiques les plus intéressantes de l’époque moderne.

Les pluies d’étoiles filantes ne se produisent pas très fréquemment. Sans aucun doute, ceux qui prêtent une attention particulière aux météores percevront une pluie d’étoiles là où d’autres ne voient que quelques étoiles filantes isolées ; mais, en général, on peut dire que la génération actuelle n’a guère assisté à plus de deux ou trois de telles occurrences. J’ai moi-même vu deux grandes pluies d’étoiles, l’une d’elles, en novembre 1866, s’est gravée dans ma mémoire comme un spectacle magnifique.

Pour commencer l’histoire des météores de novembre, il faut remonter près d’un millénaire en arrière. Le 12 octobre de l’an 902, un roi maure mourut, et à propos de cet événement, un vieux chroniqueur raconte comment « cette nuit-là, on vit, pour ainsi dire, d’innombrables étoiles ressemblant à des lances, qui se dispersaient de tous côtés comme de la pluie, et que cette année fut appelée l’Année des Étoiles ».

Personne ne croit aujourd’hui que le ciel ait eu l’intention de commémorer la mort du roi par ce spectacle. Cependant, ce récit reste d’une grande importance.

importance, car il indique l’an 902 comme celui où a eu lieu une grande pluie de météores. Les astronomes ont observé avec le plus grand intérêt que c’était la première fois que cette pluie périodique était enregistrée ; ses dernières apparitions régulières ont été observées en 1799, 1833 et 1866. Des recherches littéraires approfondies ont révélé çà et là des comptes rendus d’apparitions surprenantes dans le ciel, qui correspondent aux retours successifs des météores de novembre. Depuis la première apparition, en 902, jusqu’à nos jours, il y a eu vingt-neuf visites de cette pluie de météores ; il n’est pas improbable que toutes aient pu être observées dans certaines régions de la Terre. Parfois, elles ont pu être vues par des sauvages, qui n’avaient ni l’inclination ni les moyens de consigner par écrit une apparition qui représentait pour eux une source de terreur. D’autres fois, cependant, ces pluies de météores ont été observées par des communautés civilisées. On ne comprenait pas leur nature, mais des archives ont été tenues ; et dans certains cas, en tout cas, ces archives ont résisté à l’érosion du temps et ont été rassemblées aujourd’hui pour illustrer ce sujet curieux. Nous disposons de notices historiques concernant douze de ces pluies de météores, principalement recueillies grâce au travail assidu du professeur H.A. Newton, dont les efforts ont beaucoup contribué à faire progresser nos connaissances sur les météores.

Imaginons un essaim d’objets petits errant dans l’espace. Pensez à un banc de harengs dans l’océan, s’étendant sur de nombreuses milliers de kilomètres carrés et contenant d’innombrables individus ; ou pensez à ces énormes volées de pigeons sauvages aux États-Unis dont nous a parlé Audubon. Le banc de météores est peut-être bien plus nombreux que les harengs ou les pigeons. Cependant, les météores ne sont pas très proches les uns des autres ; en moyenne, ils sont probablement séparés de quelques kilomètres. La taille réelle de ce banc est donc prodigieuse ; ses dimensions se mesurent en centaines de milliers de kilomètres.

Les météores ne peuvent pas choisir leur propre trajectoire, comme le banc de harengs, car ils sont contraints de suivre le chemin prescrit par le soleil. Chacun d’eux parcourt son propre ellipse, de manière complètement indépendante de ses voisins, et effectue son voyage, sur des milliards de kilomètres.

longueur,
tous
trente-trois
ans. Nous
ne
pouvons
observer
les
météorites
pendant
la
grande
partie
de
leur
vol.
Il
y
a
d’innombrables
myriades
de
ces
corps
en
ce
moment même Fig. 76.—L’orbite d’un essaim de météorites.
qui
circuitent
autour
de
leur
trajectoire. Nous
ne
les
voyons
jamais
jusqu’à
ce
que
la
terre
les
rattrape. Tous
trente-trois
ans, la
terre
capture
ces
météorites
avec
autant
de
succès
que
le
pêcheur
parmi
les
harengs,
et
de
manière
presque
identique,
car
alors
que
le
pêcheur
étend
son
filet
dans
lequel
les
poissons
trouvent
leur
destin,
la
terre
possède
une
atmosphère
dans
laquelle
les
météorites
périssent. On
nous
dit
qu’il
n’y
a
pas
à
craindre
que
les
harengs
soient
épuisés,
car
ceux
que
les
pêcheurs
capturent
ne
sont
rien
comparés
à
l’abondance
avec
laquelle
ils
se
trouvent
dans
l’océan. Nous
pouvons
dire
la
même
chose
à
propos
des
météorites. Elles
existent
en
telles
myriades
que,
bien
que
la
terre
engloutisse
des
millions
tous
trente-trois
ans,
il
en
reste
assez
pour
de
futurs
pluies
de
météores. Le
diagramme (Fig. 76)
expliquera
la
manière
dont
la
terre
fait
ses
prises. On
y
voit
l’orbite
dans
laquelle
notre
globe
se
déplace
autour
du
soleil,
ainsi
que
la
trajectoire
elliptique
des
météorites,
bien
qu’il
fasse
faut
remarquer
que
cela
n’est
pas
convenable

Il faut dessiner la figure avec une précision parfaite, de manière que le trajet des météores soit relativement beaucoup plus grand que ce qui est représenté ici. Une fois par an, la Terre termine sa révolution et, entre le 13 et le 16 novembre, elle traverse la trajectoire empruntée par les météores. Il arrive généralement que le grand essaim ne se trouve pas à cet endroit au moment où la Terre le traverse. Cependant, il y a quelques météores isolés le long de cette trajectoire, et la Terre en capture généralement quelques-uns à cette date. Ils pénètrent dans notre atmosphère sous forme d’étoiles filantes et forment ce que l’on appelle habituellement les météores de novembre.

Il arrive occasionnellement que, alors que la Terre traverse cette trajectoire, elle rencontre la majeure partie des météores. Notre planète plonge alors au milieu de cet essaim, bien sûr entourée de l’air ambiant. Dans ce filet, les météores se précipitent en innombrables myriades, pour ne jamais réapparaître. En quelques heures, la Terre, se déplaçant à une vitesse de dix-huit miles par seconde, a traversé la trajectoire et émerge de l’autre côté, emportant avec elle les « prises » de cet affrontement. Quelques météores, qui ont échappé de justesse à la capture, porteront désormais la trace de ce choc en suivant des orbites légèrement différentes, mais les météores restants de l’essaim continuent leur parcours sans interruption ; peut-être des millions ont-ils été capturés, mais il est probable que des centaines de millions soient restés.

Telle fut l’événement qui a stupéfié le monde dans la nuit du 13 au 14 novembre 1866. Nous avons alors plongé au cœur de l’essaim. La nuit était claire ; la lune était absente. Les météores se distinguaient non seulement par leur nombre énorme, mais aussi par leur splendeur intrinsèque. Je n’oublierai jamais cette nuit-là. Ce soir mémorable, j’accomplissais ma tâche habituelle : observer les nébuleuses à l’aide du grand télescope réfléchissant de Lord Rosse. J’étais bien sûr au courant qu’une pluie de météores avait été prédite, mais rien de ce que j’avais entendu ne m’avait préparé au spectacle magnifique qui allait bientôt se dérouler. Vers dix heures du soir, un cri d’un assistant à mes côtés m’a fait lever les yeux du télescope, juste à temps pour voir une belle étoile filante traverser le ciel. Elle fut bientôt suivie d’une autre, puis encore d’autres, par deux ou par trois, ce qui montrait que la prédiction d’une grande pluie de météores semblait probablement se réaliser.

Vérifié. À ce moment-là, l’Earl de Rosse (alors Lord Oxmantown) m’a rejoint au télescope, et, après une brève pause, nous avons décidé de cesser nos observations des nébuleuses pour monter en haut du mur du grand télescope (fig. 7, p. 18), d’où l’on pouvait obtenir une vue claire de tout l’hémisphère céleste. Là, pendant les deux ou trois heures suivantes, nous avons été témoins d’un spectacle qui ne disparaîtra jamais de ma mémoire. Le nombre d’étoiles filantes augmentait progressivement jusqu’à ce qu’on en voie parfois plusieurs en même temps. Parfois elles passaient au-dessus de nos têtes, parfois à droite, parfois à gauche, mais toutes partaient de l’est. Au fur et à mesure que la nuit avançait, la constellation du Lion s’élevait au-dessus de l’horizon, et alors le caractère remarquable de la pluie de météores devint évident. Toutes les trajectoires des météores rayonnaient depuis le Lion. (Voir fig. 74, p. 368.) Parfois, un météore semblait venir presque directement vers nous, puis sa trajectoire était tellement raccourcie qu’elle n’avait presque plus de longueur visible, et ressemblait à une étoile fixe ordinaire qui s’illuminait brusquement avant de disparaître tout aussi rapidement. Occasionnellement, des traînées lumineuses persistaient pendant de nombreux minutes après que le météore eut traversé le ciel, mais la grande majorité des traînées de cette pluie de météores étaient éphémères. Il serait impossible de dire combien de milliers de météores ont été vus, chacun d’eux étant suffisamment brillant pour susciter l’admiration même en une nuit ordinaire.

La figure adjacente (fig. 77) montre la manière remarquable dont les étoiles filantes de cette pluie de météores partaient d’un point unique. Il ne faut pas penser que tous ces objets étaient visibles en même temps. L’observateur d’une pluie de météores dispose d’une carte de la partie du ciel où apparaissent ces étoiles filantes. Il concentre alors son attention sur une étoile filante particulière et observe attentivement sa trajectoire par rapport aux étoiles fixes situées à proximité. Il trace ensuite une ligne sur sa carte dans la direction empruntée par l’étoile filante. En répétant cette observation pour plusieurs autres étoiles filantes appartenant à la pluie, sa carte montre presque toujours que leurs différentes trajectoires convergent vers un point ou une région donnée de la figure. Il y a certes quelques exceptions, mais la majorité obéit à cette loi. À première vue, il semble bien que toutes les étoiles filantes

a en effet dérivé de ce point ; mais une petite réflexion montre que c’est un cas où le mouvement réel diffère du mouvement apparent. S’il existait réellement un point à partir duquel ces météores divergeaient, alors, depuis différentes parties de la Terre, ce point serait vu à des positions différentes par rapport aux étoiles fixes ; mais ce n’est pas le cas. Le radiant, ainsi que l’on nomme ce point, est vu dans la même partie du ciel, quel que soit l’endroit d’où on observe la pluie de météores.

Fig. 77 — Le point radiant des étoiles filantes.
Nous sommes donc amenés à accepter l’explication simple offerte par la théorie de la perspective. Ceux qui connaissent les principes de cette science savent que, lorsqu’il faut représenter sur un dessin un certain nombre de lignes parallèles dans un objet, il faut les faire toutes passer par le même

un point dans le plan de l’image. Lorsque nous observons les étoiles filantes, nous voyons les projections de leurs trajectoires sur la surface du ciel. Du fait que ces trajectoires passent par le même point, nous devons en déduire que les étoiles filantes appartenant à la même pluie se déplacent selon des lignes parallèles.

Nous pouvons maintenant déterminer la direction réelle dans laquelle se déplacent les étoiles filantes, car une ligne tracée depuis l’œil de l’observateur jusqu’au point radiant doit être parallèle à cette direction. Bien sûr, il ne s’agit pas d’affirmer que, dans tout l’espace, les étoiles filantes d’une même pluie se déplacent selon des lignes parallèles ; nous voulons simplement dire que, pendant le bref laps de temps pendant lequel nous les voyons, le mouvement de chacune d’elles est sensiblement rectiligne, et que toutes ces lignes droites sont parallèles.

En 1883, la grande pluie de météores des Léonides (c’est ainsi que cette pluie est appelée) atteignit sa plus grande distance par rapport au soleil, puis commença à revenir. Chaque année, la Terre traversait l’orbite des météores ; mais on ne rencontrait pas la pluie, et aucune pluie de météores notable n’était observée. Chaque année suivante, les météores se rapprochaient du point critique, et en 1899, la pluie arriva sur l’orbite terrestre. Cette année-là, on s’attendait à une brillante pluie de météores, mais les résultats furent bien en deçà des attentes. La pluie de météores est si immense qu’il faut plus d’un an pour que cette immense procession traverse la partie critique de son orbite qui se trouve à travers l’orbite terrestre. Nous voyons donc que les météores ne peuvent pas échapper à la Terre. Il se peut que, lorsque la pluie commence à atteindre cette région, la Terre ait déjà quitté cette partie de son orbite, et qu’un an se soit écoulé avant que la Terre ne revienne dans cette zone. Les météores qui ont la chance d’être à l’avant de la pluie échapperont ainsi au piège, mais certains ceux qui se trouvent à l’arrière ne seront pas aussi chanceux, et la Terre engloutira à nouveau un nombre incroyable de météores. Il est arrivé parfois que des observations de météores provenant de cette pluie soient faites deux années consécutives. Si la Terre passe par la partie avant de la pluie en une année, alors celle-ci étant si longue, la Terre aura parcouru toute son orbite de 600 000 000 de miles, et traversera à nouveau le point critique avant que tous les météores ne soient passés.

Ont passé. L’histoire conserve des archives de cas où, pendant deux novembre consécutifs, d’éclatantes pluies de Léonides ont été observées.

Puisque la Terre absorbe de si nombreuses Léonides tous les trente-trois ans, il s’ensuit que leur nombre total doit diminuer. La splendeur de ces pluies à l’avenir sera sans doute affectée par cette circonstance. Elles ne pourront pas toujours être aussi brillantes qu’auparavant. Il est également intéressant de noter que la forme du nuage météorique change progressivement. Chaque météore du nuage se déplace sur son propre ellipse autour du Soleil et est complètement indépendant des autres corps. Chacun possède donc une période de révolution propre qui dépend de la longueur de l’ellipse dans laquelle il orbite. Deux météores tourneront autour du Soleil en même temps si les longueurs de leurs ellipses sont exactement égales, mais pas autrement. Les longueurs de ces ellipses sont de plusieurs centaines de millions de miles, et il est impossible qu’elles soient toutes absolument égales. C’est là que l’on peut déceler l’origine d’un changement progressif dans le caractère de la pluie météorique. Supposons que deux météores A et B soient tels que A effectue un tour complet en trente-trois ans, tandis que B en met trente-quatre. Si les deux partent ensemble, alors lorsque A aura terminé son premier tour, B sera un an en retard ; la fois suivante, B sera deux ans en retard, et ainsi de suite. Le cas est exactement similaire à celui de plusieurs garçons qui partent pour une course longue, au cours de laquelle ils doivent faire plusieurs tours du circuit avant d’avoir parcouru la distance totale. Au début, ils partent tous ensemble, et peut-être pendant le premier ou deux tours restent-ils relativement proches ; cependant, peu à peu, les coureurs plus rapides prennent de l’avance et ceux qui sont plus lents restent en arrière, de sorte que le groupe s’allonge. À mesure que la course se poursuit, le groupe se disperse sur tout le circuit, et peut-être même le premier garçon devancera-t-il le dernier. Tel semble être le destin des météores de novembre à l’avenir. Le groupe finira par se disperser sur toute la longueur de ce vaste parcours, et il ne sera plus nécessaire de consigner une manifestation spectaculaire tous les trente-trois ans.

C’est en lien avec la pluie de météores de novembre de 1866 que le professeur Adams a fait une découverte très intéressante et belle en astronomie mathématique. Nous avons vu que les Léonides doivent se déplacer sur une

une trajectoire elliptique, et qu’ils reviennent tous les trente-trois ans, mais que le télescope ne peut pas les suivre au cours de leurs déplacements. Tout ce que nous savons par observation, c’est la date de leur apparition, le point du ciel d’où ils émanent, ainsi que le grand retour tous les trente-trois ans. En combinant ces différents faits, il est possible de déterminer l’ellipse dans laquelle se déplacent les météores — pas exactement : les faits ne vont pas jusque-là — ils nous disent seulement que l’ellipse doit être l’une de cinq orbites possibles. Ces cinq orbites possibles sont : premièrement, l’immense ellipse dans laquelle nous savons maintenant que les météorites tournent, et pour laquelle elles nécessitent les trente-trois ans complets pour effectuer une révolution ; deuxièmement, une orbite presque circulaire, légèrement plus grande que la trajectoire terrestre, que les météorites parcourraient en un peu plus de quelques jours qu’une année ; une autre orbite similaire, pour laquelle le temps serait de quelques jours inférieur à une année ; et deux autres petites orbites elliptiques situées à l’intérieur de l’orbite terrestre. Le professeur Newton, de New Haven aux États-Unis, a clairement démontré que les faits observés s’expliqueraient si les météorites se déplaçaient sur l’une de ces trajectoires, mais qu’ils ne pouvaient être expliqués par aucune autre hypothèse. Il restait à voir laquelle de ces orbites était la vraie. Le professeur Newton lui-même a suggéré une méthode possible pour résoudre le problème. Le test qu’il proposait était assez difficile, car il impliquait certains calculs complexes dans la théorie des perturbations. Heureusement, cependant, le professeur Adams entreprit cette étude, et grâce à ses travaux fructueux, la trajectoire des Léonides a pu être complètement déterminée.

Lorsque l’on a examiné les anciens registres des apparitions des grandes pluies de Léonides, on a constaté que la date de leur apparition subit un changement progressif et continu, que le professeur Newton a fixé à un jour tous les soixante-dix ans. Il en résulte nécessairement que le point où la trajectoire des météorites croise celle de la Terre n’est pas fixe, mais qu’à chaque retour successif, elles la croisent à un point situé d’environ demi-degré plus loin dans la direction empruntée par la Terre. Il s’ensuit donc que l’orbite dans laquelle tournent les météorites est en train de changer ; la trajectoire qu’elles suivent lors d’une révolution varie légèrement de celle qu’elles empruntent lors de la révolution suivante. Cependant, comme ces changements se produisent dans la même direction, ils peuvent progressivement atteindre

On peut estimer la dimension de cette trajectoire, ainsi que l’ampleur du changement qui se produit au fil des siècles dans le parcours des météores, à l’aide des deux ellipses représentées sur la fig. 78.
La ligne continue de la fig. 78 représente l’orbite en l’an 126 ; la ligne pointillée en représente l’état actuel.

Ce changement indéniable de l’orbite est celui que les astronomes attribuent à ce que nous avons déjà appelé perturbation. Il est certain que le mouvement elliptique de ces corps est dû au soleil, et que si seuls le soleil agissait sur eux, l’ellipse resterait absolument inchangée. Nous voyons donc, dans ce changement progressif de l’ellipse, l’influence des attractions exercées par les planètes. Il a été montré que si les météores se déplaçaient selon une grande orbite, ce déplacement de leur trajectoire devait être dû aux attractions des planètes Jupiter, Saturne, Uranus et Terre ; tandis que si les météores suivaient l’une des orbites plus petites, ce seraient les planètes suffisamment proches et suffisamment massives pour…

Les planètes sur lesquelles il faudrait agir de manière judicieuse seraient la Terre, Vénus et Jupiter. Nous voyons donc ici comment la question peut être résolue par des calculs. Il est difficile, mais possible, de calculer l’effet de l’attraction des planètes pour chacune des cinq hypothèses différentes concernant l’orbite. C’est ce que fit Adams. Il découvrit que si les météores se déplaçaient selon une grande orbite, alors l’attraction de Jupiter expliquerait deux tiers du changement observé, tandis que le tiers restant était dû à l’influence de Saturne, complétée par une petite contribution de la part d’Uranus. Ainsi, les calculs montraient que cette grande orbite était une possibilité. Le professeur Adams a également calculé l’amplitude du déplacement dans la trajectoire qui pourrait résulter si les météores tournaient autour de l’une des quatre ellipses plus petites. Cette étude était de nature ardue, mais ses résultats ont largement compensé les efforts déployés. Il s’est avéré qu’avec les ellipses plus petites, il serait impossible d’obtenir un déplacement même égal à la moitié de celui observé. Ces quatre orbites doivent donc être rejetées. La démonstration était ainsi achevée : c’est bien sur la grande trajectoire que les météores tournent.

Les mouvements lors de chaque révolution sont régis par les lois de Kepler. Lorsqu’un météore se trouve à la partie de sa trajectoire la plus éloignée du soleil, sa vitesse est à son minimum, n’étant alors un peu plus d’un mille par seconde ; à mesure qu’il se rapproche, sa vitesse augmente progressivement, jusqu’à ce que, lorsqu’il traverse la trajectoire terrestre, sa vitesse atteigne au moins vingt-six miles par seconde. La Terre se déplace presque en sens opposé à une vitesse de dix-huit miles par seconde, de sorte que, si le météore vient à frapper l’atmosphère terrestre, il le fait avec une vitesse énorme de près de quarante-quatre miles par seconde. S’il évite la collision, le météore reprend son voyage avec une vitesse qui diminue progressivement, et au moment où il a terminé son parcours, trente-trois ans et un quart se seront écoulés.

Les innombrables météores qui forment les Léonides sont disposés en un flux immense, dont la largeur est très faible par rapport à sa longueur. Si nous représentons l’orbite par une ellipse dont la longueur est de sept pieds, alors le flux de météores sera représenté par un fil de la soie la plus fine utilisée pour coudre.

D’environ un pied et demi à deux pieds de long, rampant le long de l’orbite.[34] La taille de ce flux peut être estimée en considérant que même sa largeur ne peut être inférieure à 100 000 miles. Sa longueur peut être estimée du fait que, bien que sa vitesse soit d’environ vingt-six miles par seconde, le flux met environ deux ans pour passer le point où son orbite croise la trajectoire terrestre. Dans la nuit mémorable entre le 13 et le 14 novembre 1866, la Terre plongea dans ce flux près de son extrémité et ne réémergea de l’autre côté qu’après cinq heures. Pendant ce temps, l’hémisphère terrestre qui était en avant contenait les continents de l’Europe, de l’Asie et de l’Afrique ; c’est donc dans l’Ancien Monde que la grande pluie de météores fut observée. Ce jour-là, lorsque la Terre eut regagné le même endroit, le flux n’avait pas encore complètement passé, et la Terre plongea à nouveau. Cette fois, c’était le continent américain qui était en avant, et c’est donc là que la pluie de météores de 1867 fut observée. Même l’année suivante, le grand flux n’avait pas encore complètement disparu, et depuis lors, quelques météores isolés ont été aperçus à chaque transit annuel de la Terre sur cette voie météorique.

Le diagramme vise également à indiquer une spéculation remarquable avancée sous l’autorité de Le Verrier, dans le but d’expliquer comment le flux est parvenu dans le système solaire. L’orbite sur laquelle tournent les météores ne coupe pas les trajectoires de Jupiter, de Saturne ou de Mars, mais elle coupe l’orbite d’Uranus. Il doit arriver parfois que Uranus passe par ce point de sa trajectoire juste au moment où le flux y arrive. Le Verrier a démontré qu’un tel événement s’est produit en l’an 126 apr. J.-C., mais qu’il ne s’est plus reproduit depuis. Nous avons ainsi l’air d’avoir un indice d’une histoire très extraordinaire selon laquelle les météores seraient entrés dans notre système à cette date. Les attentes d’une répétition de la grande pluie de météores en 1899, largement partagées et fondées, ne se sont pas réalisées. Seuls quelques météores de type ordinaire furent observés.

En supposant que l’orbite des météores d’août était une parabole, Schiaparelli calcula les dimensions et la position dans l’espace de cette orbite.

Lorsqu’il eut résolu ce problème, il remarqua que l’orbite correspondait en tous points à celle d’une comète fine qui était apparue à l’été 1862. Ce ne pouvait être une simple coïncidence. Le plan dans lequel se déplaçait la comète coïncidait exactement avec celui dans lequel se déplaçaient les météores ; il en allait de même pour les directions des axes de leurs orbites, tandis que la direction du mouvement était identique, et la distance minimale entre le soleil et l’orbite était également la même dans les deux cas. Cela prouvait de manière évidente qu’il devait exister un lien physique profond entre les comètes et les essaims de météores. Une autre preuve en fut fournie peu après, lorsque Le Verrier calcula l’orbite des météores de novembre : on s’aperçut aussitôt qu’elle était exactement identique à celle d’une comète qui avait passé son périhélie en janvier 1866, et pour laquelle la période de révolution s’élevait à trente-trois ans et deux mois.

Parmi les Léonides, on voit parfois des boules de feu plus brillantes que Vénus, et même représentant la moitié de la taille apparente de la lune, qui explosent avec des éclairs semblables à ceux de la foudre, laissant derrière elles des traînées qui durent d’une minute à une heure ou plus. Mais la grande majorité ne sont brillantes que comme des étoiles de deuxième, troisième ou quatrième magnitude. Comme la quantité de lumière émise par un météore dépend de sa masse et de sa vitesse, nous pouvons avoir une idée du poids réel de l’un de ces météores ; il semble que la plupart ne pèsent pas même un quart d’once ; en fait, il est probable que beaucoup ne pèsent pas même un seul grain. Mais nous avons vu qu’une comète n’est très probablement rien d’autre qu’un essaim très dispersé de petites particules entourées de gaz de densité très faible, et nous avons également vu que le matériau d’une comète doit progressivement se dissiper dans l’espace. Nous devons encore raconter une histoire merveilleuse sur la désintégration d’une comète et ce qui semble être advenu de ses particules.

Une abondante pluie de météores eut lieu dans la nuit du 27 novembre 1872. Cette fois-ci, les étoiles filantes partaient d’un point radiant situé dans la constellation d’Andromède. En tant que spectacle, elle était sans aucun doute inférieure à l’étonnante manifestation de 1866, mais il est difficile de dire quelle des deux pluies a eu une plus grande importance scientifique.

C’est assurément une coïncidence remarquable que la Terre rencontre la pluie de météores d’Andromède (c’est ainsi que cette pluie est nommée) au moment même où elle traverse l’orbite de la comète de Biela. Nous avons observé la direction d’où viennent les météores d’Andromède lorsqu’ils pénètrent dans l’atmosphère ; nous pouvons également déterminer la direction dans laquelle se déplace la comète de Biela lorsqu’elle traverse l’orbite terrestre, et nous constatons que la direction de mouvement de la comète et celle des météores sont identiques. Cela constitue en soi une présomption forte, presque irrésistible, que la comète et les étoiles filantes sont liées ; mais ce n’est pas tout. Nous disposons d’observations de ce nuage de météores remontant au XVIIIe siècle, et nous constatons que la date de son apparition a changé du 6 ou 7 décembre à la fin novembre, en parfaite cohérence avec le mouvement rétrograde du point de croisement entre l’orbite terrestre et l’orbite de la comète de Biela. Cette comète a été observée en 1772, puis à nouveau en 1805–1806, avant que son retour périodique tous les sept ans ne soit découvert. Elle fut découverte par Biela en 1826, et observée à nouveau en 1832. En 1846, le monde astronomique fut stupéfait de découvrir qu’il y avait désormais deux comètes à la place d’une seule, et les deux fragments furent de nouveau aperçus lors du retour en 1852. En 1859, la comète de Biela ne put être vue en raison de sa position défavorable par rapport à la Terre. Aucune trace de la comète de Biela ne fut observée en 1865–1866, lorsque son retour était également attendu, et elle n’a jamais été revue depuis. Il semble donc que, à l’automne 1872, le moment du retour de la comète de Biela soit arrivé, et c’est pourquoi la grande pluie de météores d’Andromède a eu lieu vers le moment où la comète de Biela devait effectivement revenir. L’inférence est irrésistible : les étoiles filantes, s’il ne s’agit pas vraiment d’une partie de la comète elle-même, sont en tout cas étroitement liées à celle-ci. Cette pluie de météores est également mémorable pour le télégramme envoyé par le professeur Klinkerfues à M. Pogson à Madras. Le télégramme disait : « Biela a touché la Terre le 27. Chercher près de Thêta Centaure. » Pogson a bien cherché et a trouvé une comète, mais, malheureusement, en raison du mauvais temps, il n’a pu en effectuer des observations que pendant deux nuits. Comme nous avons besoin de trois observations pour déterminer l’orbite d’une planète ou d’une comète, il n’est pas possible de calculer l’orbite de celle de Pogson ; il semble cependant presque certain que celle-ci ne peut être identique à aucune des deux composantes de la comète de Biela.

comète. Il est cependant probable qu’il s’agissait réellement d’une comète se déplaçant sur la même trajectoire que Biela et les météores.

Une autre apparition des météores de Biela eut lieu en 1885, ce qui laissa juste le temps au nuage de faire deux révolutions complètes depuis 1872. L’apparition du 27 novembre 1885 fut magnifique ; le professeur Newton estima que, au moment du maximum, les météores apparaissaient à un rythme de 75 000 par heure. En 1892, la comète aurait dû revenir au périgée, mais cette année-là aucun météore ne fut observé le 27 novembre, tandis qu’en nombreux furent vus le 23 depuis le même radiant. Le changement du point d’intersection entre l’orbite des météores et l’orbite de la Terre, indiqué par cette différence de quatre jours, fut attribué par Bredichin à l’action perturbatrice de Jupiter sur le mouvement du nuage.

Il est à noter que les grandes pluies de météores ne semblent jamais avoir projeté de projectile qui atteigne la surface terrestre. Parmi les myriades de Léonides, de Perséides ou d’Andromédides, pas une seule particule n’a jamais été capturée et identifiée.[35] Ces corps qui tombent du ciel vers la Terre, que nous appelons météorites, ne semblent pas provenir des grandes pluies, pour autant que nous le sachions. Ils peuvent en effet avoir une origine tout à fait différente de celle des météores périodiques.

Il est curieux que la croyance à l’origine céleste des météorites soit une idée moderne. Dans l’Antiquité, il y avait sans doute des rumeurs au sujet de pierres merveilleuses tombées du ciel sur la Terre, mais ces récits semblaient peu crédibles. Il y a un siècle, ils étaient considérés comme purement fabuleux, bien qu’il y eût de nombreuses preuves à ce sujet. Des témoins oculaires affirmaient avoir vu ces pierres tomber. Les corps eux-mêmes différaient des autres objets des environs, et il y eut même des cas où des hommes furent tués par ces visiteurs célestes.

Sans doute les observations étaient-elles généralement faites par des personnes ignorantes et illettrées. Les parties véritables des archives étaient si mélangées avec des éléments imaginaires

De plus, des hommes prudents refusaient de croire aux affirmations selon lesquelles de tels objets tombaient réellement du ciel. Même de nos jours, il est souvent extrêmement difficile d’obtenir des témoignages précis à ce sujet. Par exemple, la chute d’un météorite a été observée par un hindou dans la jungle. La pierre s’y trouvait, son caractère météoritique était indubitable, et le témoin a été interrogé en détail au sujet de l’événement ; mais il était tellement effrayé par le bruit et par le danger qu’il croyait avoir échappé de justesse, qu’il ne pouvait dire que peu ou rien. Il était cependant certain que le météorite l’avait poursuivi pendant deux heures à travers la jungle avant de tomber sur terre !

En 1794, Chladni publia un rapport sur la remarquable masse de fer que le voyageur Pallas avait découverte en Sibérie. Ce fut alors pour la première fois reconnu que cet objet et d’autres similaires devaient avoir une origine céleste. Mais même la réputation de Chladni et les arguments qu’il avançait ne parvinrent pas à obtenir un accord universel. Peu après, une pierre pesant cinquante-six livres fut exposée à Londres, et plusieurs témoins déclarèrent l’avoir vue tomber à Wold Cottage, dans le Yorkshire, en 1795. Ce corps fut ensuite déposé dans notre collection nationale et peut aujourd’hui être vu au Musée d’Histoire Naturelle de South Kensington. Les preuves commencèrent alors à affluer d’autres régions ; on découvrit que des fragments de pierre provenant d’Italie et de Bénarès avaient une composition identique à celle de la pierre du Yorkshire. L’incredulité de ceux qui avaient douté de l’origine céleste de ces objets commença à s’estomper. Un mémoire minutieux sur le météorite de Bénarès, écrit par Howard, fut publié dans les « Philosophical Transactions » en 1802, tandis que, comme pour compléter la démonstration, une importante pluie de pierres eut lieu l’année suivante à L’Aigle, en Normandie. L’Académie française envoya le physicien Biot sur place pour examiner en détail les circonstances de cette pluie mémorable. Ses recherches éliminèrent tout doute, et les pierres météoritiques furent ainsi transférées du domaine de la géologie à celui de l’astronomie. On notera que la reconnaissance de l’origine céleste des météorites coïncide avec la découverte du premier des petits planètes. Dans chaque cas, nos connaissances du système solaire se sont élargies grâce à de nouvelles découvertes.

de nombreux corps minuscules, qui, malgré leurs dimensions insignifiantes, sont riches en informations.

Lorsque la possibilité de chutes de pierres est admise, nous pouvons nous tourner vers les archives anciennes et leur accorder le crédit qu’elles méritent, crédit qui leur a été refusé pendant tant de siècles. Peut-être la plus ancienne de toutes ces chutes de pierres qui peuvent prétendre à une grande exactitude historique est celle décrite par Tite-Live comme ayant eu lieu vers l’an 654 av. J.-C., sur le mont Alban, près de Rome. Parmi les exemples plus récents, nous pouvons citer un qui a été confirmé de manière très évidente. Il s’est produit en l’an 1492 à Ensisheim, en Alsace. L’empereur Maximilien ordonna qu’un récit détaillé des circonstances soit rédigé et déposé avec la pierre dans l’église. La pierre y resta suspendue pendant trois siècles, jusqu’à ce que, pendant la Révolution française, elle soit transportée à Colmar, et que des morceaux en soient brisés ; l’un d’eux se trouve aujourd’hui dans notre collection nationale. Heureusement, cet objet intéressant a été restitué à sa place originelle dans l’église d’Ensisheim, où il reste aujourd’hui une attraction pour les visiteurs. Le récit est le suivant : « En l’an du Seigneur 1492, le mercredi précédant la fête de Saint-Martin, le 7 novembre, un miracle singulier eut lieu : entre onze heures et midi, on entendit un fort grondement de tonnerre ainsi qu’un bruit confus et prolongé, audible à grande distance. Une pierre tomba alors du ciel dans la région d’Ensisheim ; elle pesait 260 livres. Ce bruit confus était encore plus fort ailleurs que ici. Un garçon vit ensuite la pierre frapper un champ labouré, en hauteur, près du Rhin et de l’Ill, dans la région de Gisgang, où l’on avait semé du blé ; elle ne causa aucun dommage, si ce n’est qu’elle y fit un trou. On transporta ensuite la pierre ailleurs, et de nombreux morceaux en furent brisés, ce que le Land Vogt interdit. On la fit donc placer dans l’église, dans l’intention de la conserver comme miracle. De nombreuses personnes vinrent voir cette pierre, et de nombreux discours remarquables furent tenus à son sujet. Les savants dirent qu’ils ne savaient pas ce que c’était, car il était contraire aux lois ordinaires de la nature qu’une pierre aussi grosse tombe du ciel ; mais qu’il s’agissait en réalité d’un… »

miracle de Dieu, car avant ce temps on n’avait jamais entendu parler de chose pareille, ni vu, ni écrit. Lorsqu’ils trouvèrent cette pierre, elle s’était enfoncée dans la terre à moitié de la hauteur d’un homme, ce que chacun interpréta comme la volonté de Dieu qu’elle fût trouvée ; le bruit qu’elle produisit se fit entendre à Lucerne, à Villingen et en de nombreux autres endroits, si fort que les gens crurent que les maisons s’étaient renversées ; et comme le roi Maximilien se trouvait là, le lundi suivant la fête de sainte Catherine de la même année, Son Excellence royale ordonna que la pierre tombée soit amenée au château, et après avoir longuement discuté d’elle avec les nobles, il dit que les habitants d’Ensisheim devaient la prendre et faire en sorte qu’elle soit suspendue dans l’église, sans permettre à quiconque de rien en emporter. Son Excellence, cependant, prit deux morceaux, en gardant un pour lui et en envoyant l’autre au duc Sigismond d’Autriche ; on parla beaucoup de cette pierre, qui fut suspendue dans le chœur, où elle se trouve encore aujourd’hui, et de très nombreuses personnes vinrent la voir.

En admettant l’origine céleste des météorites, celles-ci méritent assurément toute notre attention. Elles constituent la seule méthode directe dont nous disposons pour obtenir des informations sur les matériaux des corps situés en dehors de notre planète. Nous pouvons prendre un météorite entre nos mains, l’analyser et déterminer les éléments dont il est composé. Nous n’essaierons pas de donner une description très détaillée de la structure des météorites ; c’est plutôt une question qui relève de la réflexion des chimistes et des minéralogues que des astronomes. Quelques-unes des caractéristiques les plus évidentes suffiront ; elles serviront de préliminaire à la discussion sur l’origine probable de ces corps.

Au Musée d’Histoire Naturelle de South Kensington, nous pouvons examiner une collection remarquable de météorites. Elles ont été rassemblées de toutes parts du monde et varient en taille, allant de corps à peine plus gros qu’une tête d’épingle jusqu’à d’immenses masses pesant plusieurs centaines de livres. On y trouve également des modèles de météorites célèbres, dont les originaux sont dispersés dans divers autres musées.

De nombreux météorites n’ont rien de vraiment remarquable dans leur apparence extérieure. Si l’on en rencontrait sur une plage, on les ignorerait sans y prêter plus d’attention qu’à n’importe quelle autre pierre. Pourtant, quelle histoire un météorite pourrait-elle nous raconter si seulement nous parvenions à l’obtenir ! Il est tombé ; on l’a vu tomber du ciel ; mais quel était son parcours avant ce mouvement ? Où se trouvait-il il y a 100 ans, il y a 1 000 ans ? Quelles régions de l’espace a-t-il traversées ? Pourquoi n’est-il jamais tombé auparavant ? Pourquoi est-il tombé maintenant ? Ce sont là quelques-unes des questions qui nous viennent à l’esprit lorsque nous réfléchissons à ces corps extrêmement intéressants. Certains de ces objets sont composés de matériaux très caractéristiques ; prenons, par exemple, l’un des arrivants les plus récents, connu sous le nom de sidérite de Rowton. Ce corps diffère beaucoup du type de météorite rocheuse le plus ordinaire. C’est un objet que même un passant occasionnel aurait du mal à ignorer. Son grand poids attirerait également l’attention, et s’il est rayé ou frotté avec une lime, il semble être une masse presque entièrement faite d’iron. Nous connaissons les circonstances dans lesquelles ce morceau de fer est tombé sur Terre. C’était le 20 avril 1876, vers 15 h 40, qu’un bruit sourd étrange, suivi d’une explosion spectaculaire, fut entendu sur une zone s’étendant sur plusieurs miles parmi les villages du Shropshire, à huit ou dix miles au nord du Wrekin. Environ une heure après cet événement, un fermier remarqua que le sol dans l’un de ses champs avait été perturbé ; il examina le trou creusé par le météorite et le trouva, encore chaud, à environ dix-huit pouces sous la surface. Quelques hommes travaillant à peu de distance avaient entendu le bruit produit lors de sa descente. Cet objet remarquable pèse 7-3⁄4 livres. C’est une masse irrégulière et angulaire d’iron, bien que tous ses bords semblent avoir été arrondis par la fusion durant son passage dans l’air. Il est recouvert d’une épaisse pellicule noire d’oxyde magnétique de fer, sauf au point où il a touché le sol pour la première fois. Le duc de Cleveland, sur les terres duquel il est tombé, l’a ensuite offert à notre institution nationale déjà mentionnée, où, sous le nom de sidérite de Rowton, il attire l’attention de tous ceux qui s’intéressent à ces corps merveilleux.

Cette sidérite est particulièrement intéressante en raison de son caractère nettement métallique. Les chutes d’objets de ce type ne sont pas aussi fréquentes que celles des météorites rocheuses ; en fait, il n’existe que quelques exemples connus d’irons météoritiques ayant réellement été vus tomber, tandis que les chutes observées de météorites rocheuses se comptent par dizaines ou par centaines. On en déduit que les météorites de fer sont bien moins fréquentes que les météorites rocheuses. Cependant, ce n’est pas l’impression que le visiteur du musée aura probablement. Dans cette vaste collection, les irons météoritiques sont de loin les objets les plus remarquables. L’explication n’est pas difficile : ces masses gigantesques de fer sont sans aucun doute météoritiques ; personne ne doute de cela. Pourtant, la grande majorité d’entre elles n’a jamais été vue tomber ; elles ont simplement été trouvées dans des circonstances qui indiquent sans équivoque leur origine météoritique. Supposons, par exemple, qu’un voyageur dans l’une des plaines de Sibérie ou d’Amérique centrale trouve une masse de fer métallique sur le sol : quelle explication peut-on donner à un tel phénomène ? Personne n’a apporté ce fer là-bas, et il n’y a pas de fer à des centaines de kilomètres à la ronde. L’homme n’a jamais fabriqué cet objet, et le fer s’avère être allié au nickel, comme c’est toujours le cas dans les météorites connues, ce qui est généralement considéré comme une indication certaine d’une origine météoritique. On note également que, puisque le fer se corrode dans notre atmosphère, cette grande masse de fer ne peut pas avoir reposé là depuis des temps indéfinis ; elle a dû y être déposée à un moment donné. Une seule source pour un tel objet est concevable : elle a dû tomber du ciel. Sur ces mêmes plaines, des milliers de météorites rocheuses sont également tombées, mais elles se désintègrent avec le temps et, de toute façon, ne retiendraient pas autant l’attention du voyageur que les irons météoritiques. Il en résulte donc que, bien que les météorites rocheuses semblent tomber beaucoup plus fréquemment, à moins qu’on ne les observe réellement au moment de leur chute, elles sont bien plus susceptibles d’être négligées que les irons météoritiques. C’est pourquoi les objets les plus remarquables de la collection britannique sont les irons météoritiques.

Nous avons dit qu’un bruit accompagnait la descente de la sidérite de Rowton, et il est rapporté qu’une forte explosion a eu lieu lorsque le météorite est tombé à Ensisheim. C’est là une caractéristique distinctive du phénomène. Presque toutes les descentes de météorites observées semblent avoir été précédées d’une détonation. Nous ne prétendons cependant pas que ce soit une caractéristique absolument invariable ; il arrive aussi que des météores explosent sans laisser de fragments solides qui aient pu être recueillis. La violence associée à ce phénomène est fortement illustrée par le météorite de Butsura. Cet objet est tombé en Inde en 1861. Une forte explosion a été entendue, plusieurs fragments de pierre ont été recueillis à des distances de trois ou quatre miles l’un de l’autre ; lorsqu’ils furent rassemblés, on constata qu’ils s’emboîtaient, ce qui a permis de reconstituer la forme primitive du météorite. Quelques pièces manquent (elles ont sans doute été perdues en tombant inaperçues dans des endroits d’où elles ne pouvaient être récupérées), mais nous disposons de suffisamment de fragments pour avoir une bonne idée de la forme irrégulière de l’objet avant l’explosion qui l’a brisé en morceaux. Il s’agit d’un météorite rocheux ordinaire, ce qui le distingue de la sidérite de Rowton que nous venons d’examiner. Il existe également d’autres types de météorites. Le fer de Breitenbach, comme on l’appelle, est un bon représentant d’une catégorie de ces corps qui se situent entre les ferros météoritiques et les roches. Il se compose d’une masse cellulaire grossière de fer, dont les cavités sont remplies de substances minérales. Au musée, on peut voir des coupes de formes intermédiaires montrant cette structure.

Examinons d’abord la caractéristique la plus évidente de ces météorites. Nous ne faisons pas référence ici à leur composition chimique, mais à leur apparence extérieure. Quelle est la caractéristique la plus remarquable dans la forme de ces objets ? — C’est sans aucun doute le fait qu’il s’agit de fragments. Ce sont évidemment des morceaux détachés d’un objet plus grand. Cela est évident rien qu’en regardant leur forme ; cela devient encore plus manifeste lorsque l’on examine leur structure mécanique. On constate souvent que les météorites eux-mêmes sont composés de

de plus petits fragments. Une telle structure peut être illustrée par une coupe d’un aérolithe trouvé dans la Sierra de Chaco, pesant environ 30 livres (fig. 79).

La coupe représentée ici montre la structure composite de cet objet, qui appartient à la classe des météorites pierreuses. Sa forme indique qu’il s’agissait en réalité d’un fragment aux bords et coins angulaires. Sans aucun doute, il devait être bien plus important lorsqu’il est entré pour la première fois dans l’atmosphère. Les bords angulaires visibles aujourd’hui à sa surface peuvent être dus à une explosion survenue par la suite ; mais cela ne peut pas expliquer la structure de son intérieur. On y voit en effet des morceaux irréguliers de formes et de matériaux variés agglomérés en une seule masse. Si l’on cherchait des objets analogues sur Terre, il faudrait se tourner vers certaines roches volcaniques, où l’on trouve de nombreux fragments angulaires irréguliers cimentés ensemble par une matrice dans laquelle ils sont incrustés. Les preuves fournies par ce météorite sont concluantes quant à un aspect de l’origine de ces objets : ils doivent être venus sous forme de fragments, provenant d’un corps de dimensions considérables, voire immenses. Dans ce météorite, on trouve de nombreux petits grains de fer mélangés à des substances minérales. En effet, le fer présent dans de nombreux météorites présente des caractéristiques similaires à celles produites par l’explosition réelle du fer au dynamite. Ainsi, on a découvert qu’un grand morceau de fer météoritique venu du Brésil avait été effectivement brisé en fragments à un moment donné avant sa chute sur Terre. Ces fragments ont ensuite été recollés ensemble par des veines irrégulières de substances minérales.

Pour un aérolithe de type très différent, on peut citer le météorite carboné d’Orgueil, qui est tombé en France le 14 mai 1864. Lors de sa chute, un magnifique météore a été aperçu, rivalisant en taille avec la pleine lune. Le diamètre réel de cette boule de feu devait être de plusieurs centaines de mètres. Près d’une centaine de fragments de cet objet ont été trouvés dispersés sur une zone s’étendant sur quinze miles. Cet objet présente un intérêt particulier, car il appartient à un groupe rare d’aérolithes dans lesquels le fer métallique est absent. Il contient de nombreux minéraux identiques à ceux que l’on trouve dans d’autres météorites, mais dans ces fragments, ils sont associés au carbone ainsi qu’à des substances cristallisables de couleur blanche ou jaunâtre.

matériau, soluble dans l’éther, et ressemblant à certains hydrocarbures. Une telle substance, si elle n’avait pas été vue tomber vers la Terre, serait probablement considérée comme un produit issu de la vie animale ou végétale !

Nous avons montré comment un corps se déplaçant avec une grande vitesse et heurtant l’air peut devenir incandescent ou blanc-rouge, voire être transformé en vapeur. Comment se fait-il alors que les météorites échappent à cette épreuve ardente et tombent sur Terre, certes à grande vitesse, mais néanmoins avec une vitesse bien inférieure à celle qui suffirait à les transformer en vapeur ? Si, par exemple, la sidérite de Rowton avait frappé notre atmosphère à une vitesse de vingt miles par seconde, il semble indubitable qu’elle aurait été dissipée par la chaleur, bien que les particules se soient sans doute finalement regroupées pour descendre lentement vers la Terre sous forme de gouttelettes microscopiques de fer. Comment le météorite a-t-il échappé à ce sort ? Il faut se rappeler que notre Terre se déplace également à une vitesse d’environ dix-huit miles par seconde, et que c’est la vitesse relative avec laquelle le météorite plonge dans l’air qui déterminera le degré d’action de la friction. Si le météorite entre en collision directe avec la Terre, la vitesse de la collision sera extrêmement élevée ; mais il peut arriver que, bien que les vitesses réelles des deux corps soient toutes deux énormes, la vitesse relative soit relativement faible. C’est, en tout cas, une explication envisageable de l’arrivée d’un météorite à la surface de la Terre.

Nous avons montré dans les parties précédentes du chapitre que les célèbres pluies de météores sont étroitement liées aux comètes. En effet, chaque pluie de météores suit la trajectoire d’une comète, et les particules des étoiles filantes proviennent très probablement elles-mêmes de cette comète. Les pluies de météores ont donc un lien étroit avec les comètes, mais il est douteux que les météorites aient un rapport quelconque avec elles. Il a déjà été fait remarquer que les météorites n’ont jamais été observées tombant au cours des grandes pluies de météores. Aucune particule de météorite n’a jamais été détectée parmi l’immense nombre de météores des Léonides ou des Perséides ; pour autant que nous le sachions, les Lyrides n’ont jamais produit de météorite, pas plus que les Quadrantides, les Géminides ou les nombreuses autres pluies de météores connues de tous les astronomes. Il n’y a aucune raison de relier les météorites à ces pluies, et il est donc douteux que nous devrions les associer aux comètes.

En ce qui concerne l’origine des météorites, il est difficile de parler avec une grande certitude. Chaque théorie sur leur origine présente des difficultés, si bien qu’il semble que la seule solution qui nous reste soit de choisir celle dont l’improbabilité semble la moindre. Il me semble que cette condition est remplie par la théorie avancée par le minéralogiste autrichien Tschermak. Il a étudié les météorites de la riche collection de Vienne et en a conclu que « les météorites ont une origine volcanique sur un corps céleste ». Essayons de poursuivre ce raisonnement et de discuter du problème, qui peut être formulé ainsi : en supposant que au moins certaines météorites aient été projetées par des volcans, sur quel ou quels corps de l’univers ces volcans doivent-ils se trouver ? C’est là en réalité une question pour les astronomes et les mathématiciens. Une fois que les minéralogistes nous assurent que ces corps sont volcaniques, la question devient une question de calcul et de balance des probabilités.

La première étape de l’enquête consiste à comprendre clairement les conditions dynamiques du problème. Imaginons un volcan situé sur une planète. Ce volcan est censé être en état d’éruption, et lors d’une de ses violentes éruptions, il projette une masse vers le haut : cette masse montera, s’arrêtera, puis retombera. C’est ce qui se passe actuellement lors des éruptions terrestres.

volcans. On sait que le Cotopaxi est capable de projeter d’immenses pierres à une hauteur considérable, mais ces pierres retombent inévitablement sur Terre. La gravité terrestre a progressivement vaincu la vitesse générée par l’explosion, et le corps tombe alors vers le sol. Mais supposons que l’éruption soit encore plus violente, et que les pierres soient projetées depuis la planète à une hauteur encore plus grande au-dessus de sa surface. Supposons, par exemple, que la pierre soit lancée à une hauteur égale au rayon de la planète : l’attraction gravitationnelle sera alors réduite à un quart de ce qu’elle était à la surface, et la planète aura donc plus de difficultés à ramener la pierre vers elle. Non seulement la distance qu’il faut parcourir pour ramener la pierre augmente avec l’altitude, mais l’efficacité de la gravité diminue également, ce qui double ainsi les difficultés pour la ramener. Nous avons déjà fait allusion à ce sujet à plusieurs reprises, et nous avons montré qu’il existe une vitesse critique propre à chaque planète, dépendant de sa masse et de son rayon. Si le projectile est lancé vers le haut avec une vitesse égale ou supérieure à cette vitesse, il montera sans jamais revenir. Nous nous souvenons tous du voyage sur la Lune de Jules Verne, dans lequel il décrit la Columbiade, un canon imaginaire capable de propulser un projectile à une vitesse de six ou sept miles par seconde. C’est là la vitesse critique pour la Terre. Si l’on pouvait imaginer que l’air ait été retiré, alors un canon doté d’une telle puissance projeterait un corps vers le haut qui ne redescendrait jamais.

La grande difficulté liée à la théorie de Tschermak selon laquelle les météorites auraient une origine volcanique réside dans la vitesse initiale colossale requise. La Columbiade n’est qu’un mythe, et nous ne connaissons actuellement aucun agent, naturel ou artificiel, sur Terre, capable de produire une telle vitesse effrayante. Les éclats du Krakatoa ont été entendus à des milliers de miles de distance, mais même dans ses moments les plus violents, il n’a pas émis de projectiles à une vitesse de six miles par seconde. Nous sommes donc amenés à nous demander si d’autres corps célestes pourraient être à l’origine des météorites. Nous ne voyons pas de volcans sur aucun autre corps que la Lune ; tous les autres corps sont trop éloignés pour permettre une observation aussi précise. Est-il probable que des volcans sur la Lune puissent un jour projeter des projectiles qui tombent sur Terre ?

Cette croyance était autrefois soutenue par une autorité éminente. La masse de la Lune est d’environ un quatre-vingtième de la masse de la Terre. Il ne serait pas exact d’affirmer que la vitesse critique de projection varie directement avec la masse du planète. La loi correcte est qu’elle varie directement avec la racine carrée de la masse, et inversement avec la racine carrée du rayon. Il en résulte donc que la vitesse nécessaire pour projeter une fusée loin de la Lune n’est que d’environ un sixième de celle requise pour la projeter loin de la Terre. Si la Lune possédait à sa surface des volcans d’une puissance équivalente à celle d’un volcan terrestre, il est tout à fait concevable que ceux-ci puissent être la source des météorites. Nous avons vu comment toute la surface de la Lune présente des traces d’une intense activité volcanique. Une fusée ainsi projetée depuis la Lune pourrait sans aucun doute tomber sur la Terre, et il n’est pas impossible que certains météorites proviennent réellement de cette source. Cependant, il existe une grande difficulté liée aux volcans de la Lune. Supposons qu’un objet soit ainsi projeté : sous l’attraction de la Terre, conformément aux lois de Kepler, il tournerait autour de la Terre qui en serait le foyer. Si l’on met de côté les perturbations causées par tous les autres corps, ainsi que celles provoquées par la Lune elle-même, on constate que le météorite, s’il rate la Terre une fois, ne pourra jamais y tomber. Il faudrait que la distance minimale entre le centre de la Terre et l’orbite du projectile soit inférieure au rayon de la Terre, afin qu’un météorite lunaire puisse tomber sur Terre dès sa première orbite. Le trajet d’un météorite de la Lune vers la Terre ne dure que quelques jours ; par conséquent, puisque des météorites continuent de tomber, il s’ensuit qu’elles doivent être constamment éjectées de la Lune. Or, les volcans de la Lune ne sont pas actifs aujourd’hui ; les observateurs ont longuement étudié sa surface et ne trouvent aucune trace fiable d’activité volcanique à l’heure actuelle. Il est absolument hors de question, quelles que aient pu être les capacités de la Lune par le passé, qu’elle puisse encore continuer à envoyer des météorites. Il est tout à fait possible qu’un météorite expulsé de la Lune il y a très longtemps, à l’époque où ses volcans étaient actifs, ait vu son orbite modifiée sous l’influence des perturbations des autres corps du système, au point de finir par atteindre l’atmosphère terrestre et de tomber sur Terre ; mais en aucun cas la Lune ne peut nous envoyer un météorite.

Présent. Il est donc raisonnable de chercher ailleurs des volcans répondant aux conditions du problème.

Dirigeons maintenant notre attention vers les planètes, et examinons les circonstances dans lesquelles des volcans situés sur elles pourraient éjecter un météorite qui finirait par tomber sur Terre. Nous ne pouvons pas voir les planètes suffisamment bien pour déterminer s’elles ont ou ont eu des volcans ; mais la présence presque universelle de chaleur dans les grandes masses célestes semble nous laisser peu de doutes quant au fait qu’une forme d’activité volcanique puisse exister sur les planètes. Nous pouvons immédiatement écarter les planètes géantes, comme Jupiter ou Saturne : leur apparence est très différente d’une surface volcanique ; de plus, leur grande masse rendrait nécessaire de supposer que les météorites seraient expulsées avec une vitesse considérable s’elles parvenaient à échapper à la gravité de la planète. En appliquant la règle déjà donnée, un volcan sur Jupiter devrait être cinq ou six fois plus puissant que celui sur Terre. Pour éviter cette difficulté, nous nous tournons naturellement vers les planètes plus petites du système ; prenons, par exemple, l’un de ces innombrables astéroïdes mineurs, et examinons dans quelle mesure ce corps pourrait avoir éjecté un projectile qui tomberait sur Terre. Certains de ces corps n’ont qu’un diamètre de quelques miles. Il existe dans le système solaire des corps si petits qu’une vitesse modérée suffirait à projeter complètement un projectile loin d’eux. En effet, nous avons déjà illustré ce point en discutant des astéroïdes mineurs. On a suggéré qu’un volcan situé sur l’un de ces astéroïdes pourrait être suffisamment puissant pour faire partir les météorites dans un long voyage à travers l’espace, jusqu’à ce que des accidents les fassent entrer en collision avec la Terre. Il n’y a guère de difficulté à admettre qu’il puisse y avoir de tels volcans, et qu’ils puissent être suffisamment puissants pour propulser des corps hors de la surface de la planète ; mais nous devons nous rappeler que les projectiles doivent tomber sur Terre, et des considérations dynamiques entrent en jeu qui méritent notre attention soutenue. Pour concentrer nos réflexions, nous examinerons l’un des astéroïdes mineurs, et à cette fin prenons Cérès. Si un météorite doit tomber sur Terre, il doit passer à travers l’étroite ceinture, large d’environ 8 000 miles, qui marque la trajectoire terrestre ; il ne suffira pas que le projectile passe simplement à côté.

Que ce soit à travers l’écliptique, à l’intérieur ou à l’extérieur de l’anneau, il faut que le météorite passe réellement par cette étroite bande ; ensuite, si la Terre se trouve justement là au même moment, le météorite tombera. La première condition à remplir est donc que la trajectoire du météorite traverse cet étroit anneau. Cela s’obtient par projection depuis un point de l’orbite de Cérès. Mais on peut démontrer, sur des bases purement dynamiques, que bien que l’énergie volcanique suffisante pour faire quitter Cérès le projectile ne soit pas très importante, si ce projectile doit croiser la trajectoire terrestre, les exigences dynamiques imposent qu’il y ait sur Cérès au moins un volcan d’une puissance de trois miles. Nous avons donc peu gagné avec l’hypothèse d’un petit planète, car nous n’avons pas constaté qu’une puissance volcanique modérée soit suffisante. Il y a cependant une autre difficulté dans le cas de Cérès, puisque l’anneau situé sur l’écliptique est très étroit par rapport aux autres dimensions du problème. Cérès est très éloignée, et il faudrait une précision extrême dans les activités volcaniques sur Cérès pour projeter un missile de telle manière qu’il traverse exactement cet anneau sans tomber ni à l’intérieur ni à l’extérieur, ni au-dessus ni en dessous. Il doit y avoir beaucoup plus d’échecs que de réussites. Nous avons tenté de réaliser ce calcul à l’aide de la théorie des probabilités, et nous constatons que les chances contre ce phénomène sont d’environ 50 000 contre 1 ; ainsi, sur 50 000 projectiles lancés depuis un point de l’orbite de Cérès, un seul peut espérer répondre ne serait-ce qu’à la première des conditions nécessaires pour tomber sur notre globe. Il est donc évident qu’il y a deux objections à Cérès (et il en va de même pour les autres petits planètes) en tant que source possible des météorites. Premièrement, malgré la faible masse de la planète, un volcan très puissant serait encore nécessaire ; deuxièmement, nous devons supposer qu’à chaque météorite qui a atteint la Terre, au moins 50 000 autres ont dû être éjectées. Il est donc clair que si les météorites ont vraiment été projetées depuis une planète du système solaire, grande ou petite, le volcan en question a dû, pour telle ou telle raison, être très puissant. Nous sommes donc amenés à nous demander quelle planète possède, pour d’autres raisons, les plus grandes chances en sa faveur.

Nous admettons bien sûr que, pour l’instant, les volcans de la Terre sont complètement dépourvus de la puissance nécessaire ; mais les volcans terrestres ont-ils toujours été aussi faibles qu’aujourd’hui ? Il existe de bonnes raisons de croire que, dès les premiers âges du temps géologique, l’énergie volcanique sur Terre était bien plus grande qu’aujourd’hui. Nous reconnaissons pleinement les difficultés liées à l’idée que les météorites proviennent réellement de la Terre ; mais elles doivent avoir une origine, et il est raisonnable d’indiquer la source qui semble présenter le plus de probabilités en sa faveur. Admettons un instant qu’à l’époque primitive de l’activité volcanique il y ait eu de violentes éruptions qui ont projeté des projectiles avec une vitesse suffisante : ces projectiles monteraient, ils sortiraient de l’attraction terrestre, seraient capturés par l’attraction solaire et seraient contraints de tourner autour du Soleil pour l’éternité. Sans aucun doute, la résistance de l’air constituerait une grande difficulté, mais cette résistance serait considérablement diminuée si le cratère se trouvait à une très grande altitude au-dessus du niveau de la mer ; de plus, si une grande quantité de gaz ou de vapeurs éjectés accompagnait le matériau plus solide, l’effet de la résistance de l’air serait encore réduit. Certains de ces objets pourraient peut-être suivre des orbites hyperboliques et s’éloigner sans jamais revenir ; d’autres seraient poussés sur des trajectoires elliptiques. Autour du Soleil, ces objets tourneraient pendant des âges, mais à chaque orbite – et c’est là le point important – ils traverseraient le point d’où ils avaient été initialement lancés. En d’autres termes, tout objet ainsi projeté depuis la Terre traverserait à chaque orbite la trajectoire de la Terre. Ce fait représente donc une énorme probabilité en faveur de la Terre par rapport à Cérès. Seul un météorite éjecté de Cérès sur 50 000 traverserait probablement la trajectoire terrestre, tandis que tout météorite projeté depuis la Terre le ferait nécessairement.

Si cette hypothèse est vraie, alors il doit y avoir d’innombrables météorites parcourant l’espace sur des orbites elliptiques autour du Soleil. Ces orbites ont un point commun : elles croisent toutes la trajectoire de la Terre. Il arrive parfois que la Terre se trouve à ce point au moment même où le météorite la traverse.

Lorsque c’est le cas, les longs voyages de ce petit corps prennent fin, et il retombe sur la Terre d’où il s’était éloigné il y a tant d’années.

Il convient de souligner le contraste entre la théorie lunaire des météorites (que nous jugeons peu probable) et la théorie terrestre (qui semble plus plausible). Selon la théorie lunaire, il serait nécessaire, comme nous l’avons vu, que certains volcans lunaires soient encore actifs. Dans la théorie terrestre, il suffit de supposer que les volcans de la Terre ont autrefois possédé une puissance explosive suffisante. Personne ne pense que les volcans actuels de la Terre éjectent aujourd’hui les fragments qui formeront des météorites à l’avenir ; mais il semble possible que la Terre recueille lentement, en ces temps calmes, les fragments qu’elle a éjectés au début de son histoire. En supposant donc, avec Tschermak, que de nombreux météorites ont une origine volcanique sur un corps céleste important, nous sommes amenés à partager l’opinion de ceux qui pensent que ce corps est très probablement la Terre.

Il est intéressant de noter quelques circonstances qui semblent confirmer l’idée que de nombreux météorites ont une origine terrestre ancienne. Le constituant le plus caractéristique de ces corps est l’alliage de fer et de nickel, présent presque partout. Parfois, comme dans le sidérite de Rowton, l’objet tout entier n’est composé que de cela ; parfois cet alliage se trouve sous forme de grains répartis dans la masse. Lorsque Nordenskjöld découvrit au Groenland une masse de fer natif contenant du nickel, elle fut immédiatement considérée comme un visiteur céleste. Elle fut appelée le météorite d’Ovifak, et de gros morceaux de ce fer furent envoyés dans nos musées. On trouve, par exemple, dans la collection nationale un spécimen très intéressant de cette substance d’Ovifak. Un examen approfondi montre que ce prétendu météorite repose sur un lit de basalte vomi depuis l’intérieur de la Terre. Ceux qui croient à l’origine météoritique du fer d’Ovifak sont contraints d’admettre que, peu après l’éruption du basalte, alors qu’il était encore mou, ce formidable météorite de fer, d’une masse et d’un volume gigantesques, est tombé par hasard dans ce lit particulièrement meuble. Cependant, l’idée gagne progressivement du terrain selon laquelle cette grande masse de fer n’était pas du tout un visiteur céleste, mais qu’elle provenait simplement de l’intérieur de la Terre.

de la Terre, avec le basalte lui-même. Les magnifiques spécimens du British Museum montrent comment le fer se transforme dans le basalte de telle manière qu’il est très probable que la source du fer se trouve bien dans la Terre et non à l’extérieur d’elle. Si de nouvelles recherches confirment cela, comme cela semble désormais probable, une étape cruciale aura été franchie pour prouver l’origine terrestre des météorites. Si le fer d’Ovifak est vraiment associé au basalte, nous avons la preuve que cet alliage de fer et de nickel est bien une substance terrestre, trouvée au plus profond de la Terre et liée aux phénomènes volcaniques. Dans ce cas, il ne sera plus difficile d’expliquer la présence de fer dans les météorites indubitables. Lorsque les vastes volcans étaient actifs, ils éjectaient des masses de cet alliage de fer, qui, après avoir circulé autour du Soleil pendant des âges, sont finalement revenues. Comme pour confirmer cette hypothèse, le professeur Andrews a découvert des particules de fer pur dans le basalte de la Giant’s Causeway, tandis que la probabilité que de grandes masses de fer y soient associées aux formations basaltiques a été démontrée par les recherches sur le magnétisme menées par le défunt provost Lloyd.

En plus des météorites plus solides, il ne fait aucun doute que les débris des étoiles filantes ordinaires doivent tomber sur la Terre sous forme de légères pluies de poussière céleste. La neige des régions arctiques a souvent été trouvée tachée de traces de poussière contenant des particules de fer. Des particules similaires ont été découvertes sur les tours des cathédrales et dans de nombreux autres endroits où elles ne pouvaient provenir que de l’air. Il est presque certain que certains des grains de lumière dans les rayons du soleil, ainsi que de nombreuses particules que les bonnes femmes de ménage considèrent comme de la poussière, ont bien une origine cosmique. Lors de la célèbre expédition du Challenger, les dragues ont remonté des profondeurs de l’Atlantique non pas des « ciseaux en or, de grands ancres, des tas de perles », mais parmi la boue qu’elles ont soulevée se trouvent de nombreuses particules magnétiques dont on a toutes les raisons de croire qu’elles sont tombées du ciel avant de s’enfoncer dans les profondeurs de l’océan. Le sable des déserts africains, examiné au microscope, révèle des traces de minuscules particules de fer portant les marques d’une forte chaleur.

La Terre attire continuellement cette poussière cosmique, mais elle ne perd plus jamais une particule de sa masse. La conséquence est inévitable : la masse de la Terre doit augmenter. Et bien que ce changement puisse être minime, pour ceux qui ont étudié le traité de Darwin sur les vers de terre, ou pour ceux qui connaissent la théorie moderne de l’évolution, il deviendra évident que des résultats stupéfiants peuvent résulter de causes modestes qui agissent dans une même direction. Il est tout à fait probable qu’une partie considérable de la substance solide de notre globe provienne de matière météorique qui tombe en pluies permanentes sur sa surface.

CHAPITRE XVIII.
LES CIEUX ÉTOILÉS.

Les constellations – l’Ourse méridionale et les guides d’orientation – l’étoile polaire – Cassiopée – Andromède, Pégase et Persée – Les Pléiades : Aurige, Capella, Aldebaran – Taureau, Orion, Sirius ; Castor et Pollux – Le Lion – Boötes, Corona et Hercule – Vierge et Spica – Vega et Lyre – L’Oie.

L’étudiant en astronomie devrait se familiariser avec les principales constellations du ciel. Il s’agit d’une connaissance précieuse qui pourrait faire partie intégrante de l’éducation de chaque enfant dans le royaume. Nous commencerons notre discussion sur le système sidéral par un bref aperçu des principales constellations visibles dans l’hémisphère nord, et nous accompagnerons notre description de cartes schématiques des étoiles permettant au débutant d’identifier les principaux éléments du ciel étoilé.

Dans un chapitre précédent, nous avons attiré l’attention de l’étudiant sur la remarquable constellation d’étoiles connue des astronomes sous le nom d’Ursa Major, ou l’Ourse méridionale. Elle forme le groupe le plus visible dans le ciel du nord et, dans les latitudes septentrionales, elle ne disparaît jamais à l’horizon. À 23 heures, en avril, l’Ourse méridionale se trouve juste au-dessus de la tête (pour un observateur au Royaume-Uni) ; à la même heure en septembre, elle est basse dans le nord ; à la même heure en juillet, elle se trouve à l’ouest ; à Noël, elle est à l’est. Depuis les temps les plus anciens, ce groupe d’étoiles a attiré l’attention. Les étoiles de l’Ourse méridionale figuraient dans un grand catalogue d’étoiles établi il y a deux mille ans, et qui nous a été transmis. À partir des positions indiquées dans ce catalogue, il est possible de reconstituer l’Ourse méridionale telle qu’elle apparaissait à cette époque. Cela a été fait, et il semble que les sept étoiles principales n’aient pas beaucoup changé au cours de ce laps de temps, de sorte que la configuration de l’Ourse méridionale reste pratiquement identique aujourd’hui à ce qu’elle était alors. Le débutant doit d’abord se familiariser avec ce groupe de sept étoiles ; ensuite, ses progrès dans ce domaine de l’astronomie seront grandement facilités. L’Ourse méridionale est en effet une constellation splendide, et son seul rival se trouve chez Orion, qui possède des étoiles plus brillantes, bien qu’il ne occupe pas une si vaste région dans le ciel.

Fig. 80.—L’Ourse géante et l’étoile polaire.

Fig. 81.—L’Ourse méridionale et Cassiopée.

Tout d’abord, nous observons comment l’Ourse méridionale permet de trouver facilement l’étoile polaire, qui est l’objet le plus important du ciel boréal. L’étoile polaire est indiquée très commodément par la direction des deux étoiles β et α de l’Ourse méridionale, qui sont donc généralement appelées les « indicateurs ». Cette utilisation de l’Ourse méridionale est montrée sur le diagramme de la fig. 80, où la ligne β α, prolongée et légèrement courbée, mène à l’étoile polaire. Il n’y a aucun risque de se tromper quant à cette étoile, car c’est la seule brillante dans les environs. Une fois qu’elle a été aperçue, elle pourra être identifiée facilement lors des observations ultérieures, et l’observateur remarquera sans difficulté à quel point sa position reste constante dans le ciel. Les autres étoiles se lèvent ou se couchent, ou bien, comme l’Ourse méridionale, elles descendent bas vers le nord sans vraiment se coucher, mais l’étoile polaire ne présente aucune variation notable. En été comme en hiver, de nuit comme de jour, on trouve toujours l’étoile polaire au même endroit — du moins, pour ce qui concerne les observations ordinaires. Sans doute, lorsque nous utilisons les instruments précis de l’observatoire, l’idée de la fixité de l’étoile polaire est abandonnée ; nous voyons alors qu’elle a un mouvement lent et qu’elle décrit un petit cercle toutes les vingt-quatre heures autour du véritable pôle céleste.

qui n’est pas coïncident avec l’étoile polaire, bien qu’elle en soit très proche. La distance est actuellement un peu plus d’un degré, et elle diminue progressivement, jusqu’à ce que, en l’an 2095, elle soit inférieure à demi degré.

L’étoile polaire elle-même appartient à un autre groupe insignifiant d’étoiles connu sous le nom d’Ourse Mineure. Les deux membres principaux de ce groupe, les plus brillants après l’étoile polaire, sont parfois appelés les « Gardiens ». L’Ourse Majore et l’Ourse Mineure, avec l’étoile polaire, forment un groupe dans le ciel boréal que nulle constellation située de manière similaire dans le ciel austral ne peut égaler. Au pôle Sud, il n’y a aucune étoile notable pour indiquer approximativement sa position — une circonstance défavorable pour les astronomes et les navigateurs de l’hémisphère sud.

Il sera maintenant facile d’ajouter une troisième constellation aux deux déjà identifiées. Du côté opposé à l’étoile polaire par rapport à l’Ourse Majore, et à une distance à peu près équivalente, se trouve un très agréable groupe de cinq étoiles brillantes formant un W. Ce sont les membres les plus visibles de la constellation Cassiopée, qui contient au total environ soixante étoiles visibles à l’œil nu. Lorsque l’Ourse Majore est basse dans le nord, Cassiopée se trouve haute au-dessus de nos têtes. Lorsque l’Ourse Majore est haute au-dessus de nos têtes, il faut chercher Cassiopée basse dans le nord. La disposition des étoiles principales est si frappante que, une fois reconnues, leur identification future sera très aisée — d’autant plus que l’on se souvient que l’étoile polaire se trouve à mi-chemin entre Cassiopée et l’Ourse Majore (fig. 81). Ces constellations importantes serviront de guides pour les autres. Nous montrerons donc comment l’apprenant peut distinguer les divers autres groupes visibles depuis les îles Britanniques ou des latitudes septentrionales similaires.

La prochaine constellation à reconnaître est le groupe imposant qui contient le Grand Carré de Pégase. Celui-ci n’est pas, comme l’Ourse Majore ou Cassiopée, qualifié de « circumpolaire ». Le Grand Carré de Pégase se couche et se lève chaque jour. Il ne peut être observé facilement au printemps et en été, mais en automne et en hiver, les quatre étoiles qui marquent ses coins

du carré peut être facilement reconnu. Il y a certaines petites étoiles à l’intérieur de cette région si limitée ; on peut peut-être en compter une trentaine à l’œil nu, avec une acuité ordinaire, dans ces latitudes. Dans le sud de l’Europe, avec ses cieux purs et clairs, le nombre d’étoiles visibles semble considérablement augmenter. Un observateur perspicace à Athènes en a compté 102 dans la même région.

Le Grand Carré de Pégase peut être atteint par une ligne partant de l’Étoile Polaire, en passant par l’extrémité de Cassiopée. Si cette ligne est prolongée d’une distance similaire, elle mène l’œil au centre du Grand Carré de Pégase (fig. 82).

La ligne qui passe par β et α dans Pégase, prolongée de 45° vers le sud, indique l’étoile importante Fomalhaut, située dans la bouche du Poisson Austral. À droite de cette ligne, presque à mi-chemin, se trouve la constellation assez floue d’Aquarius, où l’on peut remarquer un petit triangle équilatéral avec une étoile au centre.

Le carré de Pégase n’est pas une illustration appropriée de la manière dont les frontières des constellations devraient être définies. Il ne peut y avoir de groupe plus naturellement associé que les quatre étoiles de ce carré, et elles devraient assurément faire partie de la même constellation. Trois des étoiles — marquées α, β, γ — appartiennent bien à Pégase ; mais celle située à l’angle du quatrième coin — également marquée α — se trouve dans une autre figure, connue sous le nom d’Andromède, où elle

est en effet le membre le plus brillant. Les autres étoiles brillantes d’Andromède sont désignées par β et γ, et on peut les identifier facilement en traçant un côté du Carré de Pégase dans une direction courbe. Nous avons ainsi un ensemble remarquable de sept étoiles, faciles à identifier et à retenir, bien qu’elles appartiennent à trois constellations différentes. Ce sont respectivement α, β et γ de Pégase ; α, β et γ d’Andromède ; et α de Persée. Ces trois étoiles forment en quelque sorte une poignée s’étendant d’un côté du carré, et constituent un groupe à la fois spectaculaire et utile pour l’identification ultérieure des objets célestes. β Andromedæ, avec deux étoiles plus petites, forme la ceinture de l’héroïne malheureuse.

α Perssei se trouve entre deux autres étoiles (γ et δ) de la même constellation. Si nous traçons une courbe à travers ces trois étoiles et que nous la prolongions en un mouvement ample, nous arrivons à l’une des pierres précieuses du ciel boréal : l’éblouissante étoile Capella, dans l’Aurige (fig. 83). Près de Capella se trouvent trois petites étoiles formant un triangle isocèle — ce sont les Hœdi ou les Enfants. Capella et Vega sont, à l’exception d’Arcturus, les deux étoiles les plus brillantes du ciel boréal ; et bien que Vega soit probablement la plus lumineuse des deux, une opinion contraire a également été avancée. Des yeux différents évaluent fréquemment différemment la brillance relative des étoiles dont la luminosité est proche. La difficulté de faire une comparaison satisfaisante entre Vega et Capella est grandement accrue par la grande distance qui les sépare dans le ciel, ainsi que par une légère différence de couleur, car Vega est nettement plus blanche que Capella. Ce contraste de couleur entre les étoiles est souvent une source d’incertitude lorsqu’on tente de comparer leur brillance relative ; c’est pourquoi, lorsque des mesures précises doivent être effectuées au moyen d’instruments, il est nécessaire de comparer les deux étoiles alternativement avec un objet de teinte intermédiaire.

Fig. 83.—Persée et ses étoiles voisines.

Du côté opposé au pôle par rapport à Capella, mais pas tout à fait aussi loin, on trouve quatre petites étoiles en forme de quadrilatère. Elles forment la tête du Dragon, dont le reste du corps s’enroule autour du pôle.

Si nous continuons la courbe formée par les trois étoiles γ, α et δ de Persée, et si nous la courbons gracieusement vers une direction opposée, comme le montre la Fig. 83, nous arrivons d’abord à deux autres étoiles principales de Persée, marquées ε et ζ. La région de Persée est l’une des plus riches du ciel. Nous y avons ici une partie extrêmement splendide de la Voie lactée, et le champ du télescope est rempli d’étoiles au-delà.

nombre. Même un petit télescope ou une loupe astronomique dirigée vers cette constellation foisonnante ne peut manquer de ravir l’observateur et de lui transmettre une impression profonde de l’étendue des cieux sidéraux. Nous donnerons dans un paragraphe suivant une brève énumération de quelques-uns des objets remarquables observables au télescope dans Persée. En suivant sur la même figure les lignes ε et ζ, nous sommes conduits au petit groupe remarquable connu sous le nom de Pléiades.

Fig. 84 — Les Pléiades.

Les Pléiades forment un groupe si universellement connu et si facilement identifiable qu’il semble à peine nécessaire de donner davantage d’indications précises pour en découvrir l’emplacement. On peut cependant noter que, dans ces latitudes, elles ne peuvent être vues avant minuit pendant l’été. Supposons que la recherche soit effectuée vers 23 heures : le 1er janvier, les Pléiades se trouveront haut dans le ciel, au sud-ouest ; le 1er mars, à la même heure, on les verra se coucher à l’ouest. Le 1er mai, elles ne sont pas visibles ; le 1er juillet, elles ne sont pas visibles non plus ; le 1er septembre, on les verra bas dans l’est. Le 1er novembre, elles seront hautes dans le ciel, au sud-est. Le 1er janvier suivant, les Pléiades seront à la même position qu’elles l’étaient à la même date l’année précédente, et ainsi de suite d’année en année. Il n’est peut-être pas nécessaire…

Il est à peine nécessaire d’expliquer ici que ces changements ne sont pas vraiment dus aux mouvements des constellations ; ils sont bien sûr dus au mouvement annuel apparent du soleil parmi les étoiles.

Fig. 85 — Orion, Sirius et les étoiles voisines.

Les Pléiades sont représentées sur la figure (Fig. 84), où l’on voit un groupe de dix étoiles, ce qui correspond à environ le nombre visible à l’œil nu pour ceux qui possèdent une vision très aigüe. La plus faible puissance de télescope

Le nombre d’étoiles augmentera jusqu’à trente ou quarante (Galilée en vit plus de quarante avec son premier télescope), tandis que avec des télescopes à plus grande puissance ce nombre augmente considérablement ; en effet, pas moins de 625 étoiles ont été comptées à l’aide d’un télescope puissant. Cependant, le groupe est plutôt trop dispersé pour constituer un objet observable efficacement au télescope, sauf avec un grand champ de vision et une faible puissance. Vue à travers une loupe d’opéra, elle offre un spectacle très agréable.

Fig. 86 — Castor et Pollux.
Si nous traçons un rayon depuis l’étoile Polaire jusqu’à Capella, et que nous le prolongeons suffisamment loin, comme le montre la Fig. 85, nous arrivons à la grande constellation du ciel d’hiver, le splendide groupe d’Orion. La brillance des étoiles d’Orion, la ceinture bien visible, ainsi que les objets observables au télescope qu’elle contient, font de ce groupe quelque chose de remarquable, le plaçant peut-être en tête des constellations. L’étoile principale d’Orion est connue sous le nom d’α Orionis ou de Betelgeuse, nom sous lequel elle est désignée ici. Elle se trouve au-dessus des trois étoiles δ, ε, ζ qui forment la ceinture. Betelgeuse est une étoile de première magnitude, tout comme Rigel, située de l’autre côté de la ceinture. Ainsi, Orion a la particularité de contenir deux étoiles de première magnitude au sein de son groupe, tandis que les cinq autres étoiles représentées sur la Fig. 85 sont de deuxième magnitude.

Les environs d’Orion comportent quelques étoiles importantes. Si nous continuons la ligne de la ceinture vers le haut à droite, nous arrivons à une autre étoile de première magnitude, Aldebaran, qui ressemble beaucoup à Betelgeuse par sa couleur rougeâtre. Aldebaran est l’étoile la plus brillante de la constellation de

Taureau. C’est cette constellation qui contient les Pléiades déjà mentionnées, ainsi qu’un autre groupe plus dispersé connu sous le nom d’Hyades, que l’on peut découvrir près d’Aldebaran.

Fig. 87 — Le Grand Cerf et le Lion.
La ligne de la ceinture d’Orion, continuée vers le bas à gauche, guide le regard vers la pierre précieuse du ciel, le splendide Sirius, qui est l’étoile la plus brillante des cieux. Il a en effet fallu créer une échelle de magnitude spéciale uniquement pour Sirius ; toutes les autres étoiles de première magnitude, telles que Vega et Capella, Betelgeuze et Aldebaran, le devancent de loin. Sirius, avec quelques autres étoiles bien moins brillantes, forme la constellation du Grand Chien.

Il est utile pour l’apprenant de noter la grande configuration, de forme losange irrégulier, dont les quatre coins sont des étoiles de première magnitude.

Aldebaran, Betelgeuze, Sirius et Rigel (fig. 85). La ceinture d’Orion est placée de manière symétrique au centre du groupe, et l’ensemble de la figure est si frappante qu’une fois perçue, il est peu probable qu’on l’oublie.

À environ mi-chemin entre le Carré de Pégase et Aldebaran se trouve l’étoile principale du Bélier : une sphère brillante de deuxième magnitude ; avec deux autres étoiles, elle forme une courbe, à l’autre extrémité de laquelle se trouve γ de la même constellation, qui fut la première étoile double jamais observée.

Nous pouvons encore faire appel à l’aide de l’Ourse géante pour indiquer les étoiles de la constellation des Gémeaux (fig. 86). Si la diagonale reliant les étoiles δ et β du corps de l’Ourse est prolongée dans la direction opposée à la queue, elle mènera à Castor et Pollux, deux étoiles remarquables de deuxième magnitude. Cette même ligne, poursuivie un peu plus loin, passe près de l’étoile Procyon, de première magnitude, qui est le seul objet visible dans la constellation du Petit Chien.

Fig. 88 — Boötes et la Couronne.

Fig. 89.—Vierge et les constellations voisines.
Les points indiqués par α β dans l’Ourse géante serviront également à localiser la constellation du Lion. Si nous traçons la ligne qui les relie dans la direction opposée à celle utilisée pour trouver le Pôle, nous arrivons au corps du Lion. Ce groupe peut être reconnu grâce à l’étoile de première magnitude appelée Régulus. Il s’agit d’une série d’étoiles formant un objet ressemblant un peu à une faucille : trois des étoiles de ce groupe sont de deuxième magnitude. La Faucille mérite une attention particulière, car elle contient le point radiant à partir duquel part la pluie d’étoiles filantes périodique connue sous le nom de Léonides. Régulus se trouve le long du parcours du Soleil à travers les étoiles, à un point qu’il traverse chaque année le 21 août.

Entre Gémeaux et Lion se trouve la constellation discrète du Crabe ; l’objet le plus remarquable qu’elle contient est cette tache brumeuse appelée Præsepe ou Ruche, que le plus petit télescope permet de décomposer en ses étoiles constitutives.

Fig. 90 — La constellation de Lyre.
La queue de l’Ourse géante, si l’on prolonge la courbe qu’elle possède, mène à une étoile brillante de première magnitude connue sous le nom d’Arcturus, l’étoile principale de la constellation de Boötes (Fig. 88). Quelques autres étoiles, marquées β, γ, δ et ε dans la même constellation, sont également représentées sur la figure. Parmi les étoiles visibles dans ces latitudes, Arcturus occupe la deuxième place en termes de luminosité après Sirius. Deux étoiles de l’hémisphère sud, invisibles dans ces latitudes, appelées α Centauri et Canopus, sont presque aussi brillantes que Vega et Capella, mais pas tout à fait aussi brillantes qu’Arcturus.

Dans les environs immédiats de Boötes se trouve un groupe semi-circulaire remarquable, connu sous le nom de Couronne ou Corona Borealis. On peut le trouver facilement à partir de sa position indiquée sur la figure, ou bien on peut l’identifier en suivant la ligne courbe marquée par β, δ, ε et ζ dans l’Ourse géante.

Fig. 91 — Vega, le Cygne et l’Aigle.
La constellation de Vierge est principalement caractérisée par l’étoile de première magnitude appelée Spica, ou α Virginis. On peut la trouver à partir de l’Ourse géante ; en effet, si l’on prolonge la ligne reliant les deux étoiles α et γ de cette constellation avec une légère courbe, elle mènera le regard jusqu’à Spica. Nous pouvons ici noter une autre de ces grandes configurations qui sont d’une grande aide pour l’étude des étoiles. Il s’agit d’un beau triangle équilatéral, dont Arcturus et Spica forment deux des sommets, tandis que le troisième est indiqué par Denebola, l’étoile brillante près de la queue du Lion (Fig. 89).

Les soirs d’été, lorsque la Couronne se trouve au-dessus de nos têtes, une ligne allant de l’étoile polaire jusqu’au bord le plus faible de celle-ci, puis se prolongeant presque jusqu’à l’horizon sud, rencontre l’étoile rouge brillante Cor Scorpionis, ou le Cœur du Scorpion (Antares), qui fut la première étoile mentionnée comme ayant été observée au télescope en plein jour.

L’étoile de première magnitude, Vega, située dans la constellation de la Lyre, peut être facilement localisée à l’angle d’un triangle bien marqué, dont l’Étoile Polaire et Arcturus forment la base (fig. 90). La blancheur éclatante de Vega attire immédiatement l’attention, tandis que le petit groupe d’étoiles voisines qui forment la Lyre constitue l’une des constellations les mieux définies.

Près de Vega se trouve une autre constellation importante, connue sous le nom de Cygne. Son étoile la plus brillante correspond au sommet d’un triangle rectangle, dont la ligne allant de Vega à l’Étoile Polaire est la base, comme le montre la fig. 91. Le Cygne compte cinq étoiles principales qui forment une constellation de forme plutôt remarquable.

La dernière constellation que nous allons décrire ici est celle de l’Aigle, qui contient une étoile de première magnitude, appelée Altair. Ce groupe peut être facilement localisé en suivant une ligne allant de Vega jusqu’à β Cygni, ligne qui passe près de la ligne formée par les trois étoiles caractéristiques de l’Aigle.

Nous avons saisi l’occasion d’indiquer, dans ces schémas des constellations, les positions de quelques autres objets remarquables observables au télescope, dont la description devra être reportée aux chapitres suivants.

CHAPITRE XIX.
LES SOLEILS LOINTAINS.
Sirius comparé au Soleil — Les étoiles peuvent être pesées, mais pas généralement mesurées — Le compagnon de Sirius — Détermination des masses de Sirius et de son compagnon — Étoiles sombres — Étoiles variables et temporaires — Nombre énorme d’étoiles.

La splendide prééminence de Sirius a fait qu’il a été observé avec une extrême précision depuis les débuts de l’histoire de l’astronomie. Chaque génération d’astronomes a consacré du temps et des efforts à déterminer les positions exactes des étoiles les plus brillantes dans le ciel. Une vaste quantité d’observations concernant la position de Sirius parmi les étoiles a ainsi été accumulée, et il a été constaté que, comme beaucoup d’autres étoiles, Sirius présentait ce que les astronomes appellent un mouvement propre. En comparant la position actuelle de Sirius par rapport aux autres étoiles avec celle qu’il occupait il y a cent ans, on constate une différence de deux minutes (127´´) dans sa position. C’est une petite quantité : si petite que l’œil nu ne pourrait pas la détecter. Si nous pouvions voir le ciel tel qu’il était il y a un siècle, nous verrions toujours cette étoile à sa bien connue position à gauche d’Orion. Un alignement minutieux à l’œil nu permettrait à peine de détecter que Sirius se déplaçait en deux, voire en trois ou quatre siècles. Mais la précision du cercle méridien rend ces petites quantités évidentes et leur donne leur véritable signification. Aux yeux de l’astronome, Sirius, au lieu de se déplacer lentement selon un mouvement imperceptible au fil des siècles, suit sa trajectoire majestueuse à une vitesse adaptée à ses dimensions.

Bien que la vitesse de Sirius soit d’environ 1 000 miles par minute, elle est parfois un peu plus élevée et parfois un peu inférieure à sa valeur moyenne. Pour l’astronome, ce fait contient de nombreuses informations. Si Sirius était une étoile isolée, entourée uniquement de planètes de moindre importance, il ne pourrait y avoir aucune irrégularité dans son mouvement. S’il avait été lancé avec une vitesse…

à 1 000 miles par minute, alors il doit conserver cette vitesse. Ni le passage des siècles ni la grande longueur du voyage ne peuvent la modifier. La trajectoire de Sirius serait inflexible dans sa direction ; et elle serait parcourue à une vitesse immuable.

Le fait que Sirius ne se déplaçait pas uniformément était d’un tel intérêt qu’il attira l’attention de Bessel lorsqu’il découvrit ces irrégularités en 1844. Fig. 92 — L’orbite de Sirius (Professeur Burnham). Croyant, comme Bessel, qu’il devait y avoir une cause adéquate à ces perturbations, il était difficile de douter de ce que pouvait être cette cause. Lorsque le mouvement est perturbé, il doit y avoir une force en action, et la seule force que nous reconnaissons dans de tels cas est celle que l’on appelle la gravité. Mais la gravité ne peut agir que d’un corps à un autre corps ; donc, lorsque nous cherchons l’origine de la perturbation de Sirius due à la gravité, nous sommes obligés de supposer qu’il doit y avoir quelque corps puissant et massif près de Sirius. La question fut de nouveau abordée par Peters et par

Les Auwers ont pu découvrir, à partir des irrégularités de Sirius, la nature de l’orbite du corps perturbateur. Ils ont pu montrer qu’il devait orbiter autour de Sirius sur une période d’environ cinquante ans, et bien qu’ils n’aient pas pu déterminer sa distance par rapport à Sirius, ils ont pu indiquer la direction dans laquelle elle devait se trouver. La figure 92 montre l’orbite de Sirius telle que donnée par M. Burnham, de l’Observatoire Yerkes.

La détection du compagnon de Sirius, ainsi que les mesures qui ont été effectuées à son sujet, nous permettent de déterminer la masse de cette célèbre étoile. Essayons d’illustrer ce sujet. Il faut sans aucun doute admettre que les estimations numériques que nous utilisons doivent être abordées avec une certaine prudence. Le compagnon de Sirius est un objet difficile à observer, et avant 1896, il n’avait été suivi que sur un arc de 90°. Nous ne sommes donc pas encore en mesure de parler avec une précision absolue quant au temps périodique nécessaire pour que le compagnon accomplisse une révolution complète. Nous pouvons cependant estimer ce temps à cinquante-deux ans. Nous connaissons également la distance entre Sirius et son compagnon, que nous pouvons considérer comme étant environ vingt-et-un fois la distance de la Terre au Soleil. Il est utile, tout d’abord, de comparer la révolution du compagnon autour de Sirius avec celle de la planète Uranus autour du Soleil. En prenant la distance terrestre comme unité, le rayon de l’orbite d’Uranus est d’environ dix-neuf, et Uranus met quatre-vingt-quatre ans pour effectuer une révolution complète. Nous n’avons aucune planète dans le système solaire à une distance de vingt-et-un ; mais d’après la troisième loi de Kepler, on peut montrer que, s’il y avait une telle planète, son temps périodique serait d’environ quatre-vingt-dix-neuf ans. Nous disposons maintenant des éléments nécessaires pour faire la comparaison entre la masse de Sirius et la masse du Soleil. Un corps orbitant autour de Sirius à une certaine distance accomplit son parcours en cinquante-deux ans. Pour orbiter autour du Soleil à la même distance, un corps devrait accomplir son parcours en quatre-vingt-dix-neuf ans. Plus le corps se déplace rapidement, plus la force centrifuge doit être grande, et plus la force d’attraction du corps central doit être forte. On peut montrer, d’après les principes de la dynamique, que la force d’attraction est inversement proportionnelle au carré du temps périodique. Par conséquent, la force d’attraction…

La puissance de Sirius doit être en rapport avec la force d’attraction du soleil selon le même rapport que le carré de quatre-vingt-dix-neuf est au carré de cinquante-deux. Comme les distances sont supposées être égales dans les deux cas, les forces d’attraction seront proportionnelles aux masses ; nous en concluons donc que la masse de Sirius, ainsi que celle de son compagnon, est en rapport avec la masse du soleil, ainsi que celle de sa planète, dans un rapport de trois ans et demi à un. Nous avions déjà appris que Sirius était beaucoup plus brillant que le soleil ; maintenant nous savons qu’il est aussi beaucoup plus massif.

Avant de quitter l’examen de Sirius, il y a un autre point de très grand intérêt qu’il convient d’examiner. Il existe un contraste remarquable entre la brillance de Sirius et celle de son compagnon. Sirius est une étoile qui dépasse de loin toutes les autres étoiles de première magnitude, tandis que son compagnon est extrêmement faible. Même s’il était complètement éloigné de la proximité éblouissante de Sirius, ce compagnon ne serait qu’une petite étoile de huitième ou neuvième magnitude, bien en deçà des limites de visibilité à l’œil nu. Pour le formuler en termes chiffrés, Sirius est 5 000 fois plus brillant que son compagnon, mais seulement environ deux fois plus massif ! C’est là un contraste très marqué ; et ce point apparaîtra encore plus frappant si nous comparons le compagnon de Sirius à notre soleil. Le compagnon est légèrement plus massif que notre soleil ; mais malgré sa masse légèrement inférieure, notre soleil est bien plus puissant en tant que source de lumière. Cent compagnons de Sirius ne produiraient pas autant de lumière que notre soleil ! C’est un résultat de grande importance. Il nous montre qu’en plus des grands corps de l’univers qui attirent l’attention par leur brillance, il existe aussi d’autres corps d’une masse stupéfiante qui ont peu de brillance — certains n’en ayant probablement aucune. Cela suggère une conception considérablement élargie de l’échelle majestueuse de l’univers. Cela nous invite également à croire que l’univers que nous observons ne représente qu’une petite partie de la partie bien plus vaste qui reste invisible dans les ombres sombres de la nuit. Dans l’immensité de l’univers matériel, on trouve çà et là une étoile ou une masse de matière gazeuse suffisamment chauffée pour être lumineuse, et donc devenir visible depuis…

Terre ; mais notre observation de ces points lumineux ne nous en dit pas beaucoup sur le contenu restant de l’univers.

La plus célèbre de toutes les étoiles variables est celle connue sous le nom d’Algol, dont la position dans la constellation de Persée est indiquée sur la fig. 83. Cette étoile est particulièrement bien placée pour être observée, car elle est visible chaque nuit dans notre latitude, et ses changements intéressants peuvent être observés sans aucun appareil optique. Toute personne souhaitant se familiariser avec les grandes vérités de l’astronomie devrait être capable de reconnaître cette étoile, et avoir également suivi l’un de ses cycles de variation. Algol est généralement une étoile de deuxième magnitude ; mais pendant une période allant de deux à trois jours, ou plus précisément entre 2 jours 20 heures 48 minutes et 55 secondes, sa brillance subit un cycle de variations extrêmement remarquable. La série commence par une diminution progressive de la luminosité de l’étoile, qui, en quatre heures et demie, passe de la deuxième à la quatrième magnitude. À ce niveau le plus bas de brillance, Algol reste environ vingt minutes, puis commence à reprendre de l’intensité, jusqu’à atteindre à nouveau la deuxième magnitude en trois heures et demie ; elle y reste ensuite pendant environ 2 jours 12 heures, avant que la même série ne recommence. Il semble que la période nécessaire à Algol pour effectuer ses variations soit elle-même sujette à une variation lente mais certaine. Nous verrons dans un chapitre suivant comment il a été prouvé que la variabilité d’Algol est due à l’interposition occasionnelle d’une compagne sombre qui bloque une partie de la lumière de l’étoile. Toutes les circonstances peuvent ainsi être expliquées, et même le poids et la taille d’Algol ainsi que de sa compagne sombre peuvent être déterminés.

Il existe cependant d’autres catégories d’étoiles variables, dont les fluctuations de lumière ne peuvent guère être dues à une obscurcissement occasionnel par des corps sombres. C’est particulièrement le cas de celles qui sont généralement faibles, mais qui s’embrasent de temps en temps pendant une courte période, pour ensuite retomber dans leur état initial après cette élévation temporaire. Les périodes de telles variations vont généralement de six mois à deux ans. Le meilleur exemple connu d’une étoile de cette catégorie a été découvert il y a plus de trois cents ans. Elle se trouve dans la constellation du Cétacé, un peu au sud de l’équateur. Celle-ci

L’objet en question représentait le premier cas connu d’étoile variable, à l’exception des étoiles temporaires dont nous parlerons bientôt. L’étoile variable de Cétus reçut le nom de Mira, ou la merveilleuse. La période des fluctuations de Mira Ceti est d’environ onze mois ; pendant la majeure partie de ce temps, l’étoile a une magnitude de neuf et est donc invisible à l’œil nu. Lorsque le moment opportun arrive, sa luminosité commence à augmenter assez brusquement. Elle devient rapidement un objet remarquable de deuxième ou troisième magnitude. Dans cet état, elle reste huit ou dix jours, puis diminue plus lentement qu’elle n’a augmenté, jusqu’à retrouver son faible éclat initial, environ trois cents jours après le début de son éclatement.

Plus frappantes pour l’observateur ordinaire que les étoiles variables ordinaires sont les étoiles temporaires qui, à de rares occasions, apparaissent soudainement dans le ciel. Le plus célèbre exemple de ce type fut celui qui brilla au début du novembre 1572 ; lors de sa première observation, il était aussi brillant que Vénus à son maximum d’éclat. En effet, des personnes aux yeux perçants pouvaient le voir en plein jour. D’après ce que l’histoire nous rapporte, aucune autre étoile temporaire n’a jamais été aussi brillante que celle-ci. Elle est particulièrement associée au nom de Tycho Brahe, car bien qu’il ne fût pas son découvreur, il effectua les meilleures observations de cet objet et démontra que sa distance était comparable à celle des étoiles fixes ordinaires. Tycho décrivit avec précision le déclin progressif de cette étoile merveilleuse jusqu’à ce qu’elle disparaisse de sa vue vers la fin du mars 1574, car le télescope, qui aurait sans doute permis de la suivre davantage, n’avait pas encore été inventé. Au cours de ce déclin, la couleur de l’objet changea progressivement : au début, elle était blanche, puis devint progressivement jaune, et au printemps 1573, rougeâtre, comme Aldebaran. Vers mai 1573, on nous dit de manière quelque peu énigmatique qu’elle « devint semblable au plomb, ou un peu comme Saturne », et elle resta ainsi tant qu’elle était visible. Quelles informations précieuses nos spectroscopes modernes et autres instruments pourraient-ils nous fournir si une étoile aussi magnifique venait à apparaître de nos jours !

Mais bien que nous n’ayons pas eu, de notre temps, la chance d’observer une étoile temporaire aussi splendide que celle vue par Tycho Brahe et ses…

Parmi nos contemporains, nous avons eu le privilège d’assister à plusieurs éruptions mineures de ce type. Il semble probable que nous possédions davantage de registres d’étoiles temporaires d’époques passées si l’on en avait mieux surveillé l’apparition. C’est du moins l’impression que nous avons en voyant comment plusieurs des étoiles modernes de ce genre ont failli nous échapper complètement, malgré le grand nombre de télescopes dirigés vers le ciel chaque nuit claire.

En 1866, une étoile de deuxième magnitude est apparue soudainement dans la constellation de la Couronne boréale (Corona Borealis). Elle a été aperçue pour la première fois le 12 mai, et quelques jours plus tard elle a commencé à s’atténuer. Les cartes du ciel boréal d’Argelander avaient été publiées quelques années auparavant, et lorsque la position de la nouvelle étoile fut déterminée avec précision, on constata qu’elle était identique à une étoile peu visible, indiquée sur l’une des cartes comme ayant une magnitude de 9,5. Cette étoile se trouve toujours au même endroit aujourd’hui, et elle a conservé la même magnitude qu’avant son éruption sporadique en 1866. Ce fut la première étoile nouvelle à être examinée spectroscopiquement. Nous donnerons au chapitre XXIII un bref compte rendu des caractéristiques de son spectre.

La suivante de ces étoiles brillantes temporaires, Nova Cygni, fut découverte pour la première fois par Julius Schmidt à Athènes le 24 novembre 1876 ; elle se situait alors entre la troisième et la quatrième magnitude. Il affirme qu’elle ne pouvait pas être visible quatre jours plus tôt, lorsqu’il observait la même constellation. Par quelque négligence, la nouvelle de cette découverte ne fut pas correctement diffusée, et l’étoile ne fut pas observée ailleurs pendant environ dix jours, au cours desquels elle était déjà devenue considérablement plus faible. La diminution de sa luminosité s’est poursuivie très lentement ; en octobre 1877, l’étoile n’avait plus que une magnitude de dix, et elle continua à s’affaiblir jusqu’à atteindre la quinzième magnitude ; en d’autres termes, elle devint une étoile minuscule observable uniquement au télescope, et c’est encore le cas aujourd’hui, toujours au même endroit. Comme cette étoile n’a jamais atteint la première ou la deuxième magnitude, elle aurait probablement échappé complètement à l’attention si Schmidt n’avait pas eu la chance d’observer le Cygne ce soir-là.

Il est peu probable que nous manquions de voir une nouvelle étoile, puisque les astronomes ont mis à leur disposition la caméra photographique. Cela devint évident en 1892, lorsque la dernière étoile temporaire notable apparut dans la constellation de l’Aurige. Le 24 janvier, le Dr Anderson, un astronome d’Édimbourg, remarqua une étoile jaunâtre de cinquième magnitude dans cette constellation. Une semaine plus tard, après avoir comparé une carte des étoiles avec le ciel et confirmé que l’objet était bien une nouvelle étoile, il fit connaître sa découverte. Dans le cas de cette étoile, nous pouvons déterminer assez précisément le moment où elle a commencé à briller. Au cours du relevé photographique régulier du ciel effectué à l’Observatoire du Harvard College (Cambridge, Massachusetts), la région du ciel où apparaissait la nouvelle étoile avait été photographiée pendant treize nuits, du 21 octobre au 1er décembre 1891, ainsi que pendant douze nuits, du 10 décembre au 20 janvier 1892. Sur la première série de plaques, il n’y avait aucune trace de la nova, tandis qu’elle était visible dès la première plaque de la deuxième série, en tant qu’étoile de cinquième magnitude. Heureusement, il s’avéra que le professeur Max Wolf de Heidelberg, un photographe céleste très compétent, avait photographié la même région le 8 décembre ; or, cette photographie ne montrait pas l’étoile, ce qui signifie qu’elle ne pouvait pas être aussi brillante que de neuvième magnitude cette nuit-là. La nova Auriga a donc dû apparaître soudainement entre le 8 et le 10 décembre. D’après les photographies prises par Harvard, le premier pic de luminosité a eu lieu vers le 20 décembre, avec une magnitude de 4-1⁄2. La diminution de la luminosité fut très irrégulière : pendant les cinq semaines suivant le 1er février, l’étoile fluctuait entre la quatrième et la sixième magnitude, mais après le début mars 1892, sa luminosité diminua très rapidement. À la fin avril, l’étoile était visible sous forme d’une étoile extrêmement faible (seizième magnitude) grâce au grand réfracteur de Lick. Lorsque cet instrument puissant fut de nouveau pointé vers la nova en août suivant, sa magnitude avait presque atteint le dixième niveau ; par la suite, elle redevint progressivement extrêmement faible, et reste ainsi encore aujourd’hui.

Les étoiles temporaires et variables ne représentent qu’une infime partie du grand nombre d’étoiles qui parsèment le firmament.

Le soleil n’est rien de plus qu’une étoile, et les étoiles ne sont rien de moins que des soleils : telle est une doctrine fondamentale de l’astronomie. La grandiose beauté de cette vérité ne devient apparente que lorsque nous tentons d’évaluer les innombrables myriades d’étoiles. Il s’agit là d’un problème pour lequel nos calculs sont nécessairement vains. Faisons donc appel à l’aide du poète pour essayer d’exprimer l’innombrable, et concluons ce chapitre avec les vers suivants de M. Allingham :—

« Mais comptez chaque grain de sable,
Où que la vague salée touche la terre ;
Compte les gouttes d’eau une par une dans la mer ;
Compte les feuilles sur chaque arbre,
Compte tous les êtres vivants sur Terre,
Tous ceux qui courent, qui volent, qui nagent, qui rampent ;
Le nombre des sables, des gouttes, des feuilles et des êtres vivants
Forme une quantité immense,
Et alors, pour chacun d’eux,
Qu’un soleil flamboyant tournoie dans les cieux infinis,
Avec chacun de ses planètes massives,
Pour dépasser toute vue, tout espoir : car tout ce que nous voyons,
Entouré d’infini,
N’est qu’une île. »

CHAPITRE XX.
ÉTOILES DOUBLES.
Objets stellaires intéressants — Étoiles doubles optiquement — La grande découverte des étoiles binaires par Herschel — Les étoiles binaires suivent des trajectoires elliptiques — Pourquoi est-ce si important ? — La loi de la gravitation — Étoiles doubles spéciales — Castor — Mizar — Les étoiles doubles colorées — β Cygni.

Le ciel sidéral contient peu d’objets plus intéressants pour le télescope que ceux que l’on trouve dans la multitude des étoiles doubles. On en compte des milliers ; en effet, de nombreux milliers se trouvent dans les catalogues consacrés à cette branche particulière de l’astronomie. Beaucoup de ces objets sont sans doute petits et relativement peu intéressants, mais certains d’entre eux comptent parmi les étoiles les plus remarquables du ciel, comme Sirius, dont nous avons déjà décrit le système. Dans ce bref exposé, nous sélectionnerons pour discussion et illustration quelques-unes des étoiles doubles les plus remarquables. Nous prêterons une attention particulière à celles qui peuvent être facilement observées avec un petit télescope, et nous avons indiqué, sur les schémas des constellations du chapitre précédent, comment déterminer les positions de ces objets dans le ciel.

Cassini avait montré en 1678 que certaines étoiles, qui semblaient à l’œil nu de simples points lumineux, étaient en réalité composées de deux ou plusieurs étoiles si proches les unes des autres qu’il fallait un télescope pour les séparer. [36] Le nombre de ces objets a progressivement augmenté grâce à de nouvelles découvertes, jusqu’à ce qu’en 1781 (la même année où Herschel découvrit Uranus), l’astronome Bode publie une liste comprenant quatre-vingts étoiles doubles. Ces objets intéressants ont attiré l’attention de Herschel au cours de ses recherches mémorables. La liste des doubles connus a rapidement grossi. Les découvertes de Herschel se comptent par centaines, et il a également entrepris des mesures systématiques de la distance.

où les étoiles étaient séparées, ainsi que la direction dans laquelle pointait la ligne les reliant. Ce furent ces mesures qui menèrent finalement à l’une des découvertes les plus importantes et les plus instructives de Herschel. Au fil des années, lorsqu’il répéta ses observations, Herschel constata que, dans certains cas, la position relative des étoiles avait changé. Cela le conduisit à découvrir que, dans de nombreuses étoiles doubles, les composantes sont suffisamment liées pour orbiter l’une autour de l’autre. Soulignons l’importance de ce résultat. Nous devons nous rappeler que les étoiles sont des soleils, peut-être comparables à notre soleil en termes de magnitude ; il s’agit donc ici du spectacle stupéfiant de paires de soleils en rotation mutuelle. Il n’y a rien de vraiment surprenant dans le fait que des mouvements puissent être observés, car il est très probable que tout corps dans l’univers soit en mouvement. C’est la nature particulière de ce mouvement qui est particulièrement intéressante et instructive.

On imaginait que la proximité des deux étoiles formant une étoile double n’était que fortuite. On pensait qu’au milieu de la vaste multitude d’étoiles dans le ciel, il arrivait fréquemment qu’une étoile soit si proche d’une autre (vue depuis la Terre) que, lorsqu’on les observait au télescope, elles produisaient l’effet d’une étoile double. Sans aucun doute, de nombreuses étoiles doubles prétendues naissent de cette manière. La découverte de Herschel montre que cette explication ne convient pas toujours, mais que, dans de nombreux cas, nous avons bien deux étoiles proches l’une de l’autre, en mouvement autour de leur centre de gravité commun.

Lorsque les mesures des distances et des positions des étoiles doubles furent accumulées au cours de nombreuses années, les mathématiciens prirent le relais pour les traiter selon leurs méthodes. Il y a une particularité aux observations des étoiles doubles : elles n’ont pas – et ne peuvent pas avoir – la précision exigée par le calcul d’une orbite. Si la distance entre la paire d’étoiles formant un système binaire est de quatre secondes d’arc, l’orbite que nous devons examiner n’est pas plus grande que la taille apparente d’une pièce de monnaie à une distance d’un mile. Il faudrait des mesures très précises pour distinguer la forme d’une pièce de monnaie à une telle distance, même avec de bons télescopes. Si la pièce était légèrement inclinée, elle apparaîtrait non pas circulaire, mais ovale ; et elle serait

Il est possible, en mesurant cet ovale, de déterminer dans quelle mesure la pièce de monnaie était inclinée. Tout cela exige un travail minutieux : les erreurs, considérées en elles-mêmes, peuvent ne pas être importantes, mais si l’on les compare à l’ensemble des grandeurs prises en compte, elles deviennent très significatives. Nous constatons donc que les erreurs d’observation sont bien plus prononcées dans ce type d’observations que ce n’est généralement le cas lorsque le mathématicien s’attelle à analyser le travail de l’observateur.

L’interprétation de la découverte de Herschel ne fut pas réalisée par lui-même ; c’est Savary, puis d’autres mathématiciens, qui mirent à profit les mathématiques pour analyser ses observations des étoiles binaires. Grâce à leurs recherches approfondies, les erreurs de mesure furent révélées et les observations purgées de leur partie la plus importante d’inexactitude. Les mathématiciens purent alors appliquer aux données corrigées les méthodes d’enquête dont ils avaient l’habitude ; ils purent déduire avec une précision raisonnable la forme réelle de l’orbite des étoiles binaires, ainsi que la position du plan dans lequel cette orbite est contenue. Le résultat est assez remarquable. Il a été prouvé que le mouvement de chacune des étoiles s’effectue sur une ellipse dont le centre de gravité des deux étoiles constitue un foyer. Cela s’est avéré vrai pour de nombreuses étoiles binaires ; on pense que c’est vrai pour toutes. Mais pourquoi est-ce si important ? Le mouvement elliptique n’est-il pas assez courant ? La Terre ne tourne-t-elle pas en ellipse autour du Soleil ? Et les planètes ne tournent-elles pas également en ellipses ?

C’est précisément le fait que le mouvement elliptique soit si répandu chez les planètes du système solaire qui rend sa découverte chez les étoiles binaires si importante. D’où provient le mouvement elliptique dans le système solaire ? N’est-ce pas dû à la loi d’attraction découverte par Newton, selon laquelle toute masse attire toute autre masse avec une force qui varie inversement au carré de la distance ? Cette loi d’attraction s’est avérée présente dans tout le système solaire, et elle expliquait les mouvements des corps de notre système avec une fidélité admirable. Mais le système solaire, composé du Soleil, des planètes avec leurs satellites, des comètes et d’une multitude de corps plus petits, ne formait qu’un petit groupe d’îles dans l’univers. Dans l’organisation de cet

Petite île cosmique où la loi de la gravitation règne en maître ; avant la découverte d’Herschel, nous n’aurions jamais pu savoir si cette loi n’était pas simplement une législation locale, conçue spécialement pour répondre aux exigences de notre système particulier. Cette découverte nous a donné des connaissances que nous n’aurions pu obtenir d’aucune autre source. Des étoiles binaires ont fait parvenir un murmure à travers l’immense abîme de l’espace. Ce murmure nous a appris que la loi de la gravitation n’était pas propre au système solaire. Il nous a indiqué que cette loi s’étendait jusqu’aux rivages lointains de l’abîme dans lequel se trouve notre île. Il nous donne des raisons de croire que la loi de la gravitation est respectée dans toute la longueur, la largeur et la profondeur de tout l’univers visible.

L’une des plus belles étoiles binaires est celle connue sous le nom de Castor, la plus brillante des deux étoiles principales de la constellation des Gémeaux. La position de Castor dans le ciel est indiquée sur la fig. 86, page 418. Vue à l’œil nu, Castor ressemble à une seule étoile ; mais avec un télescope suffisamment bon, on constate que ce qui semble être une seule étoile est en réalité deux étoiles distinctes, l’une étant de troisième magnitude, tandis que l’autre est légèrement moins brillante. La distance angulaire entre ces deux étoiles dans le ciel n’est pas aussi grande que l’angle subtendu par une ligne d’un pouce de long vue à une distance de demi-mille. Castor fait partie des étoiles doubles dont les composantes ont été observées présentant un mouvement de révolution. Ce mouvement est cependant extrêmement lent, et des siècles seront nécessaires avant qu’une révolution ne soit complètement achevée.

Une belle étoile double peut être facilement identifiée dans la constellation de la Grande Ourse (voir fig. 80, page 410). Elle est connue sous le nom de Mizar et constitue l’étoile du milieu (ζ) des trois qui forment la queue. À proximité immédiate de Mizar se trouve l’étoile plus petite Alcor, qui peut être aisément vue à l’œil nu ; mais lorsque nous parlons de Mizar comme d’une étoile double, cela ne signifie pas qu’Alcor en fait partie. Sous l’effet du télescope, on voit qu’Alcor se trouve à une grande distance de Mizar, tandis que Mizar elle-même se divise en deux « soleils » très proches l’un de l’autre. Ces composantes ont respectivement une magnitude de deuxième et de quatrième ordre, et comme la distance apparente est presque trois fois supérieure à celle observée pour Castor, elles…

Elle peut être observée facilement même avec un petit télescope. C’est en effet la meilleure étoile double dans le ciel pour que le débutant commence ses observations. Nous ne pouvons cependant pas affirmer que Mizar est une étoile binaire, puisque les observations n’ont pas encore établi l’existence d’un mouvement de révolution. Nous sommes encore moins en mesure de dire si Alcor fait également partie du même groupe, ou s’il ne s’agit que d’une étoile qui se trouve par hasard presque sur la ligne de vue. Des observations spectroscopiques récentes ont montré que la composante plus grande de Mizar est elle-même une étoile double, constituée d’un couple d’étoiles si proches l’une de l’autre qu’il n’y a aucune possibilité, même avec le télescope le plus puissant du monde, de les voir séparément.

Une classe particulièrement intéressante d’étoiles doubles est celle dans laquelle on observe le phénomène remarquable des couleurs, très différentes de celles des étoiles ordinaires. Parmi ces dernières, on ne trouve, dans la grande majorité des cas, aucune teinte très caractéristique ; certaines sont cependant plus ou moins teintées de rouge, d’autres sont nettement roussâtres, et d’autres encore sont d’un rouge intense. Les étoiles de couleur bleutée ou verdâtre sont beaucoup plus rares[37], et lorsque l’on rencontre une étoile de ce type, c’est presque toujours en tant que l’une d’un couple formant une étoile double. L’autre étoile du couple est parfois de la même teinte, mais le plus souvent elle est jaune ou roussâtre.

L’un des plus beaux exemples de ces objets, accessible aux télescopes de capacités assez modestes, se trouve dans la constellation du Cygne et est connu sous le nom de β Cygni (fig. 91). Cet objet exquis est composé de deux étoiles. La plus grande, d’environ troisième magnitude, est de couleur jaune doré, ou topaze ; la plus petite, de sixième magnitude, est de couleur bleu clair. Ces couleurs sont presque complémentaires, mais il ne fait aucun doute que l’effet observé n’est pas simplement dû au contraste. Le fait que ces deux étoiles soient toutes deux teintées des couleurs que nous avons mentionnées peut être démontré en les cachant successivement derrière une barre placée dans le champ de vision. Cela a également été confirmé de manière très frappante par des recherches spectroscopiques ; en effet, on constate que l’étoile bleue présente une absorption spécifique des rayons rouges, tandis que la lumière plus roussâtre de l’autre étoile provient de l’absorption

des rayons bleus. Le contraste des couleurs de cet objet peut souvent être observé très efficacement en mettant l’oculaire hors focale. Les disques ainsi produits montrent le contraste des couleurs mieux que lorsque le télescope ne présente que deux points stellaires.

Tels sont quelques-uns de ces étoiles doubles et multiples. Leur nombre augmente chaque année ; en effet, un observateur – M. Burnham, ancien membre du personnel de l’Observatoire Lick et aujourd’hui observateur à l’Observatoire Yerkes – a ajouté, grâce à ses propres recherches, plus de 1 000 nouvelles paires doubles à la liste de celles déjà connues.

L’intérêt pour cette catégorie d’objets doit nécessairement croître lorsque l’on considère que, bien que les étoiles paraissent petites dans nos télescopes, elles sont en réalité des soleils de grande taille et de grand éclat, qui, dans de nombreux cas, rivalisent avec notre propre soleil, voire le dépassent peut-être. Nous ne pouvons pas savoir si ces soleils possèdent des planètes en orbite autour d’eux ; la lumière réfléchie par ces planètes serait tout à fait insuffisante pour percer l’immense étendue de l’espace qui nous sépare des étoiles. S’il existe des planètes entourant ces objets, alors, au lieu d’un seul soleil, ces planètes seraient éclairées par deux, ou peut-être même davantage de soleils. Quels effets merveilleux de lumière et d’ombre cela ne provoquerait-il pas ! Parfois, les deux soleils seront ensemble au-dessus de l’horizon, parfois seulement un soleil, et parfois aucun des deux ne sera visible. La situation d’une planète dont les soleils seraient de couleur serait particulièrement remarquable. Aujourd’hui, c’est un soleil rouge qui illumine le ciel ; demain, ce sera un soleil bleu, et peut-être, le jour suivant, les deux soleils rouges et bleus seront-ils ensemble dans le firmament. Quelle variété infinie de paysages une telle idée suggère ! Il existe cependant de sérieuses raisons dynamiques de douter que les conditions dans lesquelles une telle planète pourrait exister puissent être compatibles avec une forme de vie quelconque ressemblant à celle que nous connaissons. Le problème du mouvement d’une planète sous l’influence de deux soleils est l’un des plus difficiles jamais posés aux mathématiciens, et il est en effet impossible, avec l’état actuel de l’analyse, de résoudre avec précision toutes les questions qu’il implique. Il ne semble pas du tout improbable que les perturbations de l’orbite de la planète

Ce serait merveilleux qu’il soit exposé aux aléas de la lumière et de la température bien supérieurs à ceux que subit une planète qui, comme la Terre, se trouve sous le contrôle absolu d’un seul soleil.

CHAPITRE XXI.
LES DISTANCES DES ÉTOILES.
La ligne de sondage dans l’espace — Les travaux de Bessel — Signification de la parallaxe annuelle —
L’infime taille de l’ellipse parallactique illustrée — Le cas de 61 Cygni — Différentes
Étoiles de comparaison utilisées — Le mouvement propre de l’étoile — Les recherches de Struve —
Peuvent-elles être conciliées ? — Recherches à Dunsink — Conclusion obtenue — Précision
que permettent de telles observations examinée — Le mouvement propre de 61 Cygni —
La permanence des cieux sidéraux — La nouvelle étoile dans Cygnus — Son histoire — Aucune
Parallaxe appréciable — Une puissante éruption de lumière — Le mouvement du système solaire dans l’espace — La découverte de Herschel — Voyage vers Lyra — Probabilités.

Nous connaissons depuis longtemps les dimensions du système solaire avec plus ou moins
de précision. Nos connaissances comprennent les distances des planètes et des comètes par rapport au soleil, ainsi que leurs mouvements. Nous possédons également de nombreuses informations sur les diamètres et les masses de nombreux corps appartenant au système solaire. En fait, nous connaissons depuis longtemps de nombreux détails concernant ce groupe d’objets réunis sous la protection du soleil. Le problème abordé dans ce chapitre exige une étude encore plus vaste que celle nécessaire pour mesurer notre système solaire. Nous proposons de tendre cette ligne de sondage à travers l’immense abîme qui sépare le groupe de corps étroitement liés autour de notre soleil des autres étoiles dispersées dans l’espace. Depuis des siècles, le grand problème de la distance des étoiles attire l’attention de ceux qui étudient le ciel. Il serait impossible d’esquisser ici ne serait-ce que les grandes lignes des diverses recherches menées sur ce sujet. Dans cette étude limitée que nous pouvons effectuer, nous devons d’abord jeter un coup d’œil aux remarquables efforts spéculatifs consacrés à ce problème, puis nous aborderons ces travaux qui ont permis de faire entrer ce problème dans le domaine de l’astronomie précise.

Aucune tentative pour résoudre le problème des distances absolues des étoiles n’a abouti avant de nombreuses années après la fin des travaux d’Herschel. De nouvelles générations d’astronomes, équipées d’instruments modernes, ont poursuivi cette recherche avec une diligence inlassable pendant de longues années, mais pendant longtemps les efforts semblaient vains. Les distances des étoiles étaient si grandes qu’il était impossible de les déterminer tant que les techniques mécaniques les plus raffinées et les méthodes de calcul mathématique les plus complexes n’avaient pas été mises en œuvre pour surmonter cette difficulté. Finalement, on constata que le problème commençait à se résoudre. Quelques étoiles ont fini par révéler le secret de leur distance. Nous pouvons donc donner une réponse à la question : « À quelle distance se trouvent les étoiles ? » bien que l’on doive admettre que notre réponse, pour l’instant, est à la fois hésitante et imparfaite. Même les maigres connaissances acquises possèdent de l’intérêt et de l’importance. Comme c’est souvent le cas dans de tels cas, la découverte de la distance d’une étoile a été faite indépendamment, à peu près en même temps, par deux ou trois astronomes. Le nom de Bessel se distingue particulièrement dans ce chapitre mémorable de l’astronomie. Bessel a prouvé (en 1840) que la distance de l’étoile connue sous le nom de 61 Cygni était une quantité mesurable. Sa démonstration possédait une logique si irréfutable que toute opposition était impossible. Presque simultanément aux travaux classiques de Bessel, on trouve la mesure de la distance de Vega par Struve, ainsi que la détermination de la distance de l’étoile australe α Centauri par Henderson. Ces découvertes ont suscité un grand intérêt dans le monde astronomique, et la Royal Astronomical Society a décerné sa médaille d’or à Bessel. Il revint naturellement à Sir John Herschel de prononcer le discours lors de la remise de la médaille : ce discours constitue un hommage très éloquent aux travaux de ces trois astronomes. Nous ne pouvons nous empêcher de citer les quelques lignes dans lesquelles Sir John a dit :
« Messieurs de la Royal Astronomical Society, je vous félicite, ainsi que moi-même, d’avoir vécu assez longtemps pour voir disparaître cette grande barrière, jusqu’alors infranchissable, à notre exploration de l’univers stellaire, cette barrière contre laquelle nous nous sommes heurtés si longtemps et en vain — æstuantes angusto limite mundi — et qui a été franchie presque simultanément en trois endroits différents. C’est le plus grand et le plus glorieux triomphe que l’astronomie pratique ait jamais connu. Peut-être ne devrais-je pas parler avec autant d’enthousiasme ; peut-être devrais-je faire preuve de quelque réserve, au cas où tout cela ne serait qu’une… »

illusion, et que de futures recherches, comme cela s’est déjà produit à plusieurs reprises, pourraient cette fois encore échouer à
soutenir ce résultat glorieux. Mais je dois avouer être incapable de faire preuve d’une telle prudence dans un tel état d’excitation. Préférons plutôt accepter les bons présages de l’époque et espérer que, puisque la barrière a commencé à céder, elle sera bientôt complètement abattue.

Avant de poursuivre, il sera utile d’expliquer brièvement comment on peut mesurer la distance d’une étoile. Le problème est de nature entièrement différente de celui de la distance du soleil, que nous avons déjà abordé dans ces pages. Les observations permettant de déterminer la parallaxe stellaire reposent sur le fait bien connu que la Terre tourne autour du soleil. Pour nos besoins actuels, nous pouvons supposer que la Terre décrit une trajectoire circulaire. Le centre de cette trajectoire se trouve au centre du soleil, et son rayon est de 92 900 000 miles. En raison de notre position sur Terre, nous observons les étoiles depuis un point de vue qui change constamment. En été, la Terre est à 185 800 000 miles de la position qu’elle occupait en hiver. Il en résulte que les positions apparentes des étoiles, projetées sur le fond du ciel, doivent présenter des changements correspondants. Nous ne voulons pas dire pour autant que les positions réelles des étoiles soient véritablement déplacées. Ces changements sont seulement apparents, et, inconscients de notre propre mouvement qui provoque ces déplacements, nous les attribuons aux étoiles.

Sur le diagramme de la fig. 93, on trouve une ellipse dont la circonférence porte des marques correspondant à certains mois — à savoir janvier, avril, juillet, octobre. Cette ellipse peut être considérée comme une image en miniature de l’orbite terrestre autour du soleil. En janvier, la Terre se trouve à l’endroit ainsi marqué ; en avril, elle a parcouru un quart du trajet total ; et ainsi de suite tout autour du cercle, revenant à sa position initiale au cours d’une année. Lorsque nous regardons depuis la position de la Terre en janvier, nous voyons l’étoile A projetée contre le point du ciel marqué 1. Trois mois plus tard, l’observateur, avec son télescope, se trouve à la position d’avril ; il voit alors l’étoile projetée à la position marquée 2. Ainsi, à mesure que l’observateur parcourt toute l’orbite lors de la révolution annuelle de la Terre, l’étoile semble se déplacer en suivant une ellipse sur le fond du ciel. En langage technique astronomique, on parle de cette ellipse de parallaxe, et c’est en mesurant son axe majeur que…

Ellipse qui nous permet de déterminer la distance de l’étoile du soleil. La moitié de cet axe majeur, ou, ce qui revient au même, l’angle que sous-tend le rayon de l’orbite terrestre vu depuis l’étoile, est appelée la « parallaxe annuelle » de l’étoile.

La figure montre une autre étoile, b, plus éloignée de la Terre et du système solaire en général que l’étoile considérée précédemment. Cette étoile décrit également une trajectoire elliptique. Nous ne pouvons cependant manquer de remarquer que l’ellipse parallactique appartenant à b est bien plus petite que celle de a. La différence de taille des ellipses provient des distances différentes des étoiles par rapport à la Terre. Plus l’étoile est proche de la Terre, plus l’ellipse est grande ; ainsi, l’étoile la plus proche dans le ciel décritra l’ellipse la plus grande, tandis que l’étoile la plus éloignée décritra l’ellipse la plus petite. Nous voyons donc que la distance de l’étoile est inversement proportionnelle à la taille de l’ellipse, et si nous mesurons la valeur angulaire de l’axe majeur de l’ellipse, alors, par une manipulation mathématique extrêmement simple, la distance de l’étoile peut être exprimée comme un multiple d’un rayon de l’orbite terrestre. En supposant que ce rayon soit de 92 900 000 miles, la distance de l’étoile s’obtient par une simple arithmétique. La difficulté de ce processus vient du fait que ces ellipses sont si petites que nos micromètres échouent souvent à les détecter.

Comment décrire de manière adéquate l’extrême petitesse des ellipses parallactiques, même pour les étoiles les plus proches ? En langage technique d’astronome, on peut dire que le diamètre le plus long de l’ellipse ne forme jamais un angle supérieur à une seconde et demie. De manière un peu plus accessible, on dirait que mille fois l’axe majeur de la plus grande ellipse parallactique n’égalerait pas le diamètre de la pleine lune. Pour une illustration encore plus simple, imaginons une pièce de monnaie placée à deux miles de distance : si on la regarde de biais, elle apparaîtra linéaire ; si on la incline légèrement, elle prendra la forme d’une ellipse ; mais même à cette distance, cette ellipse serait plus grande que la plus grande ellipse parallactique de n’importe quelle étoile dans le ciel. Supposons une sphère décrite autour d’un observateur, avec un rayon de deux miles : si une pièce de monnaie était placée sur cette sphère, en face de chacune des étoiles, chaque ellipse parallactique serait complètement cachée.

L’étoile du Cygne connue sous le nom de 61 Cygni n’est pas remarquable ni par sa taille ni par sa luminosité. Elle est à peine visible à l’œil nu, et il existe des milliers d’étoiles qui semblent être plus grandes et plus brillantes. Cependant, c’est un exemple très intéressant de cette classe remarquable d’objets appelés étoiles doubles. Elle se compose de deux étoiles presque identiques, proches l’une de l’autre, et manifestement liées par une force d’attraction mutuelle. L’attention des astronomes est également particulièrement attirée vers cette étoile en raison de sa grande mouvement propre. Grâce à ce mouvement propre, les deux composantes se déplacent ensemble dans le ciel à un rythme de cinq secondes par an. Un mouvement propre de cette ampleur est extrêmement rare, mais on ne dit pas qu’il soit sans égal, car il existe quelques étoiles dont le mouvement propre est encore plus rapide ; cependant, le caractère double remarquable de 61 Cygni, combiné à son grand mouvement propre, en fait un objet unique, du moins dans l’hémisphère nord.

Lorsque Bessel décida de entreprendre cette grande recherche qui restera à jamais associée à son nom, il décida de consacrer un, deux ou trois ans à des observations continues d’une seule étoile, dans le but de mesurer avec précision son ellipse parallactique. Comment devait-il choisir cet objet ?

sur laquelle tant d’efforts devaient être déployés ? Il était essentiel de choisir une étoile suffisamment proche pour que ses efforts soient récompensés par l’apparition d’une parallaxe mesurable. Pourtant, il ne disposait que de spéculations et d’analogies comme guides. Il lui vint à l’esprit que les caractéristiques exceptionnelles de 61 Cygni offraient la présomption nécessaire, et il décida d’appliquer la méthode d’observation à cette étoile. Il consacra la majeure partie de trois ans à ce travail et réussit à déterminer sa distance par rapport à la Terre.

Depuis le discours de Sir John Herschel, 61 Cygni a fait l’objet d’une attention constante et presque ininterrompue de la part des astronomes. En fait, on pourrait dire que chaque génération suivante entreprend une nouvelle étude de la distance de cette étoile, dans le but de confirmer ou de critiquer la découverte originale de Bessel. Le diagramme présent ici (fig. 94) a pour but d’illustrer l’histoire récente de 61 Cygni.

Lorsque Bessel entreprit ses recherches, le couple d’étoiles formant le système double se trouvait au point indiqué sur le diagramme par la date 1838. La période suivante eut lieu quinze ans plus tard, lorsque Otto Struve entreprit ses propres recherches ; à ce moment-là, le couple d’étoiles s’était déplacé vers la position marquée 1853. Enfin, lorsqu’objet fut observé plus récemment à l’observatoire de Dunsink, le couple avait encore avancé, jusqu’à la position indiquée par la date 1878. Ainsi, en quarante ans, cette étoile double avait parcouru un arc du ciel d’une longueur supérieure à trois minutes d’arc. En réalité, son parcours est bien plus complexe qu’un mouvement rectiligne simple. Les deux étoiles qui forment le système double possèdent une certaine vitesse relative, en raison de leur attraction mutuelle. Cependant, il n’est pas nécessaire de tenir compte de cela, car le déplacement ainsi engendré au cours d’une seule année est bien trop infime pour avoir le moindre effet sur l’ellipse parallactique.

Le cas de 61 Cygni est cependant exceptionnel. C’est l’une de nos voisines les plus proches dans le ciel. Nous ne pouvons jamais déterminer avec précision sa distance, pas plus qu’à un ou deux milliards de miles ; mais nous avons néanmoins conscience qu’une

L’incertitude, qui s’élève à vingt milliards, représente une proportion trop élevée du tout. Nous montrerons bientôt que nous pensons que Struve avait raison, mais cela ne signifie pas nécessairement que Bessel avait tort. La figure 94 – 61 Cygni et les étoiles de comparaison. Ce paradoxe apparent peut être facilement expliqué. Il ne serait pas facile à expliquer si Struve avait utilisé la même étoile de comparaison que Bessel ; mais l’étoile de comparaison de Struve était différente de celles de Bessel, et c’est probablement la cause de la disparité. On se souviendra que l’essence du procédé consiste à comparer l’ellipse petite formée par l’étoile lointaine avec l’ellipse plus grande formée par l’étoile proche. Si les deux étoiles se trouvaient à la même distance, le procédé serait complètement inapplicable. Dans ce cas, peu importe à quel point les étoiles seraient proches de la Terre, aucune parallaxe ne pourrait être détectée. Pour que la méthode soit entièrement efficace, l’étoile de comparaison devrait se trouver au moins huit fois plus loin que l’étoile principale. En gardant cela à l’esprit, il est tout à fait possible de concilier les mesures de Bessel avec celles de Struve. Il suffit d’admettre que les étoiles de comparaison de Bessel se trouvent environ trois fois plus loin que 61 Cygni, tandis que l’étoile de comparaison de Struve se trouve au moins huit ou dix fois plus loin. On peut ajouter que, comme les étoiles de comparaison utilisées par Bessel sont plus brillantes que celle de Struve, on peut en effet supposer que cette dernière est la plus lointaine des trois.

Nous avons ici une caractéristique typique de cette méthode de détermination de la parallaxe. Même si toutes les observations et les calculs relatifs à une série de parallaxes étaient mathématiquement corrects, nous ne pourrions pas, avec rigueur, qualifier le résultat final de parallaxe d’une étoile. Il s’agit seulement de la différence entre la parallaxe de l’étoile en question et celle de l’étoile de comparaison. Nous pouvons donc seulement affirmer que la parallaxe recherchée ne peut être inférieure à la valeur déterminée. Vu sous cet angle, la divergence entre Struve et Bessel disparaît. Bessel affirmait que la distance de 61 Cygni ne pouvait dépasser soixante milliards de miles. Struve ne contredit pas cela — bien au contraire, il le confirma — lorsqu’il montra que cette distance ne pouvait excéder quarante milliards de miles.

Près d’un demi-siècle s’est écoulé depuis que Struve a effectué ses observations. Ces observations ont certes été mises en doute ; mais, dans l’ensemble, elles sont confirmées par d’autres recherches. Dans une étude critique du sujet, Auwers a montré que la détermination de Struve méritait une grande confiance. Néanmoins, malgré cette affirmation autorisée, l’étude de 61 Cygni a été reprise à plusieurs reprises. Le Dr Brünnow, alors astronome royal d’Irlande, a entrepris une série d’observations sur la parallaxe de 61 Cygni, qui ont été poursuivies et achevées par l’auteur actuel, son successeur. Brünnow a choisi une quatrième étoile de comparaison (indiquée sur le diagramme), différente de celles utilisées par les observateurs précédents. La méthode d’observation employée par Brünnow était très différente de celle de Struve, bien que le micromètre à fil ait été utilisé dans les deux cas. Brünnow cherchait à déterminer l’ellipse parallactique en mesurant la différence de déclinaison entre 61 Cygni et l’étoile de comparaison.[38] Au cours d’une année, on constate que cette différence de déclinaison subit des variations périodiques, et à partir de ces variations, on peut calculer l’ellipse parallactique. Dans la première série d’observations, j’ai mesuré la différence de déclinaison entre l’étoile précédente de 61 Cygni et l’étoile de comparaison ; dans la seconde série, j’ai pris l’autre composante de 61 Cygni et la même étoile de comparaison. Nous avions ainsi deux déterminations complètement indépendantes de la parallaxe, issues de deux années de travail. La première d’entre elles donne…

une distance de quarante milliards de miles, et le deuxième résultat donne presque exactement la même valeur. Il ne fait aucun doute que ce travail soutient la détermination de Struve visant à corriger celle de Bessel ; nous pouvons donc peut-être résumer l’état actuel de nos connaissances sur cette question en disant que la distance de 61 Cygni est bien plus proche des quarante milliards de miles trouvés par Struve que des soixante milliards trouvés par Bessel.[39]

Il est souhaitable de donner au lecteur les moyens de se former sa propre opinion quant à la qualité des preuves disponibles dans de telles recherches. Le diagramme présenté à la figure 95 a été conçu à cette fin. Il vise à illustrer la deuxième série d’observations de la différence de déclinaison que j’ai effectuées à Dunsink. Chaque point représente des observations effectuées pendant une nuit. La hauteur du point indique la différence de déclinaison observée entre 61 (B) Cygni et l’étoile de référence. La distance le long de la ligne horizontale — ou l’abscisse, comme le dirait un mathématicien — représente la date. Ces observations sont regroupées de manière plus ou moins régulière autour d’une certaine courbe. Cette courbe indique où les observations auraient dû se trouver si elles avaient été absolument parfaites. Les distances entre les points et la courbe peuvent être considérées comme les erreurs commises lors de ces observations.

On pourrait penser que, dans de nombreux cas, ces erreurs atteignent des proportions très indésirables. Nous devons donc préciser que c’est précisément dans le but de mettre en évidence ces erreurs que ce diagramme a été présenté ; nous devons montrer autant les faiblesses que les forces de l’argumentation. Cependant, les erreurs des observations ne sont pas intrinsèquement aussi grandes qu’on pourrait le croire au premier abord. Pour s’en rendre compte, il suffit d’interpréter l’échelle sur laquelle ce diagramme a été dessiné en la comparant à des références familières. La distance depuis le sommet de la courbe jusqu’à la ligne horizontale correspond à un angle de seulement quatre dixièmes de seconde. Cela correspond à peu près au diamètre apparent d’une pièce de monnaie à une distance de dix miles ! Nous pouvons maintenant évaluer la véritable ampleur des erreurs commises. On remarquera que aucun des points n’est éloigné de la courbe de plus de la moitié de sa hauteur. Il semble donc que

La plus grande erreur dans toute la série d’observations n’atteint que deux ou trois dixièmes de seconde. Cela équivaut à avoir pointé le télescope vers le bord supérieur d’une pièce de monnaie située à quinze ou vingt miles de distance, au lieu du bord inférieur. Ce n’est pas une grave erreur. Une équipe de tireurs dont les erreurs de visée seraient cent fois plus importantes pourrait néanmoins remporter facilement tous les prix à Bisley.

Nous avons abordé en détail l’histoire de 61 Cygni, car c’est l’étoile dont la distance a été le plus étudiée. Nous ne disons pas que 61 Cygni est la plus proche de toutes les étoiles ; il serait en effet très imprudent d’affirmer qu’une étoile particulière soit la plus proche de tous les millions innombrables présents dans le firmament. Nous connaissons certes une étoile qui semble plus proche que 61 Cygni ; elle se trouve dans l’une des constellations du sud et s’appelle α Centauri. Cette étoile revêt en effet un intérêt mémorable dans l’histoire de ce sujet. Sa parallaxe a été déterminée pour la première fois au Cap de Bonne-Espérance par Henderson ; des recherches ultérieures ont confirmé ses observations, et les études approfondies menées par le Dr Gill ont montré que la parallaxe de cette étoile est d’environ trois quarts de seconde, ce qui signifie qu’elle se trouve seulement à deux tiers de la distance de 61 Cygni.

61 Cygni a attiré notre attention, en premier lieu, du fait qu’il présentait une grande vitesse propre de cinq secondes par an. Nous avons également déterminé que la parallaxe annuelle est d’environ une demi-seconde. La combinaison de ces deux données conduit à un résultat d’un intérêt considérable. Elle nous montre que 61 Cygni doit chaque année parcourir une distance égale ou supérieure à dix fois le rayon de l’orbite terrestre. En traduisant cela en chiffres ordinaires, nous apprenons que cette étoile doit voyager neuf cent vingt millions de miles par an. Elle doit se déplacer de deux à trois millions de miles par jour, ce qui n’est possible que si elle maintient une vitesse prodigieuse de trente miles par seconde. Il ne semble y avoir aucune échappatoire à cette conclusion. Les faits que nous avons décrits, et qui sont aujourd’hui suffisamment bien établis, sont incompatibles avec l’hypothèse selon laquelle la vitesse de 61 Cygni serait inférieure à trente miles par seconde ; sa vitesse peut être plus élevée, mais elle ne peut pas l’être moins.

Depuis les cent cinquante dernières années, nous savons que 61 Cygni se déplace dans la même direction et avec la même vitesse. Avant l’invention du télescope, nous n’avions aucune observation pour nous guider ; nous ne pouvons donc pas être absolument certains de l’histoire antérieure de cette étoile. Cependant, il est raisonnable de supposer que 61 Cygni se déplace depuis des temps immémoriaux avec une vitesse comparable à celle qu’elle a actuellement. Si des influences perturbatrices étaient entièrement absentes, il ne pourrait y avoir aucun doute à ce sujet. Or, il doit y avoir quelque influence perturbatrice ; la seule question est de savoir si cette influence est suffisante pour modifier sérieusement l’hypothèse que nous avons émise. Une influence perturbatrice puissante pourrait considérablement modifier la vitesse de l’étoile ; elle pourrait la dévier de sa trajectoire rectiligne ; elle pourrait même la forcer à suivre une orbite fermée. Nous ne pensons cependant pas qu’il soit nécessaire de prendre en compte une influence perturbatrice de cette ampleur, et il ne peut y avoir aucun doute raisonnable quant au fait que 61 Cygni se déplace actuellement sur une trajectoire presque droite, et avec une vitesse presque constante.

Étant donné que la distance de 61 Cygni au soleil est de quarante milliards de miles, et que sa vitesse est de trente miles par seconde, il est facile de déterminer combien de temps l’étoile…

il faudrait pour effectuer un voyage égal à sa distance du soleil. Le temps nécessaire sera d’environ 40 000 ans. Au cours des 400 000 dernières années, 61 Cygni aura parcouru une distance dix fois supérieure à sa distance actuelle du soleil, quelle que soit la direction de son mouvement. Cette étoile devait donc se trouver environ dix fois plus loin de la Terre il y a 400 000 ans qu’elle ne l’est aujourd’hui. Bien que cette époque soit incroyablement lointaine par rapport à tout enregistrement historique, elle n’est peut-être pas incomparable à la durée de l’espèce humaine ; en revanche, comparée au vaste délai du temps géologique, de tels intervalles semblent négligeables et insignifiants. Les géologues ont depuis longtemps rejeté les simples milliers d’années ; ils affirment désormais que des millions, voire des millions de millions d’années, sont nécessaires pour que se produisent des phénomènes géologiques. Si la Terre existe depuis les millions d’années que prétendent les géologues, il devient raisonnable pour les astronomes de spéculer sur les phénomènes qui se sont produits dans le ciel au cours d’époques similaires. Grâce à nos connaissances sur les distances des étoiles, combinées à une vitesse supposée de trente miles par seconde, nous pouvons tenter de plonger notre regard dans le passé lointain et montrer à quel point grands ont été les changements que notre univers semble avoir subis.

En un million d’années, 61 Cygni aura apparemment parcouru une distance vingt-cinq fois supérieure à sa distance actuelle du soleil. Quelle que soit la direction dans laquelle 61 Cygni se déplace — que ce soit vers la Terre ou à partir de la Terre, vers la droite ou vers la gauche — elle devait se trouver environ vingt-cinq fois plus loin il y a un million d’années qu’elle ne l’est aujourd’hui ; mais même à sa distance actuelle, 61 Cygni est une étoile petite ; si elle était dix fois plus loin, elle ne pourrait être vue qu’avec un bon télescope ; si elle était vingt-cinq fois plus loin, elle ne serait guère qu’un point visible même avec nos plus grands télescopes.

Les conclusions tirées au sujet de 61 Cygni peuvent être appliquées, avec des degrés variables d’insistance, à d’autres étoiles. Nous en venons ainsi à la conclusion que de nombreuses étoiles disséminées dans le ciel semblent se déplacer lentement. Mais ce mouvement, bien qu’apparemment lent, peut en réalité être très rapide. Lorsque nous nous tenons sur le rivage et que nous regardons un steamer à l’horizon lointain, il nous est difficile de remarquer que le steamer se meut. Il est vrai que si nous regardons à nouveau quelques minutes plus tard, nous pouvons détecter un

Changement de position ; mais le mouvement du steamer semble lent. Pourtant, si nous étions près du steamer, nous constaterions qu’il avance à une vitesse de nombreuses miles à l’heure. C’est la distance qui crée cette illusion. Il en va de même pour les étoiles : elles semblent se déplacer lentement parce qu’elles sont très éloignées, mais si nous étions proches d’elles, nous pourrions voir que, dans la plupart des cas, leur mouvement est mille fois plus rapide que celui du steamer le plus rapide qui ait jamais sillonné les océans.

Il apparaît donc que la permanence du ciel sidéral et la fixité des constellations dans leurs positions relatives ne sont que temporaires. Lorsque nous levons les yeux vers des périodes de temps aussi vastes que celles révélées par la géologie, la durabilité des constellations disparaît ! Au cours de ces âges prodigieux, les étoiles et les constellations s’évanouissent progressivement de notre vue, pour être remplacées par d’autres dont la permanence n’est pas plus grande.

Il arrive assez souvent qu’une recherche de parallaxe échoue. Le travail est terminé, les observations ont été traitées et analysées, et pourtant aucune valeur de parallaxe ne peut être obtenue. La distance de l’étoile est si immense que notre ligne de base, bien qu’elle atteigne près de deux cents millions de miles de long, est trop courte pour présenter un rapport appréciable avec la distance de l’étoile. Néanmoins, même à partir de telles échecs, on peut souvent tirer des informations.

Permettez-moi d’illustrer cela par un récit tiré de ma propre expérience à Dunsink. Nous avons déjà mentionné qu’au 24 novembre 1876, un astronome célèbre — le Dr Schmidt, d’Athènes — a remarqué une nouvelle étoile brillante de troisième magnitude dans la constellation du Cygne. Le 20 novembre, la Nova Cygni était invisible. Personne ne sait si elle est apparue pour la première fois le 21, le 22 ou le 23 ; mais elle a été découverte le 24. Sa brillance semblait déjà diminuer à ce moment-là ; on peut donc supposer qu’elle était la plus brillante à un moment donné entre le 20 et le 24 novembre. Son apparition a donc dû être relativement soudaine, et nous ne connaissons aucune cause qui expliquerait ce phénomène plus simplement qu’une collision gigantesque. La baisse de brillance a été beaucoup plus lente que son accroissement, et il s’est écoulé plus d’un mois avant que l’étoile ne redevienne insignifiante — deux ou trois jours (ou moins) pour son apparition, deux ou trois semaines

pour l’automne. Pourtant, même deux ou trois semaines étaient un délai trop court pour éteindre une telle conflagration colossale. Il est relativement facile de proposer une explication à l’éruption soudaine ; il n’est pas tout à fait aussi aisé de comprendre comment elle a pu être maîtrisée en quelques semaines. Une pièce en fer de bonne taille, fabriquée dans l’une de nos fonderies, met presque autant de temps à refroidir que ce qui était nécessaire pour atténuer les flammes célestes de Nova Cygni !

Sur cette base, il semblait raisonnable de supposer que Nova Cygni n’était peut-être pas vraiment une conflagration très étendue. Mais, si c’était le cas, l’étoile devait se trouver relativement proche de la Terre, puisqu’elle offrait un spectacle si éclatant et attirait tant d’attention. Elle paraissait donc être un objet plausible pour des recherches sur la parallaxe ; c’est pourquoi une série d’observations a été effectuée il y a quelques années à Dunsink. À l’époque, j’étais trop occupé par d’autres travaux pour consacrer beaucoup de temps à une recherche qui, après tout, ne risquait de prouver que son illusion. J’ai simplement effectué un nombre suffisant de mesures micrométriques afin de vérifier s’il existait une grande parallaxe. Il a déjà été indiqué que chaque étoile semble décrire une petite ellipse parallactique, en raison du mouvement annuel de la Terre, et en mesurant cette ellipse, on peut déterminer la parallaxe — et donc la distance — de l’étoile. Dans des circonstances ordinaires, lorsqu’on cherche la parallaxe d’une étoile, il est nécessaire de mesurer sa position sur son ellipse à de nombreuses reprises, sur une période d’au moins un an entier. La méthode que nous avons adoptée était bien moins laborieuse. Elle était suffisamment précise pour vérifier s’il y avait ou non une grande parallaxe chez Nova Cygni, bien qu’elle ne fût peut-être pas assez fine pour révéler une parallaxe faible. À une date donnée, facilement calculable, l’étoile se trouve à un bout de l’ellipse parallactique, et six mois plus tard, elle se trouve à l’autre bout. En choisissant des moments appropriés de l’année pour nos observations, nous pouvons mesurer l’étoile dans ces deux positions, lorsque sa parallaxe est la plus marquée. C’est par ce type d’observations que j’ai cherché à détecter la parallaxe de Nova Cygni. Sa distance par rapport à une étoile voisine a été soigneusement mesurée au micromètre aux deux saisons où, si une parallaxe existait, ces distances auraient dû montrer leurs

la plus grande disparité ; mais aucune différence certaine entre ces distances ne put être détectée. Les observations n’ont donc pas permis de révéler l’existence d’une ellipse parallaxale — ou, en d’autres termes, la distance de Nova Cygni était trop grande pour être mesurée par ce type d’observations.

Il est certain que si Nova Cygni avait été l’une des étoiles les plus proches, ces observations n’auraient pas été infructueuses. Nous avons donc raison de croire que Nova Cygni se trouve à au moins 20 000 000 000 000 de miles du système solaire ; et l’hypothèse selon laquelle cette éruption brillante aurait eu de petites dimensions doit, semble-t-il, être abandonnée. La luminosité intrinsèque de Nova Cygni, lorsqu’elle était à son meilleur, ne pouvait être que très peu inférieure, voire pas inférieure du tout, à celle de notre propre soleil. Si le soleil s’éloignait de nous jusqu’à la distance de Nova Cygni, il semblerait se réduire à un objet pas plus brillant que l’étoile variable. La manière dont l’éclat d’un tel objet extraordinaire a pu décliner si rapidement reste donc un mystère difficile à expliquer. N’avons-nous pas dit que l’éruption de brillance de cette étoile a eu lieu entre le 20 et le 24 novembre 1876 ? Il serait plus exact de dire que les nouvelles de cette éruption ont atteint notre système à la date mentionnée. L’éruption réelle a dû avoir lieu au moins trois ans auparavant. En effet, au moment où l’étoile provoquait tant de remue-ménage dans le monde astronomique, elle était déjà retombée dans l’insignifiance.

Dans le cadre du sujet de ce chapitre, nous devons examiner un grand problème proposé par Sir William Herschel. Il constata que les étoiles étaient animées d’un mouvement propre ; il vit également que le soleil est une étoile, l’une des innombrables étoiles du ciel, et il fut donc amené à poser la question stupéfiante de savoir si le soleil, comme les autres étoiles qui lui sont semblables, était également en mouvement. Considérez tout ce que cette grande question implique. Le soleil est entouré d’une suite de planètes et de leurs satellites, de comètes, ainsi que d’une multitude de corps plus petits. La question est de savoir si tout ce système magnifique tourne autour du soleil immobile au centre, ou si l’ensemble du système — soleil, planètes et tout le reste — se déplace réellement dans l’espace.

Herschel fut le premier à résoudre ce noble problème ; il découvrit que notre soleil et l’ensemble des corps célestes qui l’entourent se déplacent dans l’espace. Non seulement il le découvrit, mais il détermina également la direction dans laquelle le système se déplaçait, ainsi que la vitesse approximative de ce mouvement. Il a été montré que le soleil et son système se dirigent actuellement vers un point du ciel situé près de la constellation de la Lyre. La vitesse à laquelle ce mouvement s’effectue correspond à la magnitude du système ; plus rapide que la balle de fusil la plus rapide jamais tirée, le soleil, emportant avec lui la Terre et tous les autres planètes, continue d’avancer. Nous, sur Terre, participons à ce mouvement. Toutes les demi-heures, nous sommes environ dix mille miles plus proches de la constellation de la Lyre que nous ne le serions si le système solaire n’était pas animé par ce mouvement. Comme nous avançons à cette vitesse stupéfiante vers la Lyre, on pourrait croire au début que nous devrions bientôt y arriver ; mais les distances des étoiles dans cette région semblent aussi grandes que celles des étoiles ailleurs, et nous pouvons être certains que le soleil et son système doivent continuer à voyager à cette vitesse pendant bien plus d’un million d’années avant d’avoir traversé l’abîme entre notre position actuelle et les confins de la Lyre. Il faut cependant reconnaître que notre estimation de la véritable vitesse à laquelle notre système solaire se déplace est extrêmement incertaine, mais cela n’affecte en rien le fait que nous nous déplaçons dans la direction indiquée pour la première fois par Herschel (voir chapitre XXIII).

Il reste à expliquer la méthode de raisonnement qu’Herschel a adoptée, grâce à laquelle il a pu faire cette grande découverte. Il peut sembler étrange d’apprendre que la détection du mouvement du soleil n’a pas été faite en observant le soleil lui-même ; toutes les observations de cet astre, même avec les meilleurs télescopes du monde, ne nous permettraient jamais de connaître ce mouvement, pour la simple raison que la Terre, d’où doivent être effectuées nos observations, participe elle-même à ce mouvement. Un passager dans la cabine d’un navire prend généralement conscience que le navire se déplace à cause de la houle ; mais si la mer est parfaitement calme, alors, bien que les tables et les chaises dans la cabine se déplacent aussi rapidement que le navire, nous ne les voyons pas bouger, car nous voyageons également avec le navire. Si nous

On ne pouvait pas sortir de la cabine, ni regarder par les fenêtres ; nous n’aurions jamais su si le navire était en mouvement ou à l’arrêt. De même, nous n’aurions pu avoir aucune idée de la direction dans laquelle le navire se dirigeait, ni de la vitesse à laquelle ce mouvement avait lieu.

Le soleil, avec toute sa suite de planètes et de satellites, peut être comparé au navire. Les planètes peuvent tourner autour du soleil, tout comme les passagers peuvent se déplacer à l’intérieur de la cabine. Mais tout comme les passagers, en regardant les objets à bord, ne peuvent jamais savoir où le navire se dirige, nous, en regardant simplement le soleil ou les autres planètes ou membres du système solaire, ne pouvons jamais savoir si notre système dans son ensemble est en mouvement.

Les conditions d’un mouvement parfaitement uniforme sur une mer parfaitement calme ne sont pas souvent réunies dans les mers que nous connaissons. Mais le parcours du soleil et de son système n’est perturbé par aucun trouble, de sorte que son avancée majestueuse s’effectue avec une uniformité absolue. Nous ne ressentons pas ce mouvement ; et comme toutes les planètes voyagent avec nous, nous ne pouvons obtenir d’elles aucune information concernant le mouvement commun qui anime tout le système.

Cependant, les passagers sont immédiatement informés du mouvement du navire lorsqu’ils montent sur le pont et qu’ils regardent la mer qui les entoure. Supposons que leur voyage soit presque terminé, que la terre lointaine apparaisse à l’horizon, et que, à mesure que le soir approche, le port dans lequel le navire doit entrer devienne visible. Supposons que le port ait, comme c’est souvent le cas, une entrée étroite, et que son embouchure soit indiquée par un phare de chaque côté. Lorsque le port est encore loin, près de l’horizon, les deux feux semblent proches l’un de l’autre. À mesure que le soir tombe et que la nuit devient complètement sombre, ces deux feux sont les seuls encore visibles. Tant que le navire est encore à quelques kilomètres de sa destination, les deux feux semblent proches l’un de l’autre, mais à mesure que la distance diminue, ils semblent s’éloigner l’un de l’autre. Graduellement, le navire se rapproche, tandis que les feux continuent de s’éloigner, jusqu’à ce que, finalement, lorsque le navire entre dans le port, au lieu que les deux feux soient directement en face, comme au début, l’un des feux est dépassé.

la main droite, tandis que l’autre se trouve de manière similaire à gauche. Si donc nous voulons découvrir le mouvement du système solaire, nous devons, comme le passager, regarder des objets non liés à notre système, et apprendre notre propre mouvement à partir de leurs mouvements apparents. Mais y a-t-il des objets dans le ciel qui ne soient pas liés à notre système ? Si toutes les étoiles étaient comme la Terre, de simples appendices de notre Soleil, alors nous ne pourrions jamais savoir si nous étions au repos ou en mouvement : notre système pourrait être en état de repos absolu, ou bien il pourrait avancer à une vitesse inconcevablement grande, car rien ne permettrait de le contredire. Mais les étoiles n’appartiennent pas au système de notre Soleil ; ce sont plutôt des soleils eux-mêmes, et elles ne subissent pas l’influence de notre Soleil, contrairement à la Terre. Les étoiles serviront donc d’objets extérieurs grâce auxquels nous pouvons déterminer si notre système voyage dans l’espace.

Avec les étoiles comme phares, que devrions-nous attendre si notre système était réellement en mouvement ? Rappelons-nous que lorsque le navire s’approchait du port, les lumières s’écartaient progressivement vers la droite et la gauche. Mais l’astronome dispose également de lumières lui permettant d’observer la navigation de ce vaste vaisseau qu’est notre système solaire, et ces lumières indiqueront le chemin emprunté par celui-ci. Si notre système solaire est en mouvement, nous devrions constater que les étoiles s’éloignent progressivement du point du ciel vers lequel tend notre mouvement. C’est précisément ce que nous constatons. Les étoiles des constellations s’éloignent progressivement d’un point central situé près de la constellation de la Lyre, et c’est pourquoi nous en déduisons que c’est vers la Lyre que se dirige le mouvement du système solaire.

Il existe une grande difficulté dans la discussion de cette question. N’avons-nous pas eu l’occasion de constater que les étoiles elles-mêmes sont en mouvement réel ? Il semble certain que chaque étoile, y compris le Soleil lui-même en tant qu’étoile, a un mouvement propre. Les mouvements des étoiles tels que nous les voyons sont en partie apparents et en partie réels ; ils proviennent en partie du mouvement réel de chaque étoile et en partie du mouvement du Soleil, auquel nous participons, et qui produit un mouvement apparent de l’étoile. Comment distinguer ces deux types de mouvements ? Nos télescopes et nos observations ne peuvent jamais permettre

Cette décomposition directement. Pour mener à bien l’analyse, Herschel recourut à certains méthodes géométriques. Ses données de l’époque étaient plutôt limitées, mais entre ses mains elles se révélèrent suffisantes, et il annonça avec assurance sa découverte du mouvement du système solaire.

Une annonce aussi surprenante exigeait le test le plus rigoureux que les ressources astronomiques les plus sophistiquées puissent proposer. Il existe une méthode puissante et subtile que les astronomes utilisent pour tenter d’interpréter la nature. L’évêque Butler a dit que la probabilité est le guide de la vie. Le mouvement propre d’une étoile doit être décomposé en deux parties, l’une réelle et l’autre apparente. Lorsqu’on considère plusieurs étoiles, on peut imaginer un nombre infini de manières dont les mouvements de chacune peuvent être ainsi décomposés. Chacune de ces divisions imaginables présente un certain élément de probabilité en sa faveur. Il appartient au mathématicien de déterminer l’ampleur de cette probabilité. La situation est donc la suivante : parmi tous les systèmes possibles, un seul doit être vrai. Nous ne pouvons pas indiquer avec certitude lequel est le bon, mais nous pouvons choisir celui qui présente le plus haut degré de probabilité en sa faveur, et ainsi suivre le précepte de Butler auquel nous avons déjà fait référence. Un mathématicien décrirait son processus en le qualifiant de méthode des moindres carrés. Depuis la découverte d’Herschel, il y a cent ans, de nombreux astronomes, en utilisant des observations de centaines d’étoiles, ont abordé le même problème. Les mathématiciens ont épuisé toutes les précisions que la théorie des probabilités peut offrir, mais uniquement pour confirmer la vérité de cette théorie splendide qui semble avoir été l’un des éclairs du génie d’Herschel.

CHAPITRE XXII.
AMAS D’ÉTOILES ET NÉBULEUSES.
Objets sidéraux intéressants — Étoiles non réparties uniformément — Amas d’étoiles — Leurs variétés — L’amas de Persée — L’amas globulaire d’Hercule — La Voie lactée — Un amas d’étoiles minuscules — Les Nuages de Magellan — Nébuleuses distinctes des nuages — Nombre de nébuleuses connues — La constellation d’Orion — La position de la Grande Nébuleuse — L’étoile merveilleuse θ Orionis — Le dessin de la Grande Nébuleuse dans le télescope de Lord Rosse — Photographies de cet objet merveilleux — La Grande Nébuleuse d’Andromède — La nébuleuse annulaire de Lyre — Ressemblance avec des anneaux de vortex — Nébuleuses planétaires — Dessins de plusieurs nébuleuses remarquables — Nature des nébuleuses — Spectres des nébuleuses — Leur distribution ; la Voie lactée.

Nous avons déjà mentionné Saturne comme l’un des plus magnifiques spectacles astronomiques observables au télescope. En mettant de côté les prétentions évidentes du soleil et de la lune, il existe peut-être deux autres objets visibles depuis ces latitudes qui rivalisent avec Saturne en termes de splendeur et d’intérêt de leur image obtenue au télescope. L’un de ces objets est l’amas d’étoiles d’Hercule ; l’autre est la grande nébuleuse d’Orion. Nous considérons ces objets comme typiques des deux grandes catégories de corps qui seront abordées dans ce chapitre, sous le titre d’Amas d’étoiles et Nébuleuses.

Les étoiles, qui se comptent par plusieurs millions et parsèment le ciel, ne sont pas réparties uniformément. On constate que, tandis que certaines régions sont relativement dépourvues d’étoiles, d’autres en contiennent en abondance. Parfois, on trouve un petit groupe, comme les Pléiades ; parfois, une vaste région du ciel est couverte d’étoiles, comme c’est le cas pour la Voie lactée. De tels objets sont appelés amas d’étoiles. On trouve toutes sortes de configurations dans ces amas : parfois, les étoiles se distinguent par leur brillance, parfois par leur nombre énorme, et parfois par la forme particulière dont elles sont regroupées. Parfois, un amas d’étoiles est orné d’étoiles aux couleurs vives ; parfois, les points lumineux sont si proches les uns des autres que leurs rayons distincts

Il ne peut pas être dénoué ; parfois les étoiles sont si minuscules ou si lointaines que le amas est à peine distinguable d’une nébuleuse.

Parmi les amas remarquables tant par la richesse que par l’éclat de leurs étoiles individuelles, on peut citer l’amas situé dans le Manche-d’épée de Persée. La position de cet objet est indiquée sur la fig. 83, page 415. À l’œil nu, on distingue une tache floue qui, au télescope, se transforme en deux amas séparés par une courte distance. Dans chacun d’eux se trouvent d’innombrables étoiles, regroupées de manière à remplir le champ de vision du télescope. L’éclat de cet objet devient compréhensible lorsque l’on pense que chacune de ces étoiles est elle-même un soleil brillant, peut-être rivalisant avec notre propre Soleil en luminosité. Il existe cependant des régions dans le ciel, près de la Croix du Sud – bien sûr invisibles depuis les latitudes nord – où des parties de la Voie lactée présentent un aspect encore plus riche que l’amas de Persée.

Le type d’amas d’étoiles le plus frappant se trouve dans la constellation d’Hercule. Il s’agit ici d’un groupe d’étoiles minuscules, apparemment sous forme globulaire. La fig. 96 représente cet objet tel qu’il apparaît dans le grand télescope de Lord Rosse ; on y voit trois bandes rayonnantes, dans lesquelles les étoiles semblent moins nombreuses qu’ailleurs. On estime que cet amas contient entre 1 000 et 2 000 étoiles, toutes concentrées dans une très petite partie du ciel. Vu à l’aide d’un télescope de petite taille, cet objet ressemble à une nébuleuse. La position de l’amas dans Hercule est indiquée dans un diagramme déjà présenté (fig. 88, page 420). Nous avons déjà mentionné cette magnifique agglomération d’étoiles comme l’un des trois objets particulièrement intéressants du ciel.

PLATE D.
La Voie lactée près de Messier II.
Photographiée par E.E. Barnard, 29 juin 1892.

La Voie lactée forme une ceinture qui, avec plus ou moins de régularité, entoure complètement le ciel ; et lorsqu’on l’observe au télescope, on voit qu’elle est composée de myriades d’étoiles minuscules. En certains endroits, les étoiles sont beaucoup plus nombreuses qu’ailleurs. Toutes ces étoiles sont incomparablement plus éloignées que le soleil qu’elles entourent, il est donc évident que notre soleil et, bien sûr, le système qui l’accompagne se trouvent en réalité à l’intérieur de la Voie lactée. Il semble tentant de poursuivre cette réflexion ici.

suggéré, et pour montrer que toute la Voie lactée pourrait, après tout, n’être qu’un amas d’étoiles, de taille comparable à certains des autres amas d’étoiles que nous voyons, et que, vue depuis un point lointain de l’espace, la Voie lactée semblerait n’être qu’un des nombreux amas d’étoiles contenant notre soleil en tant qu’unité indiscernable.

Dans l’hémisphère sud, il existe deux masses immenses qui sont visiblement perceptibles à l’œil nu et ressemblent à des parties détachées de la Voie lactée. Elles ne peuvent être vues par les observateurs de notre latitude et sont connues sous le nom de nuages de Magellan ou des deux nubeculæ. Leur structure, telle qu’elle apparaît à un observateur utilisant un télescope puissant, est de grande complexité. Sir John Herschel, qui a mené une étude approfondie de ces objets remarquables, en donne la description suivante : « La base générale des deux consiste en de grandes étendues et zones de nébulosité à tous les stades de résolution, allant de nébuleuses indiscernables avec un télescope à ouverture de dix-huit pouces jusqu’à des étoiles parfaitement séparées comme celles de la Voie lactée. »

De plus, il existe des amas suffisamment isolés et condensés pour être qualifiés d’amas irréguliers, et dans certains cas même de très riches amas. Mais en dehors de ceux-ci, il y a aussi en abondance des nébuleuses ainsi que des amas globulaires à tous les stades de condensation. Il est difficile de douter que ces deux nébuleuses, qui sont, pour parler grossièrement, rondes ou plutôt ovales, ne soient pas formées par hasard par un grand nombre d’objets très différents disposés à différentes distances le long de la même ligne de vue, mais qu’elles représentent en réalité deux grands systèmes d’objets, très différents par leur composition, qui se trouvent ici rassemblés dans la proximité l’un de l’autre, alors qu’en général ils ne coexistent pas à proximité l’un de l’autre dans la Voie lactée, avec laquelle la simple observation à l’œil nu nous amènerait sinon à associer les nuages de Magellan.

Lorsque nous dirigeons un bon télescope vers le ciel, nous rencontrons occasionnellement l’un de ces objets célestes remarquables connus sous le nom de nébuleuses. Ce sont de faibles taches nuageuses, ou des taches de lumière sur le fond noir du ciel. Elles sont presque toutes invisibles à l’œil nu. Ces objets célestes ne doivent en aucun cas être confondus avec des nuages, au sens ordinaire du terme. Ces derniers n’existent que suspendus dans l’atmosphère, tandis que les nébuleuses se trouvent immergées dans les profondeurs de l’espace. Les nuages brillent grâce à la lumière du soleil, qu’ils reflètent vers nous ; les nébuleuses brillent sans recourir à une lumière extérieure ; elles sont auto-lumineuses. Les nuages changent d’une heure à l’autre ; les nébuleuses ne changent même pas d’une année à l’autre. Les nuages sont bien plus petits que la Terre ; tandis que la plus petite nébuleuse que nous connaissions est incomparablement plus grande que le Soleil. Les nuages se trouvent à quelques miles de la Terre ; les nébuleuses sont presque incroyablement lointaines.

Immédiatement après que Herschel et sa sœur se furent installés à Slough, il entreprit d’examiner le ciel boréal de manière systématique. Pour ce type d’observations, il est essentiel que le ciel soit dépourvu de nuages, car même la lumière de la Lune suffit à masquer les objets les plus faibles et les plus intéressants. C’est pendant les longues et belles nuits d’hiver, lorsque les étoiles brillaient intensément et que le pâle chemin de la Voie lactée s’étendait à travers le ciel, que ce travail devait être effectué. Le télescope étant dirigé vers

Le ciel : le mouvement diurne ordinaire par lequel le soleil et les étoiles semblent se lever et se coucher fait défiler les étoiles à travers le champ de vision, dans un panorama majestueux. Les étoiles entrent lentement dans le champ de vision, le traversent lentement, puis en sortent lentement, pour être à nouveau remplacées par d’autres. Ainsi, l’observateur, en restant simplement passif devant l’oculaire, voit défiler un champ après l’autre devant lui et peut examiner leur contenu. Il en résulte que, même sans déplacer le télescope, une longue bande étroite du ciel est examinée ; en déplaçant légèrement le télescope vers le haut ou vers le bas, on peut augmenter convenablement la largeur de cette bande. Une autre nuit, le télescope est mis en une position différente, et une autre bande du ciel est examinée ; ainsi, avec le temps, tout le ciel peut être soigneusement scruté.

Herschel se tient devant l’oculaire pour observer cette magnifique procession d’objets célestes. Non loin de là, sa sœur Caroline est assise à son bureau, un stylo à la main, pour noter les observations dès qu’elles sortent des lèvres de son frère. Devant elle se trouvent un chronomètre permettant de noter l’heure, ainsi qu’un appareil indiquant l’altitude du télescope, afin qu’elle puisse consigner la position exacte de l’objet en lien avec la description dictée par son frère. Telle était la splendide organisation que ce frère et cette sœur avaient mise en place pour mener à bien l’objet de leur dévouement toute une vie. Les découvertes que Herschel devait faire seraient comptées non pas par dizaines ou par centaines, mais par milliers. Les archives de ces découvertes se trouvent dans les « Philosophical Transactions of the Royal Society », et elles font partie des trésors les plus précieux de ces volumes. Ce fut à Sir John Herschel, le seul fils de Sir William, qu’incomba la tâche de compléter le travail de son père en reprenant l’étude du ciel boréal et en l’étendant à l’hémisphère sud. À cette fin, il entreprit un voyage au Cap de Bonne-Espérance, où il séjourna pendant les années nécessaires pour achever cette grande œuvre.

Fig. 97.—La constellation d’Orion, montrant la position de la Grande Nébuleuse.

Grâce aux efforts gigantesques entrepris et poursuivis par d’autres observateurs, nous connaissons aujourd’hui environ huit mille nébuleuses, et avec chaque amélioration du télescope de nouvelles nébuleuses sont ajoutées à cette liste. Elles diffèrent les unes des autres autant que le pourraient huit mille cailloux choisis au hasard sur une plage – c’est-à-dire en termes de forme, de taille, de couleur et de matériau – mais elles présentent néanmoins, tout comme ces cailloux, une certaine ressemblance générale. Décrire en détail cette catégorie de corps dépasserait complètement les limites de ce chapitre ; nous nous contenterons de sélectionner quelques-unes des nébuleuses, en choisissant naturellement celles qui se distinguent le plus, ainsi que celles qui représentent les différents groupes auxquels les nébuleuses peuvent être divisées.

PLATE XIV.
LA GRANDE NÉBULEUSE D’ORION.

Nous avons déjà indiqué que la grande nébuleuse de la constellation d’Orion est l’un des objets les plus intéressants du ciel. Elle est remarquable tant par sa taille que par son éclat, par le soin avec lequel elle a été étudiée, ou encore par le succès obtenu dans les efforts visant à en comprendre les caractéristiques. Pour trouver cet objet, nous renvoyons à la fig. 97, qui présente le schéma des principales étoiles de cette constellation ; la lettre A y indique celle du milieu des trois étoiles qui forment le manche de l’épée d’Orion. Au-dessus de ce manche se trouvent les trois étoiles qui forment la ceinture bien connue, si visible dans le ciel hivernal. L’étoile a, observée attentivement à l’œil nu, présente un aspect quelque peu brumeux. En 1618, Cysat dirigea un télescope vers cette étoile et vit autour d’elle un curieux voile lumineux, qui s’avéra être la grande nébuleuse. Depuis son temps, cet objet a

Il a été étudié avec assiduité par de nombreux astronomes, de sorte que de très nombreuses observations ont été effectuées sur la grande nébuleuse, et même des volumes entiers ont été écrits qui ne traitent que de cela. N’importe quel télescope ordinaire permettra de voir l’objet dans une certaine mesure, mais plus le télescope est puissant, plus de détails curieux sont révélés.

Tout d’abord, l’objet que nous avons désigné par θ Orionis, également appelé le trapèze d’Orion, est en lui-même la plus frappante étoile multiple de tout le ciel. Il se compose en réalité de six étoiles, représentées dans le diagramme suivant (fig. 98). Ces points sont si proches les uns des autres que leurs rayons mélangés ne peuvent être distingués sans télescope. Quatre d’entre elles sont, fig. 98 — L’étoile multiple (θ Orionis) dans la Grande Nébuleuse d’Orion, facilement visibles à l’aide d’instruments assez simples, mais les deux étoiles plus petites nécessitent des télescopes de puissance considérable. Et pourtant, ces étoiles sont des soleils, comparables, peut-être, à notre soleil en termes de magnitude.

Il n’est pas peu remarquable que ce groupe inégalé de six soleils soit entouré par la renommée nébuleuse ; la nébuleuse ou l’étoile multiple, chacune à part, présenterait un intérêt exceptionnel, et ici nous avons une combinaison des deux. Il semble impossible de ne pas en conclure que l’étoile multiple se trouve réellement dans la nébuleuse, et non simplement…

Dans la même ligne de vue. Il semblerait en effet hautement improbable de supposer que la présence de ces deux objets exceptionnels dans le même champ de vision soit purement fortuite. Si l’étoile multiple se trouve réellement à l’intérieur de la nébuleuse, alors cet objet prouve qu’au moins dans ce cas, la distance d’une nébuleuse est une grandeur de même ordre que celle d’une étoile. Malheureusement, c’est presque tout ce que nous savons sur les distances des nébuleuses par rapport à la Terre.

La grande nébuleuse d’Orion entoure l’étoile multiple et s’étend sur une vaste distance dans l’espace environnant. Le cercle pointillé tracé autour de l’étoile marquée a dans la figure 97 représente approximativement l’étendue de la nébuleuse, telle qu’elle apparaît avec un télescope de qualité moyenne. La nébuleuse présente une teinte bleuâtre faible, impossible à représenter sur une illustration. Sa luminosité est beaucoup plus forte en certains endroits qu’en d’autres ; en général, les parties centrales sont les plus brillantes, et la luminosité diminue progressivement à mesure que l’on s’approche du bord de la nébuleuse. En fait, on ne peut guère dire que la nébuleuse possède une frontière bien définie, car à chaque amélioration de la puissance du télescope, de nouveaux bras nébuleux faibles deviennent visibles. Il semble y avoir un espace vide dans la nébuleuse immédiatement entourant l’étoile multiple, mais il s’agit là d’une simple illusion, due au contraste avec la lumière intense des étoiles ; l’examen spectroscopique de la nébuleuse montre en effet que la matière nébuleuse est continue entre les étoiles.

La plaque représentant la grande nébuleuse d’Orion qui est présentée ici (Plaque XIV) montre, sous une forme réduite, le dessin détaillé de cet objet, réalisé à l’aide du grand télescope réfléchissant de l’Earl of Rosse à Parsonstown.[40] Une observation télescopique de la nébuleuse révèle deux cents étoiles ou plus, dispersées sur sa surface. Il n’est pas nécessaire de supposer que ces étoiles soient immergées dans la substance de la nébuleuse comme l’est l’étoile multiple ; elles peuvent se trouver soit devant elle, soit, moins probablement, derrière elle, de sorte à être projetées sur la même partie du ciel.

PLAT XV.
PHOTOGRAPHIE DE LA NÉBULEUSE 31 M D’ANDROMÈDE
EXPOSITION DE 4 HEURES, AGRANDIE 3 FOIS.
PRIS PAR M. ISAAC ROBERTS, 29 DÉCEMBRE 1882.

Un nombre considérable de dessins de cet objet unique a été réalisé par d’autres astronomes. Parmi ceux-ci, il convient de mentionner celui réalisé par le professeur Bond, à Cambridge, dans le Massachusetts, qui présente une fidélité dans les détails que tout étudiant de cet objet doit reconnaître. Ces dernières années, des tentatives fructueuses ont également été faites pour photographier la grande nébuleuse. Le regretté professeur Draper a eu la chance d’obtenir quelques photographies admirables. En Angleterre, M. Common a été le premier à prendre des photographies excellentes de la nébuleuse ; de superbes photographies du même objet ont également été obtenues par le Dr Roberts et M. W.E. Wilson, montrant une vaste étendue de la nébuleuse dans des régions où l’on ignorait auparavant qu’elle se trouvait.

La grande nébuleuse d’Andromède, qui est faiblement visible à l’œil nu, est représentée sur la plaque XV, copiée avec l’autorisation de l’une des photographies stupéfiantes obtenues par le Dr Isaac Roberts. Deux canaux sombres dans la nébuleuse ne peuvent pas passer inaperçus, et le nombre d’étoiles faibles dispersées sur sa surface mérite également l’attention. Pour trouver cet objet, il faut chercher Cassiopée et le Grand Carré de Pégase ; la nébuleuse sera alors facilement perceptible à l’endroit indiqué à la page 413. En 1885, une nouvelle étoile de magnitude sept est apparue soudainement près de la partie la plus brillante de la nébuleuse, avant de disparaître à nouveau après quelques mois.

La nébuleuse de Lyre est la nébuleuse annulaire la plus remarquable du ciel, mais on ne doit pas penser qu’elle soit la seule de cette catégorie. Au total, il existe une douzaine d’objets de ce type. Il semble difficile de se faire une idée adéquate de la nature d’un tel corps. Cependant, il est impossible de contempler les nébuleuses annulaires sans être, en tout cas, rappelé à ces objets élégants connus sous le nom de anneaux de vortex. Qui n’a pas remarqué un gracieux anneau de vapeur qui s’échappe occasionnellement du tuyau d’une locomotive, monte haut dans les airs, pour ne se dissiper que quelque temps après la disparition de la vapeur moins spécialisée ? De tels anneaux de vortex peuvent être produits artificiellement à l’aide d’une boîte cubique, dont un côté ouvert est recouvert de toile, tandis que l’autre côté de la boîte présente un trou circulaire. Une pompe

Sur la toile, cela provoquera l’apparition d’un anneau de vortex à partir du trou ; et si la boîte est remplie de fumée, cet anneau sera visible sur une grande distance le long de son parcours. Il serait certainement exagéré d’affirmer que les nébuleuses annulaires présentent une quelconque analogie réelle avec les anneaux de vortex ; mais en tout cas, il n’existe aucun autre objet connu de nous avec lequel on puisse les comparer.

Le ciel contient un grand nombre d’objets minuscules mais brillants, appelés nébuleuses planétaires. On ne peut les décrire que comme des sphères de gaz bleuâtre lumineux, souvent suffisamment petites pour être prises pour des étoiles lorsqu’on les observe au télescope. L’un des objets les plus remarquables se trouve dans la constellation du Dragon, et peut être localisé à mi-chemin entre l’étoile Polaire et l’étoile γ Draconis. Certaines des nébuleuses planétaires découvertes plus récemment sont extrêmement petites, et ce n’est que grâce au spectroscope qu’elles ont pu être distinguées des petites étoiles. Il convient également de noter que de tels objets se trouvent légèrement en dehors du foyer stellaire dans le télescope réfracteur, en raison de leur couleur bleue. Cette remarque ne s’applique pas au télescope réfléchissant, car cet instrument dirige tous les rayons vers un foyer commun.

Il existe de nombreuses autres formes de nébuleuses : il y a de longs rayons nébuleux ; il y a les spirales merveilleuses qui ont été mises en évidence par le grand télescope réfléchissant de Lord Rosse ; il y a aussi les nébuleuses doubles. Mais tous ces différents objets, nous devons simplement les mentionner en passant. Il est très difficile de faire des représentations graphiques de telles nébuleuses. La plupart d’entre elles sont très faibles — si faibles, en fait, qu’on ne peut les voir qu’avec une grande attention, même à l’aide d’instruments puissants. Par conséquent, pour dessiner ces objets, il est impossible d’éviter d’intensifier les traits les plus faibles si l’on veut obtenir une image compréhensible. Avec cette précaution, nous présentons la Plaque XVI, qui montre plusieurs des nébuleuses les plus remarquables vues à travers le grand télescope de Lord Rosse.

Fig. 99.—La nébuleuse N.G.C., 1,499.
(Par E.E. Barnard, Observatoire de Lick, 21 septembre 1895.)

La véritable nature des nébuleuses pose un problème d’un grand intérêt, qui a naturellement occupé l’esprit du premier observateur assidu des nébuleuses, William Herschel, pendant de nombreuses années. Au début, il supposa que toutes les nébuleuses n’étaient rien d’autre que de denses agglomérats d’étoiles — une conclusion tout à fait naturelle pour quelqu’un qui avait tant progressé dans la puissance optique des télescopes et qui était habitué à voir de nombreux objets qui, sous un petit télescope, semblaient nébuleux, devenir « résolus » en étoiles lorsqu’ils étaient examinés avec un télescope à grande ouverture. Mais en 1864, lorsque Sir William Huggins dirigea pour la première fois un télescope équipé d’un spectroscope vers l’une des nébuleuses planétaires, il devint évident que au moins certaines nébuleuses étaient en réalité des nuages de brume ardente et non des amas d’étoiles.

Nous aborderons dans le chapitre suivant les spectres des étoiles fixes, mais nous pouvons ici mentionner à titre préliminaire que ces spectres sont continus, montrant généralement toute la longueur du spectre, du rouge au violet, comme dans le spectre du soleil, bien qu’il y ait de nombreuses différences importantes quant à la présence de lignes sombres et lumineuses. Un amas d’étoiles doit bien sûr donner un spectre similaire, résultant de la superposition des spectres des étoiles individuelles de l’amas. De nombreuses nébuleuses donnent un spectre de ce type ; par exemple, la grande nébuleuse d’Andromède. Mais cela ne signifie nullement que ces objets ne soient que des amas d’étoiles ordinaires, car un spectre continu peut être produit non seulement par de la matière à l’état liquide ou solide, ou par des gaz à haute pression, mais aussi par des gaz à basse pression mais à haute température dans certaines conditions. Un spectre continu dans le cas d’une nébuleuse ne nécessite donc pas que la nébuleuse soit un amas de corps de taille et de composition générale comparables à notre soleil. Mais si une nébuleuse présente un spectre de lignes lumineuses, nous pouvons être certains que des gaz à basse pression se trouvent dans l’objet étudié. Et c’est précisément ce que Sir William Huggins découvrit être le cas dans de nombreuses nébuleuses. Lorsqu’il décida pour la première fois d’étudier les spectres des nébuleuses, il choisit pour observation ceux que l’on appelle nébuleuses planétaires — de petits disques ronds ou légèrement ovales, généralement sans condensation centrale, et ressemblant à des planètes mal définies. La couleur de leur lumière, qui est souvent teintée de bleu…

Vert, c’est remarquable, car c’est une couleur très rare chez les étoiles isolées. Le spectre s’est avéré être complètement différent de celui de toute étoile, ne se composant que de trois ou quatre lignes brillantes. La plus brillante se trouve dans la partie bleu-vert du spectre et a d’abord été considérée comme identique à une ligne du spectre de l’azote, mais des mesures plus précises ultérieures ont montré que ni celle-ci ni la deuxième ligne nébulaire ne correspondent à aucune ligne sombre dans le spectre solaire, et qu’elles ne peuvent pas non plus être produites expérimentalement en laboratoire ; nous ne pouvons donc pas les attribuer à aucun élément connu. La troisième et la quatrième lignes ont immédiatement été reconnues comme identiques aux deux lignes d’hydrogène qui, dans le spectre solaire, sont désignées F et g.

PLATE E.
NÉBULEUSES DANS LES PLÉIADES.
D’après une photographie du Dr Isaac Roberts.

L’analyse spectrale a ici, comme à de nombreuses autres occasions, rendu
des services que aucun télescope n’aurait jamais pu accomplir. Les spectres
des nébuleuses ont, après Huggins, été étudiés, tant visuellement qu’en photographie,
par Vogel, Copeland, Campbell, Keeler et d’autres, ainsi que de très nombreuses nébuleuses très faibles

Des lignes ont été détectées en plus de ces quatre que montre un instrument de dimensions modérées. Il est remarquable que la ligne rouge C de l’hydrogène, d’ordinaire si brillante, soit absente ou extrêmement faible dans les spectres des nébuleuses ; mais des expériences menées par Frankland et Lockyer ont montré que, sous certaines conditions de température et de pression, le spectre complexe de l’hydrogène se réduit à une seule ligne verte, la ligne F. Il n’est donc pas surprenant que les spectres des nébuleuses gazeuses soient relativement simples, car la densité probablement faible des gaz qu’elles contiennent, ainsi que la faiblesse de ces corps, tendent à réduire les spectres à un petit nombre de lignes. Certaines nébuleuses gazeuses présentent également des spectres continus faibles, dont le point de luminosité maximale se situe non pas dans le jaune (comme dans le spectre solaire), mais plutôt vers le vert. Il est probable que ces spectres continus soient en réalité un ensemble de lignes lumineuses très faibles.

Une liste de toutes les nébuleuses connues pour posséder un spectre gazeux compterait aujourd’hui environ quatre-vingts membres. En plus des nébuleuses planétaires, de nombreuses nébuleuses grandes et plus diffuses appartiennent à cette catégorie, ce qui est également le cas de la nébuleuse annulaire de Lyra et de la grande nébuleuse d’Orion. Il va sans dire qu’il est d’un intérêt particulier de trouver cet objet remarquable parmi les nébuleuses de nature gazeuse. Dans cette nébuleuse, Copeland a détecté la merveilleuse ligne D3 de l’hélium, à une époque où « hélium » n’était qu’un nom, quelque chose d’hypothétique, mais que nous savons aujourd’hui être un élément très largement réparti dans l’univers. Il a depuis été découvert dans plusieurs autres nébuleuses. La facilité avec laquelle on peut reconnaître le spectre gazeux caractéristique a suggéré l’idée de balayer le ciel à l’aide d’un spectroscope afin de découvrir de nouvelles nébuleuses planétaires ; de nombreux objets ont effectivement été découverts de cette manière par Pickering et Copeland, ainsi que plus récemment par Pickering en examinant des photographies spectrales de diverses régions du ciel. La plupart de ces nouveaux objets, vus à travers un télescope, ressemblent à des étoiles ordinaires, et leur véritable nature n’aurait jamais pu être déterminée sans le spectroscope.

Lorsque nous levons les yeux vers le ciel étoilé par une nuit claire, les étoiles semblent, à première vue, être distribuées de manière très irrégulière dans le firmament. Ici et là, quelques étoiles brillantes forment des groupes caractéristiques, tels qu’Orion ou l’Ourse méridionale, tandis que d’autres régions tout aussi vastes sont presque dépourvues d’étoiles brillantes et ne contiennent que quelques-unes, insignifiantes. Si nous utilisons des jumelles ou un petit télescope pour balayer le ciel, le résultat semble identique : tantôt nous rencontrons des zones riches en étoiles, tantôt des endroits relativement vides. Mais lorsque nous nous rapprochons de la zone de la Voie lactée, nous sommes frappés par l’augmentation rapide du nombre d’étoiles qui remplissent le champ du télescope ; et lorsque nous atteignons la Voie lactée elle-même, l’œil est presque incapable de distinguer les points lumineux individuels, qui sont si serrés les uns contre les autres qu’ils donnent, à l’œil nu, l’apparence d’une bande large, mais très irrégulière, de lumière faible, que même un télescope puissant a du mal à résoudre en étoiles en certains endroits. Comment expliquer cette disposition remarquable des étoiles ? Quelle est la raison pour laquelle nous en voyons si peu dans les parties du ciel les plus éloignées de la Voie lactée, et en si grand nombre à l’intérieur ou près de cette merveilleuse ceinture ? La première tentative pour répondre à ces questions a été faite par Thomas Wright, un fabricant d’instruments de Londres, dans un livre publié en 1750. Il supposait que les étoiles de notre système sidéral étaient réparties dans une immense couche de faible épaisseur par rapport à sa longueur et à sa largeur. Si nous avions un gros meuleau en verre, dans lequel seraient uniformément incrustées une grande quantité de grains de sable ou de particules minuscules similaires, et si nous pouvions placer notre œil quelque part près du centre de ce meuleau, il est facile de voir que nous verrions très peu de particules près de l’axe du meuleau, mais beaucoup si nous regardions vers n’importe quel point de la circonférence. Telle était l’idée de Wright concernant la structure de la Voie lactée, et il supposait que le soleil se trouvait non loin du centre de cette couche stellaire.

PLATE F.

ω CENTAURI.
D’après un dessin tiré des publications de l’Observatoire du Harvard College.

Si la Voie lactée elle-même n’existait pas — et que nous ne disposions que du fait que les étoiles semblaient augmenter rapidement en nombre vers un certain cercle (presque un grand cercle) qui traverse le ciel — alors la théorie du disque pourrait avoir de nombreux atouts en sa faveur. Mais l’étude télescopique de la Voie lactée, et encore plus les photographies extraordinaires de sa structure complexe produites par le professeur Barnard, ont porté le coup de grâce à l’ancienne théorie, et rendu tout à fait raisonnable de conclure que la Voie lactée est réellement, et non seulement en apparence, un puissant flux d’étoiles entourant le ciel. Nous mentionnerons bientôt quelques faits qui indiquent cette direction. Un simple coup d’œil suffit pour montrer que la Voie lactée n’est pas une seule bande de lumière ; près de la constellation de l’Aigle, elle se divise en deux branches avec un intervalle assez large entre elles, et ces branches ne se rejoignent qu’après avoir avancé loin dans l’hémisphère sud. La théorie du disque devait, pour expliquer cela, supposer que la couche d’étoiles était fendue en deux presque jusqu’au centre. Mais même si nous admettons cela, comment pouvons-nous expliquer les nombreux trous plus ou moins sombres présents dans la Voie lactée, dont le plus grand et le plus remarquable est ce qu’on appelle le « sac de charbon » dans l’hémisphère sud ? Il faudrait évidemment supposer l’existence d’un certain nombre de tunnels, creusés à travers la couche en forme de disque, et tous dirigés, par quelque étrange affinité, vers l’endroit où se trouve notre système solaire. Et les nombreuses petites branches qui s’étendent depuis la Voie lactée devraient être soit des plans vus de côté, soit les convexités de surfaces courbes vues tangentiellement. L’improbabilité de ces diverses hypothèses est très grande. Mais il existe des preuves que les étoiles relativement brillantes sont regroupées le long de la même zone où les étoiles extrêmement faibles sont également très denses. Le défunt M. Proctor a représenté sur une seule carte toutes les étoiles figurant dans le grand atlas de l’hémisphère nord d’Argelander, au nombre de 324 198, et bien que ces étoiles soient toutes au-dessus de la dixième magnitude, et donc plus brillantes que cet innombrable essaim d’étoiles dont les membres individuels se perdent plus ou moins dans…

Zone galactique, et selon l’hypothèse d’une distribution uniforme, elle devrait être relativement proche de nous ; le tableau montre clairement tout le parcours de la Voie lactée grâce au regroupement de ces étoiles. Cela dispense suffisamment de l’idée que la Voie lactée n’est rien d’autre qu’une couche en forme de disque vue projetée sur la sphère céleste ; par la suite, il est à peine nécessaire d’examiner les photographies du professeur Barnard pour voir comment des régions plutôt brillantes et des régions très faibles s’alternent sans aucune tentative de régularité, afin de se convaincre que la Voie lactée est plus probablement un flux d’étoiles regroupées ensemble, un flux ou un anneau d’dimensions incroyablement immenses, à l’intérieur duquel se trouve par hasard notre système solaire. Mais il faut admettre qu’il est prématuré de tenter de déterminer la forme réelle de ce flux ou la distance relative de ses différentes parties.

PLATINE XVI.
NÉBULEUSES
OBSERVÉES AVEC LE GRAND TÉLÉSCOPE DE LORD ROSSE.

CHAPITRE XXIII.
LA NATURE PHYSIQUE DES ÉTOILES.
Spectroscopes stellaires — Classification des spectres stellaires — Type I, avec très peu de lignes d’absorption — Type II, comme le Soleil — Type III, avec des bandes sombres fortement marquées — Distribution de ces classes dans le ciel — Mouvement dans la ligne de vue — Mouvement orbital découvert avec le spectroscope : nouvelle classe de binaires — Spectres des étoiles temporaires — Nature de ces corps.

Nous avons fréquemment eu l’occasion, dans les chapitres précédents, de faire référence aux révélations du spectroscope, qui constituent un chapitre important dans l’histoire de la science moderne. Grâce à lui, un pas de géant a été fait dans notre tentative de comprendre la constitution physique du Soleil. Dans ce chapitre, nous proposons de donner un aperçu de ce que le spectroscope nous apprend sur la constitution physique des étoiles fixes.

Une toute nouvelle phase de l’astronomie s’ouvre ici. Chaque amélioration des télescopes permettait de découvrir des objets de plus en plus faibles, mais tous les télescopes du monde n’ont pas pu répondre à la question de savoir si du fer et d’autres éléments se trouvaient dans les étoiles. L’étoile ordinaire est une sphère brillante et ardente, plus chaude qu’un convertisseur Bessemer ou un four Siemens ; si du fer se trouve dans l’étoile, il doit non seulement être incandescent et fondu, mais aussi véritablement transformé en vapeur. Mais la vapeur de fer n’est pas visible au télescope. Comment la reconnaîtrait-on ? Comment saurait-on si elle se mélange avec la vapeur de nombreux autres métaux ou autres substances ? En réalité, il s’agit d’une analyse délicate pour distinguer le fer dans l’atmosphère brillante d’une étoile. Mais le spectroscope est apte à cette tâche et il effectue son analyse avec une quantité de preuves absolument convaincantes.

Le fait que les spectres de la Lune et des planètes ne soient en pratique que de faibles reproductions du spectre du Soleil a été découvert par le grand opticien allemand Fraunhofer vers l’an 1816. En plaçant un prisme…

Devant la lentille d’objectif d’un petit théodolite (un instrument utilisé pour des mesures géodésiques), il put déterminer que Vénus et Mars présentaient le même spectre que le soleil, tandis que Sirius en donnait un très différent. Cette observation importante l’incita à se procurer de meilleurs instruments pour poursuivre ses travaux, et il parvint à distinguer les principales caractéristiques des différents types de spectres stellaires. La forme d’instrument adoptée par Fraunhofer pour ce travail, dans laquelle le prisme était placé à l’extérieur de la lentille d’objectif du télescope, n’a été que peu utilisée jusqu’aux dernières années, en raison de la difficulté à obtenir des prismes de grandes dimensions (car il est évident que le prisme doit être aussi grand que la lentille d’objectif si l’on veut exploiter pleinement sa puissance), mais c’est la forme la plus simple de spectroscope pour observer les spectres d’objets sans diamètre angulaire sensible, comme les étoiles fixes. Les rayons parallèles provenant des étoiles sont dispersés par le prisme en un spectre, qui est ensuite observé au moyen du télescope. Mais comme l’image de l’étoile dans le télescope n’est rien d’autre qu’un point lumineux, son spectre n’est qu’une ligne dans laquelle il n’est pas possible de distinguer de lignes transversales comme celles que l’on voit dans le spectre du soleil. Une lentille cylindrique est donc placée devant l’oculaire du télescope ; comme celle-ci a pour effet de transformer un point en une ligne et une ligne en une bande, le spectre étroit de l’étoile est ainsi élargi en une bande lumineuse dans laquelle nous pouvons distinguer tous les détails qui s’y trouvent. Dans d’autres formes de spectroscopes stellaires, on a besoin d’une fente qui doit être placée au foyer de la lentille d’objectif, et l’agencement général est similaire à celui que nous avons décrit dans le chapitre sur le soleil, à ceci près qu’une lentille cylindrique est requise.

L’étude des spectres des étoiles fixes n’a fait que peu de progrès jusqu’à ce que les principes de l’analyse des spectres soient établis par Kirchhoff en 1859. Lorsque les lignes sombres du spectre solaire furent correctement interprétées, il devint aussitôt évident que la science avait ouvert largement les portes d’un nouveau domaine pour l’exploration humaine, dont l’existence même n’était connue que de très peu de gens jusqu’alors. Nous avons vu à quel point c’est splendide

Les triomphes de l’étude du soleil ont guidé les chercheurs dans ce domaine, et nous avons vu comment des résultats très précieux ont été obtenus grâce à la nouvelle méthode lorsqu’elle est appliquée à l’observation des comètes et des nébuleuses. Nous allons maintenant donner un aperçu de ce qui a été appris concernant la composition des étoiles fixes grâce aux recherches initiées par Sir William Huggins et poursuivies et développées par lui, ainsi que par Secchi, Vogel, Pickering, Lockyer, Dunér, Scheiner et d’autres. Ici, comme dans les autres branches modernes de l’astronomie, la photographie a joué un rôle extrêmement important, non seulement parce que les spectres photographiés des étoiles s’étendent bien plus loin dans le domaine violet que l’observateur ne peut les suivre à l’œil nu, mais aussi parce que les positions des lignes peuvent être mesurées avec une grande précision sur les photographies.

Le premier observateur à avoir mis de l’ordre dans la diversité apparemment chaotique des spectres stellaires fut Secchi, qui montra qu’ils pouvaient tous être regroupés en quatre types. Cependant, au cours des trente dernières années, tant de modifications des différents types ont été découvertes qu’il est devenu nécessaire de subdiviser les types de Secchi ; la plupart des observateurs utilisent aujourd’hui la classification de Vogel, que nous adopterons également pour des raisons de commodité dans ce chapitre.

Type I — Dans les spectres des étoiles de cette classe, les lignes métalliques, qui sont si nombreuses et si visibles dans le spectre violet du soleil, sont très faibles et fines, ou complètement invisibles, tandis que les parties bleues et blanches sont extrêmement brillantes. Vogel subdivise cette classe en trois groupes. Dans le premier (I.a), les lignes d’hydrogène sont présentes, et elles sont remarquablement larges et intenses ; Sirius, Vega et Regulus en sont des exemples. La grande largeur de ces lignes indique probablement que ces étoiles sont entourées d’atmosphères d’hydrogène de très grandes dimensions. Il est généralement admis que les étoiles de ce groupe doivent être les plus chaudes de toutes, et cette opinion est étayée par la présence, dans leurs spectres, d’une certaine ligne de magnésium qui, comme l’a montré il y a de nombreuses années Sir Norman Lockyer par des expériences de laboratoire, n’apparaît pas dans le spectre ordinaire du magnésium, mais indique la présence de cette substance à une température très élevée. Dans les spectres des étoiles

Du groupe I.b, les lignes d’hydrogène et les rares lignes métalliques ont une largeur égale, et la ligne de magnésium mentionnée précédemment est la plus forte de toutes. Rigel et plusieurs autres étoiles brillantes d’Orion appartiennent à ce groupe ; il est remarquable que l’hélium soit présent au moins dans certaines de ces étoiles, de sorte que (comme le note le professeur Keeler) le spectre de Rigel peut presque être considéré comme le spectre nébulaire inversé (les lignes sombres au lieu d’être brillantes), à ceci près que les deux principales lignes nébuleuses ne sont pas inversées dans l’étoile. Ce fait sera sans doute un jour d’une grande importance pour notre compréhension du développement successif d’une étoile à partir d’une nébuleuse ; et une étoile comme Rigel a sans aucun doute également une température très élevée. Ce n’est probablement pas le cas des étoiles de la troisième sous-catégorie du type I (I.c), dont les spectres se distinguent par la présence de lignes d’hydrogène brillantes et de la ligne d’hélium brillante D3. Parmi les étoiles possédant ce type de spectre très particulier se trouvent une étoile variable très intéressante dans la constellation de la Lyre (β) et l’étoile connue sous le nom de γ Cassiopeiæ ; toutes deux ont fait l’objet d’observations assidues, leurs spectres présentant de nombreuses particularités qui rendent très difficile l’explication de la constitution physique des étoiles de cette sous-catégorie.

En passant au type II, on trouve des spectres dans lesquels les lignes métalliques sont fortes. L’extrémité du spectre la plus réfrangible est plus faible que dans la classe précédente, et des bandes d’absorption se trouvent parfois vers l’extrémité rouge. Dans sa première sous-catégorie (II.a) se trouvent des spectres comportant un grand nombre de lignes fortes et bien définies dues aux métaux ; les lignes d’hydrogène y sont également bien visibles, bien qu’elles ne soient pas particulièrement frappantes. Parmi les très nombreuses étoiles de ce groupe figurent Capella, Aldebaran, Arcturus, Pollux, etc. Les spectres de ces étoiles sont en fait pratiquement identiques à celui de notre propre Soleil, comme l’a montré, par exemple, le Dr Scheiner de l’Observatoire astrophysique de Potsdam, qui a mesuré plusieurs centaines de lignes sur des photographies du spectre de Capella et a constaté une très grande similitude entre ces lignes et celles correspondantes dans le spectre solaire. Nous pouvons à peine douter que la constitution physique de ces étoiles soit très similaire à celle de notre Soleil. Ce n’est pas le cas des étoiles de la deuxième sous-catégorie (II.b), dont les spectres sont très complexes, chacun étant constitué d’un spectre continu.

traversé de nombreuses lignes sombres, sur lesquelles est superposé un second spectre de lignes brillantes. Plus de soixante-dix étoiles possèdent ce spectre extraordinaire ; la seule étoile brillante parmi elles est une étoile de troisième magnitude située dans la constellation australe d’Argus. Ici encore, l’hydrogène et l’hélium sont représentés par des lignes brillantes, tandis que l’origine des autres lignes brillantes reste incertaine. En ce qui concerne la composition physique des étoiles de ce groupe, il est très difficile de parvenir à une conclusion définitive, mais il ne serait pas improbable que nous ayons affaire ici à des étoiles non seulement entourées d’une atmosphère à température plus basse, responsable des lignes sombres, mais qui, en outre, possèdent un énorme enveloppe d’hydrogène et d’autres gaz. Chez au moins une étoile de ce groupe, le professeur Campbell, de l’Observatoire Lick, a observé la ligne F sous forme d’une longue ligne s’étendant sur une distance considérable de chaque côté du spectre continu ; avec une fente ouverte, elle apparaissait comme un grand disque circulaire d’environ six secondes de diamètre ; deux autres lignes principales d’hydrogène présentaient la même apparence. D’après cette observation, l’existence d’un vaste enveloppe gazeuse entourant l’étoile semble être indiquée.

Type III. contient relativement peu d’étoiles, et les spectres se caractérisent par de nombreuses bandes sombres en plus des lignes sombres, tandis que les parties les plus réfractaires sont très faibles, raison pour laquelle les étoiles sont plus ou moins rouges. Cette classe comporte deux sous-classes bien marquées. Dans la première (III.a), les lignes d’absorption principales coïncident avec des lignes similaires dans le spectre solaire, mais avec de grandes différences en termes d’intensité : de nombreuses lignes sont beaucoup plus fortes dans ces étoiles que sur le Soleil, tandis que de nouvelles lignes apparaissent également. Cependant, ces disparités sont moins importantes que les bandes d’absorption particulières dans les parties rouge, jaune et verte du spectre, qui recouvrent les lignes métalliques et sont nettement définies du côté du violet, s’estompant progressivement vers l’extrémité rouge du spectre. Ce type de bandes appartient à des combinaisons chimiques, ce qui semble indiquer qu’ailleurs dans les atmosphères de ces soleils lointains, la température est suffisamment basse pour permettre la formation de combinaisons chimiques stables. L’étoile la plus importante de ce type est Betelgeuze ou α Orionis, la

Étoile rouge de première magnitude située dans l’épaule d’Orion ; mais il est particulièrement important de noter que de nombreuses étoiles variables à longue période présentent des spectres de type III.a. En 1887, Sir Norman Lockyer a prédit que des lignes brillantes, probablement dues à l’hydrogène, apparaîtraient finalement au moment du maximum de luminosité, lorsque le groupe plus petit serait censé passer à travers le groupe plus grand, et cela a été confirmé peu de temps après par l’annonce selon laquelle le professeur Pickering avait découvert un certain nombre de lignes d’hydrogène brillantes sur des photographies, prises à l’Observatoire du Harvard College, du spectre de la remarquable variable Mira Ceti, au moment de son maximum. Depuis, le professeur Pickering a rapporté que des lignes brillantes ont été trouvées sur les plaques de quarante-et-une variables de cette classe déjà connues, et que plus de vingt autres étoiles ont été détectées comme variables en raison de cette particularité de leur spectre ; en d’autres termes, la présence de lignes brillantes indiquait que ces étoiles étaient variables, et des recherches photométriques ultérieures ont confirmé ce fait.

La deuxième sous-catégorie (III.b) ne comprend que des étoiles relativement faibles, aucune n’excédant la cinquième magnitude, et elle se limite à un petit nombre d’étoiles rouges. Les bandes fortement marquées dans leurs spectres sont nettement définies et sombres du côté rouge, tandis qu’elles s’estompent progressivement vers le violet, exactement l’inverse de ce que l’on observe dans les spectres de type III.a. Ces bandes semblent résulter de l’absorption due aux vapeurs d’hydrocarbures présentes dans les atmosphères de ces étoiles ; mais on y voit aussi quelques lignes visibles qui indiquent la présence de vapeurs métalliques, le sodium étant certainement parmi celles-ci. Il ne fait guère de doute que ces étoiles représentent la dernière étape de la vie d’un soleil, lorsqu’il s’est considérablement refroidi et n’est pas très éloigné de son extinction réelle, en raison de l’absorption croissante de sa lumière restante dans l’atmosphère qui l’entoure.

La méthode employée pour la détermination spectroscopique du mouvement d’une étoile dans la ligne de vue est la même que celle que nous avons décrite dans le chapitre consacré au soleil. La position d’une certaine ligne dans le spectre d’une étoile est comparée à la position de la ligne brillante correspondante d’un élément dans un spectre produit artificiellement, et de cette manière on

On peut détecter un décalage de la ligne stellaire soit vers le violet (indiquant que l’étoile s’approche de nous), soit vers le rouge (indiquant qu’elle s’éloigne). La première tentative de ce type a été faite en 1867 par Sir William Huggins, qui a comparé la ligne F du spectre de Sirius avec la même ligne du spectre de l’hydrogène contenu dans un tube à vide, projetée dans le champ de son spectroscope astronomique, de sorte que les deux spectres apparaissaient côte à côte. Le travail ainsi commencé et poursuivi par lui a ensuite été repris à l’Observatoire de Greenwich ; mais les résultats obtenus grâce à ces observations directes n’ont jamais été satisfaisants, car d’importantes disparités apparaissaient entre les valeurs obtenues par différents observateurs, et même par le même observateur lors de nuits différentes. Ce n’est pas surprenant si l’on considère que la vitesse de la lumière est si énorme par rapport à toute vitesse à laquelle un corps céleste pourrait se déplacer, que le changement de longueur d’onde résultant de ce mouvement ne peut être que très infime, difficile à percevoir et encore plus difficile à mesurer. Mais depuis que la photographie a été utilisée pour ces recherches pour la première fois par le Dr Vogel, de Potsdam, des résultats beaucoup plus cohérents et fiables ont été obtenus, bien qu’il faille encore aujourd’hui faire preuve d’une extrême prudence pour éviter des erreurs systématiques. Pour donner une idée des résultats obtenus, nous présentons dans le tableau suivant les valeurs de la vitesse par seconde de plusieurs étoiles observées en 1896 et 1897 par M. H.F. Newall à l’aide du spectrographe Bruce, monté sur le grand télescope réfracteur Newall de 25 pouces de l’Observatoire de Cambridge ; nous y avons ajouté les valeurs trouvées à Potsdam par Vogel et Scheiner. Les résultats sont exprimés en kilomètres (1 km = 0,62 mile anglais). Le signe + indique que l’étoile s’éloigne de nous, – qu’elle s’approche.

Newall. Vogel. Scheiner.
Aldebaran + 49·2 + 47·6 + 49·4
Betelgeuze + 10·6 + 15·6 + 18·8
Procyon - 4·2 - 7·2 - 10·5
Pollux - 0·7 + 1·9 + 0·4
γ Leonis - 39·9 - 36·5 - 40·5
Arcturus - 6·4 - 7·0 - 8·3

Ces résultats ont été corrigés en fonction du mouvement orbital de la Terre autour du Soleil, mais pas en fonction du mouvement du Soleil dans l’espace, car l’amplitude de ce dernier est pratiquement inconnue, ou du moins très incertaine ; de sorte que les chiffres ci-dessus représentent réellement la vitesse par seconde des différentes étoiles par rapport au Soleil. On peut ajouter que la direction et la vitesse du mouvement du Soleil pourront éventuellement être déterminées à partir de mesures spectroscopiques d’un grand nombre d’étoiles, et il semble probable que la vitesse du Soleil puisse ainsi être trouvée avec beaucoup plus de précision que par l’ancienne méthode consistant à combiner les mouvements propres des étoiles avec des spéculations sur les distances moyennes des différentes classes d’étoiles. Cela a déjà été tenté par le Dr Kempf, qui, à partir des observations spectrographiques de Potsdam, a trouvé que la vitesse du Soleil était de 18·6 kilomètres, soit 11·5 miles par seconde, un résultat qui est probablement proche de la vérité.

Mais les spectres des étoiles fixes peuvent également nous renseigner sur le mouvement orbital dans ces systèmes extrêmement lointains. Si une étoile tournait autour d’une autre dans un plan passant par le Soleil, elle devrait, d’un côté de l’orbite, se diriger droit vers nous et, de l’autre côté, s’éloigner de nous, sans changer sa distance par rapport à nous tant qu’elle passe devant ou derrière le corps central. Si donc, à partir des observations spectroscopiques, nous constatons qu’une étoile se déplace alternativement vers et loin de la Terre sur une période donnée, il ne fait aucun doute que cette étoile orbite autour d’un corps invisible (ou plutôt, autour du centre de gravité des deux) sur la période indiquée par le décalage des lignes spectrales. Au chapitre XIX, nous avons mentionné l’étoile variable Algol dans la constellation de Persée, qui fait partie d’une classe d’étoiles variables caractérisées par le fait que, pour la majeure partie

Pendant cette période, leur luminosité reste inchangée, tandis qu’ pendant une très courte durée, elles deviennent considérablement plus faibles. Le fait que cela soit dû à une sorte d’éclipse — ou, en d’autres termes, au passage périodique d’un corps sombre devant l’étoile, cachant plus ou moins celle-ci de notre vue — était l’hypothèse la plus simple possible, et elle avait déjà été largement acceptée il y a des années. Mais il n’était pas possible de prouver que c’était là l’explication véritable de la périodicité des étoiles comme Algol, jusqu’à ce que le professeur Vogel, à partir des observations spectroscopiques effectuées à Potsdam, découvre que, avant chaque minimum, Algol s’éloigne du Soleil, tandis qu’elle s’en rapproche après le minimum. En supposant que l’orbite soit circulaire, on a déterminé que la vitesse d’Algol était de vingt-six miles par seconde. À partir de cela, ainsi que de la durée de la période (2 jours 22 heures 48 minutes 55 secondes) et du temps d’obscurcissement, il était facile de calculer la taille de l’orbite et les dimensions réelles des deux corps. Il était même possible d’aller plus loin et de calculer, à partir des vitesses orbitales, les masses des deux corps[41], en supposant qu’ils aient une densité égale — une hypothèse qui est sans doute très incertaine. Voici les éléments approximatifs du système d’Algol trouvés par Vogel :—

Diamètre d’Algol : 1 054 000 miles.
Diamètre du compagnon : 825 000 miles.
Distance entre leurs centres : 3 220 000 miles.
Vitesse orbitale d’Algol : 26 miles par seconde.
Vitesse orbitale du compagnon : 55 miles par seconde.
Masse d’Algol : 4/9 de la masse du Soleil.
Masse du compagnon : 2/9 de la masse du Soleil.

La période d’Algol a progressivement diminué au cours du dernier siècle (de six à sept secondes), mais il reste à déterminer si cela est dû au mouvement du système autour d’un troisième corps beaucoup plus éloigné, comme l’a suggéré M. Chandler.

Nous avons déjà mentionné qu’il est nécessaire que la ligne de vue se trouve presque dans le plan de l’orbite afin que des éclipses, et donc des variations de luminosité, puissent survenir. Il est également essentiel qu’il existe une différence de brillance considérable entre les deux corps. Ces conditions doivent être remplies pour les quinze étoiles variables de la classe d’Algol actuellement connues ; mais selon la théorie des probabilités, il doit exister bien plus de systèmes binaires similaires à celui d’Algol où ces conditions ne sont pas remplies, et dans ces cas aucune variation de luminosité ne se produira. Bien sûr, nous connaissons de nombreux cas d’une étoile lumineuse en orbite autour d’une autre, mais il doit aussi y avoir des cas où un compagnon de grande taille orbite autour d’une autre à une telle distance que nos télescopes ne parviennent pas à « séparer » l’étoile double. Cela a d’ailleurs été découvert au moyen du spectroscope. Si l’on examine un système double extrêmement proche avec le spectroscope, les spectres des deux composantes se superposeront, et nous ne serons pas conscients que nous voyons en réalité deux spectres différents. Mais au cours de la révolution des deux corps autour de leur centre de gravité commun, il doit y avoir périodiquement des moments où l’un des corps se rapproche de nous tandis que l’autre s’éloigne, ce qui fait que les lignes du spectre du premier subiront un léger décalage vers l’extrémité violette du spectre, tandis que celles de l’autre subiront un léger décalage vers le rouge. Les lignes communes aux deux spectres deviendront donc périodiquement doubles. Une découverte de ce type a été faite pour la première fois en 1889 par le professeur Pickering, à partir de photographies du spectre de Mizar, ou ζ Ursa Majoris, la composante principale de la célèbre étoile double située dans la queue de l’Ourse géante. On a constaté que certaines lignes devenaient doubles tous les cinquante-deux jours. La séparation maximale des deux composantes de chaque ligne correspond à une vitesse relative d’environ cent miles par seconde pour une étoile par rapport à l’autre, mais des observations ultérieures ont montré

Le cas peut être très compliqué, soit en raison d’une orbite elliptique très excentrique, soit éventuellement à cause de la présence d’un troisième corps. Les photographies prises par le Harvard College ont également montré une duplication périodique des lignes du spectre de l’étoile β Aurigæ, la période étant remarquablement courte : seulement trois jours, vingt-trois heures et trente-sept minutes. En 1891, Vogel a découvert, à partir de photographies du spectre de Spica, l’étoile de première magnitude de la constellation de Vierge, que cette étoile s’éloigne et se rapproche alternativement du système solaire, la période étant de quatre jours. D’autres « binaires spectroscopiques » ont depuis été découverts, notamment un composant de Castor, avec une période de trois jours, découvert par M. Belopolsky, ainsi qu’une étoile dans la constellation du Scorpion, avec une période de seulement trente-quatre heures, détectée sur les spectrogrammes de Harvard.

Récemment, M. H.F. Newall, à Cambridge, et M. Campbell, de l’Observatoire Lick, ont montré que α Aurigæ, ou Capella, est composée d’une étoile semblable au Soleil et d’une étoile semblable à Procyon, qui tournent l’une autour de l’autre en 104 jours.

À première vue, l’idée de deux soleils tournoyant l’un autour de l’autre, séparés par une distance qui, par rapport à leurs diamètres, est très faible, est quelque peu surprenante. Dans le système d’Algol, par exemple, nous avons deux corps, l’un de la taille de notre propre Soleil et l’autre légèrement plus grand, qui tournent autour de leur centre de gravité commun en moins de trois jours, à une distance entre leurs surfaces égale à seulement deux fois le diamètre du plus grand. De même, dans le système de Spica, nous avons deux grands soleils qui tournent l’un autour de l’autre en seulement quatre jours, à une distance égale à celle qui sépare Saturne de son sixième satellite. Mais bien que nous n’ayons actuellement rien de similaire dans notre système solaire, il peut être démontré mathématiquement qu’il est parfaitement possible pour un système de ce type de conserver sa stabilité, sinon pour toujours, du moins pendant des âges. Nous verrons dans notre dernier chapitre qu’il y a eu très probablement un moment où la Terre et la Lune formaient un système particulier de deux corps tournant rapidement à une distance très faible par rapport aux diamètres des corps.

Il est possible que nous ayons un système encore plus complexe dans l’étoile connue sous le nom de β Lyræ. Il s’agit d’une étoile variable d’un grand intérêt, ayant une période de douze

jours et vingt-deux heures, durant lesquelles elle passe d’une magnitude de 4-1⁄2 à un peu plus de 3-1⁄2, descend presque jusqu’à la quatrième magnitude, remonte à une magnitude de 3-1⁄2 complète, puis redescend à 4-1⁄2. En 1891, le professeur Pickering découvrit que les lignes brillantes du spectre de cette étoile changeaient de position de temps en temps, apparaissant tantôt d’un côté, tantôt de l’autre des lignes sombres correspondantes. Il est évident que ces lignes brillantes changent de longueur d’onde : la source lumineuse s’éloigne et se rapproche alternativement de la Terre ; il semblait que ce soit le cas pendant la moitié de la période de variation de la lumière de l’étoile, et l’inverse pendant l’autre moitié. Le spectre de cette étoile a été examiné plus en détail par Belopolsky et d’autres, qui ont constaté que les lignes semblaient doubles, mais que l’une des composantes disparaissait ou devenait très étroite de temps en temps. En partant du principe que ces lignes étaient en réalité simples (la duplication apparente résultant de la superposition d’une ligne sombre), Belopolsky a déterminé l’amplitude de leur déplacement en mesurant les distances entre les deux bords d’une ligne d’hydrogène (F) et la ligne d’hydrogène artificielle produite par du gaz incandescent dans un tube, photographiée en même temps que le spectre de l’étoile. En supposant que les approches et les éloignements alternés étaient causés par une révolution orbitale, Belopolsky a constaté que le corps émettant la lumière des lignes brillantes se déplaçait avec une vitesse orbitale de quarante-et-un miles à l’heure. En 1897, il a réussi à observer le déplacement d’une ligne sombre due au magnésium, et a découvert que le corps qui l’émettait se déplaçait également en orbite ; mais tandis que les vitesses indiquées par la ligne brillante F sont positives après le minimum principal de la lumière de l’étoile, celles indiquées par la ligne sombre sont négatives. Par conséquent, pendant le minimum principal, c’est l’étoile qui produit la ligne sombre qui est éclipsée, et pendant le minimum secondaire, c’est une autre étoile qui produit la ligne brillante qui est éclipsée. Cette merveilleuse étoile variable exigera cependant davantage d’observations avant que le problème de sa structure ne soit définitivement résolu, et il en va de même pour plusieurs étoiles variables, comme η Aquilæ et δ Cephei, chez lesquelles on a constaté un manque de cohérence entre les variations de vitesse et les fluctuations de la lumière.

Il existe des analogies frappantes entre le spectre complexe de β Lyræ et les spectres des étoiles temporaires. La première « nouvelle étoile » qui put être examinée spectroscopiquement fut celle qui est apparue dans Corona Borealis en 1866, et qui fut étudiée par Sir W. Huggins. Elle présentait un spectre continu avec des lignes d’absorption sombres, ainsi que les lignes brillantes de l’hydrogène ; pratiquement le même spectre que celui des étoiles de type II.b. Il en alla de même pour l’étoile de Schmidt de 1876, qui montrait la ligne d’hélium (D3) et la ligne principale de la nébuleuse en plus des lignes de l’hydrogène ; mais à l’automne 1877, lorsque l’étoile avait atteint la dixième magnitude, le Dr Copeland fut surpris de constater qu’une seule ligne était visible, la ligne principale de la nébuleuse, dans laquelle presque toute la lumière de l’étoile était concentrée, le spectre continu étant à peine perceptible. Il semblait en effet que l’étoile s’était transformée en nébuleuse planétaire, mais par la suite le spectre sembla perdre ce caractère monochromatique particulier : la ligne de la nébuleuse disparut et seul un spectre continu faible resta visible, ce qui est également le cas pour l’étoile de 1866 depuis qu’elle a atteint la dixième magnitude. Un spectre continu était tout ce que l’on pouvait observer de la nouvelle étoile qui est apparue dans la nébuleuse d’Andromède en 1885, très similaire au spectre de la nébuleuse elle-même.

Lorsque la nouvelle étoile dans Auriga fut annoncée, en février 1892, les astronomes étaient mieux préparés à l’observer spectroscopiquement, car il était désormais possible, grâce à la photographie, d’étudier la partie ultraviolette du spectre, invisible à l’œil nu. Le spectre visible ressemblait beaucoup à celui de la Nova Cygni de 1876, mais lorsque les longueurs d’onde de toutes les lignes brillantes observées et photographiées à l’observatoire Lick et à Potsdam furent mesurées, une forte ressemblance avec le spectre des lignes brillantes de la chromosphère solaire devint très évidente. Les lignes d’hydrogène étaient très prononcées, tandis que les lignes de fer étaient très nombreuses ; le calcium et le magnésium y étaient également présents. La révélation la plus remarquable apportée par les photographies fut cependant que, dans de nombreux cas, les lignes brillantes étaient accompagnées, du côté du violet, de larges bandes sombres, tandis que tant les lignes brillantes que les lignes sombres avaient un caractère composite. Beaucoup des bandes sombres

Les lignes présentaient une fine ligne brillante superposée au milieu, tandis que, d’un autre côté, de nombreuses lignes brillantes comptaient deux ou trois points de maximum de luminosité. Les résultats des mesures de mouvement dans la ligne de vue étaient d’une importance particulière. Ils montraient que la source de lumière, d’où provenaient les fines lignes brillantes au sein des lignes sombres, se dirigeait vers le soleil à une vitesse énorme de 400 miles par seconde, et si les lignes brillantes représentaient réellement des « inversions » des lignes sombres, alors la source du spectre d’absorption devait posséder une vitesse presque identique. D’un autre côté, si les deux ou trois maxima de luminosité dans les lignes brillantes correspondaient vraiment à deux ou trois corps distincts produisant des lignes brillantes, les mesures indiquaient que le principal d’entre eux était presque à l’arrêt par rapport au soleil, tandis que les autres s’éloignaient de nous à des vitesses extraordinaires de 300 et 600 miles par seconde. Et comme si cela n’était pas suffisamment déroutant, l’étoile, lors de sa renaissance en août 1892 en tant qu’étoile de magnitude dix, présentait un spectre complètement différent, ne montrant que plusieurs lignes brillantes appartenant à des nébuleuses planétaires ! Il est possible que les principales d’entre elles aient réellement été présentes dans le spectre dès le début, mais que leurs longueurs d’onde aient été différentes en raison d’un changement de mouvement dans la ligne de vue, de sorte que les lignes de nébuleuse observées à l’automne étaient identiques à d’autres observées au printemps en des endroits légèrement différents. Des observations ultérieures de ces lignes de nébuleuse semblaient indiquer un mouvement de la nova vers le système solaire (d’environ 150 miles par seconde), mouvement qui diminuait progressivement.

Mais bien que nous soyons obligés d’avouer notre incapacité à dire avec certitude pourquoi une étoile temporaire s’allume si soudainement, nous avons toutes les raisons de penser que ces corps étranges nous révéleront peu à peu beaucoup de choses sur la constitution des étoiles fixes. La grande variété de spectres que nous observons dans l’univers stellaire – des spectres de nébuleuses avec des lignes brillantes, des spectres stellaires de même nature générale, d’autres avec de larges bandes d’absorption, ou encore de nombreuses lignes sombres comme celles de notre soleil, ou seulement quelques lignes d’absorption – tout cela montre que l’univers est plein de corps à différents stades d’évolution. Nous aurons encore quelques mots à dire à ce sujet lorsque nous aborderons la signification astronomique de la chaleur ; mais nous sommes arrivés à un point où l’homme…

L’intellect a du mal à suivre le développement de nos ressources instrumentales, et notre imagination est désemparée lorsque nous tentons de systématiser les connaissances que nous avons acquises. Il est évident qu’une grande prudence doit être exercée dans l’interprétation des phénomènes observés, comme en témoigne l’expérience récente du professeur Rowland, de Baltimore, d’où nous apprenons que les lignes spectrales ne s’élargissent pas seulement sous l’effet d’une pression accrue du vaporé lumineux, mais qu’elles peuvent également être déplacées. La découverte du Dr Zeeman, selon laquelle une ligne provenant d’une source placée dans un champ magnétique fort peut se voir à la fois élargie, affinée et doublée, augmentera également nos difficultés à interpréter ces phénomènes obscurs.

CHAPITRE XXIV.
La précession et la nutation de l’axe terrestre.
Le pôle n’est pas un point fixe — Son effet sur les positions apparentes des étoiles — L’illustration du couvercle de bouteille — La force perturbatrice qui agit sur la Terre — L’attraction du Soleil sur une sphère — La protubérance à l’équateur — L’attraction de cette protubérance par le Soleil et par la Lune produit la précession — L’efficacité de l’agent précessif varie inversement avec le cube de la distance — L’efficacité relative du Soleil et de la Lune — Comment le pôle de l’axe terrestre tourne autour du pôle de l’écliptique — Variation de la latitude.

La position du pôle céleste est indiquée de la manière la plus pratique par l’étoile brillante connue sous le nom d’étoile polaire, qui se trouve à proximité immédiate de lui. Autour de ce pôle, tout le ciel semble tourner une fois par jour sidéral ; et nous avons jusqu’à présent toujours considéré ce pôle comme s’il s’agissait d’un point fixe dans le ciel. Cette expression est suffisamment exacte lorsque nous ne prenons en compte qu’une période de temps modeste dans notre analyse. Il est sans doute vrai que le pôle se trouve actuellement près de l’étoile polaire. C’était le cas durant la vie de la dernière génération, et ce le sera également durant la vie de la génération suivante. Tout au long de ce temps, cependant, le pôle se déplace constamment dans le ciel, de sorte qu’un moment viendra où il aura quitté de loin l’étoile polaire actuelle. Ce mouvement est incessant. Il peut être facilement détecté et mesuré à l’aide des instruments de nos observatoires, et les astronomes connaissent bien le fait qu’il est nécessaire, dans tous leurs calculs, de tenir compte spécialement de ce mouvement du pôle. Il provoque un changement apparent de la position d’une étoile, phénomène connu sous le nom de « précession ».

Fig. 100.

Le mouvement du pôle est très clairement montré dans la figure accompagnante (Fig. 100), pour laquelle je suis redevable de la gentillesse du défunt

Professeur C. Piazzi Smyth. Le cercle montre la trajectoire suivie par le pôle au milieu des étoiles.

Le centre du cercle, situé dans la constellation du Dragon, est le pôle de l’écliptique. Un parcours complet du pôle dure une période considérable d’environ 25 867 ans. Le dessin indique la position du pôle à différentes dates, de 4000 av. J.-C. à 2000 apr. J.-C. Un simple coup d’œil à cette carte nous montre clairement à quel point c’est fortuit que le pôle soit proche de l’étoile Polaire. Actuellement, en effet, la distance entre les deux diminue, mais par la suite elle augmentera jusqu’à ce que, lorsqu’une moitié de la révolution aura été accomplie, le pôle se trouve à une distance égale à deux fois le rayon du cercle par rapport à l’étoile Polaire. Il arrivera alors que le pôle soit près de l’étoile brillante Vega ou α Lyrae, de sorte que nos successeurs, dans environ 12 000 ans, pourront utiliser Vega à de nombreuses fins pour lesquelles on utilise actuellement l’étoile Polaire ! En regardant vers les âges passés, nous voyons qu’il y a environ 2 000 ou 3 000 ans avant J.-C., l’étoile α Draconis était suffisamment bien placée pour servir d’étoile Polaire, tandis que β et δ de l’Ourse géante servaient de guides. Il va sans dire que, depuis l’avènement de l’astronomie précise, le parcours du pôle n’a été observé que sur une très petite partie de ce vaste cercle. Cependant, nous n’avons pas raison de douter que le mouvement du pôle continuera à suivre la même trajectoire. Cela deviendra parfaitement clair lorsque nous procéderons à l’explication de ce phénomène très intéressant.

Le pôle nord du ciel est le point de la sphère céleste vers lequel est dirigé l’extrémité nord de l’axe autour duquel la Terre tourne. Il s’ensuit donc que cet axe doit constamment changer de position. La nature du mouvement de la Terre, en ce qui concerne sa rotation, peut être illustrée par un jouet très courant que tout garçon connaît. Lorsqu’on fait tourner un jouet à bille, il effectue bien sûr une rotation très rapide autour de son axe ; mais en plus de cette rotation, il y a généralement un autre mouvement, grâce auquel l’axe du jouet ne reste pas dans une direction constante, mais se déplace le long d’une trajectoire conique autour de la ligne verticale. La figure adjacente (fig. 101) montre ce jouet. Il tourne bien sûr avec grande vitesse autour de son axe, tandis que l’axe lui-même tourne.

autour de la ligne verticale avec un mouvement très délibéré. Si nous pouvions imaginer une immense toupie qui tournerait sur son axe une fois par jour, et si cet axe était incliné d’un angle de vingt-trois ans et demi degrés par rapport à la verticale, et si le lent mouvement conique de l’axe était tel que sa révolution s’achève en environ 26 000 ans, alors les mouvements ressembleraient à ceux effectivement produits par la Terre. L’illustration de la toupie est en effet très proche du phénomène réel de précession. Dans chaque cas, la rotation autour de l’axe est bien plus rapide que celle de la révolution de l’axe lui-même ; dans chaque cas également, le mouvement lent est dû à une interférence externe. En regardant la figure de la toupie (fig. 101), nous pouvons nous demander : pourquoi ne tombe-t-elle pas ? L’effet évident de la gravité semblerait indiquer qu’il est impossible pour la toupie d’être dans la position montrée sur la figure. Pourtant, tout le monde sait que c’est possible tant que la toupie tourne. Si elle ne tournait pas, elle tomberait bien sûr. Il s’ensuit donc que l’effet de la rotation rapide de la toupie modifie à ce point l’effet de la gravité que cette dernière, au lieu de produire sa conséquence apparemment évidente, provoque le lent mouvement conique de l’axe de rotation. C’est sans doute une question dynamique assez difficile, mais il est facile de vérifier expérimentalement que c’est bien le cas. Si l’on construit une toupie de telle sorte que le point autour duquel elle tourne coïncide avec son centre de gravité, alors il n’y a aucun effet de gravité sur la toupie, et aucun mouvement conique n’est perceptible.

Si la Terre n’était soumise à aucune interférence externe, alors la direction de l’axe autour duquel elle tourne devrait rester éternellement constante ; mais comme la direction de l’axe ne reste pas constante, il est nécessaire de chercher une force perturbatrice suffisante pour expliquer les phénomènes observés. Nous avons constaté à chaque fois que les phénomènes dynamiques de l’astronomie peuvent être expliqués par la loi de la gravitation universelle. Il est donc naturel de se demander dans quelle mesure la gravitation peut expliquer le phénomène de précession ; et pour simplifier les choses, considérons l’effet qu’un corps attractif lointain peut avoir sur la rotation de la Terre.

Pour répondre à cette question, il devient nécessaire de définir précisément ce que nous entendons par la Terre ; et comme, pour la plupart des fins en astronomie, nous considérons la Terre comme un globe sphérique, nous commencerons par cette hypothèse. Il semble également certain que l’intérieur de la Terre est, dans l’ensemble, plus dense que ses parties extérieures. Il est donc raisonnable de supposer que la densité augmente à mesure que l’on descend ; de même, il n’existe aucune raison valable de penser que la Terre soit beaucoup plus dense en un point qu’en un autre situé à une distance égale du centre. C’est pourquoi, dans de tels calculs, on suppose généralement que la Terre est formée de coquilles sphériques concentriques, chacune ayant une densité uniforme, tandis que la densité diminue de chaque coquille vers celle qui lui est extérieure.

Si l’on soumet une sphère de cette constitution à l’attraction d’un corps extérieur, examinons les effets que ce corps extérieur peut produire. Supposons, par exemple, que le soleil attire une sphère de ce type : quels mouvements en résulteront ? Le premier et le plus évident résultat est celui que nous avons déjà si souvent abordé, et qui est exprimé par les lois de Kepler : l’attraction forcera la Terre à tourner autour du soleil sur une trajectoire elliptique, dont le soleil est le foyer. Cependant, ce mouvement n’est pas ce qui nous intéresse pour l’instant. Nous devons déterminer dans quelle mesure l’attraction du soleil peut modifier la rotation de la Terre autour de son axe. On peut démontrer que l’attraction du soleil serait impuissante à perturber la rotation de la Terre ainsi constituée. C’est un résultat qui peut être prouvé formellement par des calculs mathématiques. Il est cependant suffisamment évident que la force d’attraction de tout point éloigné sur une sphère symétrique doit passer par le centre de cette sphère ; et comme le soleil n’est qu’un vaste amas de points attractifs, il ne peut produire qu’une multitude correspondante de forces d’attraction ; chacune de ces forces passe par le centre de la Terre, et par conséquent la force résultante, qui exprime l’effet conjoint de toutes ces forces individuelles, doit également être dirigée vers le centre de la Terre. Une force de ce genre, quelles que soient les autres influences puissantes qu’elle puisse avoir, sera impuissante à affecter la rotation de la Terre. Si la Terre tourne autour d’un axe, la direction de cet axe sera invariablement conservée ; de sorte que, tandis que la Terre tourne autour du soleil, elle continuera de tourner autour d’un axe qui restera toujours parallèle à lui-même. De même, l’attraction exercée par un autre corps sur la Terre ne serait pas plus efficace que celle du soleil. Si la Terre était réellement la sphère symétrique que nous avons supposée, alors l’attraction du soleil et de la lune, ainsi que l’influence de tous les planètes, ne seraient jamais suffisantes pour faire dévier l’axe de rotation de la Terre, ne serait-ce qu’une seconde, de sa direction initiale.

Nous avons ainsi très étroitement circonscrit la recherche de la cause de la « précession ». Si la Terre était une sphère parfaite, la précession serait inexplicable. Nous sommes donc contraints de chercher une explication.

La précession est due au fait que la Terre n’est pas une sphère parfaite. Nous avons déjà démontré que c’était bien le cas. Nous avons montré que l’axe équatorial de la Terre est plus long que l’axe polaire, de sorte qu’il existe une zone proéminente entourant l’équateur. L’attraction des corps extérieurs peut saisir cette protubérance et ainsi forcer l’axe de rotation de la Terre à changer de direction.

Il n’y a que deux corps dans l’univers qui contribuent de manière significative au mouvement de précession de l’axe terrestre : ce sont le Soleil et la Lune. La part respective de cet effet exercée par le Soleil et par la Lune n’est pas celle que l’on pourrait attendre d’une vue sommaire du sujet. C’est un point sur lequel il sera utile de s’attarder, car il illustre un aspect de la théorie de la gravitation d’une importance capitale.

La loi de la gravitation affirme que l’intensité de l’attraction que peut exercer un corps est directement proportionnelle à sa masse, et inversement proportionnelle au carré de sa distance par rapport au point attiré. Nous pouvons donc comparer l’attraction exercée sur la Terre par le Soleil et par la Lune. La masse du Soleil dépasse celle de la Lune dans un rapport d’environ 26 000 000 pour 1. D’autre part, la Lune se trouve en moyenne à une distance qui représente environ 1/386e de celle du Soleil. Il est donc facile de calculer que l’efficacité de l’attraction solaire sur la Terre est environ 175 fois supérieure à celle de l’attraction lunaire. C’est donc bien naturellement que la Terre obéit à l’attraction extrêmement puissante du Soleil et suit une trajectoire elliptique autour de lui, avec la Lune en tant qu’appendice.

Mais lorsque nous abordons cet effet particulier de l’attraction capable de produire la précession, nous constatons que la loi selon laquelle on calcule l’efficacité du corps attracteur prend une forme différente. Dans ce cas, la mesure de l’efficacité se trouve en prenant la masse du corps et en la divisant par le cube de sa distance. La démonstration complète de cette affirmation doit être cherchée dans les formules mathématiques, et ne peut être présentée dans ces pages ; nous pouvons cependant,

On peut avancer un argument qui permettra au lecteur de comprendre dans une certaine mesure ce principe, sans pour autant prétendre en donner une démonstration de sa justesse. Il sera évident que plus le corps perturbateur s’approche de la Terre, plus grande est l’effet de levier (si l’on peut utiliser cette expression) fourni par la protubérance à l’équateur. L’efficacité d’une force donnée augmentera donc, pour cette seule raison, en proportion inverse de la distance. L’intensité réelle de la force elle-même augmente en fonction inverse du carré de la distance ; par conséquent, la capacité du corps attractif à provoquer une précession augmentera, pour deux raisons, lorsque la distance diminue. Supposons, par exemple, que le corps perturbateur soit rapproché à la moitié de sa distance initiale par rapport au corps perturbé : l’effet de levier est ainsi doublé, tandis que l’intensité réelle de la force est en même temps quadruplée, conformément à la loi de la gravitation. Il en résulte que l’effet produit dans ce dernier cas doit être huit fois plus grand que dans le premier. Cela revient simplement à dire que la capacité d’un corps à provoquer une précession varie en proportion inverse du cube de la distance.

C’est cet argument qui confère à la Lune une importance en tant qu’agent capable de provoquer une précession, une importance à laquelle sa simple capacité d’attraction ne l’aurait pas amenée. Même si la masse du Soleil est 26 000 000 fois supérieure à celle de la Lune, en divisant ce nombre par le cube de la valeur relative des distances entre les corps (386), on constate que l’efficacité de la Lune est plus du double de celle du Soleil. En d’autres termes, on peut dire que un tiers du mouvement de précession est dû au Soleil et deux tiers à la Lune.

Pour étudier l’effet de précession conjoint provoqué par le Soleil et la Lune agissant simultanément, il sera utile d’examiner d’abord l’effet produit par chacun des deux corps séparément ; et comme le cas du Soleil est le plus simple des deux, nous le traiterons en premier. Alors que la Terre parcourt son orbite annuelle autour du Soleil, son axe est dirigé vers un point dans le ciel situé à 23½° du pôle de l’écliptique. La précession

L’effet du soleil est de faire en sorte que ce point – le pôle de la Terre – tourne, tout en maintenant toujours la même distance angulaire par rapport au pôle de l’écliptique ; c’est ainsi que nous observons un mouvement de type celui représenté dans le schéma. Comme l’écliptique occupe une position que, pour nos besoins actuels, nous pouvons considérer comme fixe dans l’espace, il s’ensuit que le pôle de l’écliptique est un point fixe sur la surface céleste ; par conséquent, le trajet du pôle de la Terre doit être un petit cercle dans le ciel, dont la position reste fixe par rapport aux étoiles environnantes. On retrouve ici un mouvement strictement analogue à celui du toupie. C’est la gravité de la Terre agissant sur la toupie qui la force à effectuer un mouvement conique. L’effet immédiat de la gravité est modifié par la rotation rapide de la toupie, de sorte que, conformément à un principe dynamique fondamental, son axe tourne dans un cône plutôt que de tomber, comme cela se produirait si la toupie ne tournait pas. De manière similaire, l’effet immédiat de l’attraction solaire sur la protubérance à l’équateur serait de faire tendre le pôle de l’axe terrestre vers le pôle de l’écliptique, mais la rotation rapide de la Terre transforme cela en un mouvement conique de précession.

La situation concernant la Lune est bien plus complexe. La Lune décrit une certaine orbite autour de la Terre ; cette orbite se trouve dans un certain plan, et ce plan possède bien sûr un certain pôle sur la sphère céleste. L’effet de précession de la Lune tendrait donc à faire en sorte que le pôle de l’axe terrestre décrive un cercle autour de ce point dans le ciel qui correspond au pôle de l’orbite lunaire. Ce point se trouve à environ 5° du pôle de l’écliptique. Le pôle de la Terre est donc soumis à deux mouvements différents : l’un est une révolution autour du pôle de l’écliptique, l’autre est une révolution autour d’un autre point situé à 5° de distance, qui correspond au pôle de l’orbite lunaire. Il semblerait donc que le pôle terrestre devrait effectuer un mouvement composé résultant de ces deux mouvements distincts. C’est effectivement le cas, mais il y a un point qu’il convient d’examiner avec beaucoup de soin, car il semble au premier abord presque paradoxal. Nous avons montré comment la puissance de la Lune en tant qu’agent de précession dépasse celle du soleil ; on pourrait donc penser que le mouvement composé du pôle terrestre suivrait…

plus proche d’une rotation autour du pôle du plan de l’orbite de la Lune que d’une rotation autour du pôle de l’écliptique ; mais ce n’est pas le cas. Le mouvement de précession est représenté par une révolution autour du pôle de l’écliptique, comme le montre la figure. C’est là le germe de l’une de ces découvertes astronomiques exquises qui nous ravissent en illustrant certains des phénomènes les plus subtils de la nature.

Le plan dans lequel la Lune orbite ne occupe pas une position constante. Nous ne nous intéressons pas ici particulièrement aux causes de ce changement dans le plan de l’orbite de la Lune, mais il faut définir la nature de ce mouvement. L’inclinaison de ce plan par rapport à l’écliptique est d’environ 5°, et cette inclinaison ne varie pas (sauf dans des limites très étroites) ; mais la ligne d’intersection des deux plans varie, et de fait, elle varie si rapidement qu’elle effectue une révolution en environ 18-2⁄3 ans. Ce mouvement du plan de l’orbite de la Lune entraîne un changement correspondant dans la position de son pôle. Nous voyons donc que le pôle de l’orbite de la Lune doit en réalité tourner autour du pôle de l’écliptique, restant toujours à la même distance de 5°, et effectuant sa révolution en 18-2⁄3 ans. Il sera donc évident qu’il existe une différence profonde entre l’effet de précession du Soleil et celui de la Lune dans leur action sur la Terre. Le Soleil amène le pôle terrestre à décrire un cercle autour d’un centre fixe ; la Lune amène le pôle terrestre à décrire un cercle autour d’un centre lui-même en mouvement constant. Heureusement, les circonstances du cas sont telles qu’elles réduisent considérablement la complexité du problème. Le mouvement du plan de la Lune, qui ne dure que约 18-2⁄3 ans, est un mouvement très rapide par rapport au mouvement de précession global, qui dure environ 26 000 ans. Il en résulte que, au moment où l’axe terrestre aura effectué un tour complet de son majestueux cône, le pôle du plan de la Lune aura tourné environ 1 400 fois. Or, comme ce pôle ne décrit en réalité qu’un cône relativement petit de rayon 5°, nous pouvons, pour une première approximation, prendre la position moyenne qu’il occupe ; mais cette moyenne

La position est bien sûr le centre du cercle qu’elle décrit – c’est-à-dire le pôle de l’écliptique.

Nous voyons ainsi que l’effet de précession moyen de la Lune concourt simplement avec celui du Soleil pour produire une révolution autour du pôle de l’écliptique. Les phénomènes les plus importants des mouvements de l’axe terrestre s’expliquent par la révolution uniforme du pôle sur une trajectoire circulaire ; mais si nous examinons de près le parcours de l’axe terrestre, nous constatons que, bien qu’il corresponde dans l’ensemble au cercle, il trace en réalité une ligne sinueuse, tantôt à l’intérieur, tantôt à l’extérieur du cercle. Ce mouvement délicat provient du changement continu de la position du pôle de l’orbite lunaire. La période de ces ondulations est de 18 2/3 ans, ce qui correspond exactement à la période de révolution des nodes lunaires. L’écart du pôle par rapport au cercle, d’un côté comme de l’autre, n’est que d’environ 9,2 secondes – une valeur inférieure au vingtième millième du rayon de la sphère. Ce phénomène, connu sous le nom de « nutation », a été découvert grâce aux recherches spectroscopiques remarquables de Bradley en 1747. Que l’on considère l’intérêt théorique du sujet ou la précision des observations requises, cette réalisation de l’« Incomparable », comme l’a appelé Bessel, est l’un des chefs-d’œuvre du génie astronomique.

Les phénomènes de précession et de nutation dépendent des mouvements de la Terre elle-même, et non des mouvements de son axe de rotation à l’intérieur de la Terre. Par conséquent, la distance entre un point donné sur Terre et le pôle nord ou sud n’est pas perturbée par aucun de ces phénomènes. La latitude d’un lieu est la distance de ce lieu par rapport à l’équateur terrestre, et cette valeur reste inchangée au cours du long cycle de précession de 26 000 ans. Cependant, il a été découvert ces dernières années que les latitudes subissent un petit changement périodique de quelques dizaines de millièmes de seconde d’arc. Cela a été souligné pour la première fois vers 1880 par le Dr Küstner, de Berlin, et par une analyse magistrale de toutes les observations disponibles, recueillies au cours de nombreuses années dans divers observatoires, le Dr Chandler, de Boston, a montré que

La latitude de chaque point sur Terre est soumise à une double oscillation : la période de l’une est de 427 jours et celle de l’autre d’environ un an ; l’amplitude moyenne de chacune est de 0,14”. En d’autres termes, le point situé dans les régions arctiques, directement sur la prolongation de l’axe de rotation terrestre, n’est pas absolument fixe ; l’extrémité de cet axe imaginaire se déplace de manière complexe, mais reste toujours à quelques mètres de sa position moyenne. Cette découverte remarquable est non seulement précieuse car elle apporte une nouvelle précision dans de nombreuses recherches astronomiques qui dépendent d’une connaissance exacte de la latitude, mais des études théoriques montrent que les périodes de cette variation sont incompatibles avec l’hypothèse selon laquelle la Terre serait un corps absolument rigide. Bien que cette hypothèse se soit révélée insoutenable par d’autres moyens, la confirmation de ce point de vue par la découverte du Dr Chandler revêt une grande importance.

CHAPITRE XXV.
L’ABERRATION DE LA LUMIÈRE.
Les mouvements réels et apparents des étoiles — Comment les distinguer —
L’aberration produit des effets dépendants de la position des étoiles — Le pôle de l’écliptique — L’aberration fait paraître que les étoiles se déplacent en cercle, en ellipse ou en ligne droite selon leur position — Toutes les ellipses ont des axes majeurs égaux — Comment expliquer ce mouvement ? — Comment le distinguer de la parallaxe annuelle — L’apex du parcours terrestre — Comment l’expliquer par la vitesse de la lumière — Comment mesurer l’échelle du système solaire grâce à l’aberration de la lumière.

Dans ce chapitre, nous devons raconter une découverte de nature complexe, qui illustre de manière frappante certaines des vérités fondamentales de l’astronomie. Notre discussion sera naturellement divisée en deux parties. Dans la première partie, nous devons décrire la nature du phénomène, puis donner l’explication extrêmement élégante fournie par les propriétés de la lumière. La découverte télescopique de l’aberration, ainsi que son explication, sont dues au célèbre Bradley.

L’expression « étoile fixe », si souvent utilisée en astronomie, doit être comprise dans un sens très restreint. Les étoiles sont, sans aucun doute, bien fixes à leur place, du moins pour une observation grossière. Les contours des constellations restent inchangés pendant des siècles, et, par contraste avec les mouvements incessants des planètes, on les nomme à juste titre fixes. Cependant, nous avons eu plus d’une occasion de montrer tout au long de cet ouvrage que l’expression « étoile fixe » n’est pas exacte lorsqu’on tient compte de quantités infimes. Avec les mesures précises des instruments modernes, beaucoup de ces quantités sont si perceptibles qu’il faut toujours les prendre en compte dans la recherche astronomique. Nous pouvons diviser les mouvements des étoiles en deux grandes catégories : les mouvements réels et les mouvements apparents. Le mouvement propre des étoiles et les mouvements de révolution des étoiles binaires constituent les mouvements réels de ces corps.

Ces mouvements sont propres à chaque étoile, de sorte que deux étoiles, bien qu’proches l’une de l’autre dans le ciel, peuvent différer au plus haut point quant aux mouvements réels qu’elles possèdent. Il arrive en effet parfois que des étoiles d’une certaine région soient animées d’un mouvement commun. Dans ce phénomène, on trouve des traces d’un mouvement réel partagé par un certain nombre d’étoiles d’un même groupe. Cependant, à cette exception près, les mouvements réels des étoiles semblent ne pas obéir à de loi systématique, et les étoiles se déplaçant rapidement sont dispersées ici et là de manière aléatoire à travers le ciel.

Les mouvements apparents des étoiles ont un caractère différent, puisque nous constatons que le mouvement de chaque étoile est déterminé par la place qu’elle occupe dans le ciel. C’est ainsi que nous distinguons les mouvements réels de l’étoile de ses mouvements apparents, et que nous examinons la nature des uns comme des autres.

Dans ce chapitre, nous ne nous occupons que des mouvements apparents, qui sont au nombre de trois : ceux dus respectivement à la précession, à la nutation et à l’aberration. Chacun de ces mouvements apparents obéit à des lois qui lui sont propres, ce qui permet d’analyser le mouvement apparent global et de déterminer dans quelle proportion la précession, la nutation et l’aberration y contribuent chacune. Nous pouvons ainsi isoler l’effet de l’aberration comme s’il était le seul agent du déplacement apparent ; ainsi, grâce à une combinaison entre calcul mathématique et observation astronomique, nous pouvons étudier les effets de l’aberration avec autant de clarté comme si les étoiles n’étaient soumises à aucun autre mouvement.

En concentrant notre attention uniquement sur les phénomènes d’aberration, nous décrirons son effet particulier sur les étoiles situées dans différentes régions du ciel, afin de déterminer les lois selon lesquelles cet effet se manifeste. Une fois cette étape accomplie, nous serons en mesure de donner l’explication élégante de ces lois, liées à la vitesse de la lumière.

Dans une région particulière du ciel, l’effet de l’aberration présente un degré de simplicité qui n’apparaît nulle part ailleurs. Cette région se situe

Dans la constellation du Dragon, au pôle de l’écliptique. À ce pôle, ou dans ses environs immédiats, chaque étoile, en raison de l’aberration, décrit un cercle dans le ciel. Ce cercle est très petit ; il faudrait environ 2 000 de tels cercles réunis pour former une surface égale à celle de la Lune. Exprimé en langage astronomique habituel, on dirait que le diamètre de ce petit cercle est d’environ 40,9 secondes d’arc. Il s’agit d’une valeur qui, bien qu’étant petite à l’œil nu, revêt en réalité une grande importance relative dans l’état actuel de la recherche astronomique par télescope. Elle est non seulement suffisamment grande pour être perçue, mais elle peut également être mesurée avec une précision qui ne laisse en fait aucune place au doute, jusqu’à la centième partie du tout. On observe aussi que chaque étoile décrit son petit cercle en exactement la même période de temps ; et cette période est d’un an, ou, en d’autres termes, le temps de la révolution de la Terre autour du Soleil. On constate que, pour toutes les étoiles de cette région, qu’elles soient grandes ou petites, simples ou doubles, blanches ou colorées, les cercles correspondants ont tous la même taille et sont tous décrits en même temps. Même rien que cela suffirait à montrer que la cause du phénomène ne peut résider dans l’étoile elle-même. Cette uniformité chez des étoiles de toute magnitude et distance exige une explication plus simple.

Un examen plus approfondi des étoiles situées dans différentes régions jette une nouvelle lumière sur le sujet. En nous éloignant du pôle de l’écliptique, nous constatons toujours que chaque étoile présente un mouvement annuel de même nature que celui des étoiles précédemment considérées. Cependant, il existe une différence à un égard : le trajet apparent de l’étoile n’est plus un cercle ; il est devenu une ellipse. On s’aperçoit cependant rapidement que la forme et la position de cette ellipse sont régies par la loi simple selon laquelle plus l’étoile est éloignée du pôle de l’écliptique, plus l’excentricité de l’ellipse est grande. Les trajectoires apparentes des étoiles se trouvant à la même distance du pôle ont une excentricité égale, et parmi les axes de l’ellipse, le plus court est toujours dirigé vers le pôle, tandis que le plus long est, bien sûr, perpendiculaire à celui-ci. On constate cependant que, quelle que soit la valeur de l’excentricité, l’axe majeur conserve toujours sa longueur initiale. Elle est toujours d’environ 40,9 secondes — c’est-à-dire égale au diamètre du cercle d’aberration au pôle lui-même. À mesure que nous nous éloignons de plus en plus…

Au pôle de l’écliptique, nous constatons que chaque étoile décrit une trajectoire de plus en plus excentrique, jusqu’à ce que, lorsqu’on examine une étoile située sur l’écliptique, l’ellipse devienne si affinée qu’elle s’est aplatie en une ligne. Chaque étoile qui se trouve par hasard sur l’écliptique oscille d’un côté à l’autre le long de celle-ci sur une amplitude de 40,9 secondes. Une demi-année suffit pour effectuer le trajet dans un sens, et l’autre demi-année ramène l’étoile à sa position initiale. Lorsque nous passons aux étoiles situées du côté sud de l’écliptique, nous voyons que la même série de changements se produit dans un ordre inverse. L’ellipse, qui était initialement linéaire, gagne progressivement en largeur, tout en conservant toujours la même longueur d’axe majeur, jusqu’à ce que, finalement, les étoiles proches du pôle sud de l’écliptique décrit chacune un cercle égal aux trajectoires suivies par les étoiles au pôle nord de l’écliptique.

Le fait que les axes majeurs de toutes ces ellipses aient la même longueur suggère une simplification supplémentaire. Supposons que chaque étoile, que ce soit au pôle de l’écliptique ou ailleurs, suive une trajectoire absolument circulaire, et que tous ces cercles soient non seulement de même taille, mais aussi tous parallèles au plan de l’écliptique : il est facile de voir que cette simple hypothèse expliquera les faits observés. Les étoiles situées au pôle de l’écliptique montreront bien sûr leurs cercles tournés assez vers nous, et nous verrons qu’elles suivent des trajectoires circulaires. Cependant, les trajectoires circulaires des étoiles éloignées du pôle de l’écliptique ne seront visibles que de biais, de sorte que les trajectoires apparentes seront elliptiques, comme nous les observons réellement. Nous pouvons même calculer le degré d’ellipticité que cette supposition impliquerait, et nous constatons qu’il coïncide avec l’ellipticité observée. Enfin, lorsque nous observons des étoiles se déplaçant réellement sur l’écliptique, les cercles qu’elles suivent seraient vus de biais, et donc les étoiles n’auraient que le mouvement linéaire que l’on observe chez elles. Tous les phénomènes observés sont ainsi en parfaite cohérence avec l’hypothèse selon laquelle chaque étoile, parmi les millions d’étoiles présentes dans le ciel, décrit une fois par an une trajectoire circulaire ; et que, que l’étoile soit éloignée ou proche, ce cercle a toujours le même diamètre apparent et se trouve dans un plan toujours parallèle au plan de l’écliptique.

Nous avons maintenant transformé les faits observés en une forme qui nous permet d’examiner la cause d’un mouvement si systématique. Pourquoi chaque étoile semble-t-elle décrire un petit chemin circulaire ? Pourquoi ce chemin serait-il parallèle à l’écliptique ? Pourquoi serait-il complété exactement en douze mois ? On est immédiatement renvoyé au mouvement de la Terre autour du Soleil. Ce mouvement a lieu dans l’écliptique et s’achève en un an. Les coïncidences sont si évidentes que nous nous sentons presque nécessairement contraints de relier d’une manière ou d’une autre ce mouvement apparent des étoiles au mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. S’il n’y avait pas de telle connexion, il serait hautement improbable que les plans des cercles soient tous parallèles à l’écliptique, ou que le temps de révolution de chaque étoile autour de son cercle soit égal à celui de la révolution de la Terre autour du Soleil. Comme ces deux conditions sont remplies, la probabilité d’une telle connexion atteint une valeur presque infinie.

La question importante qui se pose alors est de savoir pourquoi le mouvement de la Terre autour du Soleil serait associé de manière si remarquable à ce mouvement universel des étoiles. Il y a ici un point évident à noter et à écarter. Dans un chapitre précédent, nous avons abordé la question importante de la parallaxe annuelle des étoiles, et nous avons montré comment, en raison de cette parallaxe, chaque étoile décrit une ellipse. On peut en outre démontrer que ces ellipses sont en réalité des cercles parallèles à l’écliptique ; ce qui nous amènerait à supposer à la hâte que la parallaxe annuelle était la cause du phénomène découvert par Bradley. Cependant, une seule circonstance suffit à écarter cette hypothèse. Le cercle décrit par une étoile en raison de la parallaxe annuelle a une taille dépendante de la distance de l’étoile, de sorte que les cercles décrits par différentes étoiles ont des dimensions variées, correspondant aux distances différentes de ces étoiles. Or, les phénomènes d’aberration indiquent clairement que le chemin circulaire de chaque étoile a toujours la même taille, indépendamment de sa distance, et par conséquent la parallaxe annuelle ne peut pas fournir d’explication adéquate. Il convient également de noter que les mouvements d’une étoile dus à la parallaxe annuelle sont bien plus petits que ceux dus à l’aberration. Il n’existe aucune étoile connue dont le chemin circulaire…

Le trajet dû à la parallaxe annuelle a un diamètre égal à un vingtième de celui du cercle dû à l’aberration ; en effet, dans la grande majorité des cas, la parallaxe de l’étoile est une quantité absolument insensible.

Il existe cependant une distinction encore plus grave et tout à fait insurmontable entre le trajet parallactique et le trajet aberrationnel. Prenons, pour simplifier, une étoile située près du pôle de l’écliptique, qui semble ainsi tourner annuellement en un cercle, que l’on considère soit le phénomène de parallaxe, soit celui d’aberration. À mesure que la Terre tourne, l’étoile semble également tourner ; ainsi, à chaque position de la Terre sur son orbite correspond une certaine position de l’étoile sur son petit cercle. Si le mouvement provient de la parallaxe annuelle, il est facile de déterminer où se trouvera l’étoile pour n’importe quelle position de la Terre. On constate cependant que, dans le mouvement découvert par Bradley, l’étoile n’a jamais la position que la parallaxe lui attribue, mais se trouve en réalité à un quart de la circonférence de son petit cercle par rapport à cette position.

Une règle simple permet de déterminer la position de l’étoile due à l’aberration. On trace depuis le centre de l’ellipse un rayon parallèle à la direction dans laquelle se déplace la Terre au moment considéré ; alors, l’extrémité de ce rayon indique le point sur l’ellipse où se trouve l’étoile. Testée en toutes saisons et pour toutes les étoiles, cette loi s’avère toujours vérifiée, et c’est grâce à elle que l’on parvient à l’explication véritable du phénomène.

Nous pouvons énoncer les effets de l’aberration d’une manière légèrement différente, ce qui montrera encore plus clairement comment ce phénomène est lié au mouvement de la Terre sur son orbite. Alors que la Terre parcourt sa trajectoire annuelle autour du Soleil, son mouvement à tout instant peut être considéré comme dirigé vers un certain point de l’écliptique. De jour en jour, voire d’heure en heure, ce point se déplace progressivement le long de l’écliptique, afin de compléter le circuit en un an. À chaque instant, il existe cependant toujours un certain point dans le ciel vers lequel est dirigé le mouvement de la Terre. Il s’agit en fait du point sur la sphère céleste vers lequel la Terre continuerait de se déplacer si, à cet instant, l’attraction du Soleil pouvait être annulée. On constate que ce point est étroitement lié à

le phénomène de l’aberration. En fait, l’aberration revient vraiment à déplacer chaque étoile depuis sa position moyenne vers l’Apex du Chemin terrestre, comme on nomme parfois ce point. On peut également le démontrer par observation : l’amplitude de l’aberration dépend de la distance par rapport à cet apex. Une étoile qui se trouve justement sur l’écliptique ne sera nullement déplacée par l’aberration par rapport à sa position moyenne lorsque l’apex coïncide avec cette étoile. Toutes les étoiles situées à 10° de l’apex seront déplacées d’une même quantité, et toujours directement vers l’apex. Une étoile située à 20° de l’apex subira un déplacement plus important, mais toujours dans la même direction, précisément vers l’apex ; et toutes les étoiles à la même distance seront déplacées d’une même quantité. En partant ainsi de l’apex, nous arrivons aux étoiles situées à une distance de 90° de celui-ci. Ici, l’amplitude du déplacement sera maximale. Chacune d’elles sera éloignée d’environ vingt secondes d’arc de sa position moyenne ; mais dans tous les cas, la loi fondamentale sera respectée : le déplacement de l’étoile par rapport à sa position moyenne se fait vers l’Apex du Chemin terrestre. Nous avons donc donné deux descriptions distinctes du phénomène de l’aberration. Dans la première, il nous semble pratique de parler d’une étoile qui décrit une petite trajectoire circulaire ; dans l’autre, nous avons considéré l’aberration comme n’étant rien d’autre qu’un déplacement de l’étoile par rapport à sa position moyenne selon des lois bien définies. Ces descriptions ne sont pas contradictoires : elles sont en fait géométriquement équivalentes ; mais la seconde est plutôt la plus complète, puisqu’elle indique parfaitement la direction et l’ampleur du déplacement causé par l’aberration pour une étoile donnée à un instant donné.

La question s’est maintenant précisée de manière très nette. Qu’est-ce qui fait que chaque étoile semble se rapprocher du point vers lequel la Terre se dirige ? La réponse se trouvera si nous examinons de près les conditions dans lesquelles nous observons une étoile au télescope.

Le faisceau de rayons provenant d’une étoile tombe sur la lentille objective d’un télescope ; ces rayons sont parallèles, et après avoir traversé la lentille objective, ils convergent vers un foyer situé près de l’extrémité destinée à l’œil. Supposons d’abord que le télescope soit immobile ; alors, si le télescope est pointé directement vers l’étoile, les rayons convergeront vers un point au centre du champ de vision.

où se trouvent une paire de fils croisés, dont l’intersection définit l’axe du télescope. Cependant, la situation change si le télescope est déplacé après que la lumière a traversé l’objectif ; les rayons de lumière à l’intérieur du tube suivront alors une trajectoire droite, comme avant, et convergeront vers un foyer au même point précis qu’auparavant. Mais comme le télescope s’est déplacé, il a bien sûr emporté avec lui la paire de fils croisés ; ils ne se trouveront plus au même endroit qu’au début, et par conséquent l’image de l’étoile ne coïncidera plus avec leur intersection.

Le mouvement du télescope provient de sa connexion avec la Terre : puisque la Terre avance à une vitesse de dix-huit miles par seconde, le télescope est nécessairement déplacé à cette vitesse. On pourrait penser au premier abord que, pendant la fraction incroyablement courte de temps nécessaire pour que la lumière passe du verre objectif à l’oculaire, le changement de position du télescope doit être trop infime pour être perceptible. Supposons, par exemple, que l’étoile soit située près du pôle de l’écliptique ; alors, sous l’effet du mouvement de la Terre, le télescope sera déplacé dans une direction perpendiculaire à sa longueur. Si le tube de l’instrument mesure environ vingt pieds de long, on peut facilement démontrer que, pendant le temps que met la lumière à parcourir le tube, le mouvement de la Terre déplacera le télescope sur une distance d’environ un quarantième de pouce.[42] Il s’agit d’une quantité très facilement mesurable grâce à la puissance de grossissement de l’oculaire, et donc ce déplacement de la position de l’étoile est très perceptible. Il en résulte donc que, si nous voulons que l’étoile apparaisse au centre de l’instrument, le télescope ne doit pas être pointé directement sur l’étoile, comme ce serait le cas si la Terre était immobile, mais il doit être pointé légèrement en avance par rapport à la véritable position de l’étoile ; et comme nous déterminons la position apparente de l’étoile selon la direction dans laquelle le télescope est pointé, il s’ensuit que la position apparente de l’étoile est modifiée par le mouvement de la Terre.

Chaque aspect du changement de position de l’étoile peut être entièrement expliqué de cette manière. Prenons, par exemple, le petit chemin circulaire que chaque étoile semble décrire. Pour simplifier, nous ne nous référerons qu’à une étoile située au pôle de l’écliptique. Supposons que le télescope soit pointé exactement sur…

À la place de l’étoile, donc, comme nous l’avons montré, l’image de l’étoile se trouvera à une distance d’un quarantième de pouce des fils transversaux. Cette distance restera constante, mais chaque nuit la direction de l’étoile par rapport aux fils transversaux changera, de sorte qu’au cours de l’année elle parcourt un cercle et revient à sa position initiale. Nous n’aborderons pas les calculs relatifs aux autres étoiles ; il suffit ici de dire que le mouvement de la Terre s’est révélé suffisant pour expliquer ces phénomènes, et ainsi la doctrine de l’aberration de la lumière est démontrée.

Il reste à faire allusion à un point d’une extrême importance. Nous avons vu que l’amplitude de l’aberration peut être mesurée par observation astronomique. L’ampleur de cette aberration dépend de la vitesse de la lumière et de la vitesse avec laquelle se produit le mouvement de la Terre. Nous pouvons mesurer la vitesse de la lumière par des mesures indépendantes, selon la méthode déjà expliquée au chapitre XII. Nous sommes ainsi en mesure de calculer quelle doit être la vitesse de la Terre, car il n’existe qu’une seule vitesse particulière pour la Terre qui, combinée à la vitesse de la lumière mesurée, donnera la valeur mesurée de l’aberration. La vitesse de la Terre étant ainsi déterminée, et la durée de l’année connue, il est facile de trouver la circonférence du trajet terrestre, et donc son rayon ; c’est-à-dire la distance de la Terre au Soleil.

Voici en effet un résultat singulier, qui montre à quel point les divers phénomènes scientifiques sont profondément entrelacés. Nous faisons des expériences dans notre laboratoire et déterminons la vitesse de la lumière. Nous observons les étoiles fixes et mesurons l’aberration. Nous combinons ces résultats et en déduisons la distance de la Terre au Soleil ! Bien que cette méthode pour trouver la distance au Soleil soit d’une grande élégance et permette une certaine précision, elle ne peut être considérée comme une méthode parfaitement inattaquable pour déterminer cette grande constante. Une méthode parfaite doit se fonder sur des opérations purement topographiques et ne doit pas impliquer de considérations physiques complexes. Cependant, nous ne pouvons manquer de considérer la découverte de l’aberration par Bradley comme une réalisation des plus agréables et magnifiques, car elle

non seulement améliore considérablement les calculs en astronomie pratique, mais relie également plusieurs phénomènes physiques d’un grand intérêt.

CHAPITRE XXVI.
LA SIGNIFICATION ASTRONOMIQUE DE LA CHAUFFEUR.
La chaleur et l’astronomie — Distribution de la chaleur — Présence de la chaleur sur Terre — La chaleur dans d’autres corps célestes — Variétés de température — Loi du refroidissement — La chaleur du Soleil — Sa température peut-elle être mesurée ? — Radiation liée à la masse du Soleil — Le Soleil peut-il épuiser ses ressources ? — Aucun changement notable n’a eu lieu — Les preuves géologiques concernant les changements de la chaleur solaire sont douteuses — Le refroidissement du Soleil — Le Soleil ne peut pas être simplement un solide incandescent en train de se refroidir — La combustion ne peut expliquer ce phénomène — Une partie de la chaleur provient de matière météorique, mais cela n’est pas suffisant pour maintenir la chaleur du Soleil — La contraction d’une sphère gazeuse chauffée — Un paradoxe apparent — La doctrine de l’énergie — La théorie nébulaire — Preuves en faveur de cette théorie — Preuves sidérales en faveur de la théorie nébulaire — La vision de Herschel concernant l’agrégation des corps célestes — Les nébuleuses ne présentent pas de changements dans les limites de notre observation.

Le fait qu’une partie d’un ouvrage d’astronomie porte le titre indiqué en tête de ce chapitre pourra sembler inhabituel, voire inapproprié, à certains de nos lecteurs. On pourrait dire que la chaleur n’est-elle pas simplement une question de physique expérimentale ? Et comment peut-elle être légitimement introduite dans un traité sur les corps célestes et leurs mouvements ? Quelle que soit l’importance que ces objections pouvaient avoir autrefois, il n’est plus nécessaire de les prendre en compte aujourd’hui. Les recherches récentes sur la chaleur ont montré non seulement que celle-ci a une importance capitale pour l’astronomie, mais aussi qu’elle a été l’un des principaux facteurs qui ont façonné l’univers sous sa forme actuelle. À l’heure actuelle, aucun ouvrage d’astronomie ne peut être complet sans une explication de la relation remarquable entre les lois de la chaleur et les conséquences astronomiques qui en découlent.

Lorsque nous discutons des mouvements planétaires et des lois de Kepler, ou encore des mouvements de la Lune, des mouvements propres des étoiles ou des révolutions des étoiles binaires, nous partons du principe que les corps dont il s’agit sont des particules rigides, et la question est de savoir…

Que ces particules soient chaudes ou froides ne semble pas avoir d’importance particulière. Sans aucun doute, les phénomènes périodiques ordinaires de notre système, tels que la révolution des planètes conformément aux lois de Kepler, seront observés pendant d’innombrables âges, que les planètes soient chaudes ou froides, ou quelle que soit la température du soleil. Il faut cependant admettre que les lois de la chaleur introduisent certaines modifications dans l’énoncé de ces lois. Les effets de la chaleur peuvent ne pas être immédiatement perceptibles, mais ils existent — ils agissent constamment ; et avec le temps, ils sont suffisants pour provoquer les changements les plus importants dans l’univers entier.

Revenons brièvement sur les circonstances de notre système qui confèrent à la chaleur sa puissance. Examinons d’abord notre Terre, qui paraît actuellement — du moins en surface — être un corps dépourvu de chaleur interne ; un examen plus approfondi dissipera cette idée. N’avons-nous pas les phénomènes des volcans, des geysers et des sources chaudes, qui montrent que dans l’intérieur de la Terre la chaleur doit exister avec une intensité bien supérieure à celle que nous trouvons à la surface ? Ces phénomènes se rencontrent dans des régions très différentes de la Terre. Leur origine est, sans doute, entourée d’une grande obscurité, mais personne ne peut nier qu’ils indiquent d’immenses réservoirs de chaleur. Il semble en effet que la chaleur se trouve partout dans les régions profondes de la Terre. Si nous descendons un thermomètre dans une mine profonde, nous constatons qu’il enregistre une température plus élevée qu’à la surface. Plus nous descendons, plus la température augmente ; et si ce rythme de progression se maintient dans ces profondeurs de la Terre que nous ne pouvons pénétrer, on peut démontrer que à vingt ou trente miles sous la surface, la température doit être aussi élevée que celle du fer rouge.

Nous trouvons sur les autres corps célestes de nombreuses preuves de l’existence présente ou passée de la chaleur. Notre Lune, comme nous l’avons déjà mentionné, offre un exemple très frappant d’un corps qui a dû être autrefois très fortement chauffé. Les volcans extraordinaires qui se trouvent sur sa surface mettent cela hors de tout doute. Il est également vrai que ces volcans sont restés silencieux pendant des âges, de sorte que, quelle que soit la condition intérieure de la Lune, sa surface s’est maintenant refroidie. Élargissant notre regard, nous voyons sur les grands planètes

Jupiter et Saturne montrent qu’ils possèdent encore une température bien supérieure à celle que la Terre a conservée ; tandis que, lorsque nous regardons notre Soleil, nous voyons un corps dans un état d’incandescence brillante, rayonnant avec une intensité à laquelle nos plus puissants fours ne peuvent prétendre. Les diverses étoiles fixes sont des corps qui brillent grâce à la chaleur, tout comme notre Soleil ; tandis que, dans les nébuleuses, il existe des objets dont l’existence nous est à peine compréhensible, à moins d’admettre qu’ils possèdent de la chaleur.

À partir de ce bref aperçu des différents corps de notre univers, une conclusion s’impose. Nous pouvons avoir de grandes incertitudes quant à la température réelle de n’importe quel corps du système ; mais il est indéniable qu’il existe une large gamme de températures parmi les différents corps. Certains sont plus chauds que d’autres. Les étoiles et les soleils sont peut-être les plus chauds de tous ; mais il n’est pas improbable qu’ils soient infiniment surpassés en nombre par les corps froids et sombres de l’univers, qui nous sont invisibles et ne manifestent leur existence que de manière indirecte et fortuite.

La loi de refroidissement nous dit que tout corps rayonne de la chaleur, et que la quantité de chaleur qu’il rayonne augmente lorsque sa température augmente par rapport au milieu environnant. Cette loi semble être universelle : elle est respectée sur Terre, et il semble qu’elle doive l’être également par tous les autres corps dans l’espace. Ainsi, nous voyons que chaque planète et chaque étoile déverse continuellement, dans toutes les directions, un flux ininterrompu de chaleur. Cette radiation de chaleur a des conséquences très importantes. Examinons-les, par exemple, dans le cas du Soleil.

Notre grand astre émet sans cesse un flot incessant de chaleur rayonnante dans toutes les directions. Une infime fraction de cette chaleur est interceptée par notre Terre, et constitue, directement ou indirectement, la source de toute vie et de presque tout mouvement sur notre planète. Pour pouvoir dégager autant de chaleur que le Soleil, il est nécessaire que sa température soit extrêmement élevée. Et il existe certains faits qui nous permettent d’estimer quelle doit être cette température réelle.

Il est difficile de formuler une évaluation chiffrée de la température réelle du soleil. L’intensité de cette température dépasse de loin la plus grande chaleur artificielle, et toute tentative de donner une valeur numérique à de telles estimations est nécessairement très précaire. Mais en supposant que la plus haute température artificielle atteigne environ 4 000° Fahrenheit, nous serons probablement dans les limites de la vérité si nous indiquons que la température effective du soleil est d’environ 14 000° Fahrenheit. C’est le résultat d’une étude récente menée par MM. Wilson et Gray, qui semble mériter une grande crédibilité.

Le flux important de chaleur émanant du soleil correspond à sa température énorme. Nous pouvons exprimer la quantité de chaleur de diverses manières, mais il faut se rappeler qu’une incertitude considérable persiste encore dans de telles mesures. L’ancienne méthode de mesure de la chaleur par la quantité de glace fondue peut servir d’illustration. On calcule qu’une coque de glace épaisse de 43,5 pieds entourant tout le soleil se fondrait en une minute sous l’effet de la chaleur solaire en dessous. Une illustration un peu plus élégante a également été donnée par Sir John Herschel, qui a montré que si un glacier cylindrique d’un diamètre de 45 miles s’écoulait continuellement vers le soleil à la vitesse de la lumière, son extrémité se fondrait aussi rapidement qu’il avançait. De chaque pied carré de la surface du soleil émane une quantité de chaleur équivalente à celle produite par la combustion quotidienne de seize tonnes de charbon. Il s’agit en effet d’une quantité de chaleur qui, correctement transformée en travail, permettrait à un moteur de plusieurs centaines de chevaux-vapeur de fonctionner d’une année à l’autre. La chaleur rayonnée par quelques acres seulement de la surface du soleil suffirait à faire fonctionner tous les moteurs à vapeur du monde. Lorsque nous prenons en compte l’intensité colossale de la radiation émise par chaque pied carré de la surface solaire, et que nous y ajoutons les dimensions stupéfiantes du soleil, l’imagination peine à concevoir à quel point l’émission réelle de chaleur doit être importante.

Face à cet énorme débit de chaleur émise par le soleil, nous sommes tentés de poser une question d’une importance capitale pour la Terre et ses habitants. Nous vivons, heure après heure, grâce à la générosité extraordinaire du soleil ; et,

Par conséquent, il est important pour nous de savoir quelle sécurité nous possédons pour la persistance de ses faveurs. Lorsque nous constatons la dépense considérable de chaleur solaire à chaque heure, nous sommes contraints de nous demander si notre grand luminaire ne serait pas en train d’épuiser ses ressources ; et dans ce cas, quelles en seraient les perspectives pour l’avenir ? À cette question, nous pouvons répondre partiellement. Tout ce sujet est en effet d’un intérêt exceptionnel et empreint de l’esprit de la pensée scientifique moderne.

Notre première tentative pour examiner cette question doit consister à nous appuyer sur les faits accessibles. Nous voulons savoir si le soleil montre des signes de déclin. Les journées sont-elles aussi chaudes et aussi ensoleillées aujourd’hui qu’elles l’étaient l’an dernier, il y a dix ans, il y a cent ans ? Nous ne trouvons aucune preuve de changement depuis le début des archives fiables. Si la chaleur du soleil avait changé de manière perceptible au cours des deux mille dernières années, nous devrions nous attendre à trouver des changements correspondants dans la répartition des plantes et des animaux ; mais aucun tel changement n’a été détecté. Il n’y a aucune raison de penser que le climat de la Grèce antique ou de Rome antique était sensiblement différent de celui de la Grèce et de Rome que nous connaissons aujourd’hui. La vigne et l’olivier poussent maintenant là où elles poussaient il y a deux mille ans.

Cependant, nous ne devons pas mettre trop l’accent sur cet argument ; car les effets de légères variations de la chaleur solaire auraient pu être neutralisés par des adaptations correspondantes chez les organismes flexibles des plantes cultivées. Tout ce que nous pouvons affirmer avec certitude, c’est qu’aucun changement notable n’a eu lieu dans la chaleur du soleil au cours de l’ère historique. Mais lorsque nous regardons vers des époques bien plus anciennes, nous trouvons de nombreuses preuves que la Terre a subi de grands changements climatiques. Les archives géologiques ne peuvent guère être interprétées de manière erronée à ce sujet. Il est cependant curieux de noter que ces changements ne semblent pas résulter d’une épuisement progressif de la radiation solaire. Sans aucun doute, à des époques très anciennes, nous avons des preuves que le climat terrestre devait être beaucoup plus chaud qu’aujourd’hui. Nous avons eu la grande période carbonifère, durant laquelle la température devait être presque tropicale dans les latitudes arctiques. Pourtant, il est difficile de citer cela comme une preuve que le soleil était alors beaucoup plus puissant ; car nous sommes immédiatement rappelés à l’esprit de la période glaciaire, lors de laquelle notre

Les zones tempérées étaient recouvertes de couches de glace solide, comme c’est le cas actuellement au Groenland du Nord. Si l’on suppose que le soleil était plus chaud qu’il ne l’est aujourd’hui pour expliquer la végétation qui a donné naissance au charbon, alors il faudrait supposer que le soleil est plus froid qu’aujourd’hui pour expliquer la période glaciaire. Il n’est pas raisonnable d’attribuer de tels phénomènes à des fluctuations de la radiation solaire. Les périodes glaciaires prouvent que nous ne pouvons pas nous appuyer sur la géologie pour soutenir la thèse selon laquelle un refroidissement séculaire du soleil serait en cours. Les variations climatiques géologiques ont pu être causées par des changements dans la Terre elle-même, ou par des changements dans son orbite réelle ; mais quelles qu’en soient les causes, elles nous apprennent peu de choses concernant l’histoire passée de notre soleil.

La chaleur du soleil dure depuis d’innombrables âges ; pourtant, nous ne pouvons pas attribuer au soleil la capacité de produire réellement de la chaleur. Nous devons appliquer à la masse énorme du soleil les mêmes lois que celles que nous avons découvertes grâce à nos expériences sur Terre. Nous devons nous demander : d’où vient la chaleur suffisante pour fournir cette émission abondante ? Exposons brièvement les différentes hypothèses qui ont été avancées.

Placez deux sphères de fer incandescentes côte à côte, une grande et une petite. Elles ont été tirées du même feu ; elles étaient toutes deux également chaudes ; elles se refroidissent toutes deux, mais la petite sphère se refroidit plus rapidement. Elle devient rapidement noire, tandis que la grande sphère continue de briller et le ferait pendant quelques minutes encore. Plus la sphère est grande, plus il lui faut de temps pour se refroidir ; c’est pourquoi on a supposé qu’une sphère immense, aux dimensions prodigieuses de notre soleil, si elle était une fois chauffée, se refroidirait progressivement, mais que la durée de ce refroidissement serait si longue qu’elle pourrait continuer pendant des milliers et des millions d’années à être une source de lumière et de chaleur pour le système planétaire en rotation. Cette idée ne résiste pas au test du calcul. Si le soleil ne disposait d’aucune autre source de chaleur que celle indiquée par sa haute température, nous pouvons montrer que la radiation le ferait refroidir de quelques degrés chaque année. Deux mille ans suffiraient alors à provoquer une diminution très importante de la chaleur du soleil. Nous sommes certains qu’une telle diminution n’a pas pu avoir lieu. La source de la radiation solaire ne peut pas résider dans le simple refroidissement d’une masse incandescente.

Les flammes du soleil peuvent-elles être maintenues par la combustion, de manière analogue à celle qui a lieu dans nos fours ? Il semble ici qu’il y ait une source de chaleur gigantesque ; mais l’arithmétique réfute également cette hypothèse. Nous savons que si le soleil était composé même de charbon solide, et si ce charbon brûlait dans de l’oxygène pur, la chaleur produite ne suffirait que pour 6 000 ans. Si le soleil qui éclairait les constructeurs de la grande pyramide avait été entièrement constitué de charbon solide, de sa surface à son centre, il aurait dû, à l’heure actuelle, avoir été en grande partie consumé dans le tentatif de maintenir son taux de déperdition actuel. Nous sommes donc contraints de chercher d’autres sources pour expliquer la chaleur du soleil, puisque ni la chaleur d’incandescence ni la chaleur de combustion ne suffisent.

Il existe probablement — en fait, nous pouvons dire avec certitude — une source externe d’où provient la chaleur du soleil. Il nous faudra examiner cette source avec soin, bien que je pense que nous découvrirons qu’il s’agit simplement d’un facteur aux effets relativement négligeables. Selon cette vision, la chaleur solaire reçoit occasionnellement des apports provenant de la chute sur sa surface de masses de matière météorique. Il est difficile de douter que de telles masses tombent sur le soleil ; il n’y a certainement aucun doute que, si c’est le cas, le soleil doit en tirer quelque chaleur. Nous avons sur Terre une expérience très intéressante qui illustre la production de chaleur par la matière météorique. Il y a un monde de philosophie dans une étoile filante. Certains de ces myriades d’objets pénètrent dans notre atmosphère et disparaissent ; d’autres, sans doute, se dirigent vers le soleil avec le même résultat. Nous admettons également que la descente d’une étoile filante dans l’atmosphère du soleil doit s’accompagner d’une étincelle de lumière et de chaleur. La chaleur acquise par la Terre grâce aux éclairs produits par les étoiles filantes traversant notre atmosphère est tout à fait insignifiante. On a cependant supposé que la chaleur accumulée par le soleil pour la même raison pourrait être considérable — voire on a même pensé que le soleil pouvait être ravivé par cette source.

Ici encore, nous devons appliquer les principes rigoureux des poids et mesures pour évaluer la crédibilité de cette hypothèse. Nous calculons d’abord le poids réel des masses météoriques qui atteindraient le soleil et qui serait suffisant pour le maintenir.

les flammes du soleil à leur intensité actuelle. La masse de matière nécessaire serait si énorme que nous ne pouvons pas l’exprimer utilement en unités impériales ; il nous faut donc faire face à des masses d’une ampleur impressionnante. Heureusement, le poids de notre lune constitue une unité pratique. Imaginez que notre lune – un globe gigantesque, d’un diamètre de 2 000 miles – soit écrasée en une myriade de fragments, et que ces fragments soient laissés tomber sur le soleil ; il ne fait aucun doute que cette pluie météorique colossale fournirait au soleil bien plus de chaleur que ce qui est nécessaire pour subvenir à sa radiation pendant toute une année. Si nous prenons notre propre Terre, imaginez qu’elle soit réduite en poussière, et que cette poussière tombe sur le soleil sous forme d’une pluie intense : chaque fragment dégagerait instantanément une certaine quantité de chaleur, et l’ensemble fournirait au soleil suffisamment de chaleur pour maintenir son taux de radiation actuel pendant près de cent ans. La masse immense de Jupiter, traitée de la même manière, générerait un phénomène météorique d’autant plus important que la masse de Jupiter dépasse celle de la Terre. Si Jupiter tombait dans le soleil, cela produirait assez de chaleur pour brûler tout le système solaire ; tandis que tous les planètes réunies pourraient produire suffisamment de chaleur, si elle était correctement utilisée, pour subvenir à la radiation du soleil pendant 45 000 ans.

Il faut se rappeler que, bien que la lune puisse fournir la chaleur nécessaire pour une année, et Jupiter celle nécessaire pour 30 000 ans, la question pratique n’est pas de savoir si le système solaire peut fournir la chaleur nécessaire au soleil, mais plutôt s’il le fait réellement. Est-il probable que des météores de masse égale à celle de la lune tombent dans le soleil chaque année ? C’est là la vraie question, et je pense que nous devons y répondre par la négative. On peut montrer que la quantité de météores que le soleil pourrait capturer en une année n’est qu’une infime fraction du total. Par conséquent, si chaque année une masse équivalente au poids de la lune de météores était capturée, il devrait y avoir une masse incroyable de matière météorique errant librement dans le système. Il devrait y avoir tant de météores que la Terre serait constamment bombardée par eux, et chauffée à un point tel qu’elle deviendrait inhabitable. Il existe également d’autres raisons qui excluent l’hypothèse qu’une quantité stupéfiante de matière météorique existe aux alentours du

Le soleil. Une telle matière produirait un effet appréciable sur le mouvement de la planète Mercure. Il existe sans doute quelques irrégularités dans les mouvements de Mercure qui n’ont pas encore été entièrement expliquées, mais ces irrégularités sont bien moindres que celles qui résulteraient de l’existence en quantité suffisante de matière météorique pour soutenir le soleil. Les astronomes estiment donc que, bien que les météores puissent contribuer à couvrir une partie des dépenses énergétiques du soleil, la majeure partie de ces dépenses doit être financée par d’autres ressources.

L’un des accomplissements de la science moderne est d’avoir trouvé une solution à ce problème – d’avoir montré comment, malgré une radiation stupéfiante, le soleil parvient néanmoins à conserver sa température. La formulation de cette question n’est pas dépourvue de difficultés, mais le sujet est d’une importance si grande que nous sommes contraints de tenter l’explication.

Imaginons un vaste globe de gaz chauffé dans l’espace. Ce n’est pas une supposition entièrement arbitraire, car il existe apparemment des globes de ce type ; on a déjà fait allusion à eux sous le nom de nébuleuses planétaires. Ce globe irradiera de la chaleur, et nous supposerons qu’il en émet plus qu’il n’en reçoit de la radiation d’autres corps. Le globe perdra donc de la chaleur, ou ce qui revient au même, mais il serait incorrect de penser que sa température va nécessairement baisser. En réalité, c’est tout le contraire qui se produit, ce qui semble à première vue paradoxal ; mais on peut démontrer que c’est une conséquence nécessaire des lois de la chaleur et des gaz.

Portons notre attention sur une partie du gaz située à la surface du globe. Cette partie est bien sûr attirée par le reste du globe, ce qui la pousse vers le centre. Si un équilibre est atteint, cette tendance doit être neutralisée par la pression du gaz en dessous ; ainsi, plus la gravité est forte, plus la pression est élevée. Lorsque le globe de gaz perd de la chaleur par rayonnement, supposons qu’il devienne plus froid – que sa température diminue en conséquence ; alors, comme la pression d’un gaz diminue lorsque sa température baisse, la pression sous la couche superficielle du gaz diminuera, tandis que la gravité reste inchangée. La conséquence sera…

Il est inévitable que la gravité l’emporte désormais sur la pression, et que la sphère de gaz se contracte en conséquence. Cependant, il existe une autre façon de considérer la question. Nous savons que la chaleur est équivalente à de l’énergie ; ainsi, lorsque la sphère rayonne de la chaleur, elle doit dépenser de l’énergie. Une partie de l’énergie de la sphère provient de sa température ; mais une autre partie, et dans certains aspects plus importante, provient de la séparation de ses particules. Si nous permettons aux particules de se rapprocher, nous diminuerons l’énergie liée à cette séparation, et l’énergie ainsi libérée peut prendre la forme de chaleur. Mais ce rapprochement des particules implique nécessairement un rétrécissement de la sphère.

Et maintenant, la conséquence remarquable, qui semble avoir une application très importante en astronomie. À mesure que la sphère se contracte, une partie de son énergie de séparation se transforme en chaleur ; cette chaleur est en partie rayonnée, mais pas aussi rapidement qu’elle n’est produite par la contraction. La conséquence est que, bien que la sphère perde réellement de la chaleur et se contracte effectivement, sa température augmente en réalité.[43] Un cas simple suffit pour démontrer ce résultat, aussi paradoxal qu’il puisse paraître au premier abord. Supposons que, par contraction de la sphère, son diamètre soit passé à la moitié ; fixons alors notre attention sur un cube d’un pouce cube de matière gazeuse situé en n’importe quel point de cette masse. Après la contraction, chaque arête du cube sera réduite à demi-pouce, et le volume sera donc réduit à un huitième de sa valeur initiale. La loi des gaz nous dit que, si la température reste constante, la pression varie inversement avec le volume ; par conséquent, la pression interne dans ce cube augmenterait alors huit fois. Or, comme dans le cas que nous examinons, la distance entre chaque paire de particules est réduite de moitié, il en résulte que la gravitation entre chaque paire de particules augmente de quatre fois. Comme l’aire est également réduite de moitié, la pression à l’intérieur du cube réduit augmentera alors seize fois ; mais nous avons déjà vu qu’à température constante elle ne s’augmente que huit fois. Par conséquent, la température ne peut pas rester constante, elle doit augmenter avec la contraction.

Nous obtenons ainsi le résultat quelque peu surprenant selon lequel une sphère gazeuse dans l’espace, qui rayonne de la chaleur et se rétrécit par conséquent, voit en réalité sa température augmenter constamment. Mais on pourrait objecter que cela ne peut pas durer éternellement. Faut-il supposer que cette masse gazeuse continuera à se contracter, avec une température de plus en plus élevée, et à rayonner de plus en plus de chaleur à mesure qu’elle en perd ? Où se situe la limite de cette évolution ? À mesure que le corps se contracte, sa densité doit augmenter, jusqu’à ce qu’il devienne liquide ou solide, ou du moins jusqu’à ce qu’il cesse de respecter les lois d’un corps purement gazeux tel que nous l’avons supposé. Dès que ces lois cessent d’être respectées, l’argument disparaît ; la perte de chaleur peut alors effectivement s’accompagner d’une baisse de température, jusqu’à ce que, avec le temps, le corps atteigne la température de l’espace lui-même.

On ne suppose pas que ce raisonnement puisse être appliqué dans toute son intégralité à l’état actuel du soleil. La densité du soleil est aujourd’hui si grande que les lois des gaz ne peuvent y être strictement appliquées. Il existe cependant de bonnes raisons de croire que le soleil était autrefois plus gazeux qu’aujourd’hui ; il est possible qu’à un moment donné il ait été suffisamment gazeux pour permettre l’application complète de ce raisonnement. Actuellement, le soleil semble se trouver à un stade intermédiaire dans son passage de l’état gazeux à l’état solide. Nous ne pouvons donc pas affirmer que la température du soleil augmente actuellement en corrélation avec son processus de contraction. Cela peut être vrai ou non ; nous n’avons aucun moyen de trancher. Nous pouvons cependant être certains que le soleil est encore suffisamment gazeux pour subir dans une certaine mesure l’augmentation de température associée à la contraction. Cette augmentation de température peut être partiellement ou entièrement masquée par une baisse de température, qui serait la conséquence plus évidente de la radiation de chaleur par un corps partiellement solide. Il sera cependant évident que le refroidissement du soleil peut être considérablement prolongé si la baisse de température due à une cause est presque compensée par l’augmentation de température due à l’autre. Il est difficile de douter que c’est là l’explication réelle du fait que nous n’avons aucune preuve historique d’une modification appréciable dans la radiation de chaleur provenant du soleil.

Cette question est d’un intérêt tel qu’il peut être utile de l’examiner sous un angle légèrement différent. Le soleil contient une certaine réserve d’énergie, dont une partie disparaît continuellement sous forme de chaleur rayonnante. L’énergie restant dans le soleil se transforme en partie ; une partie se transforme en chaleur, qui sert entièrement ou en partie à compenser les pertes par rayonnement. Cependant, l’énergie totale du soleil doit diminuer ; il semble donc que le soleil doive, à un moment donné, épuiser son énergie et cesser d’être une source de lumière et de chaleur. Il est vrai que le rythme de contraction du soleil est très lent. En effet, nous ne pouvons pas mesurer avec certitude la diminution de son volume. Il s’agit d’une quantité si infime que la contraction depuis l’apparition de l’astronomie précise n’est pas suffisamment importante pour être perçue à l’aide de nos télescopes. Il est cependant possible de calculer quelle doit être la contraction du volume du soleil, en supposant que l’énergie perdue par cette contraction soit juste suffisante pour compenser le rayonnement thermique quotidien. Ce changement est très faible si l’on considère la taille actuelle du soleil. Actuellement, le diamètre du soleil est d’environ 860 000 miles. Si chaque année ce diamètre diminue d’environ 300 pieds, l’énergie générée sera suffisante pour expliquer tout le rayonnement. Cette diminution progressive est toujours en cours.

Ces considérations sont d’un grand intérêt lorsqu’on les applique rétrospectivement. S’il est vrai que le soleil se rétrécit actuellement, alors à des époques passées sa taille devait être plus grande qu’elle ne l’est aujourd’hui. En partant des chiffres déjà donnés, on en déduit que il y a cent ans, le diamètre du soleil devait être presque six miles plus grand qu’aujourd’hui ; il y a mille ans, le diamètre était de cinquante-sept miles plus grand ; il y a dix mille ans, le diamètre du soleil était de cinq cents soixante-dix miles plus grand qu’aujourd’hui. Lorsque l’homme a mis le pied sur cette terre pour la première fois, il semble que le soleil devait être de plusieurs centaines, voire de plusieurs milliers de miles, plus grand qu’il ne l’est actuellement.

Nous ne devons cependant pas surestimer l’importance de cette affirmation. Le diamètre du soleil est si grand qu’une diminution de 10 000 miles ne représenterait guère plus que le centième de son diamètre. Si cela se produisait soudainement…

Pour se réduire à une distance de 10 000 miles, le changement ne serait pas perceptible à l’observation ordinaire, bien qu’un changement encore plus faible ne puisse échapper aux mesures astronomiques précises. Il ne s’ensuit pas nécessairement que les climats sur notre Terre à ces époques lointaines aient dû être très différents de ceux que nous connaissons aujourd’hui, car la question du climat dépend d’autres facteurs que les rayons du soleil.

Cependant, nous n’avons pas besoin d’arrêter brusquement notre rétrospective à une époque quelconque, aussi lointaine soit-elle. Nous pouvons remonter de plus en plus loin, à travers les longues périodes que les géologues attribuent à l’accumulation des roches stratifiées ; et même aller encore plus loin, jusqu’à ces époques les plus anciennes où la vie a commencé à apparaître sur Terre. Néanmoins, nous ne trouvons aucune raison de supposer que la loi de diminution de la chaleur solaire ne s’applique pas ; ainsi, nos connaissances actuelles semblent nous obliger à penser que le soleil devient de plus en plus grand à mesure que nous remontons dans les profondeurs du temps passé. Nous ne pouvons pas supposer que le rythme de cette croissance soit toujours le même. Aucune telle supposition n’est nécessaire ; il suffit pour nos besoins de constater que le soleil devient de plus en plus grand à mesure que nous plongeons dans les abîmes lointains du passé. Si l’ordre actuel des choses dans notre univers a duré suffisamment longtemps, alors il semble qu’il y ait eu un moment où le soleil devait être deux fois plus grand qu’il ne l’est aujourd’hui ; il a dû être dix fois plus grand à un certain moment. Personne ne peut prédire depuis combien de temps cela remonte. Mais nous ne pouvons pas nous arrêter au stade où le soleil était même dix fois plus grand qu’aujourd’hui ; les mêmes raisonnements s’appliquent également aux époques antérieures. Nous voyons le soleil grossir de plus en plus, avec une diminution correspondante de sa densité, jusqu’à ce que, finalement, à la place de notre soleil tel que nous le connaissons, nous trouvions une immense nébuleuse occupant une région gigantesque de l’espace.

Telle est, en fait, la doctrine de l’origine de notre système qui a été avancée dans cette célèbre spéculation connue sous le nom de théorie nébulaire de Laplace. Elle ne peut jamais être autre chose qu’une spéculation ; elle ne peut être établie par l’observation, ni prouvée par le calcul. C’est simplement une conjecture, plus ou moins plausible, mais peut-être, dans une certaine mesure, nécessairement vraie, si nos lois actuelles de la chaleur, telles que nous les comprenons, permettent l’application extrême requise ici, et si également l’ordre actuel des choses a

a régné pendant une durée suffisante, sans l’intervention d’aucune influence pour l’instant inconnue de nous. Cette théorie nébulaire ne se limite pas à l’histoire de notre soleil. Un raisonnement tout à fait similaire peut être étendu aux planètes individuelles : plus nous regardons en arrière, plus le système entier devient chaud. On a pensé que si nous pouvions regarder suffisamment loin en arrière, nous verrions la Terre trop chaude pour abriter la vie ; encore plus loin, nous trouverions la Terre et toutes les planètes incandescentes ; et encore plus loin, jusqu’à une époque extrêmement lointaine, où les planètes seraient chauffées autant que notre soleil l’est aujourd’hui. À un stade encore plus ancien, on pense que tout le système solaire était une vaste masse de gaz incandescent, à partir de laquelle les formes actuelles du soleil, avec les planètes et leurs satellites, se sont progressivement développées. Nous ne pouvons pas être certains que le déroulement des événements ait été celui indiqué ici ; mais il existe des raisons suffisantes de penser que cette doctrine représente essentiellement ce qui s’est réellement produit.

De nombreuses caractéristiques du système solaire concordent avec l’hypothèse selon laquelle l’origine du système serait celle suggérée par la théorie nébulaire. Nous avons déjà eu l’occasion, dans un chapitre précédent, de faire allusion au fait que toutes les planètes effectuent leurs révolutions autour du soleil dans la même direction. Il convient également de noter que la rotation des planètes sur leurs axes, ainsi que les mouvements des satellites autour de leurs planètes principales, suivent tous la même loi, avec deux légères exceptions dans le cas des systèmes d’Uranus et de Neptune. Une coïncidence aussi remarquable suggère naturellement la nécessité d’une explication physique. Une telle explication est fournie par la théorie nébulaire. Supposons qu’il y a d’innombrables âges, une immense nébuleuse tournait lentement et se contractait progressivement. Au cours de cette contraction, des parties de la matière condensée de la nébuleuse seraient laissées derrière. Ces parties continueraient de tourner autour de la masse centrale, et chacune d’elles tournerait sur son axe dans la même direction. À mesure que la contraction progressait, il résulterait des principes dynamiques que la vitesse de rotation augmenterait ; et ainsi, finalement, ces parties se consolideraient en planètes, tandis que la masse centrale se contracterait progressivement pour former le soleil. Par un processus similaire, mais à une échelle plus petite, les systèmes de satellites se sont formés.

évoluées à partir du primordial contractant. Ces satellites tourneraient également dans la même direction, ce qui permettrait d’expliquer les caractéristiques propres au système solaire.

L’origine nébulaire du système solaire trouve un soutien considérable dans l’étude du ciel sidéral. Nous avons déjà abordé la ressemblance entre le soleil et les étoiles. Si donc notre soleil a subi les transformations exigées par la théorie nébulaire, ne pouvons-nous pas prévoir que des phénomènes similaires se produisent chez d’autres étoiles ? Si c’est le cas, il est raisonnable de supposer que l’évolution de certaines étoiles n’a pas progressé aussi loin que celle du soleil, et nous pourrions ainsi assister réellement à des étoiles dans leurs phases initiales de développement. Voyons jusqu’à quel point le télescope répond à ces attentes.

Le champ de vision d’un grand télescope révèle généralement un certain nombre d’étoiles dispersées sur un fond noir du ciel ; mais la noirceur de ce fond n’est pas uniforme : l’œil exercé de l’observateur expérimenté détectera dans certaines parties du ciel une faible luminosité. Celle-ci sera parfois visible sur toute la superficie du champ, ou elle peut même occuper plusieurs champs. Des années peuvent s’écouler sans qu’aucun changement perceptible ne se produise. Il ne peut y avoir d’illusion, et la conclusion est irrésistible : l’objet est une masse immense de gaz ou de vapeur faiblement lumineuse. C’est le type le plus simple de nébuleuse ; elle se caractérise par une extrême faiblesse de luminosité et semble être composée de matière d’une extrême ténuité. D’un autre côté, nous sommes parfois confrontés au phénomène magnifique et frappant d’une étoile bien définie et brillante entourée d’une atmosphère lumineuse. Entre ces deux types extrêmes — d’un côté une masse diffuse et faible, de l’autre une étoile brillante entourée d’une nébuleuse — on peut classer une série graduée de diverses autres nébuleuses. Ainsi, nous disposons d’une série de transitions, par des gradations imperceptibles, allant des nébuleuses les plus faiblement diffuses d’un côté, vers les étoiles de l’autre.

Pour Herschel, les nébuleuses semblaient être de vastes masses de vapeur phosphorescente. Cette vapeur se refroidit progressivement et finit par se condenser en…

étoile, ou un amas d’étoiles. Lorsque les différentes formes de nébuleuses furent classées, il semblait presque possible d’assister réellement aux différents stades du processus. Dans les vastes nébuleuses faibles, le processus de condensation venait à peine de commencer ; dans les nébuleuses plus petites et plus brillantes, la condensation avait avancé davantage ; tandis que dans d’autres, l’étoile ou les étoiles issues de cette condensation étaient déjà visibles.

Mais on peut se demander : comment Herschel le savait-il ? Quelles étaient ses preuves ? Répondons à cette question par une illustration. Allez dans une forêt et regardez un vieux chêne majestueux qui a résisté aux tempêtes pendant des siècles ; avons-nous le moindre doute que ce chêne ait été autrefois une jeune plante petite, et qu’il ait grandi étape par étape jusqu’à atteindre sa maturité ? Pourtant, personne n’a jamais suivi un chêne à travers toutes ses étapes ; la brève durée de la vie humaine n’a pas été suffisante pour cela. La raison pour laquelle nous croyons que le chêne a traversé toutes ces étapes, c’est parce que nous connaissons des chênes de toutes tailles, du jeune plantule au vénérable arbre mûr. Ayant observé cette gradation chez une multitude d’arbres, nous sommes convaincus que chaque individu passe par toutes ces étapes.

C’est par une logique similaire que Herschel en est venu à adopter la vision de l’origine des étoiles que nous avons tenté de décrire. La vie d’un astronome n’est pas assez longue, et celle de l’humanité non plus, pour observer le processus par lequel une nébuleuse se condense afin de former un corps solide. Mais en examinant une nébuleuse après l’autre, l’astronome pense pouvoir détecter les différentes étapes qui relient la nébuleuse dans sa forme initiale à sa forme finale. Il en conclut donc que chacune des nébuleuses traverse, au cours des âges, ces étapes. C’est ainsi que Herschel a adopté l’opinion selon laquelle les étoiles — certaines, beaucoup ou toutes — ont chacune eu leur origine dans ce qui était autrefois une nébuleuse lumineuse.

Une telle spéculation peut captiver l’imagination, mais elle doit être soigneusement distinguée des vérités de l’astronomie proprement dite. Une postérité lointaine pourra peut-être obtenir des preuves sur ce sujet qui nous sont inaccessibles : notre connaissance des nébuleuses est encore trop récente. Il n’y a pas encore eu

Il n’y a pas eu suffisamment de temps pour détecter d’éventuels changements significatifs : on ne peut dire que l’étude des nébuleuses remonte au catalogue de Messier en 1771.

Depuis l’époque de Herschel, de nombreuses illustrations et observations minutieuses des nébuleuses ont sans doute été réalisées ; mais l’intervalle reste trop court, et les observations antérieures sont trop imparfaites pour permettre d’étudier avec suffisante précision d’éventuels changements dans ces nébuleuses. Si l’humanité perdure pendant de nombreux siècles, et si nos observations actuelles sont conservées pendant cette période à des fins de comparaison, alors la théorie de Herschel pourra peut-être être testée de manière satisfaisante.

Cent ans se sont écoulés depuis que Laplace, avec une certaine réserve, a avancé son hypothèse concernant le mode de formation du système solaire. Dans l’ensemble, il faut dire que cette « hypothèse nébulaire » a bien résisté aux progrès de la science, bien que quelques légères modifications aient été nécessaires à la lumière de découvertes plus récentes. Laplace (et Herschel également) semblait considérer qu’une nébuleuse primitive était constituée d’un « brouillard ardent » ou de gaz incandescents à très haute température. Mais cela n’est nullement nécessaire, car nous avons vu que la contraction progressive de cette vaste masse fournit de l’énergie qui peut se transformer en chaleur, et les données spectroscopiques semblent également indiquer l’existence d’une température modérée dans les nébuleuses gazeuses, qui doivent être considérées comme des représentants du chaos primitif hypothétique à partir duquel notre soleil et nos planètes ont évolué. Un autre point qui a été réexaminé est la formation des différents planètes. On pensait autrefois que la rotation de la masse originelle avait progressivement entraîné la séparation de plusieurs anneaux de dimensions différentes par rapport à la partie centrale, dont le matériau s’était progressivement aggloméré en planètes distinctes. L’anneau de Saturne était considéré comme la preuve de ce processus, puisqu’on y trouve un anneau dont la condensation en un ou plusieurs satellites a d’une certaine manière été arrêtée. Mais bien que ce ne soit pas impossible que de la matière sous forme d’anneaux ait été laissée derrière lors de la contraction de la masse nébuleuse (en effet, les planètes mineures entre Mars et Jupiter pourraient avoir eu cette origine), il semble probable que…

Les planètes plus grandes se sont formées à partir de l’agglomération de matière en un point de l’équateur de la nébuleuse en rotation.

Les étapes précises du processus par lequel la nébuleuse primordiale s’est transformée en système solaire semblent être hors de portée de la découverte.

CHAPITRE XXVII.
LES MARÉES.[44]
Astronomie mathématique — Les théories de Lagrange : dans quelle mesure elles sont vraiment vraies — Le système solaire n’est pas composé de corps rigides — Les lois de Kepler sont conformes aux observations, mais pas absolument vraies lorsque les corps ne sont pas rigides — Les erreurs d’observation — Les marées — Comment les marées ont été observées — Découverte du lien entre les marées et la Lune — Marées solaires et lunaires — Travail effectué par les marées — D’où les marées tirent-elles la force de produire ce travail ? — Les marées allongent la durée du jour — Limite à la brièveté du jour — Histoire ancienne du système Terre-Lune — Équilibre instable — Rapport entre le mois et le jour — Évolution future du système — Égalité du mois et du jour — Époque critique future — Explication du visage constant de la Lune — L’autre face de la Lune — Les satellites de Mars — Leurs mouvements remarquables — Les marées ont-elles eu une influence sur la formation générale du système solaire ? — Moment d’inertie — Les marées ont eu peu ou pas d’effet appréciable sur l’orbite de Jupiter — Conclusion.

Il est strictement vrai, en un sens, que les grandes découvertes de Lagrange concernant la stabilité du système planétaire sont correctes. Personne n’a jamais osé remettre en question les calculs mathématiques de Lagrange. Avec le système planétaire tel que Lagrange l’a supposé, sa stabilité est assurée pour toujours. Cependant, il y a une hypothèse que Lagrange fait, et sur laquelle toute sa théorie est fondée : son hypothèse est que les planètes sont des corps rigides.

Sans aucun doute, notre Terre semble être un corps rigide. Qu’y a-t-il de plus solide et d’inflexible que la masse de roches et de métaux qui forment la Terre, pour autant que nous puissions y accéder ? Dans les vastes étendues de l’espace, la Terre n’est qu’une particule ; il était donc naturel et légitime de supposer que cette particule était un corps rigide. Si la Terre était absolument rigide — si chaque particule de la Terre se trouvait à une distance fixe de toutes les autres particules — si, sous aucune contrainte de forces et dans aucune circonstance concevable, la Terre ne subissait même le moindre changement de forme — si cela pouvait

Il en va de même pour le soleil et pour tous les autres planètes ; par conséquent, la prédiction de Lagrange concernant la durée éternelle de notre système doit se réaliser.

Mais quels sont les faits ? La Terre est-elle vraiment rigide ? Nous savons, d’après des expériences, qu’un corps rigide au sens mathématique du terme n’existe pas. Les roches ne sont pas rigides ; l’acier ne l’est pas non plus ; même un diamant n’est pas parfaitement rigide. Toute la Terre est loin d’être rigide, même à sa surface, tandis qu’une partie de son intérieur est peut-être encore plus ou moins fluide. On ne peut pas qualifier la Terre de corps parfaitement rigide ; à plus forte raison, les grands corps de notre système ne peuvent être considérés comme tels. Jupiter et Saturne ne sont peut-être même pas ce qu’on pourrait appeler des corps solides. Le système solaire de Lagrange se composait d’un soleil rigide et d’un certain nombre de planètes minuscules et rigides ; le système solaire réel, quant à lui, se compose d’un soleil qui n’est en aucun cas rigide, et de planètes qui ne le sont que partiellement.

La question se pose alors de savoir si les découvertes des grands mathématiciens du dernier siècle s’appliqueront non seulement au système solaire idéal qu’ils ont conçu, mais aussi au système solaire réel dans lequel nous nous trouvons. Il ne fait aucun doute que ces découvertes sont approximativement vraies : elles sont en effet si proches de la vérité absolue que l’observation n’a pas encore montré de manière satisfaisante de déviations par rapport à elles.

Mais, dans l’état actuel de la science, nous ne pouvons plus ignorer les questions importantes qui se posent lorsque nous avons affaire à des corps qui ne sont pas rigides au sens mathématique du terme. Prenons, par exemple, la loi la plus simple à laquelle nous avons fait référence, la grande loi de Kepler, qui affirme qu’une planète tournera éternellement sur une trajectoire elliptique dont le soleil est un foyer. Cela a été confirmé par des observations réelles ; en fait, cette loi a été établie par l’observation avant même que toute explication théorique de ce mouvement ne soit proposée. Cependant, si nous formulons la chose avec un peu plus de précision, nous constaterons que ce que Newton a vraiment démontré, c’est que si deux particules rigides s’attirent selon une loi de force qui varie avec le carré inverse de la distance entre elles, alors chacune de ces particules décritra une ellipse ayant pour centre commun le centre de gravité.

L’attention se porte sur cela. La Terre est, dans une certaine mesure, rigide ; il était donc naturel de supposer que le comportement relatif de la Terre et du Soleil suivrait, dans une mesure correspondante, la simple loi elliptique de Kepler. En réalité, ils obéissent à cette loi avec une telle fidélité que, même en tenant compte d’autres causes de perturbation, nous ne pouvons, même par des observations les plus minutieuses, détecter la moindre variation dans le mouvement de la Terre due à son manque de rigidité.

Il existe cependant une subtilité dans les recherches mathématiques qui, en tout cas dans ce cas, dépasse les observations les plus précises que nos instruments nous permettent de faire. Les principes des mathématiques nous disent que, bien que les lois de Kepler puissent être vraies pour des corps absolument et mathématiquement rigides, si le Soleil ou les planètes sont, en totalité ou même dans leur plus petite partie, dépourvus de rigidité parfaite, alors les lois de Kepler ne peuvent plus être vraies. Ne sommes-nous pas ici face à une contradiction ? L’observation nous dit que les lois de Kepler sont vraies dans le système planétaire ; la théorie nous dit que ces lois ne peuvent être vraies dans ce système, car les corps qui y figurent ne sont pas parfaitement rigides. Comment résoudre cette disparité ? Ou y a-t-il vraiment une disparité ? Il n’y en a pas. Lorsque nous disons que les lois de Kepler ont été prouvées vraies par l’observation, nous devons réfléchir à la nature des preuves qui peuvent être obtenues. Nous observons les positions des planètes à l’aide des instruments de nos observatoires ; ces positions sont mesurées à l’aide de nos horloges et des cercles gradués sur les instruments. Ces observations sont sans aucun doute extrêmement précises ; mais elles ne possèdent pas, et ne peuvent pas posséder, une précision absolue au sens mathématique du terme. Nous pouvons, par exemple, déterminer la position d’une planète avec une telle précision qu’il n’y a certainement pas d’erreur d’une seconde d’arc ; or une seconde est une quantité extrêmement petite. Un pied-plume placé à une distance d’environ quarante miles forme un angle d’une seconde, et il s’agit assurément d’une performance remarquable de pouvoir mesurer la position d’une planète en étant sûr qu’aucune erreur supérieure à celle-ci n’a pu se glisser dans notre résultat.

Lorsque nous comparons les résultats des observations avec les calculs effectués en partant du principe de la vérité des lois de Kepler, et lorsque nous jugeons de l’accord entre les observations et ces calculs, il y a toujours une référence, plus ou moins explicite, aux erreurs inévitables des observations. Si les calculs et les observations concordent à un tel point que les différences entre les deux sont suffisamment infimes pour être imputées aux erreurs inhérentes aux observations mêmes, alors nous sommes satisfaits de cette concordance ; car, en réalité, aucune concordance plus parfaite n’est possible, ni même concevable. L’influence exercée par le manque de rigidité sur le respect des lois de Kepler peut être estimée par des calculs ; on constate, comme on pouvait s’y attendre, qu’elle est extrêmement faible — si faible, en fait, qu’elle se situe dans cette mince marge d’erreur qui affecte les observations. Nous ne pouvons donc pas distinguer, par des mesures précises, les effets dus à l’absence de rigidité ; ceux-ci sont indissociablement mélangés aux petites erreurs d’observation.

L’argument sur lequel nous devons fonder nos recherches repose en réalité sur un phénomène très familier. Il n’y a personne qui ait jamais visité la côte sans connaître cette montée et cette descente de la mer que nous appelons la marée. Deux fois par vingt-quatre heures, la mer avance vers le rivage pour provoquer la haute mer ; deux fois par jour, elle se retire pour provoquer la basse mer. Ces marées ne se limitent pas aux côtes ; elles pénètrent sur des kilomètres le long des cours d’eau ; elles inondent périodiquement de grands estuaires. Dans un pays maritime, les marées revêtent une importance pratique capitale ; elles possèdent également une signification de nature beaucoup moins évidente, que c’est notre objectif maintenant d’étudier.

Ces pulsations quotidiennes de l’océan ont depuis longtemps cessé d’être un mystère. Dès les temps anciens, on avait perçu un lien entre les marées et la lune. Des auteurs anciens tels que Pline et Aristote ont fait mention du rapport entre les moments de haute mer et l’état de la lune. Je pense que nous ne reconnaissons parfois pas aux astronomes anciens tout le crédit que leur perspicacité mérite réellement. Nous avons tous lu — nous avons tous appris — que la lune et les marées sont liées l’une à l’autre ; mais combien

Lequel d’entre nous peut affirmer avoir réellement remarqué ce lien par une observation personnelle directe ? Le premier homme à avoir étudié cette question avec suffisamment d’attention pour se convaincre, ainsi que les autres, de sa réalité, a dû être un grand philosophe. Nous ne connaissons ni son nom, ni sa nation, ni l’époque où il a vécu ; mais notre admiration pour sa découverte doit encore augmenter à la pensée qu’il ne disposait pas de la théorie de la gravitation pour le guider. Un philosophe d’aujourd’hui qui n’aurait jamais vu la mer pourrait encore prédire la nécessité des marées comme conséquence de la loi de la gravitation universelle ; mais l’astronome primitif, qui ignorait le lien invisible par lequel tous les corps de l’univers sont attirés les uns vers les autres, a fait une découverte splendide — en vérité, typique — d’ordre inductif, lorsqu’il a établi la relation entre la lune et les marées.

Nous pouvons supposer que cette découverte est, très probablement, née des observations de navigateurs expérimentés. En toutes questions relatives à l’entrée ou à la sortie du port, l’état des marées est d’une importance capitale pour le marin. Même en haute mer, il doit parfois ajuster sa route en fonction des courants produits par les marées ; ou, en déterminant la profondeur par des sondages, il doit toujours garder à l’esprit que celle-ci varie avec les marées. Toutes les questions liées aux marées relèvent donc de son observation quotidienne. Son travail quotidien, le succès de sa profession, la sécurité de sa vie dépendent souvent des marées ; c’est pourquoi il s’efforcera d’apprendre, à partir de ses observations, tout ce qui pourrait lui être utile à l’avenir. Pour le marin qui navigue le long des côtes, la question du jour est l’heure de la marée haute. Cet instant varie d’un jour à l’autre : il est une heure ou plus plus tard demain qu’aujourd’hui, et il n’existe aucune règle très simple qui puisse être énoncée. Le marin accueillerait donc avec joie toute règle capable de le guider dans une affaire d’une telle importance. Nous pouvons faire une conjecture sur la manière dont une telle règle a été découverte pour la première fois. Supposons, par exemple, qu’un marin à Calais se dirige vers le port. Il a une belle nuit — la lune est pleine ; elle le guide sur son chemin ; il arrive sain et sauf au port ; et le lendemain matin, il constate que la marée est haute entre 11 et 12 heures.[45] Il effectue souvent le même voyage, mais il trouve parfois une marée basse et gênante le matin. Finalement,

Cependant, il lui vient à l’esprit que, lorsqu’il y a une nuit de pleine lune, la marée haute a lieu à 11 heures. Cela se produit une ou deux fois : il pense que c’est simplement une coïncidence. Mais cela se reproduit sans cesse. Finalement, il constate que c’est toujours le cas. Il communique cette règle aux autres marins ; ils l’essaient également. On découvre invariablement que, lorsque la lune est pleine, la marée haute revient toujours à la même heure et au même endroit. Le lien entre la lune et les marées est ainsi établi, et le marin perspicace comparera naturellement les autres phases de la lune avec les moments des hautes eaux. Il constate, par exemple, que la lune en premier quartier provoque toujours des hautes eaux à la même heure de la journée ; et finalement, il obtient une règle pratique, grâce à laquelle, en fonction de l’état de la lune, il peut immédiatement déterminer l’heure à laquelle la marée sera haute dans le port où il se trouve. Un observateur méticuleux découvrira encore un lien entre la lune et les marées : il remarquera que certaines hautes marées sont plus hautes que d’autres, que certaines basses marées sont plus basses que d’autres. C’est une question d’une grande importance pratique. Lorsqu’il faut traverser un chenal dangereux, le marin se sent beaucoup plus rassuré de savoir qu’il sera transporté au-dessus de celui-ci lors d’une marée montante ; ou s’il doit affronter des courants marins, qui ont par endroits une force considérable, il préférera naturellement pour son voyage les marées mortes, durant lesquelles la force de ces courants est moindre que d’habitude. Les marées hautes et les marées mortes deviendront familières pour lui, et il percevra que les marées hautes ont lieu lorsque la lune est pleine ou nouvelle — ou, en tout cas, que les marées hautes surviennent à un nombre constant de jours près de la pleine lune ou de la nouvelle lune. C’est sans doute par ce genre de raisonnement que, dans les temps anciens, on a commencé à percevoir le lien entre la lune et les marées.

Cependant, ce n’est que grâce à la grande découverte de Newton, qui a révélé la loi de la gravitation universelle, qu’il est devenu possible de donner une explication physique des marées. On a alors compris comment la lune attire toute la Terre et chaque particule de celle-ci. On a vu comment les particules fluides qui forment les océans sur Terre peuvent obéir à cette attraction d’une manière que les parties solides ne peuvent pas. Lorsque la lune se trouve juste au-dessus de nous, elle a tendance à attirer l’eau vers le haut, pour ainsi dire, en formant un amas en dessous, ce qui provoque la marée haute. L’eau de l’autre côté de la Terre est également affectée.

d’une manière qui pourrait ne pas être anticipée au premier abord. La Lune attire le corps solide de la Terre avec une intensité plus grande qu’elle n’attire l’eau de l’autre côté, qui se trouve plus loin d’elle. La Terre est donc tirée loin de l’eau, et il y a donc une tendance à des marées hautes aussi bien du côté de la Terre éloigné de la Lune que de celui qui lui fait face. Les marées basses occupent les positions intermédiaires.

Le Soleil provoque également des marées sur Terre ; mais en raison de la grande distance du Soleil, la différence entre son attraction sur la mer et sur l’intérieur solide de la Terre n’est pas si notable. Les marées solaires sont donc plus faibles que les marées lunaires. Lorsque les deux s’additionnent, elles provoquent une marée de printemps ; lorsque les marées solaires et lunaires sont opposées, nous avons une marée de basse mer.

Il existe cependant de nombreuses circonstances à prendre en compte lorsque nous tentons d’appliquer ce raisonnement général aux conditions d’un cas particulier. En raison de particularités locales, les marées varient énormément dans différentes parties de la côte. Dans une zone restreinte comme la mer Méditerranée, les marées ont seulement une amplitude relativement faible, variant d’un pied à quelques pieds selon les endroits. Au milieu de l’océan également, l’élévation et la baisse des marées ne sont pas importantes, atteignant par exemple trois pieds à Sainte-Hélène. Près des grandes masses continentales, les marées sont fortement modifiées par les côtes. À Londres, on observe des marées de dix-huit ou dix-neuf pieds ; mais les marées les plus remarquables des îles Britanniques se trouvent dans le canal de Bristol, où, à Chepstow ou Cardiff, l’élévation et la baisse pendant les marées de printemps atteignent trente-sept ou trente-huit pieds, et pendant les marées de basse mer vingt-huit ou vingt-neuf pieds. Ces marées sont dépassées en ampleur dans d’autres parties du monde. Les plus grandes marées se trouvent dans la baie du Fundy, où, dans certaines zones, l’élévation et la baisse pendant les marées de printemps atteignent au moins cinquante pieds.

L’élévation et la baisse des marées s’accompagnent nécessairement de la formation de courants. De tels courants sont en effet bien connus, et dans certains de nos grands fleuves, ils ont une importance capitale. Ces courants d’eau peuvent, tout comme les courants d’eau de toute autre nature, être mis à profit pour effectuer un travail utile.

Nous pouvons, par exemple, retenir l’eau montante dans un réservoir, et lorsque la marée baisse, nous pouvons obliger l’eau contenue à faire tourner une roue à eau avant qu’elle ne retourne à la mer. Nous avons donc ici une source d’énergie réelle ; mais ce n’est que dans des circonstances très exceptionnelles que l’on constate qu’il est économique d’utiliser les marées à cette fin. La question peut être soumise au calcul, et on peut déterminer la superficie du réservoir nécessaire pour retenir suffisamment d’eau afin de faire fonctionner une roue à eau d’une puissance donnée en chevaux-vapeur. On peut montrer que la superficie du réservoir nécessaire pour retenir assez d’eau afin de produire 100 chevaux-vapeur serait de 40 acres. La question se réduit alors au simple problème des coûts : la construction et l’entretien de ce réservoir seraient-ils plus ou moins coûteux que la mise en place et l’entretien d’une machine à vapeur de puissance équivalente ? Dans la plupart des cas, il semblerait que cette dernière soit de loin la moins chère ; en tout cas, on ne trouve pas en pratique d’engins à marée en usage, de sorte que l’énergie des marées est actuellement gaspillée. Cependant, les aspects économiques de cette question pourraient changer profondément à une époque lointaine, lorsque nos réserves de combustible, aujourd’hui consommées de manière si abondante, montreraient des signes évidents d’épuisement imminent.

Les marées effectuent cependant un travail, d’une manière ou d’une autre. Une marée dans l’embouchure d’une rivière peut parfois éroder un banc et emporter ses matériaux ailleurs. Nous avons donc ici un travail accompli et une énergie consommée, tout comme si la même tâche avait été réalisée par des ingénieurs dirigeant les bras puissants de travailleurs. Nous savons que le travail ne peut être accompli sans la consommation d’énergie sous une forme ou une autre ; d’où vient donc l’énergie qui fournit la force des marées ? À première vue, la réponse à cette question semble évidente. N’avons-nous pas dit que les marées sont causées par la lune ? L’énergie ne proviendrait-elle donc pas de la lune ? Cela semble assez clair, mais malheureusement ce n’est pas vrai. C’est l’un de ces cas, loin d’être rares en dynamique, où la vérité diffère considérablement de ce qui semble être le cas. Une illustration pourrait peut-être clarifier la question. Lorsqu’on tire avec un fusil, c’est le doigt du tireur qui actionne la gâchette ; mais devons-nous alors dire que l’énergie qui a propulsé la balle provient du tireur ?

Certainement pas ; l’énergie provient bien sûr de la poudre à canon, et tout ce que faisait le tireur, c’était fournir le moyen par lequel l’énergie stockée dans la poudre pouvait être libérée. Dans une certaine mesure, nous pouvons comparer cela au phénomène des marées : les marées provoquées par la lune sont la cause première qui permet d’extraire une certaine quantité d’énergie pour effectuer le travail que les marées sont capables de réaliser. Cette réserve d’énergie, curieusement, ne se trouve pas dans la lune ; elle se trouve dans la Terre elle-même. En fait, il est extrêmement remarquable que la lune gagne en énergie grâce aux marées, en absorbant une partie de cette réserve présente dans la Terre. Ce n’est pas considéré comme un résultat évident ; cela dépend d’un théorème dynamique élaboré.

Il nous faut comprendre clairement la nature de cette formidable réserve d’énergie dont tirent leur force les marées, et sur laquelle la lune peut exercer des forces importantes et continues. Voyons dans quel sens on dit que la Terre possède une réserve d’énergie. Nous savons que la Terre tourne sur son axe une fois par jour. C’est cette rotation qui est la source de l’énergie. Comparons la rotation de la Terre à celle de l’arbre à cames appartenant à une machine à vapeur. La rotation de l’arbre à cames constitue en réalité une réserve dans laquelle la machine verse de l’énergie à chaque coup de piston. Les différentes machines de la scierie actionnées par la machine tirent simplement parti de la réserve d’énergie accumulée dans l’arbre à cames. On peut comparer la Terre à un arbre à cames gigantesque, détaché de la machine mais encore relié aux machines de la scierie. Grâce à ses dimensions colossales et à sa vitesse élevée, cet immense arbre à cames possède une énorme réserve d’énergie, qui doit être consommée avant qu’il ne s’arrête. C’est pourquoi, bien que les marées soient causées par la lune, l’énergie dont elles ont besoin est obtenue simplement en utilisant une partie de cette grande réserve issue de la rotation de la Terre.

Cependant, il existe une différence de nature très fondamentale entre la Terre et l’arbre à cames d’une machine. Alors que l’énergie est prélevée sur l’arbre à cames et consommée par les différentes machines de la scierie, elle est constamment remplacée par de nouvelle énergie, provenant du fonctionnement de la machine à vapeur, ce qui permet de maintenir la vitesse de l’arbre à cames. Mais

La Terre est un volant sans moteur. Lorsque les marées consomment l’énergie stockée pour effectuer du travail, cette énergie n’est pas remplacée. La conséquence en est irrésistible : l’énergie liée à la rotation de la Terre doit diminuer. Cela entraîne une conséquence d’une importance capitale. Si l’on sépare le moteur du volant, alors, comme tout le monde le sait, ce volant massif peut encore effectuer quelques rotations, mais il s’arrêtera rapidement. Une conclusion similaire doit être tirée au sujet de la Terre ; mais son stock d’énergie est si énorme, par rapport aux exigences qui lui sont imposées, que la Terre peut tenir bon. D’innombrables âges doivent s’écouler avant que l’énergie de sa rotation ne soit complètement épuisée par les forces exercées par les marées. Néanmoins, il est nécessaire que cette énergie diminue ; et si elle diminue, alors la vitesse de rotation de la Terre doit forcément, bien que lentement, diminuer également. Nous arrivons ainsi à une conséquence des marées qui peut être exprimée dans les termes les plus simples : si la vitesse de rotation diminue, alors la durée de la journée doit augmenter ; et ceci nous conduit à l’affirmation suivante, d’une grande importance : les marées allongent la durée de la journée.

Aujourd’hui, la journée est plus longue qu’hier – demain, elle sera plus longue qu’aujourd’hui. La différence est si petite qu’elle ne peut guère être considérée comme clairement établie par l’observation, même au cours d’âges entiers. Nous ne prétendons pas savoir combien de siècles se sont écoulés depuis que la journée était même d’une seconde plus courte qu’aujourd’hui ; mais les siècles ne sont pas les unités que nous utilisons pour étudier l’évolution des marées. Il est très probable qu’il y a un million d’années, l’écart entre la durée de la journée et sa valeur actuelle était très important. Jetons un coup d’œil dans les profondeurs lointaines du passé et voyons ce que les marées ont à nous dire. Si l’ordre actuel des choses a persisté, la journée a dû devenir de plus en plus courte à mesure que nous remontons dans le passé lointain. La journée dure aujourd’hui vingt-quatre heures ; elle durait autrefois vingt heures, puis dix heures, puis six heures. Jusqu’où pouvons-nous aller ? Une fois que les six heures seront dépassées, nous commencerons à approcher d’une limite qui doit, à un certain moment, limiter notre rétrospective. Plus la journée est courte, plus la Terre est bombée à l’équateur ; plus la Terre est bombée à l’équateur, plus…

Plus grande est la contrainte exercée sur les matériaux de la Terre par la force centrifuge de sa rotation. Si la Terre tournait trop vite, elle ne pourrait pas rester unie ; elle se diviserait en morceaux, tout comme une meule actionnée trop rapidement se déchire violemment. Nous voyons donc, dans le lointain passé, une barrière qui met fin à cet argument. Il existe une vitesse critique, qui est la plus élevée que la Terre puisse supporter sans risque de rupture, mais la valeur exacte de cette vitesse est une question difficile à répondre. Elle dépend de la nature des matériaux de la Terre, de la température, de l’effet de la pression, ainsi que d’autres facteurs que nous ne connaissons pas avec précision. Une estimation de la vitesse critique a cependant été faite, et il a été démontré mathématiquement que le plus court période de rotation possible pour la Terre, sans qu’elle ne se disloque, est d’environ trois ou quatre heures. La doctrine de l’évolution des marées nous conduit donc à la conclusion que, à une époque incroyablement lointaine, la Terre tournait autour de son axe en une période approchant trois ou quatre heures.

Nous apprenons ainsi que c’est grâce à la Lune que la durée du jour s’est progressivement allongée, depuis sa valeur primitive jusqu’à vingt-quatre heures. Obéissant à l’une des lois les plus profondes de la nature, la Terre a réagi sur la Lune, et cette réaction a pris une forme concrète : elle a simplement consisté à éloigner progressivement la Lune de la Terre. On peut observer que cet éloignement de la Lune ressemble à une sorte de représailles de la part de la Terre. Les conséquences du recul de la Lune sont suffisamment remarquables. Le rayon de l’orbite de la Lune est actuellement de 240 000 miles. Ce rayon doit constamment augmenter en raison des marées. Ayant cette information, jetons maintenant un coup d’œil à l’histoire passée de la Lune. Alors que la distance de la Lune augmente lorsque nous regardons vers l’avenir, nous constatons qu’elle diminue lorsque nous regardons vers le passé. Hier, la Lune devait être plus proche de la Terre qu’aujourd’hui ; cette différence est sans doute négligeable en années, en siècles ou en milliers d’années ; mais lorsqu’on parle de millions d’années, la Lune devait être nettement plus proche qu’elle ne l’est aujourd’hui.

Jusqu’à ce que nous découvrions finalement que sa distance, au lieu de 240 000 miles, soit passée à 40 000, puis à 20 000, enfin à 10 000 miles. Nous n’avons pas besoin d’arrêter — ni ne pouvons arrêter — avant d’avoir trouvé la Lune réellement proche de la surface terrestre. Si les lois actuelles de la nature ont agi suffisamment longtemps, et s’il n’y a eu aucune interférence extérieure, alors il ne fait aucun doute que la Lune et la Terre se trouvaient autrefois en proximité immédiate. En effet, nous pouvons calculer la période pendant laquelle la Lune devait tourner autour de la Terre. Plus la Lune est proche de la Terre, plus elle doit tourner rapidement ; et à l’époque critique où le satellite se trouvait en proximité immédiate de notre Terre, il devait effectuer une révolution en environ trois ou quatre heures.

Cela a conduit à l’une des spéculations les plus audacieuses jamais formulées en astronomie. Nous ne pouvons nous empêcher de la présenter ; mais il faut se rappeler qu’il s’agit seulement d’une spéculation, qui doit être accueillie avec la réserve qui convient. Cette spéculation vise à répondre à la question : Qu’est-ce qui a amené la Lune dans cette position, proche de la surface terrestre ? Nous dirons simplement qu’il existe de très fortes raisons de croire que la Lune s’est détachée de la Terre à une époque très ancienne, lorsque celle-ci était dans un état mou ou plastique.

Au début de l’histoire, nous avons constaté que la Terre et la Lune étaient proches l’une de l’autre. Nous avons vu que la vitesse de rotation de la Terre n’était que de quelques heures, au lieu de vingt-quatre heures. Nous avons constaté que la Lune accomplissait son parcours autour de la Terre primitive exactement en même temps que la Terre primitive tournait sur son axe, de sorte que les deux corps étaient alors constamment face à face. Un tel état de choses constituait ce qu’un mathématicien décrireait comme un cas d’équilibre dynamique instable. Il ne pouvait pas durer. On peut le comparer au cas d’une aiguille en équilibre sur son extrémité ; l’aiguille doit tomber d’un côté ou de l’autre. De la même manière, la Lune ne pouvait pas continuer à conserver cette position. Deux issues s’offraient : soit la Lune retombait sur la Terre et était réabsorbée dans sa masse, soit elle commençait son voyage vers l’extérieur. Laquelle de ces deux voies la Lune allait-elle emprunter ? Nous n’avons peut-être aucun moyen de savoir exactement ce qui a déterminé la Lune à choisir l’une plutôt que l’autre.

Un autre, mais quant au parcours qui a réellement été suivi, il ne peut y avoir aucun doute. Le fait que la Lune existe montre qu’elle n’est pas retournée sur Terre, mais a entamé son voyage vers l’extérieur. À mesure que la Lune s’éloigne de la Terre, elle doit, conformément aux lois de Kepler, mettre plus de temps pour effectuer une révolution complète. Ainsi, alors que la période initiale n’était que de quelques heures, celle-ci a augmenté jusqu’à atteindre aujourd’hui 656 heures. La rotation de la Terre a bien sûr également été modifiée, en fonction de l’éloignement croissant de la Lune. Dès que la Lune a commencé à s’éloigner, la Terre a été libérée de l’obligation de tourner constamment son même côté vers elle. Lorsque la Lune s’était éloignée d’une certaine distance, la Terre accomplissait sa rotation en moins de temps que celui nécessaire à la Lune pour effectuer une révolution. Pourtant, la Lune s’éloigne de plus en plus, et la durée de sa révolution augmente en conséquence, jusqu’à ce que trois, quatre ou plusieurs jours (ou rotations de la Terre) coïncident avec un mois (ou révolution de la Lune). Bien que le nombre de jours dans un mois augmente, nous ne devons pas supposer que la vitesse de rotation de la Terre augmente ; en réalité, c’est le contraire qui est vrai. La rotation de la Terre ralentit, tout comme la révolution de la Lune, mais le ralentissement de la Lune est plus important que celui de la Terre. Même si la période de rotation de la Terre a fortement augmenté par rapport à sa valeur initiale, la période de la Lune a encore plus augmenté, de sorte qu’elle est plusieurs fois supérieure à celle de la rotation terrestre. Au fil des âges, la Lune s’éloigne de plus en plus, son orbite s’élargit, la durée de sa révolution augmente, jusqu’à ce qu’enfin soit atteinte une époque très notable, qui constitue, en quelque sorte, un point culminant dans l’histoire de la Lune. À cette époque, les périodes de révolution de la Lune, mesurées en périodes de rotation de la Terre, atteignent leur valeur maximale. Il semble que le mois durait alors vingt-neuf jours. Il ne s’agit bien sûr pas du mois et du jour tels que nos horloges mesurent le temps aujourd’hui. Tous deux étaient alors plus courts qu’aujourd’hui. Ce que nous voulons dire, c’est qu’à cette époque, la Terre tournait vingt-neuf fois sur son axe tandis que la Lune effectuait une seule révolution.

Cette époque est désormais révolue. Aucune tentative ne peut être faite pour l’instant pour évaluer la date de cette époque en utilisant nos unités de mesure ordinaires. En même temps, cependant, il ne fait aucun doute quant à l’immense antiquité de cet événement, par rapport à tous les documents historiques ; mais savoir s’il faut le compter en centaines de milliers d’années, en millions d’années ou en dizaines de millions d’années reste dans une large mesure une question de conjecture.

Une fois cette époque remarquable passée, nous constatons que le cours des événements dans le système Terre-Lune commence à se diriger vers cette étape finale remarquable qui présente des points de ressemblance avec l’étape initiale. La Lune continue de tourner sur une orbite dont le diamètre augmente régulièrement, bien que très lentement. La durée du mois augmente donc, et comme la rotation de la Terre ralentit encore constamment, la durée de la journée augmente également continuellement. Mais le rapport entre la durée du mois et la durée de la journée montre maintenant un changement. Ce rapport avait progressivement augmenté, passant de l’unité au début jusqu’à une valeur maximale d’environ vingt-neuf à l’époque précédemment mentionnée. Le rapport commence maintenant à diminuer, jusqu’à ce que la Terre effectue seulement vingt-huit rotations au lieu de vingt-neuf lors d’une révolution complète de la Lune. La diminution du rapport se poursuit jusqu’à ce que le nombre vingt-sept exprime le nombre de jours dans le mois. Ici encore, nous avons une époque sur laquelle il est impossible de passer sans commentaire particulier. Dans tout ce qui a été dit jusqu’à présent, nous avons traité d’événements du lointain passé ; et nous sommes finalement parvenus à l’état actuel du système Terre-Lune. Les jours à cette époque sont nos jours bien connus, le mois est la période bien connue de la révolution de notre Lune. Actuellement, le mois correspond à environ vingt-sept de nos jours, et cette relation est restée sensiblement vraie pendant des milliers d’années. Elle continuera à l’être pendant des milliers d’années à venir, mais elle ne restera pas vraie indéfiniment. Ce n’est qu’une étape dans cette grande transformation ; elle peut posséder les attributs de la permanence à nos yeux éphémères, tout comme les ailes d’une mouche semblent immobiles lorsqu’elles sont éclairées par une étincelle électrique ; mais lorsque nous examinons l’histoire avec des concepts du temps suffisamment larges pour l’astronomie, nous réalisons comment le présent

La condition du système Terre-Lune ne peut avoir une permanence plus grande que celle de n’importe quelle autre étape de l’histoire.

Notre récit doit cependant maintenant prendre une forme différente. Nous avons parlé du passé ; nous avons été conduits au présent ; pouvons-nous dire quelque chose sur l’avenir ? Ici encore, les marées viennent à notre secours. Si nous avons correctement compris la vérité de la dynamique (et qui donc pourrait aujourd’hui en douter ?), nous serons en mesure de prévoir les changements futurs du système Terre-Lune. S’il n’y a pas d’interruption provenant d’une source extérieure pour l’instant inconnue de nous, nous pouvons prédire – au moins en gros – l’évolution ultérieure de la Lune. Nous pouvons voir comment la Lune continuera de suivre sa trajectoire vers l’extérieur. La voie dans laquelle elle orbite s’allongera avec une extrême lenteur, mais elle s’allongera néanmoins toujours ; en tout cas, ce mouvement ne sera pas inversé avant que l’étape finale de notre histoire ne soit atteinte. Nous ne nous attarderons pas maintenant sur les étapes intermédiaires ; nous essaierons plutôt de esquisser le type final vers lequel notre système tend. Dans un lointain avenir — d’innombrables millions d’années à venir — cette étape finale sera approchée. Le rapport entre le mois et le jour, dont nous avons déjà parlé, continuera de diminuer. La période de révolution de la Lune deviendra de plus en plus longue, mais la durée du jour augmentera bien plus rapidement que l’allongement de la période lunaire. Du mois de vingt-sept jours, nous passerons à un mois de vingt-six jours, et ainsi de suite, jusqu’à ce que nous arrivions à un mois de dix jours, et enfin à un mois d’un jour.

Compréhendons clairement ce que nous entendons par un mois d’un jour. Nous entendons par là que le temps nécessaire pour que la Lune effectue une orbite autour de la Terre sera égal au temps nécessaire pour que la Terre tourne sur son axe. La durée de cette journée sera bien sûr infiniment plus grande que notre journée actuelle. Le seul élément d’incertitude dans ces recherches apparaît lorsque nous tentons d’apporter une précision numérique aux affirmations. Il semble aussi vrai que les lois de la dynamique qu’un état du système Terre-Lune dans lequel le jour et le mois sont égaux doit être atteint à terme ; mais lorsque nous essayons de déterminer la durée de cette journée, nous introduisons un élément de risque dans notre recherche. En donnant toute

Selon une estimation de sa durée, il faut comprendre que cette valeur est donnée avec beaucoup de réserve. Elle peut être erronée dans une certaine mesure, bien que probablement pas de manière significative. La durée de ce grand jour semble être à peu près égale à cinquante-sept de nos jours. En d’autres termes, à un moment critique dans un avenir extrêmement lointain, la Terre mettra environ 1 400 heures pour effectuer une rotation, tandis que la Lune accomplira son parcours en exactement le même temps.

Nous voyons ainsi comment, à certains égards, la première étape du système Terre-Lune et la dernière étape se ressemblent. Dans les deux cas, le jour est égal au mois. Dans le premier cas, le jour et le mois n’étaient qu’une petite fraction de notre jour ; dans la dernière étape, le jour et le mois sont chacun un multiple important de notre jour. Il existe cependant un contraste profond entre la première époque critique et la dernière. Nous avons déjà mentionné que la première époque était caractérisée par de l’instabilité — elle ne pouvait pas durer ; mais cet état suivant est celui d’une stabilité dynamique. Une fois cet état atteint, il serait permanent et durerait éternellement si la Terre et la Lune pouvaient être isolées de toute interférence extérieure.

Il y a une caractéristique particulière qui définit le mouvement lorsque le mois est égal au jour. Une légère réflexion montre que, dans ce cas, la Terre doit constamment tourner la même face vers la Lune. Si le jour est égal au mois, alors la Terre et la Lune doivent tourner ensemble, comme liées par des liens invisibles ; et quel que soit l’hémisphère de la Terre tourné vers la Lune au début de cet état, il restera ainsi tant que le jour restera égal au mois.

À ce stade, il est difficile d’échapper au rappel de cette caractéristique distinctive du mouvement de la Lune, observée depuis l’Antiquité. Nous faisons bien sûr référence au fait que la Lune tourne actuellement constamment la même face vers la Terre.

Il incombe aux astronomes de fournir une explication physique à ce phénomène remarquable. La Lune orbite autour de notre Terre une fois en un délai déterminé

nombre de secondes. Si la Lune tourne toujours la même face vers la Terre, cela prouve qu’elle tourne également sur son axe une fois en ce même nombre de secondes. Or, il s’agirait là d’une coïncidence extrêmement improbable, à moins qu’il n’y ait une cause physique pour l’expliquer. Nous n’avons pas loin à chercher cette cause : les marées lunaires ont produit ce phénomène. On constate aujourd’hui que la Lune possède une surface accidentée, ce qui témoigne de l’existence d’une intense activité volcanique dans le passé. Ces volcans sont aujourd’hui silencieux — les feux intérieurs de la Lune semblent s’être épuisés ; mais il y a eu un temps où la Lune devait être une masse chaude et semi-fondue. Il y a eu un temps où les matériaux de la Lune étaient si chauds qu’ils étaient mous et ductiles, et c’est dans cette masse molle et ductile que l’attraction de notre Terre a provoqué de grandes marées. Nous n’avons aucune trace historique de ces marées (elles existaient bien avant l’invention des télescopes, et probablement bien avant l’apparition de l’humanité), mais nous savons qu’elles ont existé grâce aux effets qu’elles ont produits, et ces effets se manifestent aujourd’hui dans la face constante que la Lune tourne vers la Terre. La montée et la descente douces des océans qui forment nos marées offrent un tableau très différent de celles par lesquelles la Lune était autrefois agitée. Les marées lunaires étaient bien plus importantes que celles de la Terre. Elles étaient plus fortes parce que la gravité de la Terre est plus grande que celle de la Lune, ce qui permettait à la Terre de provoquer des marées beaucoup plus puissantes sur la Lune que la Lune ne pouvait jamais en provoquer sur la Terre.

Le fait que la Lune tourne toujours la même face vers la Terre dépend directement de la condition selon laquelle elle doit tourner sur son axe pendant exactement la même période que celle nécessaire pour faire le tour de la Terre. Les marées constituent une force régulatrice, efficace sans relâche, pour garantir que cette condition soit respectée. Si la Lune tournait plus lentement qu’elle ne le devrait, alors les grandes marées de lave entraîneraient la Lune de plus en plus vite jusqu’à ce qu’elle atteigne la vitesse souhaitée ; et ce n’est qu’à ce moment-là qu’elles lui apporteraient la paix. Ou bien, si la Lune tournait plus rapidement sur son axe que dans son orbite, les marées interviendraient à nouveau avec force ; mais cela

À ce moment-là, ils seraient occupés à ralentir la rotation de la Lune, jusqu’à avoir réduit sa vitesse au point qu’elle effectue une rotation pour chaque orbite.

La Lune peut-elle un jour échapper à la domination des marées ? Il n’est pas très facile de répondre à cette question, mais il semble peut-être pas impossible que, à un moment donné dans l’avenir, la Lune puisse être libérée du contrôle exercé par les marées. Il est en effet évident que, même aujourd’hui, les marées n’exercent plus sur la Lune le contrôle extrêmement strict qu’elles exerçaient autrefois. Nous ne voyons plus d’océans sur la Lune, et les volcans ne montrent aucun signe de lave en fusion. Il est difficile d’imaginer qu’il y ait des marées sur la Lune, mais il se pourrait qu’il y ait des phénomènes similaires à l’intérieur de celle-ci. Il est possible que l’intérieur de la Lune soit encore suffisamment chaud pour conserver un certain degré de fluidité ; dans ce cas, le contrôle exercé par les marées continuerait de la retenir. Mais viendra probablement un moment, s’il n’est pas déjà arrivé, où le cœur de la Lune sera froid – aussi froid que la température de l’espace. Si les matériaux qui composent la Lune étaient ce qu’un mathématicien appellerait absolument rigides, il ne fait aucun doute que les marées ne pourraient plus exister, et la Lune serait alors libérée de leur contrôle. Il semble impossible de prédire dans quelle mesure la Lune pourra jamais correspondre aux caractéristiques d’un corps rigide véritable, mais il est concevable qu’à un moment donné dans l’avenir, ce contrôle cesse pratiquement. Il n’y aurait alors plus aucune nécessité pour que la période de rotation coïncide avec celle de l’orbite. Une lueur d’espoir se profile ainsi pour l’astronomie du futur lointain. Nous savons que la période d’orbite de la Lune augmente, et tant que le mécanisme des marées peut agir, la période de rotation doit augmenter en conséquence. Nous avons maintenant imaginé un état dans lequel ce contrôle n’existe plus. Il n’y aura alors rien pour empêcher que la rotation reste telle qu’elle est actuellement, tandis que la période d’orbite continue d’augmenter. Le privilège de voir l’autre face de la Lune, qui a été refusé à tous les astronomes précédents, pourra ainsi, dans un avenir lointain, être accordé à leurs successeurs.

Les marées que la Lune provoque sur Terre agissent comme un frein à la rotation de la Terre. Elles ont constamment tendance à faire coïncider la période de rotation de la Terre avec la période d’orbite de la Lune. Comme la Lune effectue une orbite en vingt-sept jours, la Terre, pour l’instant

Allant trop vite, et par conséquent le contrôle des marées s’efforce actuellement de ralentir la rotation de la Terre. La rotation de la Lune a depuis longtemps cédé au contrôle des marées, mais cela était dû au fait que la Lune était relativement petite et que la force des marées exercée par la Terre était énorme. Ici, c’est l’inverse : la Terre est plus grande et plus massive que la Lune ; les marées provoquées par la Lune sont faibles et modestes, et la Terre n’a pas encore complètement cédé à l’action des marées. Cependant, ces marées sont constantes, elles ne relâchent jamais un instant leur effort de contrôle, et elles tendent progressivement à faire coïncider le jour et le mois, bien que ce progrès soit très lent.

La théorie des marées nous amène à envisager un état futur lointain, dans lequel la Lune tournerait autour de la Terre en un temps égal à celui du jour, de sorte que les deux corps tourneraient constamment leur même face l’un vers l’autre, à condition que le contrôle des marées puisse encore guider la rotation de la Lune. En ce qui concerne l’action mutuelle entre la Terre et la Lune, un tel arrangement possède tous les attributs de la permanence. Cependant, si nous osons projeter notre regard vers un avenir encore plus lointain, nous pouvons discerner une cause externe qui doit empêcher cette adaptation mutuelle entre la Terre et la Lune d’être éternelle. Les marées provoquées par la Lune sur la Terre sont bien plus importantes que celles provoquées par le Soleil ; c’est pourquoi, au cours de notre raisonnement précédent, nous avons accordé peu d’importance aux marées solaires. Il s’agit évidemment seulement d’une méthode approximative pour aborder cette question. L’influence des marées solaires est perceptible, et son importance par rapport aux marées lunaires augmentera progressivement à mesure que la Terre et la Lune se rapprochent de la phase critique finale. Les marées solaires auront pour effet d’exercer constamment un frein supplémentaire sur la rotation de la Terre. Il en résultera donc que, après que le jour et le mois seront devenus égaux, une nouvelle lenteur attendra la durée du jour. Nous voyons ainsi qu’à l’avenir lointain, la Lune tournera autour de la Terre en un temps inférieur à celui nécessaire pour que la Terre tourne sur son axe.

Une confirmation très instructive de ces vues est fournie par la découverte des satellites de Mars. La planète Mars est l’une des plus petites

membres de notre système. Il possède une masse qui n’est que le huitième de la masse de la Terre. Une petite planète comme Mars a beaucoup moins d’énergie de rotation à détruire qu’une plus grande comme la Terre. On peut donc s’attendre à ce que la petite planète progresse bien plus rapidement dans son évolution que la grande ; nous pourrions donc anticiper que Mars et ses satellites ont atteint un stade plus avancé de leur histoire que celui de la Terre et de son satellite.

Lorsque la découverte des satellites de Mars a stupéfié le monde en 1877, rien n’a suscité autant d’étonnement que la période périodique du satellite intérieur. Nous avons déjà indiqué au chapitre X comment Phobos orbite autour de Mars en 7 heures 39 minutes. La période de rotation de Mars lui-même est de 24 heures 37 minutes, ce qui nous donne ce fait, sans équivalent dans le système solaire : le satellite tourne en réalité trois fois plus rapidement que ne le fait tourner la planète. Il ne fait guère de doute que les marées solaires ont ralenti sa vitesse de rotation de la manière que nous venons de suggérer.

Il m’a toujours semblé que la question mentionnée est l’une des plus intéressantes et des plus instructives de toute l’histoire de l’astronomie. D’abord, nous avons une très belle découverte astronomique par télescope des minuscules satellites de Mars, ainsi que la détermination du mouvement anormal de l’un d’eux. Ensuite, nous avons trouvé une explication physique satisfaisante de la cause de ce phénomène, et nous avons montré qu’il s’agit d’un exemple frappant d’évolution due aux marées. Enfin, nous avons vu que le système de Mars et de ses satellites est en réalité une préfiguration du destin qui, après le passage des âges, attend le système Terre-Lune.

Il semble naturel de se demander dans quelle mesure l’influence des marées a pu contribuer à façonner les orbites planétaires. Les circonstances sont ici très différentes de celles que nous avons rencontrées dans le système Terre-Lune. Exprimons d’abord le problème de manière précise. Le système solaire se compose du Soleil au centre, et des planètes qui tournent autour du Soleil. Ces planètes tournent sur leurs axes ; et circulent autour de certains de

Les planètes possèdent des systèmes de satellites. Par simplification, nous pouvons supposer que toutes les planètes et leurs satellites tournent dans le même plan, et que les planètes rotent autour d’axes perpendiculaires à ce plan. Dans l’étude de la théorie de l’évolution des marées, nous devons être principalement guidés par un principe dynamique fondamental connu sous le nom de conservation du « moment d’inertie ». La démonstration de ce grand principe n’est pas tentée ici ; il suffit de dire qu’il peut être strictement déduit des lois du mouvement, et qu’il est donc seulement second en certitude aux vérités fondamentales de la géométrie ordinaire ou de l’algèbre. Prenons, par exemple, la planète géante Jupiter. En une seconde, elle parcourt un certain angle autour du soleil. Si nous multiplions la masse de Jupiter par cet angle, puis si nous multiplions le produit par le carré de la distance entre Jupiter et le soleil, nous obtenons une quantité bien définie. Un mathématicien appelle cette quantité le « moment d’inertie orbital » de Jupiter.[46] De la même manière, si nous multiplions la masse de Saturne par l’angle que la planète parcourt en une seconde, et que nous multiplions ce produit par le carré de la distance entre la planète et le soleil, alors nous avons le moment d’inertie orbital de Saturne. De façon similaire, nous déterminons le moment d’inertie pour chacune des autres planètes dues à leur rotation autour du soleil. Nous devons également définir le moment d’inertie des planètes autour de leurs axes. En une seconde, Jupiter tourne sur un certain angle ; nous multiplions cet angle par la masse de Jupiter, ainsi que par le carré d’une certaine longueur qui dépend de sa constitution interne : le produit forme le « moment d’inertie de rotation ». De la même manière, nous trouvons le moment d’inertie de rotation pour chacune des autres planètes. Chaque satellite tourne sur un certain angle autour de son corps principal en une seconde ; nous obtenons le moment d’inertie de chaque satellite en multipliant sa masse par l’angle décrit en une seconde, puis en multipliant le produit par le carré de la distance du satellite par rapport à son corps principal. Enfin, nous calculons le moment d’inertie du soleil dû à sa rotation. Cela s’obtient en multipliant l’angle que le soleil parcourt en une seconde par toute la masse du soleil, puis en multipliant le produit par le carré d’une certaine longueur énorme, qui dépend des détails de la structure interne du soleil.

Si nous avons réussi à expliquer ce qu’on entend par le moment d’inertie, alors l’énoncé de la grande loi est relativement simple. Il faut d’abord observer que le moment d’inertie de n’importe quelle planète peut varier. Il varierait si la distance de la planète au soleil changeait, ou si la vitesse à laquelle la planète tourne sur son axe changeait ; de même, le moment d’inertie du soleil peut changer, ainsi que celui des satellites. Au début, une certaine quantité totale de moment d’inertie a été transmise à notre système, et pas une seule particule de cette quantité totale ne peut être gaspillée ou aliénée par le système solaire dans son ensemble. Quelles que soient les interactions mutuelles des différents corps du système, quelles que soient les perturbations qu’ils peuvent subir — quelles marées peuvent être produites, ou même quelles collisions mutuelles peuvent survenir — la grande loi de conservation du moment d’inertie doit être respectée. Si certains corps du système solaire perdent du moment d’inertie, alors d’autres corps du système doivent en gagner, afin que la quantité totale reste inchangée. Cette considération revêt une importance capitale en ce qui concerne les marées. La répartition du moment d’inertie dans le système est continuellement modifiée par les marées ; mais, quelles que soient les variations des marées, le moment d’inertie total ne peut jamais changer tant qu’il n’y a pas d’influences extérieures au système.

Il convient ici de souligner le contraste entre l’apport d’énergie et celui de moment d’inertie à notre système. Les interactions mutuelles de notre système, dans la mesure où elles produisent de la chaleur, ont tendance à gaspiller l’énergie, dont une partie considérable peut ainsi se dissiper et être perdue ; mais ces interactions n’ont aucun pouvoir pour dissiper le moment d’inertie.

Si l’on considère que le moment d’inertie total du système solaire est égal à 100, il est actuellement réparti comme suit :—

Moment orbital du moment cinétique de Jupiter : 60
Moment orbital du moment cinétique de Saturne : 24
Moment orbital du moment cinétique d’Uranus : 6
Moment orbital du moment cinétique de Neptune : 8
Moment de rotation du moment cinétique du Soleil : 2
—
100

Les contributions des autres corps sont excessivement négligeables. Les moments orbitaux du moment cinétique des quelques planètes intérieures ne représentent guère plus d’un millième de la somme totale. Les contributions dues à la rotation de tous les planètes et de leurs satellites sont encore bien plus faibles, ne dépassant pas un soixantième de milleième du tout. Par conséquent, lorsque nous étudions les effets généraux des marées sur les orbites planétaires, ces considérations insignifiantes peuvent être ignorées. Nous jugerons cependant opportun de restreindre encore davantage la question et de concentrer notre attention sur une illustration particulièrement éloquente. Prenons le Soleil et la planète Jupiter ; en supposant que tous les autres corps de notre système soient absents, discutons de l’influence des marées produites sur Jupiter par le Soleil, ainsi que des marées au sein du Soleil provoquées par Jupiter.

On pourrait penser à la hâte que, tout comme la Lune est née de la Terre, les planètes seraient nées du Soleil et se seraient progressivement éloignées sous l’effet des marées pour atteindre leur état actuel. Nous disposons des données fournies pour examiner cette question, et nous montrerons qu’il est impossible que Jupiter, ou l’une quelconque des autres planètes, ait jamais été beaucoup plus proche du Soleil qu’elles ne le sont aujourd’hui. Dans le cas de Jupiter et du Soleil, le moment cinétique est composé de trois éléments. De loin, le plus important de ces éléments est dû à la révolution orbitale de Jupiter, suivi par celui du Soleil.

Le troisième facteur est dû à la rotation de Jupiter sur son axe. Nous pouvons les exprimer en nombres arrondis comme suit :—

Moment orbital du moment d’inertie de Jupiter : 600 000
Moment de rotation de Jupiter : 20 000
Moment de rotation du Soleil : 12

Le Soleil provoque des marées sur Jupiter ; ces marées ralentissent la rotation de Jupiter. Elles font que Jupiter tourne de plus en plus lentement, ce qui entraîne une diminution de son moment d’inertie. Par conséquent, sa valeur actuelle de 12 doit diminuer. Même le puissant Soleil peut être perturbé par des marées. Jupiter provoque également des marées sur le Soleil ; celles-ci ralentissent le mouvement du Soleil, et donc son moment d’inertie diminue. Il en résulte que la valeur de 600 000 doit augmenter ; en d’autres termes, le mouvement orbital de Jupiter doit s’accélérer, ou bien Jupiter doit s’éloigner du Soleil. À cet égard, le système Soleil-Jupiter est donc analogue au système Terre-Lune. Tout comme les marées sur Terre éloignent la Lune, les marées sur Jupiter et le Soleil éloignent progressivement ces deux corps l’un de l’autre. Cependant, il existe une différence fondamentale entre les deux cas. On peut prouver que les marées provoquées sur Jupiter par le Soleil sont plus efficaces que celles provoquées sur le Soleil par Jupiter. La contribution du Soleil peut donc être ignorée pour l’instant ; en pratique, les augmentations du moment orbital du moment d’inertie de Jupiter sont donc dues au moment accumulé par sa rotation. Mais quel est l’intérêt de 12 face à 600 000 ? Même lorsque tout le moment de rotation de Jupiter et celui de ses satellites aura été absorbé…

Pour le mouvement orbital, il n’y aura guère de différence appréciable dans ce dernier. Dans l’Antiquité, on peut en effet supposer que Jupiter, étant plus chaud, était plus grand qu’aujourd’hui et possédait un moment d’inertie rotatif considérablement plus élevé. Mais il est difficile de croire que Jupiter ait jamais pu avoir cent fois plus de moment d’inertie qu’il n’en a actuellement. Même si 1 200 unités de moment d’inertie rotatif avaient été transférées au mouvement orbital, cela ne correspondrait qu’à une différence très négligeable dans la distance de Jupiter du Soleil. Nous sommes donc assurés que les marées n’ont pas modifié de manière appréciable les dimensions de l’orbite de Jupiter, ni celles des autres grands planètes.

Cependant, viendra un moment où la rotation de Jupiter sur son axe sera progressivement ralentie par l’influence des marées. On constatera alors que le moment d’inertie de la rotation du Soleil sera progressivement consommé pour élargir les orbites des planètes, mais comme cette réserve ne représente que environ deux pour cent de la quantité totale dans notre système, elle ne peut produire aucun effet significatif.

La théorie de l’évolution des marées, qui, entre les mains du professeur Darwin, nous a beaucoup appris concernant l’histoire passée des systèmes de satellites dans le système solaire, expliquera sans doute également, comme l’a souligné le Dr See, les orbites hautement excentriques des systèmes d’étoiles doubles. Dans le système Terre-Lune, nous avons deux corps extrêmement différents en volume, la masse de la Terre étant environ quatre-vingts fois supérieure à celle de la Lune. Mais dans le cas de la plupart des étoiles doubles, il s’agit de deux corps pas très différents en termes de masse. On peut démontrer que l’orbite devait initialement avoir une excentricité faible, mais que la friction des marées est capable non seulement de l’élargir, mais aussi de l’allonger. La force d’accélération est bien plus grande au périastre (lorsque les deux corps sont les plus proches l’un de l’autre) qu’à l’apastre (lorsque leur distance est maximale). Au périastre, la force perturbatrice augmentera donc considérablement la distance à l’apastre, tandis qu’à l’apastre elle augmentera très peu la distance au périastre. Ainsi, tandis que l’ellipse s’élargit progressivement, l’orbite devient de plus en plus excentrique, jusqu’à ce que les rotations axiales aient été

suffisamment réduit par le transfert du moment de quantité de mouvement axial vers l’orbital.

Et maintenant nous devons clore ce chapitre, bien qu’il y ait de nombreux autres sujets qui pourraient y être inclus. La théorie de l’évolution des marées est en effet d’un intérêt tout à fait exceptionnel. Les mathématiciens d’autrefois consacraient leurs efforts à la détermination de la dynamique d’un système composé de corps rigides. Nous devons aux mathématiciens contemporains d’avoir ouvert la mécanique céleste sur l’hypothèse plus réaliste que les corps ne sont pas rigides ; en d’autres termes, qu’ils sont soumis aux marées. Les difficultés mathématiques s’accroissent énormément, mais le problème est plus fidèle à la nature et a déjà conduit à certaines des découvertes astronomiques les plus remarquables de l’époque moderne.

Notre histoire des cieux a maintenant été racontée. Nous avons commencé ce travail par une description des aides mécaniques et optiques à l’astronomie ; nous l’avons terminé par une brève description d’une méthode de recherche intellectuelle qui révèle certains des phénomènes célestes survenus des âges avant l’apparition de l’humanité. Nous avons parlé de ces objets qui se trouvent relativement près de nous, puis, pas à pas, nous sommes passés aux nébuleuses et aux amas lointains qui semblent se situer aux confins de l’univers visible. Pourtant, combien peu pouvons-nous voir, même avec nos plus grands télescopes, comparé à l’étendue infinie de l’espace ! Peu importe à quel point la profondeur explorée par nos instruments soit grande, il existe toujours au-delà un espace d’une étendue infinie. Imaginez un globe immense décrit dans l’espace, un globe de dimensions si stupéfiantes qu’il inclurait le soleil et son système, toutes les étoiles et nébuleuses, et même tous les objets que nos capacités finies peuvent imaginer. Pourtant, quel rapport le volume de ce grand globe doit-il avoir avec l’étendue totale de l’espace infini ? Ce rapport est infiniment inférieur à celui que représente l’eau contenue dans une seule goutte de rosée par rapport à l’eau contenue dans tout l’océan Atlantique.

APPENDICE.
QUANTITÉS ASTRONOMIQUES.

Le Soleil.

La distance moyenne du Soleil par rapport à la Terre est de 92 900 000 miles ; son diamètre est de 866 000 miles ; sa densité moyenne, par rapport à l’eau, est de 1,4 ; son élévation est négligeable ; il tourne sur son axe en un laps de temps compris entre 25 et 26 jours.

La Lune.

La distance moyenne de la Lune par rapport à la Terre est de 239 000 miles. Le diamètre de la Lune est de 2 160 miles ; sa densité moyenne, par rapport à l’eau, est de 3,5. Le temps nécessaire pour effectuer une révolution autour de la Terre est de 27,322 jours.

Les Planètes.

Distance du Soleil – Densité – Période moyenne de rotation – Diamètre – Densité moyenne par rapport à l’eau.
Mercredi : 36,0 – 28,6 – 43,3 – 87,969 – 3 030 – 6,85(?)
Vénus : 67,2 – 66,6 – 67,5 – 224,70 – 7 700 – 4,85
Terre : 92,9 – 91,1 – 94,6 – 365,26 – 7 918 – 5,58 – 4,09 – 24,37
Mars : 141 – 128 – 155 – 686,98 – 4 230 – 4,01 – 22,7
Jupiter : 483 – 459 – 505 – 4 332,6 – 86 500 – 9 – 55 – 1,38
Saturne : 886 – 834 – 936 – 10 759 – 71 000 – 10 – 14 – 0,72
Uranus : 1 782 – 1 700 – 1 860 – 30 687 – 31 900 – Inconnue – 1,22
Neptune : 2 792 – 2 760 – 2 810 – 60 127 – 34 800 – Inconnue – 1,11

Les satellites de Mars.

Distance moyenne par rapport au centre de Mars. Temps périodique.
heures. minutes. secondes.
Phobos : 5 800 miles, 7 h 39 min 14 s.
Deimos : 14 500 miles, 30 h 17 min 54 s.

Les satellites de Jupiter.

Distance moyenne par rapport au centre de Jupiter. Temps périodique.
jours. heures. minutes. secondes.
Nouveau satellite intérieur Barnard : 112 500 miles, 0 h 11 min 57 s 22 d.
I : 261 000 miles, 1 h 18 min 27 s 34 d.
II : 415 000 miles, 3 h 13 min 13 s 42 d.
III : 664 000 miles, 7 h 3 min 42 s 33 d.
IV : 1 167 000 miles, 16 h 16 min 32 s 11 d.

Les satellites de Saturne.

Distance moyenne par rapport au centre de Saturne. Temps périodique.
jours. heures. minutes. secondes.
Mimas : 115 000 miles, 0 h 22 min 37 s 6 d.
Encelade : 148 000 miles, 1 h 8 min 53 s 7 d.
Téthys : 183 000 miles, 1 h 21 min 18 s 26 d.
Dione : 235 000 miles, 2 h 17 min 41 s 9 d.
Réea : 329 000 miles, 4 h 12 min 25 s 12 d.
Titan : 760 000 miles, 15 h 22 min 41 s 27 d.
Hyperion : 921 000 miles, 21 h 6 min 38 s 31 d.
Iapète : 2 215 000 miles, 79 h 7 min 56 s 40 d.

Les satellites d’Uranus.

Distance moyenne par rapport au centre
d’Uranus. Durée de rotation.
jours. heures. minutes. secondes.
Ariel 119 000 miles 2 12 29 21
Umbriel 166 000 miles 4 3 27 37
Titania 272 000 miles 8 16 56 30
Oberon 364 000 miles 13 11 7 6

Le satellite de Neptune.

Distance moyenne par rapport au centre
de Neptune. Durée de rotation.
jours. heures. minutes. secondes.
Satellite 220 000 miles 5 21 2 44

INDEX.

A

Aberration de la lumière, 503–512 ;
et les mouvements apparents des étoiles, 504, 507 ;
découvertes de Bradley, 503 ;
causes, 507–511 ;
cercles d’étoiles, 505–507 ;
dépendance par rapport à la vitesse de la lumière, 511 ;
effet sur le Dragon, 505 ;
étude au télescope, 510

Combinaison achromatique de lentilles, 11

Adams, professeur J.C., et la découverte de Neptune, 324–327, 330–332 ;
et l’ellipse des Léonides, 386

Aérolithe du Chaco, 398 ;
l’Orgueil, 399

Airy, sir George, 325

Météorites du mont Alban, 393

Alcor, 438

Aldebaran, 209, 418, 419 ;
spectre d’, 480 ;
vitesse d’, 484

Algol, 485, 487

Almageste, 7

Alphonse, 92

Les Alpes, la grande vallée lunaire, 88

Altair, 424

L’aluminium dans le Soleil, 50

Les Anciens et leur astronomie, 2–7

Andrews, professeur, et formation basaltique à
Giant’s Causeway, 407

Andromède, 414 ;
nébuleuse en elle, 469, 489

Andromède, averse de météores, et
comète de Biela, 390

Antarès, 423

Les Apennins (lunaires), 83

L’aphélie, 163

Verseau, 215, 413

Aquila, ou l’Aigle, 424

Arago, 326

Archimède, 88

Arcturus, 358, 480 ;
vitesse de, 484

Catalogue des étoiles d’Argelander, 431, 476

Argus, 481

Ariel, 309, 559

Aristarque, 90

Aristillus, 88

Aristote, cratère lunaire portant son nom, 88 ;
crédulité à l’égard de ses écrits, 267 ;
la Lune et les marées selon lui, 535

Astéroïdes, 229–244

Astrea, 328

Astronomes de Ninive, 156

Quantités astronomiques, 558

Astronomie ancienne, 2–7 ;
réalisations de Galilée en la matière, 10 ;
premiers phénomènes observés en astronomie, 2

L’Athenæum et la lettre de Sir John Herschel

La part d’Adams dans la découverte de Neptune, 330

Atmosphère, altitude de celle de la Terre, 100

Attraction, entre la Lune et la Terre, 75 ;
entre les planètes, 148 ;
entre le Soleil et les planètes, 144, 148 ;
de Jupiter, 248, 249 ;
produisant la précession, 498

Aurige, 414, 489

Aurore boréale, 42

Autolyque, 88

Auwers et distances des étoiles, 449 ;
et l’irrégularité du mouvement de Sirius, 427

Axle polaire, 196, 497 ;
précession et nutation de celui de la Terre, 492–502

B

Backlund et la comète d’Encke, 349, 351

Barnard, professeur E.E., et Saturne, 271,
278, 282 ;

et Titan, 294 ;
et la comète de 1892, 355 ;
et la Voie lactée, 475

La Ruche, 422

Belopolsky, M., et les binaires, 487, 488

Le météorite de Benares, 392

Bessel, et Bradley, 501 ;
et la distance de 61 Cygni, 446, 448, 449 ;
et les distances des étoiles, 442 ;
et les mouvements irréguliers de Sirius, 426 ;
reçoit la médaille d’or de la Royal Astronomical Society, 442

Betelgeuze, 209, 418, 419, 482 ;
vitesse de, 484

La comète de Biela, et Sir John Herschel, 357 ;
et Andromède, 390

Binaires spectroscopiques, 487

Lunettes binoculaires, 27

Biot et les météorites de L’Aigle, 392

Loi de Bode, 230 ;

Liste des étoiles doubles, 435

Bond, professeur, et les satellites de Saturne, 296 ;
et la nébuleuse d’Orion, 469 ;
et le troisième anneau de Saturne, 280

Boötes, 422

Bradley, et la nutation, 501 ;
et l’aberration de la lumière, 503 ;
ses observations d’Uranus, 312

Bredichin, professeur, et les queues des comètes,
365, 366, 367

Le fer de Breitenbach, 397

Le canal de Bristol, marées dans ce dernier, 538

Brünnow, docteur, observations sur la parallaxe de
61 Cygni, 449

Inhumation de Sir John Moore, 72

Burnham, monsieur, et l’orbite de Sirius, 427 ;
ses ajouts au nombre connu d’étoiles doubles, 439

Butler, évêque, et la probabilité, 460

Météorite Butsura, 397

C

Cadmium dans le Soleil, 50

Calais, marées à, 536

Calcium dans le Soleil, 50

Campbell, M., et Argus, 481 ;
et Mars, 223

Canaux sur Mars, 220

Cancri 20, 154

Cancri, ζ, 154

Cancri, θ, 154

Canis major, 419

Canopus, 422

Observatoire du Cap, 27

Capella, 414, 480, 487

Période carbonifère, 518

Cardiff, marées à, 538

Cassini, J.D., et étoiles doubles, 434 ;
et satellites de Saturne, 294 ;

et les anneaux de Saturne, 278

Cassiopée, 412

Castor, 420, 487 ;
une étoile binaire, 437 ;
révolution de, 437

Catalogues d’étoiles, 310, 311 ;
ceux de Messier, 529

Catherine, 92

Centaure, α, 422 ;
observations du Dr Gill sur, 451 ;
mesure de la distance par Henderson,
442, 451

Cérès, 231, 232, 238 ;
et météorites, 404, 405

Le météorite de Chaco, 398

Chacornac, et le cratère lunaire Schickard, 90

Le Challenger, son voyage et les particules magnétiques dans l’Atlantique, 408

Challis, professeur, 326 ;
sa recherche de Neptune, 327, 328, 331, 332

Chandler, M., et Algol, 485

La Charrue de Charles, 28

Chepstow, marées à, 538

Chéseaux, découvreur de la comète de 1744, 367

Chicago, télescope à l’Observatoire Yerkes, 16

Chladni et le météore de Sibérie, 392

Chromium dans le Soleil, 50

Chromosphère, la, 54

Chronomètres testés par la Lune, 80

Clairaut et l’attraction des planètes sur les comètes, 342, 343

Clavius, 91 ; et les satellites de Jupiter, 267

Horloge astronomique, 23

Amas d’étoiles, 461–464

Cobalt dans le Soleil, 50

Comète de Coggia, 1874, 337

Couleur de la lumière et indication de sa source, 46

Couleurs, les sept primaires, 45

Columbiad, la, 401

Columbus, 7

Comètes, 112, 149, 250, 336 ;
et le spectroscope, 355 ;
attraction exercée par les planètes, 342, 360 ;
la comète de Biela, 357 ;
la comète de Biela et celle d’Andromède, 390 ;
recherches de Clairaut, 342, 343 ;
la comète de Coggia, 337 ;
la comète de Common (1882), 354 ;
liens avec les pluies de météores, 388 ;
constitution des comètes, 336 ;
présence de sodium et de fer, 356 ;
la comète de Donati (1858), 353, 358, 366 ;
excentricité des comètes, 360 ;
la comète d’Encke, 344–352 ;
présence de carbone dans les comètes, 356, 367 ;
gravitation et comètes, 343, 348 ;
recherches de Halley sur les comètes, 341–344 ;
tête ou noyau des comètes, 337 ;
la comète de Lexell, 370 ;
masse des comètes, 359 ;
mouvements des comètes, 336 ;
explications de Newton sur les comètes, 338 ;
comètes non périodiques, 353–356 ;
la comète de 1531, 341 ;
la comète de 1607, 341 ;
la comète de 1681, 338, 339 ;

de 1682, 341 ;
de 1744 (de Chéseaux), 367 ;
de 1818, 345 ;
de 1843, 352 ;
de 1866, 388 ;
de 1874, 337 ;
de 1892, 355 ;
origine, 369 ;
orbits paraboliques, 338–340, 360 ;
retour périodique, 338–341 ;
forme, 336 ;
taille, 337 ;
sans queue, 370 ;
queues, 337, 361 ;
recherches de Bredichin, 365 ;
de Chéseaux, 367 ;
composition, 365, 369 ;
condensation, 369 ;
électricité et, 368 ;
croissance progressive, 363 ;
loi de la direction, 362 ;
repoussés par le Soleil, 364 ;
force de répulsion, 364, 368 ;
divers types, 365 ;
de Tebbutt (1881), 353 ;
ténuité, 357

Common, Dr., constructeur de réflecteurs, 21 ;
et la comète de 1882, 354 ;
et la nébuleuse d’Orion, 469

Cook, Capitaine, et le transit de Vénus, 184

Copeland, Dr., et l’étoile de Schmidt, 489 ;
et le cratère lunaire Tycho, 92 ;
et les spectres des nébuleuses, 473 ;
et le transit de Vénus, 189

Copernic et Mercure, 156 ;
confirmation de sa théorie par la découverte des satellites de Jupiter, 267 ;
sa théorie de l’astronomie, 7 ;
cratère lunaire nommé en son honneur, 89

Le cuivre dans le Soleil, 50

Cor scorpionis, 423

Corona Borealis, 423, 488

Coronne solaire pendant une éclipse, 62–64, 151

Coronium, 64

Cotopaxi et météorites, 401

La Crabe, 422

Crabtree et le transit de Vénus, 180

Anneau sombre de Saturne, 281

Cratères sur la Lune, 83–85, 87–98

Vitesse critique, 103, 104, 237

Crown, le, 423

Cryptographe de Huyghens, le, 277

Cygni, β, 439

Cygni 61, parallaxe annuelle de, 450 ;
Mesure de la distance par Bessel, 442,
446, 447 ;
Observations de Brünnow sur, 449 ;
Distance du Soleil, 452 ;
Influence perturbatrice de, 452 ;
Double, 446 ;
Mesure par le professeur A. Hall, 449 ;
Recherches photographiques du professeur Pritchard concernant, 449 ;
Mouvement propre de, 446 ;
Observations de Struve sur, 448, 449 ;
Vitesse de, 452

Cygnus, 424

Cyrille, 92

Cysat et la Ceinture d’Orion, 467

D

Ligne D dans le spectre solaire, 48

Darwin, professeur G.H., et évolution des marées, 531

Dawes, professeur, et le troisième anneau de Saturne,
281

Jour, durée du, et la Lune, 542 ;
et les marées, 541

Deimos, 226, 558

Denebola, 423

Diffraction, 56

Dione, 559

Dispersion des couleurs, 47

Distances astronomiques, 558, 559

Doerfel, et les comètes, 339

Étoile du Chien (voir Sirius)

Petit Chien, 420

Comète de Donati, 353, 358 ;
queues, 366

Étoiles doubles, 434–440

D Q, 236

Nébuleuse de Draco, 470

Dragon, le, 415

Draper, professeur, et la nébuleuse d’Orion, 469

Observatoire de Dunsink, 12, 184, 447, 449

Stabilité dynamique, 547 ; théorie de Newton, 214

Dynamique et système Terre-Lune, 546

Dynamique, Galilée, fondateur de la, 10

E

Aigle, l’, 424

Terre, idées anciennes à son sujet, 3 ; mouvement annuel de la, et mouvement apparent des étoiles, 507, 512 ; attraction exercée par Jupiter, 319 ; attraction exercée par la comète d’Encke, 350 ; attraction exercée par les Léonides, 386 ; attraction exercée par Saturne, 319 ; attraction exercée par la Lune, 75, 497 ; attraction exercée par le Soleil, 496 ; rotation axiale de la, 558 ; période carbonifère sur la, 518 ; changement climatique sur la, 518 ; composition de la, 496 ;

Contact de son atmosphère avec les météorites, 377–379 ;
Densité de son atmosphère, 558 ;
Diamètre de son atmosphère, 558 ;
Distance par rapport à Mars, 213 ;
Distance par rapport à la Lune, 73, 558 ;
Distance par rapport au Soleil, 31, 114, 184, 240, 265, 351, 512, 558 ;
Énergie issue de sa rotation, 540 ;
Autrefois un globe en fusion, 200, 201 ;
Enregistrements géologiques et lui, 517 ;
Période glaciaire sur lui, 518 ;
Gravité et lui, 204, 206, 207, 497 ;
Chaleur dans son intérieur, 94, 197, 198, 251, 514 ;
Comment il est mesuré, 193–196 ;
Sa masse qui augmente en raison de la chute de matière météorique, 408 ;
Ses océans étaient autrefois de la vapeur, 251 ;
Autrefois en proximité immédiate de la Lune, 542 ;
Orbite de la Terre, 114 ;
Forme elliptique de son orbite, 139 ;
Trajectoire perturbée par Vénus et Mars, 319 ;
Période périodique de la Terre, 558 ;
Plan de son orbite, 309 ;
Axie polaire de la Terre, 196, 492–502 ;
Position de la Terre par rapport au Soleil et à la Lune, 76, 77 ;
Précession et nutation de l’axe terrestre, 492–502 ;
Rayon de la Terre, 193, 512 ;
Rotation de la Terre, 75, 196, 200, 494, 496.

Forme, 192, 195, 197, 201, 207 ;
Taille, par rapport à Jupiter, 119,
et par rapport aux autres planètes, 119 ;
Taille et poids, par rapport à ceux du Soleil, 30,
et de la Lune, 74, 75 ;
Vitesse, 115, 139, 146, 512,
et période, 143 ;
Éruptions volcaniques, 197,
et origine des météorites, 405 ;
Poids, 202, 248,
par rapport à Saturne, 271, 272

Séismes, instruments astronomiques perturbés par eux, 24

Excentricité des ellipses planétaires, 136, 211

Éclipses des satellites de Jupiter, 261, 262, 265–
267

Ellipse de la Lune, 77–80 ;
de le Soleil, 53

Éclipses, explications anciennes, 6 ;
calculs de la récurrence, 79, 80

Écliptique, 5, 233 ;
Pôle de l’écliptique, 493, 500, 505

Lumière électrique, 44

Ellipse, 136 ;

Éccentricité, 137 ;
Focal point, 137 ;
Découvertes de Kepler à ce sujet, 136, 138, 142–144, 505 ;
Forme que prend l’orbite d’une planète, 136 ;
Parallaxe, 444 ;
Variété des formes possibles, 139

Encelade, 559

Encke et la distance du Soleil par rapport à la Terre, 147, 184 ;
Sa comète, 344–352

La comète d’Encke, 344–352 ;
Son approche de Jupiter, 349 ;
Sa relation avec Mercure, 349 ;
Sa relation avec le Soleil, 346 ;
Diminution de son période de retour, 351 ;
Distance par rapport à Mercure, 347 ;
Disturbations causées par la Terre, 350, ainsi que par Mercure, 348 ;
Irrégularités dans son orbite, 347, 351 ;
Orbite de la comète, 346 ;
Retour périodique de la comète, 351 ;
Calculs de Von Asten concernant cette comète, 349–350

Énergie qui alimente les marées, 539

Météorite d’Ensisheim, 393

Diamètre équatorial, 196 497 ;
télescope, 14

Ératosthène, 89

Éros, 236

Éruptions, 197

Étoile du soir, 109, 169

Œil, structure de l’, 10

F

Facules du Soleil, 37

Boule de feu de 1869, 375

Boules de feu, 374

Étoiles « fixes », 503

Flamsteed, premier Astronome-Royal, 311 ;
son Historia Cœlestis, 311

Focal point de l’ellipse planétaire, 137–139

Fomalhaut, 413

Fraunhofer, 478

Lignes de Fraunhofer, 48

Baie du Fundy, marées dans la baie, 538

G

Galilée, réalisations, 10 ;
et les satellites de Jupiter, 267 ;
et les anneaux de Saturne, 273, 274 ;
et les Pléiades, 418

Galle, Dr., et Neptune, 328–330

Gassendi, et le transit de Mercure, 164 ;
et le transit de Vénus, 178 ;
cratère lunaire nommé en son honneur, 90

Gauss, et la planète mineure Cérès, 232

Constellation des Gémeaux, 303, 420

Géminides, 400

Géologues et écoulement du temps, 453

Géomètres orientaux, 5

Géométrie, développement chez les anciens, 6

George III et Sir W. Herschel, 299, 306

Giant’s Causeway, 407

Gill, Dr D., 27 ;
et Junon, 243 ;
et les planètes mineures, 242 ;
et la parallaxe d’α Centauri, 451 ;
et la parallaxe de Mars, 214

Période glaciaire, 518

Gravitation, loi de, 122–149 ;
et étoiles binaires, 437 ;
et précession, 497 ;
et l’axe terrestre, 495, 497, 499 ;
et la trajectoire parabolique des comètes, 340 ;
et le retour périodique des comètes, 343 ;
et le poids de la Terre, 203, 204 ;
illustrée par des expériences, 123, 124, 127,
129–132 ;
sa découverte facilitée par des observations lunaires,
108, 125 ;
son influence sur les satellites, 149 ;
son influence sur les étoiles, 149 ;
son influence sur les marées, 149 ;
la démonstration triomphale de Le Verrier, 330 ;
les découvertes de Newton, 125, 126, 147 ;
sur la Lune, 96 ;
universalité chez les corps célestes,
128, 373

Grand ours, 27, 28, 241 ;
configuration, 410 ;
étoile double dans le Grand ours, 438 ;
positions du Grand ours, 409, 411

Green, M., et Mars, 220

Observatoire de Greenwich, 26, 311

Griffiths, M., et Jupiter, 252

Grimaldi, 90

Grubb, Sir Howard, 14

« Les Gardiens », 412

Les Voyages de Gulliver et les satellites de Mars, 228

H

Observations de Hadley sur Saturne, 282

Hall, professeur Asaph, et les satellites de Mars, 225

Halley, et la périodicité des comètes, 341–343 ;
et le transit de Vénus, 180

Chaleur, rapport avec l’astronomie, 513 ;
dans l’intérieur de la Terre, 197–199, 514 ;
du Soleil, 515–526

Héliomètre, 243

Hélium, 55

Henderson, et la distance d’α Centauri, 442, 451

Hercule, amas d’étoiles dans, 269, 462

Hérodote (cratère lunaire), 90

Herschel, Caroline, 299, 465

Herschel, Sir John, discours à l’Association britannique, 328 ;
discours lors de la remise de la médaille d’or à Bessel, 443 ;
et la comète de Biela, 357 ;
et les nébuleuses, 464 ;
lettre à l’Athenæum sur la part d’Adams dans la découverte de Neptune, 330

Herschel, Sir W., et les étoiles doubles, 435, 436 ;
et Saturne, 279 ;
et les satellites de Saturne, 295 ;
et l’Impératrice Catherine, 301 ;
et le mouvement du système solaire vers Lyra, 457 ;
découverte du satellite d’Uranus par lui, 308, 309 ;
découverte d’Uranus par lui, 305, 308 ;
jeunesse de, 299 ;
amitié avec Sir W. Watson, 302 ;
il fabrique ses propres télescopes, 301 ;

« L’Astronome du Roi », 307 ;
méthode de fabrication de ses télescopes, 302 ;
talent musical, 299 ;
organiste de la chapelle Octagon, Bath, 300 ;
pardon accordé par George III pour désertion, 299 ;
passion pour l’astronomie, 300, 301 ;
abandon de sa carrière musicale, 307 ;
théorie des agrégats sidéraux, 529 ;
étude des nébuleuses, 464–465, 529

Télescope herschélien, 19

Historia Cœlestis, 311

Hœdi, le, 414

Comète Holmes (1892), 355

Horrocks et le transit de Vénus, 179

M. Howard et le météorite de Bénarès, 392

Sir W. Huggins, 479, 483 ;
et les nébuleuses, 472

Huygens et les anneaux de Saturne, 275–278 ;
découvre le premier satellite de Saturne, 293

Les Hyades, 419

L’hydrogène dans Sirius et Vega, 479 ;
dans le Soleil, 50

Hyginus, 93

Hyperion, 559

I

Iapetus, 559

Les Ibères, 3

L’Inquisition et Galilée, 10

Iris, 242

Poussière de fer dans les régions arctiques, 408 ;
dans le Soleil, 50 ;
des météorites, 396 ;
spectre de la poussière de fer, 50

J

Janssen, M., 34, 53 ;
et le transit de Vénus, 177

Juno, 233, 238

Jupiter, études anciennes sur, 6 ;
et les Léonides, 386 ;
attraction exercée par Jupiter, 248 ;
rotation axiale de Jupiter, 558 ;
ceintures de Jupiter, 252 ;

Éclat, 257 ;
Composition, 250 ;
Couvert d’une atmosphère de nuages, 253, 254 ;
Densité, 558 ;
Diamètre, 247, 558 ;
Distance par rapport à la Terre, 110, 111 ;
Distance par rapport au Soleil, 246, 558 ;
Habitabilité, 257 ;
Chaleur reçue du Soleil, 256 ;
Chaleur interne, 252, 256, 515 ;
Absence de caractéristiques permanentes, 253 ;
Absence de solidité, 248, 253, 254 ;
Moment d’inertie, 554, 555 ;
Occultation, 255 ;
Orbite, 114, 115, 246 ;
Trajectoire perturbée par l’attraction de Saturne, 316 ;
Période périodique, 558 ;
Un planète, ou « vagabond », 111 ;
Tache rouge en 1878, 253 ;
Révolution, 246 ;
Rotation, 201, 202 ;
Satellites, 247, 249, 257–261, 265, 559 ;
Satellites et gravitation, 266 ;
Satellites et théorie copernicienne, 267 ;
Ombre projetée par les satellites, 257 ;
Forme, 201, 202, 247, 252 ;
Taille, comparée à celle de la Terre, 19, 246, 248 ;
Comparée aux autres planètes, 114 ;
Comparée au Soleil, 114.

Tempêtes, 256 ;
Marées, 555 ;
Poids, 248, 250 ;
Et la comète d’Encke, 350

K

Keeler, professeur, et l’anneau de Saturne, 288

Kempf, docteur, et la vitesse du Soleil, 484

Kepler, et les comètes, 360 ;
Et les lois du mouvement planétaire, 10 ;
Et les météores, 386 ;
Et l’orbite de Mars, 209 ;
Explication de ses lois, 147, 148, 533 ;
Sa découverte de la forme des orbites planétaires, 136, 138 ;
Sa première loi planétaire, 138 ;
Cratère lunaire nommé en son honneur, 90 ;
Prédiction du transit de Vénus et de Mercure, 163, 178 ;
Deuxième loi, 141 ;
Troisième loi, 142

Les enfants, 414

Kirchhoff, et l’analyse du spectre, 478

Kirkwood, professeur, et les mouvements des satellites de Saturne, 296

Klinkerfues, professeur, 390

L

Lagrange et la théorie des perturbations planétaires, 320–322 ;
son hypothèse de rigidité planétaire, 531

Les météorites L’Aigle, 392

Lalande et Neptune, 332, 333

Paysages lunaires, 98

Lane, M. J. Homer, 522

Laplace et la théorie nébulaire, 526 ;
et les satellites de Jupiter, 266 ;
et la théorie des perturbations planétaires,
320

Lassell, M., et le huitième satellite de Saturne,
296 ;
découvre le satellite de Neptune, 334

Loi de la gravitation (voir Gravitation)

Lois du mouvement planétaire (voir Mouvement planétaire)

Plomb dans le Soleil, 50

Ledger, M., et Mercure, 163

Leibniz, montagnes lunaires nommées en son honneur, 93

Lemonnier, et Uranus, 312

Leo, et étoiles filantes, 380, 420

Léonides, attractions des planètes sur elles, 386 ;
largeur de leur flux, 387 ;
changement de forme, 383 ;
diminution, 385 ;
nombre énorme, 382 ;
archives historiques, 383 ;
longueur de leur flux, 387 ;
Le Verrier, et la cause de leur
introduction dans le système solaire, 388 ;
banc de météores, 382 ;
retour périodique, 382 ;
leur lien avec les comètes et
le professeur Schiaparelli, 388

Leonis γ, vitesse, 484

Effet de levier par la protubérance équatoriale, 498

Le Verrier, et Mars, 214 ;
et la découverte de Neptune, 324–332 ;
et l’introduction des Léonides dans
le système solaire, 388 ;
et le poids de Mercure, 349

Comète de Lexell, 370

Libration, 84

Observatoire Lick, 16

Lumière, aberration de la, 503–512 ;
vitesse de la, 261, 262, 265, 505, 512

Linné, 87, 94

Le Lion, 420, 421

Petit Ourse, 412

Petit Chien, 420

Tite-Live et les météorites, 393

Lloyd, Provost, 407

Lockyer, Sir Norman, et Betelgeuse, 482 ;
et la lumière solaire, 52

Londres, marées à Londres, 538

Louvain, F. Terby, et Titan, 295

Lowell, M., et Mercure, 165

Marées lunaires, 548, 549

Lyre, mouvement du système solaire vers, 459

Lyre, la, 424 ;
Nébuleuse de, 469

Lyrides, les, 400

M

Mädler et les cratères lunaires, 88, 90, 91

Nuages de Magellan, 463

Magnésium, couleur de la flamme provenant du, 46 ;
dans le Soleil, 50

Magnétisme, lien avec les taches solaires, 42

Manganèse dans le Soleil, 50

Maraldi et les anneaux de Saturne, 279

Mare crisium, 83 ;
fœcunditatis, 83 ;
humorum, 83 ;
imbrium, 83, 98 ;
nectaris, 83 ;
nubium, 83 ;
serenitatis, 83 ;
tranquillitatis, 83 ;
vaporum, 83

Mars, étude ancienne de, 6 ;

Apparence, vue au télescope, 218 ;
Atmosphère, 222 ;
Rotation axiale, 558 ;
Canaux, 220 ;
Densité, 558 ;
Diamètre, 558 ;
Distance par rapport à la Terre, 213 ;
Distance par rapport au Soleil, 213, 558 ;
Gravité, 225 ;
Découverte par Le Verrier, 214 ;
Vie improbable sur cette planète, 224 ;
Marques visibles sur elle, 218 ;
Mouvements de cette planète, 211–213 ;
Opposition avec la Terre, 209–211 ;
Orbite, 116, 209, 210, 213 ;
Orbite et lois de Kepler, 209 ;
Parallaxe (1877) et le Dr D. Gill, 214 ;
Période de rotation, 558 ;
Une planète ou « errante », 111 ;
« Caps polaires » sur cette planète, 218, 219 ;
Proximité avec la Terre, 110 ;
Levant et coucher de cette planète, 209 ;
Rotation de cette planète, 218 ;
Satellites de cette planète, 225–228, 558 ;
Taille comparée à celle des autres planètes, 116, 216 ;
Marées sur cette planète, 551 ;
Eau et glace sur cette planète, 219, 224

Maximilien, empereur, 393

Mayer, Tobias, et Uranus, 312

Mesure de la Terre, 193–196

Méditerranée, marées dans la, 537

Mercure, études anciennes sur, 6 ;
ancienneté de sa découverte, 155–157 ;
atmosphère de, 166 ;
attraction exercée par sur les comètes, 347 ;
climat de, 163 ;
proximité relative à la Terre, 111 ;
composition de, 160 ;
forme en croissant, 160 ;
densité de, 558 ;
diamètre de, 558 ;
distance par rapport au Soleil, 151, 558 ;
habitabilité de, 163 ;
mouvement de, 160, 161 ;
sa forme elliptique, 139, 161 ;
orbite de, 114 ;
période de révolution de, 161 ;
apparitions périodiques de, 158 ;
temps périodique de, 558 ;
perturbations de, 350 ;
un planète ou « vagabond », 111 ;
révolution de, 165 ;
rotation de, et le professeur Schiaparelli, 165 ;
taille de, comparée à d’autres planètes, 116 ;
surface de, 162 ;
traversée de, 152 ;
traversée de, et observations de Gassendi, 164 ;

Transect, prédit par Kepler, 163 ;
Vitesse, 162 ;
Poids, 166, 349

Cercle méridien, 22, 24

Catalogue des étoiles de Messier, 529

Météores (voir Étoiles filantes)

Météorites, 391 ;
Mont Alban, 393 ;
Rapports anciens, 392, 393 ;
Bénarès, 392 ;
Butsura, 397 ;
Chaco, 398 ;
Caractéristiques, 397 ;
Rapport de Chladni sur leur découverte en Sibérie, 392 ;
Composition, 397–399 ;
Ensisheim (1492), 393 ;
Rapport hindou à leur sujet, 391 ;
L’Aigle, 392 ;
Pas de lien avec les comètes, 400 ;
Pas de lien avec les pluies de météores, 400 ;
Orgueil, 399 ;
Origine, 400–408 ;
Ovifak, 407 ;
Rowton, 395–396 ;
Wold Cottage, 392

Micromètre, 86

Voie lactée, 462–3, 474–6

Mimas, 559

Planètes mineures, 229–244

Mira Ceti, 430, 482

Mizar, 438, 486

Moment d’inertie, 552–554

Mois d’un jour, 547

Lune, absence d’air sur, 85, 99 ;
absence de chaleur sur, 95 ;
facteur responsable des marées, 70, 535–537 ;
découvertes anciennes concernant, 5 ;
taille apparente de, 73 ;
attraction exercée par sur la Terre, 75 ;
luminosité de, comparée à celle du Soleil, 71 ;
changements au cours du mois, 71, 74 ;
carte de sa surface, 81 ;
cratères sur, 83, 84, 87–98, 514 ;
densité de, 558 ;
diamètre de, 558 ;
distance par rapport à la Terre, 73, 75, 568 ;
éclipses de, 6, 77–80 ;
illustration de la loi de la gravitation, 96, 131, 133 ;
paysages sur, 98 ;
vie impossible sur, 99 ;

Mesure des hauteurs des montagnes, etc.,
85, 86 ;
Micromètre, 86 ; mouvement du, 75 ;
Montagnes sur le, 83, 85, 88, 89, 91, 93 ;
Phases du, 71, 76 ;
Plan de l’orbite du, 310, 500, 501 ;
Poètes et artistes et le, 72 ;
Pôle, 500 ;
Possibilité d’éjection de météorites, 402 ;
Possiblement détaché de la Terre, 543 ;
Marées préhistoriques sur le, 548, 549 ;
Provoque la précession, 497–499 ;
Proximité avec la Terre du, 73, 75 ;
Éloignement de la Terre, 545 ;
Position relative par rapport à la Terre
et au Soleil, 76, 77 ;
Révolution autour de la Terre, 75, 76, 558 ;
« Mers » sur le, 82, 83 ;
Ombres du, 85 ;
Taille du, comparée à celle de la Terre,
74 ;
Test pour les chronomètres, un, 80 ;
Esclavage des marées terrestres, 549 ;
Sans eau, 100 ;
Le temps n’est pas affecté par les phases du,
82 ;
Poids du, 74

Lois du mouvement planétaire, 138, 141, 142,
147, 148

Montagnes de la Lune, 83, 85, 93

N

Nasmyth, M., et la formation des cratères lunaires, 95

Musée d’Histoire Naturelle, météorites, 394

Almanach nautique, 189

Marées de Néap, 538

Nébuleuse, dans Andromède, 469 ;
annulaire, dans Lyre, 469 ;
dans Orion, 269, 461, 466–469 ;
couleur, 468 ;
magnitude, 468 ;
nature, 467 ;
planétaire, dans Draco, 470 ;
type le plus simple, 528 ;
différents grades, 528

Nébuleuses, 464–472 ;
condensation, 528 ;
distances, 464 ;
doubles, 470 ;
travaux de Herschel sur elles, 464–465, 528, 529 ;
nombre, 466 ;
planétaires, 470 ;
auto-lumineuses, 464 ;
plus petite plus grande que le Soleil, 464 ;
spirales, 470

Théorie nébulaire, 526

Nptune, 112 ;
Recherches d’Adams, 324–326, 332 ;
Observations de Challis, 326–328 ;
Densité de Neptune, 558 ;
Diamètre de Neptune, 333, 558 ;
Disque de Neptune, 332 ;
Découverte de Neptune (1846), 315 ;
Distance de Neptune par rapport au Soleil, 334, 558 ;
Observations de Lalande, 332, 333 ;
Calculs de Le Verrier, 324–332 ;
Moment d’inertie de Neptune, 554 ;
Orbite de Neptune, 117 ;
Période orbitale de Neptune, 558 ;
Révolution de Neptune, 334 ;
Rotation incertaine de Neptune, 333 ;
Satellite de Neptune découvert par M. Lassell, 559 ;
Taille de Neptune comparée à celle des autres planètes, 119 ;
Atmosphère vaporisée de Neptune, 333 ;
Poids de Neptune, 333

Newall, M. H.F., et Capella, 487 ;
Et les valeurs de vitesse des étoiles, 483

Newcomb, professeur, 9, 264, 267, 522

Newton, professeur, et pluies de météores,
377, 384

Newton, Sir Isaac, découverte de la gravitation
Il a vérifié les lois de Kepler, 144 ;

théorie dynamique, 214 ;
illustrations de son enseignement, 144–147 ;
loi de la gravitation et, 125, 126, 537 ;
trajectoire parabolique des comètes et, 338–340 ;
télescope réfléchissant, 19 ;
poids de la Terre et, 203

Nickel dans le Soleil, 50

Ninive, astronomes de, 156

Nordenskjöld, et le météorite Ovifak, 407

Nova Cygni, 431 ;
brillance de, 454 ;
décroissance de, 455 ;
distance de, 456 ;
parallaxe de, 455

Météores de novembre, 376, 377, 379

Nutation, et Bradley, 501

O

Oberon, 309, 559

Lentilles d’objectif, 11, 12, 14, 16, 19

Observatoires, 9–28

Observatoire du Cap de Bonne-Espérance, 27 ;

Dunsink, 12, 184 ;
Greenwich, 26, 314 ;
Lick, 16 ;
Paris, 22 ;
Uraniborg, 10 ;
Vienne, 14 ;
Washington, 226 ;
Yerkes, 16

Occultation, 102, 215

Oceanus Procellarum, 83

Opera-glass, 27, 28

Opposition de Mars, 209

Moment d’inertie orbital, 552

Orbites des planètes, 114, 115, 117 ;
dimensions, 139–143 ;
forme elliptique, 138–140 ;
planètes mineures, 232, 234, 239 ;
pas exactement circulaires, 135 ;
orbites des satellites d’Uranus, 310 ;
le Soleil comme foyer commun, 139

Météorite Orgueil, la, 399

Orion, 4, 418

Ceinture d’Orion, 418, 467 ;
brillance de la ceinture, 418 ;

Nébuleuse in, 269, 461, 466–469

d’Orion, α, 418, 482

d’Orion, θ, étoile multiple, 318, 467

Météorite Ovifak, la, 407

P

Palisa et les planètes mineures, 234

Pallas, 233, 238

Trajectoire parabolique des comètes, 338–340

Ellipse parallactique, 444

Parallaxe, 181, 182, 214, 443 ;
des étoiles, 507

Télescope de Paris, 22, 23

Pégase, grand carré de, 413, 414

Peg-top, le, et la rotation de la Terre,
494

Pendule pour déterminer la force d’attraction
de la Terre, 205

Penombre de tache solaire, 51

Périhélie, 163

Temps périodiques des planètes, 139–143, 558

Périodicité des taches solaires, 41

Perséides, 400

Persée, 415, 416, 429 ;
manche d’épée, 462

Perturbation, planétaire, 317–324, 346

Théorie des perturbations, 296

Petavius, 93

Peters, professeur, et cartes des planètes mineures,
234 ;
et le dérèglement de Sirius, 427

Phases de la Lune, 71, 76

Phobos, 226, 551, 558

Photographie et astronomie pratique, 25 ;
et la distance de 61 Cygni, 449 ;
Dr. Roberts et la nébuleuse d’Andromède,
469 ;
M. Common et la nébuleuse d’Orion,
469 ;
Sir W. Huggins et les spectres des nébuleuses,

473

Photosphère, 37, 54

Nature physique des étoiles, 477

Piazzi, découvreur de la première planète mineure connue, 203

Pickering, professeur, 218, 220, 255, 265 ;
et Betelgeuse, 482 ;
et nébuleuses planétaires, 474 ;
et satellites de Saturne, 296 ;
et binaires spectroscopiques, 486, 487

Pico, 89

Mouvement planétaire, lois de Kepler sur, 138, 141,
142, 147, 148

Nébuleuses planétaires, 470

Perturbation planétaire, 317–324

Planètes, idées anciennes à leur sujet, 2, 6 ;
nombre approximatif de, 112 ;
s’attirent mutuellement, 148, 317 ;
attirées par les comètes, 360 ;
loi de Bode, 230 ;
tailles comparées des, 118, 119 ;
distance des, par rapport à la Terre, 109–111 ;
distance des, par rapport au Soleil, 558 ;
manière de les distinguer des étoiles, 111 ;

Irrégularités de leurs mouvements, 317–324 ;
Théorie de la rigidité de Lagrange, 531 ;
Lumière émise par eux, provenant du Soleil, 113 ;
Planètes mineures, 229–244 ;
Orbites des quatre géantes, 117 ;
Orbites des quatre planètes intérieures, 114 ;
Les orbites ont leur foyer au centre du Soleil, 139 ;
Les orbites ne sont pas exactement circulaires, 135 ;
Les orbites ont la forme d’une ellipse, 136–138 ;
Origine de ces planètes, selon la théorie nébulaire, 526 ;
Temps périodiques de leurs révolutions, 139–143, 558 ;
Distances relatives entre elles, 229 ;
Uniformité de la direction de leurs révolutions, 120, 322 ;
Vitesse de ces planètes, 139–142, 144, 146, 237

Platon (cratère lunaire), 89

Pléiades, 241, 416 ;
Invisibles en été, 416

Pline, les marées et la Lune, 535

La Charrue, 28

M. Pogson, 390

Points de repère dans la Grande Ourse, 28, 411

Axie polaire, 196

Calottes polaires de Mars, 218, 219

Pôle, distance par rapport à l’étoile Polaire
diminution, 494 ;
élévation, 195 ;
mouvement, 492 ;
près d’α Draconis, 494 ;
près de Vega ou α Lyra, 494

Étoile Polaire, 194 ;
appartient à l’Ourse Mineure, 412 ;
distance par rapport au pôle céleste,
412, 492, 494 ;
position, 411 ;
mouvement lent, 412

Pollux, 420, 480 ;
vitesse, 484

Pons et la comète de 1818, 345

Posidonius, 87

Potassium dans le Soleil, 50

Præsepe, 422

Précession et nutation de l’axe terrestre,
492–502

Proctor et les étoiles de l’atlas d’Argelander,
476

Prisme, le, 45 ;
sa capacité d’analyse, 46

Pritchard, professeur, recherches en photographie stellaire,
449

Procyon, 420 ;
vitesse de ce dernier, 484

Prominences sur le Soleil, 53–59

Ptolémée, sa théorie de l’astronomie, 6 ;
cratère lunaire portant son nom, 92

Q

Quarantides, les, 400

R

Rayon de la Terre, 193, 512

Arc-en-ciel, l’, 45

Ram, le, 420

Réflecteurs, 19, 21, 25

Réfraction par le prisme, 45

Réfracteurs, 11, 14, 16

Regulus, 421, 479

Réservoir formé par l’eau des marées, 538

Rétine, et le télescope, 10, 11

Rhea, 559

Rigel, 418, 420, 480

Rigidité des planètes, 532, 533

Roberts, Dr. Isaac, et la nébuleuse d’Andromède, 469 ;
et la nébuleuse d’Orion, 469

Roemer, et la vitesse de la lumière, 261

Romance, planète de, 151–154

Télescope Rosse, 19, 20, 468, 470

Moment de quantité de mouvement de rotation, 553

Rowland, professeur, et les lignes spectrales, 491

Rowton Siderite, 395

Royal Astronomical Society et Bessel, 442

Sappho, 242

Satellites de Jupiter, 249, 250, 257–261, 266, 559 ;
confirmation de la théorie copernicienne, 267

Satellites de Mars, 209, 225–228, 551, 558

Satellites de Neptune, 334, 559

Satellites de Saturne, 559 ;
découvertes de Bond, 296 ;
découvertes de Cassini, 294 ;
distances, 559 ;
découvertes de Herschel, 295 ;
découverte de Huygens, 293 ;
déduction de Kirkwood, 296 ;
déduction de Lassell, 296 ;
mouvements, 296 ;
origine suggérée par la théorie nébulaire, 526

Satellites d’Uranus, 308, 309, 310, 559

Saturne, étude ancienne, 6 ;
attraction sur Uranus, 322 ;
rotation axiale, 558 ;
beauté, 209 ;
proximité relative à la Terre, 110 ;
densité, 558 ;
diamètre, 271, 558 ;

distance par rapport au Soleil, 268, 271, 558 ;
trajectoire elliptique, 271 ;
prédominance de la gravité, 283 ;
chaleur interne, 272, 515 ;
Léonides et, 386 ;
faible densité, 272 ;
moment d’inertie, 554 ;
mouvement, 271 ;
orbite, 117, 118 ;
trajectoire perturbée par l’attraction de Jupiter, 316 ;
temps périodique, 558 ;
période de révolution, 269 ;
beauté pittoresque, 291 ;
position dans le système solaire, 269 ;
anneaux, 269 ;
découverte des anneaux par Bond, 280 ;
découverte des anneaux par Cassini, 278 ;
consistance des anneaux, 286 ;
découverte des anneaux par Dawes, 281 ;
découverte des anneaux par Galilée, 273, 274 ;
observations des anneaux par Hadley, 282 ;
recherches sur les anneaux par Herschel, 279 ;
découverte des anneaux par Huygens, 275–278 ;
mesure de la rotation des anneaux par Keeler, 288 ;
recherches sur les anneaux par Maraldi, 279 ;
rotation des anneaux, 285, 288 ;
spectre des anneaux, 291 ;
dessin des anneaux par Trouvelot, 278 ;
satellites, 293, 294, 295, 296, 559 ;
taille par rapport aux autres planètes, 119, 269, 272 ;

spectre de, 291 ;
d’apparence différente de Mars et de Vénus,
269 ;
vitesse de, 271 ;
poids de, par rapport à la Terre, 272

Savary et étoiles binaires, 436

Schaeberle, M., et Mars, 224

Scheiner, et valeurs de vitesse des étoiles,
483 ;
observations sur les taches solaires, 36

Schiaparelli, professeur, et Mars, 220 ;
et le lien entre les pluies de météores
et les comètes, 388 ;
et la rotation de Mercure, 165

Schickard, 90

Schmidt, et Nova Cygni, 454, 489 ;
et le cratère Linné, 87 ;
et les montagnes de Leibnitz, 93

Schröter, et le cratère Posidonius, 87

Schwabe, et taches solaires, 40

Mers sur la Lune, 82

Secchi, et spectres stellaires, 479

Nappe d’étoiles filantes, 377 ;
dimensions, 377

Étoiles filantes (voir Étoiles, filantes)

Sickle, la, 421

Théorie de l’agrégation sidérale de Sir W.
Herschel, 529

Siderite, Rowton, 395

Sinus Iridum, 83

Sirius, changement de position de, 425 ;
compagnon de, 427, 428 ;
brillance exceptionnelle de, 110 ;
irrégularités dans son mouvement, 426 ;
plus grand que le Soleil, 110 ;
étoile la plus brillante, 419 ;
apparitions périodiques de, 157 ;
mouvement propre de, 425 ;
spectre de, 479 ;
vitesse de, 426 ;
poids de, 427

Smyth, professeur C.P., 493

Sodium, couleur de la flamme issue du, 49 ;
dans le Soleil, 50

Couronne solaire, protubérances etc. (voir sous
Soleil)

Système solaire, 107–121 ;
Exposition copernicienne du, 7 ;
Influence de la gravitation sur le, 149 ;
Informations à son sujet obtenues en observant le transit de Vénus, 174 ;
Île dans l’univers, 121 ;
Planètes mineures, 229–244 ;
Moment d’impulsion, 554 ;
Mouvement vers Lyra, 457 ;
Origine du, selon la théorie nébulaire, 526 ;
Position de Saturne et d’Uranus dans le, 297, 305

South, Sir James, 12

Spectres des étoiles, 479

Spectrohéliographe, 58

Spectroscope, 43–56 ;
Détection du fer dans le Soleil au moyen du, 50

Binaires spectroscopiques, 487

Analyse du spectre, 47 ;
Lignes sombres, 49, 50 ;
Nébuleuses gazeuses, 474 ;
Ligne D, 48, 49

Speculum, le Rosse, 20

Spica, 423, 487

Filaments à spirale pour ajuster le micromètre, 86 ;
pour viser les télescopes, 22.

Taches solaires, 36–43 ;
lien avec le magnétisme, 42 ;
cycles, 41 ;
durée, 41 ;
époques de maximum, 42 ;
mouvement, 36 ;
période de révolution, 40 ;
observations de Scheiner, 36 ;
zones dans lesquelles elles apparaissent, 39.

Amas d’étoiles, 461–464 ;
dans Hercule, 462 ;
dans Persée, 462.

Étoiles, mouvements apparents dus à la précession, à la nutation et à l’aberration, 504 ;
nombre approximatif, 28 ;
attraction négligeable, 316 ;
catalogues d’étoiles, 310, 311, 409, 431 ;
cartes d’étoiles, 325, 328 ;
mouvement circulaire des étoiles, 505–507.

Étoiles, distances, 441 ;
travaux de Bessel, 442–449 ;
travaux de Henderson, 442 ;
méthode de mesure, 443–445 ;
travaux de Struve, 442, 448, 449 ;
ellipse parallactique, 444–449.

Étoiles, doubles, 434 ;
Liste de Bode, 435 ;
Ajouts de Burnham, 439 ;
Cassini, 434 ;
Herschel, 435, 436 ;
Mesure, 435, 436 ;
Révolution, 436 ;
Savary, 436 ;
Forme de l’orbite, 436 ;
Variation de couleur, 438

Étoiles, mouvement elliptique, 506 ;
Gravitation et étoiles, 149 ;
Comment les distinguer des planètes, 111 ;
Nature physique des étoiles, 477 ;
Probabilité qu’elles possèdent un système planétaire, 121 ;
Mouvements réels et apparents des étoiles, 504 ;
Étoiles qui sont en réalité des soleils, 32, 121

Étoiles filantes, attraction des planètes, 386 ;
Lien avec les comètes, 388–390 ;
Nombre incalculable d’étoiles filantes, 372 ;
Dimensions du nuage d’étoiles filantes, 377 ;
Caractéristiques des étoiles filantes, 373 ;
Longueur de l’orbite, 387 ;
Orbite, 378 ;
Changement progressif de l’orbite, 386 ;
Période de révolution, 384 ;
Retour périodique, 378, 379 ;
Averse d’étoiles filantes de novembre 1866, 377, 379–380 ;

Averse de novembre 1866, et professeur Adams, 384, 386 ;
Averse de novembre 1866, rayonnement de traînées provenant du Lion, 380 ;
Averse de novembre 1872, 389 ;
Averses, 376 ;
Averses et professeur Newton, 377 ;
Traînée, 377 ;
Transformé en vapeur par frottement avec l’atmosphère terrestre, 374, 376 ;
Vitesse, 373, 386

Étoiles, spectres des, 479 ;
Enseignements des anciens à leur sujet, 3 ;
Température des, 515 ;
Temporaires, 430, 488 ;
Valeurs de la vitesse des, 484 ;
Variables, 429

Stoney, Dr G.J., 387

Strontium, flamme issue du, 46 ;
Dans le Soleil, 50

Struve, Otto, et la distance de Vega, 442, 447 ;
Et la distance de 61 Cygni, 448, 449

Le Soleil, et la vitesse de la lumière, 265 ;
Taille apparente, vue depuis les planètes, 117, 118 ;
En tant qu’étoile, 32 ;
Rotation axiale du, 558 ;

par rapport à la Terre, 29 ;
lien avec les saisons, 4 ;
coronne pendant l’éclipse, 62–64 ;
densité, 65, 558 ;
diamètre, 558 ;
distance par rapport à Mars, 213 ;
distance par rapport à Saturne, 271 ;
distance par rapport à la Terre, 31, 114, 184, 240, 558 ;
éclipse, 6, 53 ;
ellipticité, 558 ;
facules sur la surface, 37 ;
foyer des orbites planétaires, 138 ;
perte progressive de sa chaleur, 95 ;
granules sur la surface, 34 ;
chaleur et ses sources, 515–526 ;
chaleur projetée vers Jupiter, 256 ;
planètes mineures et, 240 ;
mouvement vers Lyra, 457 ;
théorie nébulaire de sa chaleur, 526 ;
photographié, 34 ;
précession de l’axe terrestre, 497 ;
proéminences, 53–59 ;
relation avec la Lune, 71 ;
lever et coucher, 2 ;
rotation, 40, 201 ;
taille, 29 ;
spectre, 48 ;
taches, 36–43 ;
taches et lien avec le magnétisme, 42 ;
tempêtes et convulsions, 42, 43 ;
surface constituée de matière gazeuse, 34 ;
surface tachetée, 34 ;

Enseignements des premiers astronomes à son sujet, 3–7 ;
Température de, 30, 31, 516 ;
Texture de, 34 ;
Marées sur, 530 ;
Vitesse de, 484 ;
Poids de, comparé à celui de Jupiter, 250, 350 ;
Lumière zodiacale et, 67 ;
Zones à la surface de, 39

Rayon de lumière solaire, révélations sur, 44

Le Cygne, 424, 439, 445

Poignée d’épée de Persée, 462

Syrtis Major, 222

T

Constellation du Taureau, 231, 419

Comète de Tebbutt, 353

Télescope, construction du premier, 10 ;
Équatorial (Dunsink), 12–14, 185 ;
de Greenwich, 26 ;
Herschelien, 19 ;
de Lick, 16, 19 ;
de Paris, 22, 23 ;
Réfléchissant, 19, 21 ;

Réfraction, 11, 14 ;
Rosse, 19, 20, 468, 470 ;
Aperçu d’un objet, 23 ;
La structure de l’œil illustre le principe de la réfraction, 10 ;
Vienne, 14–16 ;
Washington, 226 ;
Yerkes, 16

Étoiles temporaires, 430, 488

Téthys, 559

Théophile, 92

Marées : énergie provenant de la Terre, 539 ;
Influencées par la loi de la gravitation, 149, 535 ;
Influencées par la Lune, 70, 535–537 ;
Dans la baie du Fundy, 538 ;
À Cardiff, 538 ;
À Chepstow, 538 ;
À Londres, 538 ;
À Sainte-Hélène, 538 ;
Excitées par le Soleil, 537 ;
Formation des courants, 538 ;
Dans le canal de Bristol, 538 ;
Dans la Méditerranée, 537 ;
En milieu océanique, 538 ;
Jupiter et les marées, 552 ;
Longueur du jour et marées, 541 ;
Marées lunaires, 548, 549.

Moment d’inertie et, 552 ;
Néap, 537 ;
Rotation de la Terre et révolution de la Lune, 549 ;
Satellites de Mars, 551 ;
Solaire, 550 ;
Printemps, 537 ;
Variations dans, 538 ;
Gaspi de l’énergie hydraulique, 538 ;
Travail effectué, 539

Le étain au Soleil, 50

Titan, 294, 295, 559

Titania, 309, 559

Transeit de Mercure, 152, 163, 164

Transeit de Vénus, 152 ;
Capitaine Cook, 184 ;
Observations de Copeland, 189 ;
Observations de Crabtree, 180 ;
Observations de Gassendi, 178 ;
Méthode de Halley, 180, 181 ;
Observations de Horrocks, 179, 180 ;
Importance, 173 ;
Prédiction de Kepler, 163 ;
Observations à Dunsink, 184–188

Transeit de Vulcain, 152–153

Triesnecker, 84, 93

Trouvelot, M. L., et les anneaux de Saturne, 278

Tschermak, et l’origine des météorites, 400, 401

Tycho (cratère lunaire), 91

Tycho Brahe, et l’Observatoire d’Uraniborg, 9, 10, 430

U

Ombre de tache solaire, 51

Umbriel, 309, 559

Équilibre dynamique instable, 543

Uraniborg, Observatoire d’, 10

Uranus, 112 ;
attraction de Saturne sur, 322 ;
observations de Bradley sur, 312 ;
composition de, 308 ;
densité de, 558 ;
diamètre de, 308, 558 ;
diamètre de son orbite, 305 ;
disque de, 308 ;
découverte de, par Herschel, 305, 308 ;
distance par rapport au Soleil, 558 ;
ellipse de, 313 ;

D’abord pris pour une comète, 304 ;
Observations de Flamsteed, 311, 312 ;
Autrefois considéré comme une étoile, 311, 312 ;
Recherches visant à découvrir une planète en dehors de son orbite, 323–324 ;
Mouvement irrégulier, 314, 323 ;
Observations de Lemonnier, 312 ;
Les Léonides et ce corps céleste, 386 ;
Observations de Mayer, 312 ;
Moment d’inertie, 554 ;
Orbite, 117, 310 ;
Période périodique, 558 ;
Période de révolution, 312 ;
Rotation, 308 ;
Satellites, 559 ;
Découverte des satellites par Herschel, 308 ;
Mouvements presque circulaires des satellites, 309 ;
Mouvements périodiques des satellites, 309 ;
Plan des orbites des satellites, 309, 310 ;
Taille comparée à celle de la Terre, 308 ;
Comparaison avec d’autres planètes, 119 ;
Sujet à une autre attraction en plus de celle du Soleil, 314

Ursa major (voir Grande Ourse)

V

Étoiles variables, 429

Vega, 414, 423, 424, 479 ;
Mesure de Struve, 442

Vitesse de la lumière, 261, 262, 265 ;
Lois dépendantes de la vitesse de la lumière, 511 ;
Vitesse des planètes, 140–143, 146, 237 ;
Valeurs de la vitesse des étoiles, 483–4

Vénus, études anciennes sur, 6 ;
Aspects de Vénus, 171 ;
Atmosphère de Vénus, 189 ;
Brillance de Vénus, 168 ;
Densité de Vénus, 558 ;
Diamètre de Vénus, 191, 558 ;
Distance de Vénus par rapport au Soleil, 191, 558 ;
Habitabilité de Vénus, 173 ;
Mouvement de Vénus, 168 ;
Planète voisine de la Terre, 109 ;
Orbite de Vénus, 114, 135 ;
Forme de l’orbite de Vénus, 139, 191 ;
Période de révolution de Vénus, 558 ;
Vénus en tant que planète ou « astre errant », 111 ;
Rotation de Vénus, 191 ;
Forme de Vénus, 169 ;
Taille de Vénus comparée à celle des autres planètes, 116, 169 ;
Surface de Vénus, 171 ;
Transit de Vénus, 152, 176–190 ;
Importance du transit de Vénus, 173 ;
Prédiction du transit de Vénus par Kepler, 163 ;
Vitesse et période de révolution de Vénus, 142, 143, 191 ;
Opinions des anciens sur Vénus, 157

Vesta, 233, 238

Victoria, 242

Télescope de Vienne, 14–16

Virgo, 423

Vogel et Algol, 485 ;
et Spica, 486, 487 ;
et les spectres des étoiles, 479, 483

Origine volcanique des météorites, 400 ;
éruptions sur Terre, 197

Comète de Von Asten et d’Encke, 349, 350 ;
et la distance du Soleil, 351 ;
et le poids de Mercure, 166

Anneaux de vortex, 469

Vulcain, 152, 153 ;
et le Soleil, 3

W

Wargentin, 90

Watson, professeur, et Mercure, 154

Watson, Sir William, amitié avec Herschel, 302

Longueurs d’onde, 60

Météo, non influencée par la Lune, 82

Wilson, M. W.E., et la nébuleuse d’Orion, 469

Witt, Herr G., et Éros, 236

Météorite de Wold Cottage, 392

Wright, Thomas, et la Voie lactée, 474

Y

« L’Année des étoiles », 377

Observatoire Yerkes, Chicago, 16

Young, professeur, description d’une merveilleuse prominance solaire, 42 ;
et taches solaires, 38 ;
observations sur les tempêtes magnétiques, 39

Z

Zeeman, docteur, et lignes spectrales, 491

Zinc dans le Soleil, 50

Zodiaque, 5

Lumière zodiacale, 67

Zone des planètes mineures, 234

Imprimé par Cassell & Company, Limited, la Belle Sauvage, Londres, E.C.

NOTES DE BAS DE PAGE :
[1] On peut cependant remarquer qu’on ne voit jamais une étoile se coucher, car, en raison de notre atmosphère, elle cesse d’être visible avant d’avoir atteint l’horizon.

[2] « Popular Astronomy », p. 66.

[3] Le terme « limbe » est utilisé par les astronomes pour désigner le bord ou la circonférence du disque apparent d’un corps céleste.

[4] « The Sun », p. 119.

[5] Il a été souvent affirmé que l’éruption de 1859, observée par Carrington et Hodgson, fut immédiatement suivie d’une tempête magnétique exceptionnellement intense, mais les archives de Kew et de Greenwich montrent que les perturbations magnétiques ce jour-là étaient de nature très mineure.

[6] Un critique peu perspicace a fait observer que le poète lui-même semblait avoir des doutes à ce sujet, car il a complété les faibles rayons de lune par « une lanterne brûlant faiblement ». Une remarque plus généreuse, bien que quelque peu optimiste, a également été faite : « Viendra le moment où les preuves fournies par ce poème l’emporteront sur tous les calculs astronomiques. »

[7] Ce dessin a été reproduit avec autorisation de la très belle illustration figurant dans le livre de Messrs. Nasmyth et Carpenter, dont il constitue la Plaque XI. De même, les autres illustrations de paysages lunaires se trouvent aux Plaques VIII et IX. Les photographies ont été prises par M. Nasmyth à partir de modèles soigneusement construits à partir de ses dessins afin d’illustrer les caractéristiques de la Lune. Au cours des vingt dernières années, la photographie a complètement remplacé le dessin à l’œil nu pour représenter les objets lunaires. De longues séries de magnifiques photographies de paysages lunaires ont été publiées par les observatoires de Paris et de Lick.

[8] Lors de la réunion de l’Association britannique à Cardiff en 1892, le professeur Copeland a présenté un modèle de la Lune, sur lequel l’apparition des stries près de la pleine lune était parfaitement représentée grâce à de petites sphères en verre transparent fixées à sa surface.

[9] La durée d’une occultation, ou, en d’autres termes, la durée pendant laquelle la Lune cache l’étoile, serait légèrement plus courte que le temps calculé, si la Lune possédait une atmosphère capable de réfracter de manière significative la lumière de l’étoile. Mais, pour l’instant, nos observations ne permettent pas de l’affirmer avec certitude.

[10] Je dois mes connaissances sur ce sujet au Dr G. Johnstone Stoney, F.R.S. Il y a eu quelque controverse quant à savoir qui a élaboré cette doctrine ingénieuse et instructive décrite ici.

[11] L’espace parcouru par un corps en chute est proportionnel au produit de la force et du carré du temps. La force varie inversement au carré de la distance par rapport à la Terre ; par conséquent, l’espace parcouru varie au carré du temps et inversement au carré de la distance. Si donc la distance augmente de soixante fois, le temps doit également augmenter de soixante fois, afin que l’espace parcouru reste le même.

[12] Voir « Popular Astronomy » de Newcomb, p. 78.

[13] Des recherches récentes menées par Newcomb sur le mouvement de Mercure ont montré que l’hypothèse d’un planète ou d’un anneau de très petits planètes entre l’orbite de Mercure et le Soleil ne peut pas expliquer la différence entre la théorie et l’observation concernant les mouvements de Mercure. Harzer est parvenu au même résultat et a montré que l’élément perturbateur pourrait être le matériau de la couronne solaire.

[14] « The Sun: its Planets, and their Satellites ». Londres : 1882 (page 147).

[15] James Gregory, dans un livre d’optique écrit en 1667, avait déjà suggéré d’utiliser le transit de Vénus à cette fin.

[16] Voir « Astronomy and Astrophysics », n° 128.

[17] Voir « Astronomy and Astrophysics », n° 128.

[18] Il s’agit de la marque incurvée qui, sur la plaque XVIII, apparaît à la longitude 290° et au nord (c’est-à-dire en dessous) de l’équateur. Ici, comme dans tous les dessins astronomiques, le nord se trouve en bas et le sud en haut. Voir ci-dessus, p. 82 (Chapitre III).

[19] Actuel directeur de l’Observatoire Lick.

[20] L’héliomètre est un télescope dont la lentille objective est coupée en deux le long d’un diamètre. L’une ou les deux moitiés peuvent être déplacées transversalement au moyen d’une vis. Chaque moitié donne une image complète de l’objet. Les mesures s’effectuent en observant combien de tours de vis il faut pour faire coïncider l’image de l’étoile formée par une moitié de la lentille objective avec l’image de la planète formée par l’autre.

[21] Voir « Astronomy and Astrophysics », n° 109.

[22] Il convient de ajouter que certains observateurs estiment qu, dans des circonstances exceptionnelles, les points de Jupiter ont montré un léger degré de lumière intrinsèque.

[23] Le professeur Pickering, de Cambridge, dans le Massachusetts, a cependant apporté l’amélioration importante de mesurer la diminution de la luminosité du satellite en phase d’éclipse au moyen du photomètre. On peut s’attendre à une précision bien plus grande dans les résultats de telles observations.

[24] « Newcomb’s Popular Astronomy », p. 336.

[25] Voir Grant, « History of Physical Astronomy », page 255.

[26] Actuellement directeur de l’Observatoire Lick.

[27] Nous négligeons ici le mouvement orbital de Saturne, par lequel tout le système se déplace vers ou loin de la Terre, mais comme ce mouvement est commun à la planète et aux anneaux, il ne perturbera pas les positions relatives des trois spectres.

[28] Selon les mesures récentes du professeur Barnard, le diamètre de Titan est de 2 700 miles. C’est le satellite découvert par Huygens ; il est le sixième en partant de la planète.

[29] Extrait de « Three Cities of Russia », de C. Piazzi Smyth, vol. II, p. 164 : « En l’an 1796, il arriva que George III de Grande-Bretagne eut la bonté d’envoyer en cadeau à l’impératrice Catherine de Russie un télescope réfléchissant de dix pieds construit par Sir William Herschel. Sa Majesté désira immédiatement tester ses capacités, et Roumovsky fut appelé depuis l’Académie pour se rendre à Tsarskoe-Selo, où résidait alors la Cour. Le télescope fut donc déballé, et pendant huit soirs consécutifs, l’impératrice s’adonna avec ardeur à l’observation de la Lune, des planètes et des étoiles ; et plus encore, à l’étude de l’état de l’astronomie dans ses domaines. C’est alors que Roumovsky présenta à l’Impératrice l’idée de l’Académie de transférer son observatoire, en détaillant la nécessité et les avantages d’une telle mesure. La “Semiramis du Nord”, la “Étoile polaire”, examina avec bienveillance tous ces détails et approuva chaleureusement le projet ; mais la mort mit fin à sa carrière quelques semaines plus tard, empêchant ainsi la réalisation de ce projet. »

[30] Voir « Sir William Herschel, his Life and Works » du professeur Holden.

[31] Arago affirme que « les archives de Lemonnier étaient un véritable chaos ». Bouvard montra à Arago l’une des observations d’Uranus, écrite sur un sac en papier qui avait autrefois contenu de la poudre à cheveux.

[32] La première comète de 1884 a également vu sa luminosité augmenter brusquement, tandis qu’un disque distinct, qui constituait jusqu’alors son noyau, se transformait en un minuscule point de lumière.

[33] Les trois nombres 12, 1 et 1⁄4 sont presque inversement proportionnels aux poids atomiques de l’hydrogène, du gaz hydrocarbure et de la vapeur de fer, et c’est pour cette raison que Bredichin a suggéré la composition susmentionnée des différents types de queues. Des preuves spectroscopiques de la présence d’hydrogène font encore défaut.

[34] Cette illustration, ainsi que le schéma du parcours des météores, proviennent du intéressant exposé du Dr G.J. Stoney sur « L’histoire des météores de novembre », donné à la Royal Institution en 1879.

[35] Le 27 novembre 1885, un morceau de fer météoritique est tombé à Mazapil, au Mexique, pendant l’averse d’Andromède, mais on ne sait pas s’il faisait partie de ce groupe de météores. Il convient cependant de noter que des météorites seraient tombées à plusieurs autres reprises à la fin du mois de novembre.

[36] En 1664, Hooke avait remarqué que l’étoile Gamma Arietis était double.

[37] Peut-être que si nous pouvions observer les étoiles sans l’intervention de l’atmosphère, les étoiles bleues seraient plus fréquentes. L’absorption atmosphérique affecte particulièrement les couleurs verdâtres et bleutées. Le professeur Langley nous donne de bonnes raisons de croire que le soleil lui-même serait bleu s’il n’y avait pas l’effet de l’air.

[38] La déclinaison d’une étoile est l’arc tracé depuis l’étoile jusqu’à l’équateur, perpendiculairement à ce dernier.

[39] La distance de 61 Cygni a cependant été de nouveau étudiée par le professeur Asaph Hall, de Washington, qui a obtenu un résultat considérablement inférieur à celui supposé précédemment ; d’un autre côté, les recherches photographiques du professeur Pritchard confirment celles de Struve et celles réalisées à Dunsink.

[40] Je dois ce dessin à la gentillesse des messieurs De la Rue.

[41] Voir le chapitre XIX, sur la masse de Sirius et de son satellite.

[42] Comme la Terre fait avancer le télescope à une vitesse de 18 miles par seconde, et comme la lumière se déplace à une vitesse très proche de 180 000 miles par seconde, il en résulte que la vitesse du télescope est d’environ un dix-millième de celle de la lumière. Alors que la lumière parcourt un tube de 20 pieds de long, le télescope aura donc parcouru un dix-millième de 20 pieds — c’est-à-dire le quarantième d’un pouce.

[43] Voir « Popular Astronomy » de Newcomb, p. 508, où la découverte de cette loi est attribuée à M. J. Homer Lane, de Washington. La théorie de la contraction est due à Helmholtz.

[44] La théorie de l’évolution des marées esquissée dans ce chapitre est principalement due aux recherches du professeur G.H. Darwin, F.R.S.

[45] L’heure varie selon la localisation : elle serait de 11h49 à Calais ; à Liverpool, de 11h23 ; à Swansea Bay, de 5h56, etc.
[46] Une fois que nous avons déterminé les unités de masse, d’angle et de distance que nous comptons utiliser pour mesurer ces grandeurs, toute masse, tout angle ou toute distance est exprimé par un nombre bien défini. Ainsi, si nous prenons la masse de la Terre comme unité de masse, l’angle qu’elle parcourt en une seconde comme unité d’angle, et sa distance du Soleil comme unité de distance, nous constaterons que les grandeurs correspondantes pour Jupiter sont exprimées respectivement par les nombres 316, 0,0843 et 5,2. Par conséquent, son moment cinétique orbital est égal à 316 × 0,0843 × (5,2)².

*** FIN DU LIVRE ÉLECTRONIQUE PROJECT GUTENBERG : L’HISTOIRE DES CIEUX ***

Des éditions mises à jour remplaceront les précédentes — les anciennes éditions seront renommées.

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1.F.

1.F.1. Les bénévoles et les employés du Projet Gutenberg déploient des efforts considérables pour identifier, effectuer des recherches sur les droits d’auteur, transcrire et relire des œuvres non protégées par la loi américaine sur les droits d’auteur afin de créer la collection Project Gutenberg™. Malgré ces efforts, les œuvres électroniques Project Gutenberg™, ainsi que le support sur lequel elles peuvent être stockées, peuvent contenir des « défauts », tels que, mais sans s’y limiter, des données incomplètes, inexactes ou endommagées, des erreurs de transcription, une violation des droits d’auteur ou d’autres droits de propriété intellectuelle, un disque ou autre support défectueux ou endommagé, un virus informatique, ou des codes informatiques qui endommagent ou ne peuvent pas être lus par votre équipement.

1.F.2. GARANTIE LIMITÉE, RENONCIATION AUX DOMMAGES – À l’exception du « droit de remplacement ou de remboursement » décrit au paragraphe 1.F.3, la Fondation de l’Archivage Littéraire Project Gutenberg, propriétaire de la marque déposée Project Gutenberg™, ainsi que toute autre partie distribuant une œuvre électronique Project Gutenberg™ en vertu du présent accord, renoncent à toute responsabilité à votre égard pour les dommages, coûts et dépenses, y compris les frais juridiques. VOUS CONVENEZ QUE VOUS N’AVEZ AUCUN RECOURS EN CAS DE NÉGLIGENCE, DE RESPONSABILITÉ STRICTE, DE VIOLATION DE LA GARANTIE OU DE VIOLATION DU CONTRAT, SAUF CEUX PRÉVUS AU PARAGRAPHE 1.F.3. VOUS CONVENEZ QUE LA FONDATION, LE PROPRIÉTAIRE DE LA MARQUE DÉPOSÉE ET TOUT DISTRIBUTEUR CONFORMÉMENT À CE CONTRAT NE SERONT PAS TENUS RESPONSABLES ENVERS VOUS POUR DES DOMMAGES ACTUELS, DIRECTS, INDIRECTS, CONSÉQUENTIELS, PUNITIFS OU ACCIDENTELS, MÊME SI VOUS COMMUNIQUEZ LA POSSIBILITÉ DE TELS DOMMAGES.

1.F.3. DROIT LIMITÉ DE REMPLACEMENT OU DE REMBOURSEMENT – Si vous découvrez un défaut dans cette œuvre électronique dans un délai de 90 jours après l’avoir reçue, vous pouvez obtenir un remboursement de l’argent (le cas échéant) que vous avez payé en envoyant une explication écrite à la personne auprès de qui vous avez reçu l’œuvre. Si vous avez reçu l’œuvre sur un support physique, vous devez retourner ce support accompagné de votre explication écrite. La personne ou l’entité qui vous a fourni l’œuvre défectueuse peut choisir de vous fournir une copie de remplacement au lieu d’un remboursement. Si vous avez reçu l’œuvre par voie électronique, la personne ou l’entité qui vous la fournit

Vous pouvez choisir de vous donner une deuxième opportunité de recevoir l’œuvre électroniquement à la place d’un remboursement. Si la deuxième copie est également défectueuse, vous pouvez demander un remboursement par écrit sans autres possibilités de résoudre le problème.

1.F.4. Sauf le droit limité de remplacement ou de remboursement mentionné au paragraphe 1.F.3, cette œuvre vous est fournie « TELLE QUEELLE », SANS AUCUNE AUTRE GARANTIE DE NATURE QUOI QUE CE SOIT, EXPRESSE OU IMPLIQUÉE, Y COMPRIS, MAIS NON SEULEMENT, LES GARANTIES DE COMMERCIABILITÉ OU D’ADÉQUATION POUR UN BUT DÉTERMINÉ.

1.F.5. Certains États ne permettent pas la renonciation à certaines garanties implicites ni l’exclusion ou la limitation de certains types de dommages. Si toute renonciation ou limitation énoncée dans ce contrat viole la loi de l’État applicable à ce contrat, le contrat sera interprété de manière à prévoir la renonciation ou la limitation maximale autorisée par la loi de cet État. L’invalidité ou l’inapplicabilité de toute disposition de ce contrat n’annulera pas les dispositions restantes.

1.F.6. INDEMNISATION – Vous acceptez d’indemniser et de tenir à l’écart de toute responsabilité la Fondation, le titulaire de la marque déposée, tout agent ou employé de la Fondation, toute personne fournissant des copies des œuvres électroniques Project Gutenberg™ conformément à ce contrat, ainsi que tous les bénévoles associés à la production, à la promotion et à la distribution des œuvres électroniques Project Gutenberg™, de toutes responsabilités, coûts et dépenses, y compris les frais juridiques, qui découlent directement ou indirectement de tout acte que vous effectuez ou pour lequel vous êtes responsable : (a) la distribution de cette œuvre ou de toute autre œuvre Project Gutenberg, (b) toute modification, altération, ajout ou suppression apportée à une œuvre Project Gutenberg, et (c) tout défaut que vous provoquez.

Section 2. Informations sur la mission de Project Gutenberg

Project Gutenberg est synonyme de la distribution gratuite d’œuvres électroniques dans des formats lus par la plus grande variété d’ordinateurs, y compris ceux qui sont obsolètes, anciens, moyennement récents ou nouveaux. Il existe grâce à

les efforts de centaines de bénévoles et les dons de personnes issus de tous les milieux de la vie.

Les bénévoles et le soutien financier, qui permettent d’offrir aux bénévoles l’aide dont ils ont besoin, sont essentiels pour atteindre les objectifs du Projet Gutenberg et garantir que sa collection restera librement accessible pour les générations futures. En 2001, la Fondation de l’Archivage Littéraire Project Gutenberg a été créée afin d’assurer un avenir sûr et durable au Projet Gutenberg et aux générations à venir. Pour en savoir plus sur la Fondation de l’Archivage Littéraire Project Gutenberg et sur la manière dont vos efforts et vos dons peuvent aider, consultez les sections 3 et 4 ainsi que la page d’information sur la Fondation à l’adresse www.gutenberg.org.

Section 3. Informations sur la Fondation de l’Archivage Littéraire Project Gutenberg

La Fondation de l’Archivage Littéraire Project Gutenberg est une organisation éducative à but non lucratif de type 501(c)(3), organisée conformément aux lois de l’État du Mississippi et ayant reçu le statut d’exonération fiscale de la part du Service des revenus intérieurs. Le numéro d’identification fiscale fédéral de la Fondation est 64-6221541. Les contributions versées à la Fondation de l’Archivage Littéraire Project Gutenberg sont déductibles d’impôts dans toute la mesure permise par les lois fédérales américaines et les lois de votre État.

Le bureau administratif de la Fondation se trouve au 41 Watchung Plaza #516, Montclair NJ 07042, États-Unis, +1 (862) 621-9288. Des liens pour contacter par e-mail ainsi que des informations de contact à jour peuvent être trouvés sur le site web de la Fondation et sur sa page officielle à l’adresse www.gutenberg.org/contact.

Section 4. Informations sur les dons à la Fondation de l’Archivage Littéraire Project Gutenberg

Project Gutenberg™ dépend d’un soutien public et de dons largement répandus pour mener à bien sa mission consistant à augmenter le nombre d’œuvres en domaine public ou licenciées qui peuvent être distribuées librement sous une forme lisible par ordinateur, accessible par la plus grande variété d’équipements.

y compris du matériel obsolète. De nombreuses petites dons (de 1 à 5 000 dollars) sont particulièrement importants pour maintenir le statut d’exemption fiscale auprès de l’IRS.

La Fondation s’engage à se conformer aux lois régissant les œuvres caritatives et les dons caritatifs dans les 50 États des États-Unis. Les exigences de conformité ne sont pas uniformes et il faut un effort considérable, beaucoup de paperasse et de frais pour y répondre et rester en conformité. Nous ne sollicitons pas de dons dans les régions où nous n’avons pas reçu de confirmation écrite de conformité. Pour FAIRE UN DON ou connaître le statut de conformité pour un État donné, veuillez visiter www.gutenberg.org/donate.

Bien que nous ne puissions pas et ne sollicitions pas de contributions des États où nous n’avons pas rempli les exigences de sollicitation, nous ne connaissons aucune interdiction d’accepter des dons non sollicités de donateurs de ces États qui nous contactent pour proposer un don.

Les dons internationaux sont acceptés avec gratitude, mais nous ne pouvons faire aucune déclaration concernant le traitement fiscal des dons reçus en dehors des États-Unis. Seules les lois américaines déjà représentent une charge énorme pour notre petit personnel.

Veuillez consulter les pages Web de Project Gutenberg pour connaître les méthodes et adresses de don actuelles. Les dons peuvent également être faits par divers moyens, notamment par chèque, paiement en ligne ou carte de crédit. Pour faire un don, veuillez visiter : www.gutenberg.org/donate.

Section 5. Informations générales sur Project Gutenberg – Œuvres électroniques

Le professeur Michael S. Hart est l’auteur de la conception de Project Gutenberg, une bibliothèque d’œuvres électroniques pouvant être partagées librement avec quiconque. Pendant quarante ans, il a produit et distribué des eBooks Project Gutenberg, avec uniquement un réseau limité de bénévoles pour l’aider.

Les eBooks Project Gutenberg sont souvent créés à partir de plusieurs éditions imprimées, dont toutes ont été confirmées comme ne pas être protégées par le droit d’auteur aux États-Unis, sauf si…

Une notice de droit d’auteur est incluse. Par conséquent, nous n’assurons pas nécessairement que les eBooks soient conformes à une édition imprimée particulière.

La plupart des gens commencent par notre site web qui dispose de l’outil principal de recherche PG :
www.gutenberg.org.

Ce site web contient des informations sur le Projet Gutenberg, y compris des indications sur la façon de faire des dons à la Fondation du Archives littéraires du Projet Gutenberg, de contribuer à la création de nos nouveaux eBooks, ainsi que sur la manière de s’abonner à notre newsletter par e-mail pour être informé des nouveaux eBooks.