ESPACES CÉLESTES

COlUECIOtiltS SUR LA MATIÈRE QUI PARAIT REMPLIR CBS ESPACES.

Lorsqu'on commence la descriptioD physique de i'uniTers par cette matière, inaccessible à dos sens, qa\ paraît combler les espaces célestes compris eotre les astres les plus éloignés, on est tenté d'assimiler ce début aux origines mythiques de l'histoire du Doode. Daos la suite indéûnie des temps, comme dans les espaces sans fin , tout nous apparaît sous un jour douteux , semblable à un crépuscule trompeur : l'imaginalioD est alors puissamment provoquée à tirer (TeUe-méme des contours, pour préciser des formes iodétenninées et changeantes (5&). Un tel aveu suffira ■os doute à nous garantir du reproche de mêler ici Its rëeoltats d'inductions incomplètes avec des \iiéo~ ties qoe r(rf>Eervalion et les mesures directes ont élevées à une véritable certitude mathématique. Cert^, il faut reléguer les rêveries dans ce qu'on pourrait ^ipeier le roman de l'astronomie physique; mais il bol aussi distinguer entre ces rêveries et les quesboni iotimeménl unies à l'état actuel et aux espénaees de la science. Ces questions ont été jugées

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dignes d'ua sérieux examea par les astronomes tes plus éminents de notre époque; et les esprits exercés aux travaux de rintelligence aimeront toujours iua^ arrêter. ' '

La gravitatioQ ou la pesanteur unirerselle, la lumi^ et les radiatioDS calorifiques (55) nous mettent en rapport, sol(yi toute vraisemblance, non-seulement aw notre Soleil, mais encore avec les autres soleils étrangers qui brillent au firmament. D'autre part, l'accord du calcul avec l'observation a confirmé une découverte capitale , celle de la résistance sensible <pi'un fluide, dont l'univers serait rempli, oppose à la marche de ta comète périodique de tiV>îs ans trois quarts. En partant ainsi de quelques points reconnus, en se fondant pour le reste sur l'analogie raisoonée, on peut espérer de rapprocher de ta certitude mathématique les simples conjectures qui toujours vont s'égarer vers les limites extrêmes et nuageuses de tout domaine scieutifique.

Puisque l'espace est indéfini, quoi qu'en ait pu dire Aristote (56), il ne saurait être question d'en mesurer que des parties isolées; or, les résultats de ces mesures ont confondu toute notre puissance de compr^eosioD. Beaucoup d'esprits éprouvent une jwe enbotine à méditer ces grands nombres; ils croient même que ces images de la grandeur physique, en excitant l'étonnement et presque la stupéfaction , peu^rent augmenter l'impression produite sur wa flmes par la puissance et la dignité des études astronomiques. Du Soleil à la 61' du Cygne, la dislance

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est de 657000 rayoos de l'orbite terrestre; la lumière qœ arrive du Soleil à la Terre en 8' 17°', 78, emploie fias de dix ans h parcourir cet espace. D'après une discussioo ingénieuse de certaines évaluations photoloétriques (57), sir John Herschell a pensé que des éloiles de la Voie lactée , visibles seulement dans son tâescope de 6 mètres, sont situées h une*distance (elle qne, si ces étoiles étaient des astres nouvellement forai^ il aurait fallu 2000 ans pour que leur premier rayon de lumière arrivât jusqu'à nous. Acquérir l'intnitioo complète de pareils rapports numériques est duse impossit^; toutes les tentatives échouent, soit par la grandeur de l'unité à laquelle sont rapportées œs distances, soit par celle du nombre même qui aprime la répétition de ces unités. Bessel disait avec nisoo (58) : t L'espace parcouru par la lumière pendant une seule année dépasse aussi bien la portée de BOs facultés d'intuition que l'espace parcouru pendant dix ans. » On s'efforcerait vainement de rendre sensible toute grandeur notablement supérieure à celles avec lesquelles nous avons l'occasion de nous famiiÊnser sur terre. La puissance des nombres humilie d'ailleurs notre compréhension dans les plus petits orgBÛgmes de la vie animale, comme dans la Voie lactée, famée de ces soleils que nous nommons étoiles fixes. Voyez, ea effet, quelle énorme quantité de PolythaiMaes peut renfermer, d'après Ëhrenberg, une mince tmclie de craie ! Dans un seul pouce cube d'un tripoli fH forme, à Bilin, une couche de l^ mètres de puis- BQCe, on a compté jusqu'à &1000 millions de Gaillio-

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— agnelles (GalioneUa dislans) : le même volume de Inpoli renferme plus de 1 billion 750000 millions d'individus de l'espèce appelée GalioneUa feriiiginea (59). Ces nombres reportent l'esprit au problème de l'arénaire d'Archimède ( '{-œf/.pTnç ) , au nombre de grains de sable qu'il faudrait pour combler l'univers! L'impression produite 'par ces nombres, symbole de l'immensité dans l'espace ou dans le temps, rappelle à l'homme sa petitesse, sa faiblesse physique , son existence éphémère; mais bientôt l'homme se relève confiant et rassuré par la conscience de ce qu'il a fait déjà pour dévoiler l'harmonie du monde et les lois générales de la nature.

Si la propagation successive de la lumière, si le mode particulier d'alTaiblissement auquel son intensité paraît soumise, si le milieu résistant, dont la présence nous est révélée par les révolutions de plus en plus rapides de la comète d'Encke et par la dispersion des queues gigantesques de nombreuses comètes, nous indiquent assez que les espaces célestes ne sont pas vides (60), mais qu'ils sont remplis d'une matière quelconque, il est prudent toutefois, avant d'employer' les dénominations, nécessairement un peu vagues, dont on se sert pour désigner cette matière, de préciser le sens de certains mots et d'en chercher l'origine. Parmi les termes de maîière cosmique (non pas la matièro brillante des nébuleuses), de milieu sidéral ou ptanA taire, A^éther xinixersel, employés aujourd'hui, le der^ nier, qui remonte aux temps les plus reculés et vient des conlrées méridionales l't occidentales de l'Asie, a

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soareDl, dans le cours des siècles, chaogé de eigaifiali'oo. Cbez les philosophes hindous, l'étber {âkd'sa) faisait partie du règne des cinq (pantschalâ) ; c'élait un des cinq élémeols, un fluide doué d'une téaui,té incomparable, pénétraot le monde entier, source de la vie oniïereelle et véhicule du son (61). Seloo Bopp, « l'acceplion étymologique de dkâ'sa est lumineux, brillant; ce mot est donc eo rapport aussi intitne avec l'élber des Grecs que lumière l'est avec feu. »

L'étber de l'école ionique, d'Anaxagore et d'Empédocie (otOifp), différait complètement de l'air propement dit (tnp), substance plus grossière, chai^iéo de lourdes vapeurs, qui entoure la Terre et s' étend peut-être jusqu'à la Lune. Il était « de nature ignée, an pur air de feu, rayonnanl.de lumière (62), doué d'une ténuité extrême et d'une éternelle activité. » Celle déOnitioD répond à l'étyinologie véritable (oth», brûler) qu'Aristote et Plalop altérèrent plus tard d'une manière assez étrange, quand ils voulurent, par go&l pour tes conceptions mécaniques et en jouant sur les mots (âei fleîv), y retrouver le sens de relation perpÂoelle, de mouvement circulaire (63). Les anciens, dans leur conception de l'éther, n'avaient point été uispirés par une analogie quelconque avec l'air des ooolagnes, plus pur et plus dégagé de vapeurs que l'air des régions inférieures; 4ls n'avaient pas songé ({avantage à la raréfaction progressive des couches atiKSphériques ; et comme , d'ailleurs . leurs éléments exprimaient les divers états physiques de la matière, uns avoir aucun rapport avec la nature ohimiqui' des

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corps (corps indécomposables), il faut chercher l'origine de leurs idées sur l'éther dans l'opposition normale et fHÎmitive du pesant avec le léger, du bas avec le haut, de la terre avec le feu. Entre ces deux termes extrêmes, se trouvaient deux autres états élémentaires : l'eau, plus voisine de la terre pesante ; l'air, plus semblabl» au feu léger (6à) .

C'est seulement par son extrême ténuité que l'élher d'Empédocle, considéré comme un milieu remplissant matériellement l'univers, a de l'analogie avec l'éther dont les vibrations transversales expliquent avec lanl de bonheur, 'dans les conceptions purement mathématiques de la physique moderne, la propagation et les propriétés de la lumière, telles que la double réfraction, la polarisation, les interférences. Mais à cette simple notion, la philosophie d'Aristote ajoutait que la matière éthérée pénétrait tous les organismes vivants de la terre, les plantes comme les animaux; en elle résidait le principe de la chaleur vitale et même le germe d'une essence spirituelle qui, distincte du corps*, douait les hommes de spontanéité (65) . Ces conceptions faisaient descendre l'éther, des régions du ciel, sur celles de la terre ; elles le montraient comme une substance extrêmement subtil^e, pénétrant sans cesse l'atmosphère et les corps solides, tout à fait analogue, en un mot, à l'éther d'Huygens, de»Hooke et des physiciens niodemes, à l'éther qui propage la lumière par ses ondulations. Mais ce qui établit immédiatement une différence entre les deux hypothèses, de l'éther ionique et de l'éther moderne, c'est que les philosophes grecs.

eie^ Aristote qui ae partageait pas tout à Tait ce MiliiDenl, attribuaient à l'éther la faculté de briller par hû-ffléine. L'étber igné d'EmpédoclQ est expressémait Dommé lumineuai {yjxftffocniM); c'était lui que, dans oertaÎDS phénonièues, tes habilauls de la terre voyaient hriUcr comme le feu à travers les Tentes ou fissures (im^sTA) du firmament (66) .

A une époque oîi l'on poursuit dans toutes les directions les rapports de la lumière avec la cbaleur, t'étedricité et le magnétisme, il y a une tendance natnrelle à expliquer les phénomèues thermiques et élecliD- magnétiques par des vibrations analogues à ces oodes transversales de l'étber universel auxquelles on ntlftdie déjà tous les phénomènes de la lumière. Sous n rapport, de grandes découvertes sont réservées à l'avenir. La lumière et la chaleur rayonnante qui en est ms^rable constituent, pour les corps célestes qui oe brillent point par eux-mêmes, la source principale de loate vie oi^nique (67) . Et même, loin de la surfôce, partout où la chaleur pénètre dans l'intérieur de l'écorce lerreslre, elle engemke des courants électro- magnétiques, lesquels, à leur lom*, provoquent des actions cbûniqoes de décomposition et de recomposition, dirigeol ks lentes fcmnations du règne minéral , réagissent sur les pertuiiiations de l'atmosphère, et exercent leur inSomce jusque sur les Tonctions vitales de tous les êtres organisés. Si l'électricité en mouvement donne ■aiasaace aux forces magnétiques; s'il faut croire, avec sir William Herschell (68) , que le Soleil lui-même est ■ à l'état d'aurore boréale perpétuelle, u je dirais pres-

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que, à mon tour, à l'état de perpétuel orage électro-magoétique, sei:ait-il donc hasardé de penser aussi que la fumière, en se propageant dans l'espace par les ondulations de l'étlier, doive être accompagDée de phéot^ènes éiectro-magoétiques ?

■ A la vérité, rien, dans les changemeats périodiques de riDclinaison , de la déclinaison et de l'intensité, n'a révélé jusqu'ici à l' observateur que le magnétisme terrestre soit placé sous l'inQuence des positions diverses ,. du Soleil ou de la Lune (a). La polarité magnétique de la Terre D'oiFre aucune anomalie relative à une telle cause, et capable, par exemple, d'affecter d'une manière sensible la précession des équinoxes (69). On ne peut ciler qu'un seul phénomène de cet ordre : c'est le mouvement d'oscillation ou de rotation si remarquaMe que le cône lumineux, émergeant de la comète de Ualley, a présenté en 1835. Du moins Bessel, après avoir observé ces apparences du 12 au 22 octobre , « restat-il convaincu de l'existence d'une force polaire absolument dilTérente de toute gravitation, car la matière qui formait la queue de la comète prouvait, de la part du Soleil, une action répulsive (70). »

Les effets de la chaleur rayonnante dans les espaces célestes paraîtront moins problématiques que l'influence attribuée ici à l'éleclro-magnétisme. La température de ces espaces est, d'après Fourier et Poisson, le résultat des radiations du Soleil et de tous les astres, radiations diminuées par l'absorption qu'éprouve la chaleur en

(a) Voir aux Obseroatioms eomplémentairet, itage Ses, de li première partie du tome III.

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— ftl -

(nrefsant l'espace « rempli d'éâier (7i). » La chaleor d'or^e stellaire a déjà é(é iodiquée sous plusieurs formes par les anciens Grecs et Romains (72) : non qu'ils y aient été conduits exclusivement par l'opinion dominante, en vertu de laquelle les astres occupaient la région ignée de l'étber, mais parce qu'ils attribuaient aux astres eux-mêmes une nature ignée (73). Déjà Aristarque de Samos avait enseigné que les étoiles et le Soleil étaient d'une seule et même nature.

L'intérêt que les travaux des deux grands géomètres français dont je viens de citer les noms avaient appelé sur la question de déterminer approximativement la température des espaces célestes est devenu beaucoup plus vif dans ces derniers temps, lorsqu'on a compris toute l'importance du rôle que le rayonnement (le la Eoriace terrestre vers le ciel joue dans l'ensemble des phénomènes thermique, et même, on peut le dire, dans les conditions d'habitabilité de notre planète. D'a|N^ la Théorie analytique de la chaleur de Fourier, la température des espaces planétaires ou célestes doit èim un peu inférieure k la température moyenne des pôles. Peut-être est-elle au-dessous du plus grand froid qn'on ait jamais observé dans les contrées polaires; en conséquence Fourier l'évalue à — 50" ou — 60".

Le pAle ^/octai, c'est-^-dire le point où se produisent les plus basses températures, ne coïncide pas plus avec le pôle de rotation que téquateur thermal, ligne formée parles points les plus chauds de tous les méridiens, ne se confond avec l'équateur géographique. La tempéralare du pôle nord, par exemple, conclue par extnipo-

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tatioD de la marche des températures moyennes dans

les localités voisines, est de — 25' d'après Arago, tandis que te capitaine Back a mesuré, en janvier 183A, on minimum de température de — 56%6,aufiMtReliaaoe, par 62* &6' seulement de latitude [Tli). La plus basse 'température qui ait jamais été mesurée sur la Terre entière est certainement celle que Neveroffa obserrée *le 21 janvier 1838, à Iakoutsk, par 62° 2' de latitude. Ses instruments avaient été comparés à ceux de MiddendorrdoQt tous les travaux sont si exacts. Neveroff trouva — 60'.

Une des nombreuses causes de l'incertitude qui affecte l'évaluation numérique de la température de l'espace, vient de ce qu'il n'a pas été possible d'y Taire concourir les données relatives aux pdies de Froid des deux hémisphères ; et cela, parce que la météorologie du pôle austral est encore trop peu connue pour nous permettre d'en déduire la température moyenne de l'année vers ce pôle. Qnant à l'opinion émise par Poisson , d'après laquelle les diverses régions de l'espace auraieat des températures très-différéntes , en sorte que te globe terrestre, emporté par le mouvement de translation générale du système solaire, parcourrait successivement des régions chaudes et des régions froides, et aurait ainsi reçu de l'extérieur sa chaleur interne (75), une telle conception ne peut avoir pour moi qu'un très-raible degré de vraisemblance.

La question de savoir si la température de l'espace, ou même le climat de certaines régions célestes, peut subir, dans le cours des siècles, des variations

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ooBsid^ables, d^nd priDcipalement de la solution do cet autre problème posé par sir William Herschell : les nébuleuses scmt-elles soumises à des transforma tioDS progressives ? la matière cosmique dont elles sont foriDées se coodease-t-dle autour d'un ou plusieurs Doyaux, en obéissant aux lois de l'attraction? Une tdle oondensaticm de la matière nébuleuse devrait, en eflet, donner lieu h une production de chaleur, aussi bira que le passage des corps de l'état fluide ou liquide k l'étal solide (7ti). Mais s'il est établi, comme on le pense aujourd'hui et comme tes importantes observations de lord Rosse et de Bond paraissent le prouver, que toutes les nébuleuses, y compris celles dont la potssance des plus grands télescopes n'a pu encore opérer la résolution, sont des amas d'étoiles excessivement serrées, cette croyance à une production de cha- Irar perpétuellement croissante doit être quelque peu ébranlée. Ne perdons point de vue toutefois d'autres eoDsidératioiis moins débvorables à cette thèse. De petits astres solides, dont l'agglomération produit, dans nos lunettes, l'eflet d'une lueur continue, poui^ rneot encore éprouver des variations de densité, à mesure qu'ils sp relieraient à des masses plus grandes. En outre, des Eails nombreux, constatés dans notre propre syst^ne solaire, conduisent à expliquer la formation des planètes et leur chaleur interne par le passage de l'état gazeux à l'état solide , et par la condensation progressive de la matière agglomérée en sphéroïdes.

Il doit paraître singulier, de pnmc abord, d'en-

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— U!i — leodre parler de l'iatlueoce relalivement bienfaisante que cette eOroyable température de l'espace, inférieure au point de congélalion du mercure, exerce d'une maoière indirecte, il est vrai, sur les climats habitablCB de la Terre et sur la vie des animaux ou des plantes. Pour sentir la justesse de cette expression, il euHit cependant de réfléchir aux effets du rayoonemeDt. La surface de la Terre, échauffée par le Soleil, et même l'atmosphère, jusqu'à ses couches supérieures, rayonnent librement vers le ciel. La déperdition de chaleur qui en résulte dépend, presque uniquement, de la différence de température entre les espaces célestes et les dernières couches d'air. Quelle énorme perte de chaleur n'aurions-nous donc pas à subir, par cette voie, si la température de l'espace, au lieu d'être de — 60", se trouvait réduite à — 800% par exemple, ou à mille fois moins encore (77) !

Il nous resle à développer deux considérations relatives à l'existence d'un fluide qui remplirait l'univers. La première et la moins fondée repose sur la transparence imparfaite de l'espace. L'autre, qui est indiquée par les révolutions régulièrement accourcies de. la copnie sur des observations immée contrôle des nombres. A Brème, Struve l'a fait remarqu&r, quatreânt, Louis de Chéséaiix , à Gcce dilemme. Puisqu'on ne saurait l'espace infini, un seul point de la 3 doive nous ifrésen ter une étoile, , il faut admettre cette alternative :

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- /l5 ou la Toùte entière du ciel devrait nous paraître aussi édalanle que le Soleil, si la lumière parvient jusqu'à BOUS saos être aflaiblie; ou bien, puisque le ciel est loin de présenter cet éclat, il faut attribuer à l'espace le pouvoir d'affaiblir la lumière en raison plus grande que le carré de l'éloignement. Or, comme la première alternative n'est point réalisée, comme nous ne voyons pas te ciel briller de cet éclat uniforme dont Halley ai^ë aussi en fhveur d'une autre hypothèse (79), il but bien admettre dès lors, avec Chéseaux, Olbers et Struve, que l'espace n'^st pas doué d'uoe transparence absolue. Les jauges stellaires de sir William Herschell (80) , et d'autres recherches ingénieuses du même observateur sur la force de pénétration de ses grands télescopes, paraissent démontrer que si, dans son trajet, la lumière de Sirius était affaiblie de 1/800 seulement» par l'interposition d'un milieu quelconque, cette simple Inrpothèse d'un fluide ou d'un éther, capable d'absorber à on si faible degré les rayons lumineux , suffirait h expliquer toutes tes apparences actuelles. Parmi les doutes que le célèbre auteur des OulUnes ofAstronomy a opposfe aux idées d'Oibers et de Struve, un des plus importants repose sur ce que son télescope de 6 mètres loi laisse voir, dans la plus grande partie de la Voie lactée, les plus petites étoiles projetées sur un fond n<)tr(8i).

J'ai dit déjà que la marche de la comète d'Encke n les résultats auxquels cette étude a conduit mon «avant ami, pouvaient prouver, d'une manière plus Jirerle et plos certaine, l'existence d'un fluide n^sis-

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tant (82) • Mais il fout se représenter ce iMlieu comme étant d'une autre nature que l'éther dont toute matière est pénétrée. Ce milieu, en effet, ne résiste que parce qu'il ne saurait tout pénétrer. Pour expliquer la dlminutioQ du temps périodique et du grand axe de l'ellipse décrite par cette comète, il faudrait une action, une force langentielle; or l'hypothèse d'un fluide résistant est précisément celle où cette force se présente de la manière la plus naturelle (83) . L'effet le plus sensible se fait sentir vingtH^inq jours avant et vingt-cinq jours après le passage de cette comète*^ son périhélie. II y a donc quelque chose de variable dans cette résistance, et cette variabilité s'explique encore, puisque les couches e: es du milieu résistant doivent gravitei I, et devenir de plus en plus depses 'fi de cet astre. Olbers allait plus Join (8J ue le fluide ne pouvait rester en repos; qu'il devait tourner autour du Soleil, d'un mouvement direct, et que la résistance opposée par ce fluide aux mouvements de la comète directe d'Ehicke devait être toute différente de l'effet produit sur ceux d'une comète rétrograde, comme celle de Halley. Mais quand il s'agit de comètes à longues périodes, le calcul des perturbations complique les r^Itats; d'ailleurs les différences de masse et de grandeur des comètes empêchent de distinguer la part qui revient à chaque influence.

Peut-être la matière nébuleuse qui forme l'anneau de la lumière zodiacale n'est-elle, suivant l'expression de sir John Herschell , que la partie la plus dense de ce

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47 — milieu doat la résifitaDce se fait sentir sur la marche des comètes (85). Quand même il serait prouvé que Je néhaleuses se réduisent toutes à de simples amas (TéloiJes impar&itement visibles , il n'en resterait pas Boins établi , eo fait , qu'un nombre immense de cooèies abandonnent continuellement de la matière aux e^xtces célestes, par la dissipation de leurs énormes qoeoes dont la longueur a pu atteindre et dépasser dix millioDS de myriamètres. En se fondant sur d'ingénieuses considérations optiques, Ârago a montré (86) conmoit les étoiles variables qui nous envoient de la lumière blanche, sans jamais montrer de coloration sensible dans leurs diverses phases, pourraient fournir m moyen de déterminer la limite supérieure de la densité probable de l'étber, en admettant, toutefois, que cet élher possédât un pouvoir réfringent, assimilable à ceux des gaz terrestres

CeUe théorie d'un milieu éthéré r TCis est intimement liée avec une aut levée par Wolaston, sur la limite de Vs limite dont la bauteur ne doit, en auc le point où l'élasticité spéciQque de 1' i la pesanteur. Faraday a fait d'ingénieuse recherches Bir la limite de l'atmosphère du mercure , déterminée par la hauteur à laquelle les vapeurs mercurielles cessent d'atteindre une feuille d'or et de s'y précipiter. Ces travaux ont ajouté quelque poids à l'hypothèse (Taftès iaqudie la limite extrême de l'atmosphère serait neUement tracée, et « semblable à la surface de la mer. ■ Quelle que soit cette limite extrême , des sub-

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stances analogues aux gaz et d'origine cosmique peuvent-elles pénétrer dans l'atmosphère, s'y mêler et réagir sur les phénomènes météorologiques? Newton a touché cette question et penchait pour l'affirmative (88). S'il est permis de considérer les étoiles filantes et les pierres météoriques comme de véritables astéroïdes planétaires, on peut bien admettre aussi que pendant les apparitions de novembre (89), en 1799, 18ââ et J83&, lorsque des myriades d'étoiles filantes, accompagnées d'aurores boréales, sillonnaient le firmament, l'abDOsphère a dû recevoir des espaces célestes quelque ir en elle le développeaagnétiques.

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nStOH NATORELLE BT TÉLBSCOFIQUE. — SCINTILLATION DU ETOILES. — VITESSE DE LA LUHlÈftE — BÉSDL- UTS DES MESURES PHOTO H ÉTRIQUÉS.

Depuis deux siècles et demi, la découverte du télescope 3' donné à l'œil , organe de la contemplation de l'univers, une puissance énorme pour pénétrer daDS l'espace, étudier la forme des astres, et pousser l'investigalloQ jusqu'aux propriétés physiques des plaDèies et de leurs satellites. La première lunette fut construite eu 1608, sept ans après la mort du grand observateur Tycho. De nombreuses conquêtes, dues à cette invention, précédèrent l'application qu'on en fit aux. instruments de mesure. On avait déjà découvert successivement les statellites de Jupiter, Ifs taches du Soleil, les phases de Vénus, ce que l'on nommait alors la tripUcUé de Saturne, les amas télescopiques d'étoiles et la nébuleuse d'Andromède (9U) , lorsque l'astronome français Morin, déjà célèbre par ses travaux sur le problème des longitudes, eut ridée de fixer une lunette h l'alidade d'un instrunenl destiné à mesurer des angles, et de chercher à TOir Arclurus en plein jour (91). La rigueur qu'cHi ■ Eo dooDer d^uis aux divisions des cercles a eu pour dfet d'augmenter ta précision des observations ;

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mais cet araotage eût été perdu si, par I'udIod dra iDstrumeots optiques avec les appareils astronomiques, on n'eût porté au même degré de perfection l'exactitude du pointé et, celle de la mesure des angles. Six ans plus tard, en 16&0, le jeune et habile Gascoigne vint compléter cette découverte et loi donner toute sa pâleur propre, en tendant au feyer de la lunette un réticule formé de fils déliés (92).

Ainsi l'application du télescope à l'art de voir et de mesurer ne comprend point au-detà des 3ft0 dernières années de l'histoire des sciences astronomtques. En excluant l'époque chaldéenne, celle des Égyptiens et des Chinois, il reste encore plus de dix- neuf siècles, comptés depuis Aristille etTimocbaris (93) jusqu'à la découverte de Galilée, pendant lesquels la posiUon et le cours des astres ont été constamment observés à l'œil nu. Quand on considère les nombreuses perturbations dont le progrès des idées eut à souffrir, durant cette longue période, chez lee peuples qui habitèrent les rivages du bassin méditerranéen, on s'étonne de tout ce qu'ont vu Hipparque et Ptolémée sur la précession des éguinoxes, tes mouvements compliqués des planètes, les deux f»incipales inégalités de ia Lune et les lieux des étoiles; de tout ce que Copernic a découvert touchant le vrai système du monde ; de tout ce que Tycbo a pu entreprendre, pour restaurer l'astronomie pratique et perfoctionner ses méthodes ; on s'étonne, dis-je , que tant de travaux et de progrès aient précédé la découverte de la vision télescopique. A la vérité, de longs tuyaux.

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eoipk^és peut-être par les anciens et dont certaine-mml les Arabes se sont servis pour pointer à travers I» dioptres ou les feotes de leurs alidades, out pu jmqn'à un oertaiD poiut améliorer les obserralious. iiKHil-HassaD parle, eu termes extrêmement uets, de loyaux à l'extrémité desquels on fixait les dioptres ocubires et objectives, et l'oo retrouve aussi cette £spasition en usage à Meragha , où un observatoire mil été Tonde par Houlagou. Comment ces tubes aidaieot-ils l'œil à trouver les étoiles dans le crépuscale, et à les discerner plus tôt et plus aisément? (fœt ce dont une remarque d'Arago va nous rendre compte. Ces tuyaux suppriment une grande partie de le lumière diffuse émanée des couches almosphélipes qni se trouvent entre l'œil et l'astre observé ; mime pendant la nuit, ils protègent l'œil contre Pimpression latérale que produisent les particules d'air faiblement éclairées par l'ensemble des astres da finoament. Aussi l'intensité de l'image lumiaense et les dimensions apparentes des étoiles sontefies alors sensiblement agrandies. Dans un passive souvent corrigé et controversé, où Strabon (orie de la vision à travers des tuyaux , il est question de <■ la 6gure amplifiée des astres. » C'est à tort, éridanomit, qu'on a cru trouver dans ces mots une ilbsion quelconque aux effets des instruments réfrac- ICOtB (9k).

Quelle que soit la source d'où vienne la lumière , ip'die ait été lancée directement par le Soleil ou rtSécbie par les planètes, qu'elle émane des étoiles

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ou du bois pourri , ou de l'activité vitale des vers luisants, toujours elle obéit de la même manière aux lois de ta rérractiou (95) . Mais si des lumières d'origiaes diverses, provenaot, par exemple, du Soleil et des étoiles, sont soumises à l'analyse prismatique, elles présentent des différences dans la position de ces raies obscures que Wollaston découvrit dans le spectre solaire , en 1808 , et dont Fraueohofer détermina la position, douze ans plus tard, avec tant d'exactitude. Frauenhofer avait compté 600 de ce* raies obscures, qui sont, à proprement parler, des lacunes, des interruptions, des parties manquantes dans le spectre. Leur nombre s'est élevé à plus de 2000 dans les belles recherches que sir . David Brewsler fit , en 18SS, à l'aide de l'oxyde d'azote. On avait remarqué que certaines raies manquent dans le spectre solaire à certaines époques de l'année ; mais Brewster a montré comment ce phénomène dépend (le la hauteur du Soleil , et peut s'expliquer par t'absorpiion variable que l'atmosphère exerce sur les rayons lumineux.

On a reconnu, comme on devait s'y attendre, toutes les particularités du spectre solaire dans les spectres formés avec la lumière de même origine, que la Lune, Vénus, Mars ou les nuages réfléchissent vers nous. Au contraire, les raies du spectre de Sirius diffèrent de celles du Soleil et des autres étoiles. Castor présente d'autres raies que Pollux et Procyoo. Amici a confirmé ces différences, déjà signalées par Frauenhofer; il a fait, de plus, la remarque iagé~

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oieose, que les raies ooires du spectre diRërent, même chez les éloiles dont la lumière est actuelle- QKDt du blanc le moins contestable. Voici donc ud THste champ ouvert aux investigations de l'avenir (96), puisqu'il reste encore à discenier, dans les &i(s acquis, la part qui peut revenir aux actions étrasgères, à l'action absorbante de l'atmosphère, par ex«nple.

n faut mentioaner ici ud autre phénomène où les [xi^riétés essentielles de la lumière exercent use iufloence considérable. La lumière des corps solides reodas lumineux par la chaleur et celle de l'étincelle électrique présentent de grandes différences dans le nombre et la position des raies de Frauenfaofèr. Ces difTéreoces ne s'arrêteraient point là : d'après les remarquables recherches que Wheatstone a &ites, à l'aide de son miroir tournant, sur la vitesse de la lumière née de l'électricité de frottement , cette vitesse serait à celte de la lumière solaire dans le rappcHi de 3 à 2, puisqu'elle a été évaluée à 46000 œyriamètres par seconde.

Malus avait été conduit, dans l'année 1S08, à la découverte de la polarisation (97) , en méditant un pb^iomène que lui avaient accidentellement présenté les rayons du Soleil couchant, réfléchis par les fenêtres ia palais du Luxembourg. Cette découverte pénétra bîeolât comme d'une vie nouvelle toutes les parties de l'optique. Là est le germe de ces profondes rediercbes sur la double réfraction, la polarisation ordinaire (celle d'Huvchens) et la polans-ation chro-

- 5k fflatique, dont les résultats féconds donnèrent à l'observateur le moyen de distinguer la lumière directe de la lumière réfléchie (98) , de pénétrer le secret de la constitution du Soleil et de ses enrdoppes lumineuses (99) , de mesurer les plus faibles nuanceG de la pression et de l'hygrométricilé des coucbes d'air, de discerner les écueils au taad de la mer, à l'aide d'une simple plaque de tourmaline (100), et même de prévoir, à l'exemple de Newton, la composition chimique de certaines substances, d'après leurs propriétés optiques (1). Il suffit de citer les noms de : Airy, Arago, Biot, Brewster, Cauchy, Faraday, Fresnel, John Herschell, Lloyd, Malus, Neumann, Plateau, Seebeck, pour rappeler au lecteur une série de découvertes brillantes et les heureuses applications auxquelles elles ont donné naissance. La voie était frayée, d'ailleurs, et ce n'est peut-être pas assez dire, par les travaux d'un homme de génie, Thomas Young. Le polariscope d'Arago et l'observation des franges de diffraction colorées, résultant de l'interférence, sont devenus un moyen usuel d'investigation (2). Sur cette voie nouvelle et féconde, la météorologie n'a pas fait moins de progrès que la partie physique de l'astronomie.

Quelles que soient les diOérences que présente la force de la vue parmi les hommes , il y a pourtant là une certaine moyenne d'aptitude organique, moyenne qui est restée sensiblement la même dans la race humaine, depuis les anciens temps de la Grèce et de Rome. Les étoiles des Pléiades témoignent de cette

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Hitràbililé, en montrant que les étoiles estimées de 7*gTaDcteur par les astronomes échappaient, il j i àes milliers d'années comme aujourd'hui, aux roes de portée ordioaire. Le groupe dés Pléiades comprend : une étoile de 3* grandeur, Alcyone; deux de i<, Èiectn et Atlas; trois de 5% Mérope, Maia et Taygèle; deux de 6* k 7' grandeur, Pléione et Cé- 1^; une de 7' à 8' grandeur, Astérope, ^ un ^and uoiBbre de très-petites étoiles télescopiques. k me sers ici des dénominations actuelles, car, du2 les anciens, les mêmes noms ne s'appliquaient pu Xoas aux mêmes étoiles. On ne distingue aiséoeot ^e les six premières étoiles de 3*, k' et 9 graadeur (3) : Qusa septem dici , sex autem esse fioleot, dit Ovide (Fast. IV, 170). On supposait que Hé«x>pe, une des filles d'Atlas, la seule qui eût ifooBé no mortel, s'était voilée par honte, ou même amit complètement disparu. C'était prc^ablemeat CékHle de 6* à 7" grandeur, aujourd'hui nommée Câëao; car Hipparque fait remarquer, dans son Ganmentaire sur Aratus, que l'on distingue effectivmteDt sept étoiles, par des nuits pures et sans lune. Od «^t doBC alors Céléno. Quant à l'autre étoile d'^ale grandeur, Pléione, elle se trouve trop voisine d'Atlas qui est de k' grandeui.

La petite étoile Alcor, placée, d'après Triesnecker, à 11' AS' de dislance de Mizar, dans la queue de h Grande-Ourse, est de 5' grandeur, selon Argehader; mais elle est comme éclipsée par l'éclat de Mizar. Les Arabes l'avaient nommée Saidak, c'est-k-

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56 — dire l'épreuve, parce que « l'on s'en servait pour éprouver la portée de la vue ; » ce sout les propres teiwes de Eazwioi, aslroDome persan (&). Sous le» tropiques, je voyais chaque soir Àlcor à l'œil nu, malgré la faible hauteur de la Grande-Ourse; mais j'étais alors sur la côte sans pluie de Gumana, ou sur les plateaux des Cordillères, à /tOOO mètres audessus du niveau de la mer. J'ai rarement réussi à voir cette étoile, soit en Europe, soit âaos les steppes du nord de l'Asie où l'air est si sec, et encore D'élais-je pas sûr de la reconnaître. Suivant une remarque fort juste de Msedier, la limite de distance & partir de laquelle deux étoiles ne peuvent plus être distinguées l'une de l'autre à l'œil nu, dépend de leur éclat relatif. Par exemple, l'œil sépare sans peine les deux étoiles de 3' et de i° grandeur, désignées sous le nom de a du Capricorne ; leur distance mutuelle est de 6 minutes et demie. Quand l'air est trèspur , Galle croit encore distinguer à l'œil nu « et la 5' de la Lyre dont la distance est de 3 minutes et demie, et cela, parce que ces étoiles sont toutes deux de &' grandeur. Au cootraire, si les satellites de Jupiter sont invisibles à l'œil nu, il faut en chercher la raison principale dans la supériorité d'éclat de la ■ planète. Ajoutons, malgré des affirmations contraires, que ces satellites ne peuvent pas être tous assimilés, pour l'éclat, à des étoiles de 5' grandeur. De nouvelles comparaisons, faites par mon ami le docteur Galle avec des étoiles voisines, ont prouvé que le troisième satellite, c'est-à-dire le plus brillant, esi

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tout au plus de 5* à 6' grandeur, et que les autres, dont la lumière est variable, oscillent entre le 6' et le 7* ordre d'éclat. Oo peut citer pourtant des exemples i5ol& de personnes qui ont vu, sans lunette, les satellites de Jupiter; mais ces personnes étaient douées d'une vue extraordinaire; elles pouvaient distinguer à l'œO nu les étoiles inférieures à la 6* graudeor. La distance angulaire du plus brillant satellite (le troisième) au centre de la planète est de k' àS." ; œHe du quatrième est de '8' 16". Souvent ces satellites ont plus d'éclat que la planète , à égalité de surbs» (5); quelquefois, au contraire, ils paraissent, d'a[»ès des observations plus récentes, comme des taches grises sur le disque de Jupiter.

On peut évaluer à 5 ou 6 minutes la loaguour des rayoos qui paraissent émaner des planètes ou des étoiles, quand on les regarde à l'œil nu. Ces queues ou rayons divergents, qui servirent de tout temps, et surtout chez les Égyptiens, à symboliser les astres, ne seraient rien autre, d'après Hassenfratz, que les caustiques du cristallin formées par les rayons réfractés. « L'image d'une étoile perçue k l'œil nu est agrandie [«r ces rayons parasites; elle occupe sur la rétine une place plus grande que le simple point où sa lumière devrait se concentrer, et l'impression oervense en est affaiblie. Un amas d'étoiles (resserrées, dans lequel les étoiles composantes sont lodividuellement au-dessous de la 1' grandeur, peut être au contraire visible à l'œil nu, parce que, les imag^ dilatées de ces nombreux points stel-

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68 — laires emfàétant les unes sur les autres, les -diTen points de la rétine se Irouveot ôlwaBléB frius fortemeot (6). >

Par malheur, les lunette et les télescopes donneiit aussi aux éltùtes ud diamètre Tacttce, quoique à on brèa moiodre degré. Les bdles recherches de WiUiaa Herschdl nous ont appris que ces diamètres flactioes diminuent, lorsqu'on augmente le ^x)B»SBement (7); par exemple , le diamètre apparent de Yéga de ta Lyro se trouvait réduit à 0^,36 quaad ce oél^ure observateur api^iquait à son télescope i'éDorme grossissomeot de 6500 fois. S'il s'agit, noa pas d'étoilee et de tdesc(^>es, mais d'objets teirestres vus k l'œil nu, l'intensité de la lumière émise n'est fias Je seul élément dont il faille tenir compte, pour apprécier le degré de visibilité : d'autr» conditioas interviennent, telles que la grandeur de l'angle visuel «t la forme même de l'objet. Ainsi Adams a remarqué, avec beaucoup de justesse, qu'une vei^ longue et étroite est visible de beaucoup plus loin qu'un carré d'égale lai^ur; de même un trait se voit de plus loin qu'un simple point, toutes cfaosœ égales d'ailleurs. Arago s'est longtemps occupé , à l'Observatoire de Paris, de rechercher jusqu'à quel degré la forme et les contours des objets influent sur leur visibilité ; il mesurait, dans ce but, les petits angles visuels soutendus par des tiges de paratonnerres très-éloignés. Mais quand on a voulu déterminer l'angle -limite au-ddà duquel la perœplion cesse, je veux dire le plus petit angle sous lequel on

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poisse encore distinguM* ud objet terrestre, les rmsnres a'oDt pa alwntir à un résultat définitif. Robert flooke évalaait cet aDgle-limite à une minute entière. lUiie Mayer assignait Sk" pour le cas d'une tache noire sur un papier blanc. Leeuwenhoek aâirmait ^'dq fil d'araignée était enœre visible, pour une vue ttts-ordi&aire , sous un angle de &",?. On voit que h limite a toujours été eo baissant. Dans une tém de redi^rch^ iastitaéœ récemment par Hue<A , pDor étuâràr les mouveuenls du cristallin , on a pu dffilingner des traits blancs sur un lond noir , lorsque t'ngle visud était réduit à 1" , 2 ; un fil d'araignée e été m sous un angle de 0",6, etun fil métallique brillant sous un angle tte 0" ,1i à peine. Le problème a'est point susceptible d'une solution numérique DnironaéDoent applicable à tous les cas; tout dépend de la fonne et de l'iltumination des objets, de l'effet de contraste produit par le fond sur lequel ils se dé~ tocbent, et même de la nature des couches d'air, de leur calme ou de leur agitation.

Je pais citer à ce sujet la vive impression qu'un (AéDomètie de ce genre produisit sur moi, à Quito, eo fiioe du Pii^india. J'étais dans une délicieuse villa du Biarquis de Selvalegre, à Cbillo, d'où l'on voyait m dérouler les croupes allongées du volcan, à une (fetance Jiorizontaie de 28000 mètres, mesurée trigODOmétriquemeot. A l'aide des lunettes de nosinstruneots, nous cherchions à voir mon compagnon de myage Bonpland, qui avait alors entrepris tout seul une expédition vers le volcan. Les Indiens placés

près de moi le reconnureDt avant nous; ils signalèrent QD point blanc en mouvement, le long des tasattes noirâtres qui formaient 1^ flancs de la montagne. Bientôt je pus, à mon tour, distinguer à l'œil nu cette image blancbe et mobile , et le fils du marquis de Selvalegre, Carios Montufar, qui devait périr plus tard victime de la guerre civile , y réussit également. Bonpiand portait, en effet, une sorte de manteau blanc en coton, usité dans le pays (le poncho), Gomme ce manteau flottait par moments, j'estime que sa largeur, prise vers les épaules, pouvait varier entre l*" et ^",6 ; et , comme d'ailleurs la dislance est bien connue par mes mesures, il est bcile de calculer l'angle visuel : on trouve ainsi que robjet mobile était TU nettement , à l'œil nu , sous un angle de 7" à 12". Au reste, on sait, par les expériences réitérées de Hueck, que des objets blancs sur un fond noir se voient de plus loin que des objets noirs sur un fond blanc. Pendant l'observation que je viens de rapporter, le ciel était pur, et les rayons de lumière, parlant de la région occupée par Bonpiand, à â.682 mètres audessus du niveau de la mer , traversaient des couches mr arriver à notre station de Chillo, ait elle-même de 26i& mètres. La leux stations était de 27805 mètres 'CD. Les indications du tl^rmomèdifféraient beaucoup d'une station >bservation exa^fe donna 56à""",/iï nous aurions trouvé probablement léliolrope de Gauss. dont les Allc-

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mands ont tiré un si grand parti daos leurs mesures géodésiques, va nous fournir un dernier exemple de fisibililé à grande distance. La lumière du SoIeiU dirigée béliotropiquement des sommets du Brocken SOT oenx du Hoheohageo, fut vue à l'œil nu, à cette dernière statidh, malgré une distance de 69000 mètres (plus de 17 lieues). Dans d'autres cas moins exlrèoies, on a distingué souvent ce genre de signaux, sans recourir aux lunettes , lorsque l'angle sous-teadu par le miroir de l'héliotrope (81 millimètres de largeur] était réduit à'«0",ft3.

Parmi les causes nombreuses d'origine météorologique, encore mal expliquées en général, qui modifient profondément la visibilité des objets éloignés, il faut distinguer l'absorption qui s'opère dans le trajet du rayon lumineux à travers des couches atmosphériques plus ou moins denses, plus ou moins chargées d'humidité, et surtout l'illumination du champ de vision par la lumière diffuse que les particules de l'air réfléchissent vers l'œil. On sait, par les travaux anciens mais toujours si exacts de Bouguer, qu'une difflÈrcnce d'éclat de 1/60 est nécessaire pour la visibOilé. Aussi ne voyons-nous que par vision négative, suivant son expression, les sommets obscurs des montagnes qui se détachent comme des masses sombres SOT la voûte du ciel. Si nous les apercevons, c'est en verta seulement de la différence d'épaisseur des couches d'air qui s'étendent jusqu'à l'objet et jusqu'à l'extrtnie limite de l'horizon visible. C'est par vision potitire, au contraire, que nous distinguons au loin

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des objets brillants, comme des cimes couvertes de neige, des rochers calcaires blancs ou des cAoes volcaniques formés de pierre ponce. Il n'est pas sans intérêt pour l'art nautique de fixer la distance k laquelle on peut recoDDaltre, en mer, les cimes de certaines montagnes très-élevées ; on pourrait en tiirer parti pour déterminer la position du navire quand les observations astronomiques font défaut. J'ai traité ailleurs cette question avec quelque développement, au sujet de la visibilité du pic de TénériOe (S).

La question de savoir si les*étoiles peuvent être vues en plein jour, à l'œil nu, soit dans les puils de mine très-profonds, soit sur le sommet de montagnes très-élevées, a été un des objets de mes recherches, depuis ma première jeunesse. Aristote a dit, je ne l'ignorais point, que les étoiles se voient quelquefois en plein jour, quand on les cherche du fond des citernes ou des cavernes, comme à travers un tuyau (9). Pline aussi a rapporté ce dire; il cite à l'appui les étoiles qu'on a pu reconnaître distinctement pendant des éclipses de Soleil. Â l'époque oîi je m'occupais de travaux métallui:giques, j'ai passé, durant des années entières, une grande partie du jour dans les galeries et dans les puits de mine, d'oà je m'efforçais, mais en vain, de distinguer quelque étoile au zénith. Même insuccès au Mexique, au Pérou, en Sibérie. Jamais je n'ai rencontré, dans les mines de ces pays, un seul homme qui eût entendu parler d'étoiles vues en plein jour; et pourtant, si on songe aux latitudes si diverses par lesquelles j'ai pu descendre sous terre, dans l'un

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et l'autre hémisphère, od comprendra que ce oe sont si les drcoDstaDces favorables ni tes étoiles qui ont manqué su zénith. Ces iails négatifs rendent encoro pJQS singulier, à mes yeux, le témoignage, d'ailleurs pir&itement digne de confiance, d'un opticien célèhra qui avait vu dans sa jeunesse une étoile en plein jour par le tuyau d'une cheminée (10). Quand des phâiomèoes exigent, pour leur manifestation, le concours Ibrtuit de circonstances exceptionnellement favorables, Q iaut bien se garder d'en nier la réalité par la seule nison qu'ils sont rares.

Ce principe peut être appliqué, à mon avis, à un aatie lait rapporté par Saussure, dont les assertions ODi toujours tant de poids. Je veux parler de la possibiiilé de voir tes étoiles en plein jour du haut d'une BSODtagne très-élevée, comme le Mont-Blanc, par exemi^, h ta tututeur de â88S mètres. « Quelques-uns des guides m'ont assuré, » dit le cé\i des Alpes, « avoir vu des étoiles en moi, je n'y songeais pas, en sorte qui le tém<Hn de ce phénomène; mais Va éet guide» ne me laisse aucun doute st Il but d'ailleurs être entièrement à l'ombre, et avoir même au-dessus de la tête une masse d'ombre d'une ^paieseur considérable, sans quoi l'air trop fortement éclairé fait évanouir la faible clarté des étoiles, a Les cuHlitions de visibilité seraient ainsi à peu près identii|aeG à celles que présentaient naturellement les cilernes des anciens ou ta cheminée dont je viens de parltt*. Je n'ai rira pu trouver d'analogue à cette asser-

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— 6ft ttoD mémorable (datée du 2 août 1787 au matiD) , daos les autres Voyages à travers les Alpes suisses. Les frères Hermann et Adolphe Schlagiutweit, très-instruits tous deux et bons observateurs, ont parcouru, il y a peu de temps, les Alpes orientales jusqu'au sommet du Grand-Clocher (3967 mètres), sans avoir jamais pu distinguer des étoiles en plein jour, ni trouver trace d'un fait pareil dans les dires des bergers ou des chasseurs de chamois. J'ai moi-même passé plusieurs années dans les Cordillères de Mexico , de Quito et du Pérou ; je me suis trouvé souvent avec Bonpland à des hauteurs de plus de 3500 ou 5000 mètres, par le plus beau ciel du monde, et jamais je n'ai pu voir d'étoile en plein jour, pas plus que mon ami Boussingault n'en a vu plus tarS dans les mêmes circonslances. Pourtant le bleu du ciel était si sombre, si profond, que mon de Paul, à Genève, le même où Saussure • le Mont-Blanc, m'indiquait entre les tropour la région zénithale du ciel , par une iprise entre 5200 et 5800 mètres (12). Au lUS le ciel magnifique et pur comme l'éther , dans les plaines du littoral, il m'est arrivé plus d'une fois, après avoir observé des éclipses des satellites de Jupiter, de retrouver la planète à l'œil nu, et de la voir de la manière la plus distincte, quand le disque du soleil était déjà monté à 18" ou 20* au-dessus de l'horizon.

C'est ici le lieu d'indiquer un autre phénomène optique dont mes nombreuses ascensions de montagne? ne m'ont oflerl qu'un seul exemple. C'était le 33 juin

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1799, sur le versant du pic de Téaérifiè, au Malpays; je me trouvais, quelque temps avant le lever du Soleil, i une hauteur d'eaviroa 3/i75 mètres au-dessus du ajveau de la mer : je vis à l'œil nu les étoiles basses agitées ea appareuce d'un mouvement bien singulier(6). Des poiots brillants paraissaient monter d'abord, se luouyoir ensuite latéralement et retbmber à leur place [Rcmière. Ce phénomène dura seulement 7 ou 8 minutes , et cessa longtemps avant le lever du Soleil à rborizon de la mer. II était parfaitement visible avec Qoe lunette, et, tout examen fait, je ne pus douter que ce ne fussent les étoiles elles-mêmes qui se mouvaient ainsi (là). Ces apparences proviennent-elles de la réaction latérale sur laquelle on a tant discuté? Y a-t-il là quelque analogie avec les déformations ondulatoires que le bord vertical du Soleil présente si sou- Teot à son lever, quelque petites d'ailleurs que ces déformations puissent être, quand on en vient aux mesures? Quoi qu'il en soit, le voisinage de l'horizon K pNt qu'agrandir ces mouvements latéraux, par suite de rUlusion optique bien connue. Chose singuièn, le même phénomène a été remarqué un demi-siède a[ffès, juste au même endroit et avant le lever du Soleil, par un observateur très-instruit et très-attentif, le prince Adalbert de Prusse, qui l'a examiné pareiliemeot à l'œil nu et avec l'aide d'une lunette. J'ai retrooré son observation dans son journal manuscrit ; elle y avait été consignée pendant le voyage même. Ce fut

(k) Voir aax Obtenatûms compUmenlairet , page 36Z| de la preBière partie du tome ni.

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seulement en revenant de son expédition au fleuve des Amazones, que le prince put savoir que j'avais été témoin des mêmes apparences (ik)- Jamais je n'ai trouvé la moindre trace de réfraction latérale, ni aor les versants de la chaîne des Andes, ni même dans les plaines brûlantes de l'Amérique du Sud (les Llanos], oii les couches d'air inégalement échauifées se mélangent de tant de façons diverses, et produisent si souvent le phénomène du mirage. Le pic de Ténériffe est plus près de nous; souvent il est visité par des voyageurs munis d'instruments de mesure; on peut donc espérer que le phénomène curieux dont je viens de parlra- ne sera pas oublié dans, les recherches sdentiâques.

Il est digne de remarque , ai-je dit déjà , que les fondements de l'astronomie proprement dite, celle du monde planétaire, aient précédé l'époque mémoralrie (1608 et 1610) où la vision télescopique a été découverte et appliquée à l'étude du ciel- A force de travaux et de soins, George Purbach, Regiomontanus (Jean Miiller) et Bernard Walther, de Nurembeig, avaient augmenté le trésor de la science, hâitage des Grecs et des Arabes. Bientôt parut le système de Copernic, développement d'idées hardies et grandioses. Puis vinrent les observations si exactes de Tycfao, et les audacieuses combinaisons de Kepler, aidées de la plus opiniâtre puissance de calcul qui fCtt jamais. Deux grands hommes, Kepler et Galilée, personnifient cette phase décisive de l'histoire, où la science des mesures abandonne l'observation antique déjh. perfectionnée, mais toujours faite à ta

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ample rue, pour recourir à la vision télescopique. Galilée avait alors Uh. ans et Kepler 37; Tycfao, le plus grand astronome observateur de cette grande époque, était mort depuis sept ans. J'ai rappelé dans le Toltune précédent (p. 392) que les trois lois de Kepler, ses titres aujourd'hui irrécusables à Timmortalité, n'avaient pas valu à leur auteur un seul éloge de ses contemporains, pas même de Galilée. Trou- Tées d'une manière purement empirique, mais plus fécondes pour l'ensemble de la science que la découverte d'astres nouveaux, ces trois lois appartiennent fcmtàfeit à l'époque de la vision naturelle, c'est-à-dire i r^poqae tychooienne; elles dérivent même des propres observations de Tycho-Brahé, quoique l'impresà» de VAstronomia nova, seu Pkysica cœleslis de mlibat stellœ Martis, n'ait été achevée qu'en 1609, et qne la troisième loi, en vertu de laquelle les oirés des temps de la révolution des planètes sont proportioDDels aux cubes des grands axes de leurs orbites, n'ait été exposée qu'en 1619, dans l'ffarmolàetMvMdi.

Le commencement du xvii' siècle, où s'opéra le pisage de la vision naturelle à la vision télescopique, I été plus important pour l'astronomie et la connaisance du ciel que l'an 1^192 pour celle du globe terrestre. Par là se sont agrandies, presque à l'infini la ^ibère de nos recherches et la portée du coup d'oeil qu'il nous est donné de jeter sur ta création; par là «t été incessamment soulevés de nouveaux problè- ■n, d<»it la solution diOScile a provoqué, dans les

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sciences matbématiques, ud développemeat sans égal. Renforcer ud des organes de nos sens revient donc parfois à renforcer l'intelligence, à étendre le cercle des idées, à ennoblir l'humanité. En moins de deux siècles et demi , nous avons dû au télescope seul la découverte de IS planètes nouvelles et de k systèmes de satellites (& tunes pour Jupiter, 8 pour Saturne, h et peut-être 6 pour Uranus, 1 pour Neptune] , la découverte des taches et des facules du Soleil , celle des phases de Vénus. On a pu étudier la forme et mesurer la hauteur des montagnes lunaires, voir et expliquer les taches hibernale^ des pôles de Mars, lesbandes de Jupiter et de Saturne, ainsi que l'anneau qui entoure cette dernière planète. On a découvert successivement les comètes intérieures ou planétaires à a)ur(e période, et un nombre immense d'antres phénomènes dont l'œil désarmé ne nous aurait rien appris. Mais ce n'est pas tout : si notre système solaire a reçu en 3&0 années de tels agrandissements après être resté pendant tant de siècles restreint, en apparence, à 6 planètes et à une lune unique, le ciel sidéral a gagné plus encore, et là surtout les découvertes ont dépassé toute attente. Des nébuleuses, des étoiles doubles ont été comptées et classées par milliers. Les mouvements propres de toutes les étoiles nous ont enseigné celui de notre propre Soleil. Les mouvements relatifs des étoiles doubles qui circulent autour de leur centre de gravité commun, ont prouvé que les lois de la gravitation sont obéies dans ces régions reculées de l'univers, aussi bien que dans

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l'e^ce plus étroit où se meuvent nos planètes. Dcpnîs quQtHorin et Gascoignë ont adapté les lunettes anz iostrumeots de mesure, l'art de fixer dans le àà les positions apparentes des astres a atteint un degré de précision inouï. Grâce à cet artifice, il a été poEsible de mesurer, à une petite fraction près de la «ronde d'arc, l'ellipse d'aberration des fixes, leur parallaxe, la distance mutuelle des étoiles composantes de diaque système binaire. C'est ainsi que l'astro- DDinie s'est élevée progressivement de la conception do système solaire à celle d'un vérilable système de rnnivers.

On sait que Galilée fît sa découverte des tunes de Jnpiter avec ud grossissement de 7 fois, et qu'il n'a jamais pu dépasser celui de 32 fois. Cent soixantedix ans plus tard, nous voyons sir William flerschell employer des grossissements de 6500 fois dans ses recbotdies sur les diamètres apparents d'Arcturus et de Véga de la Lyre. A partir du milieu du tvn* siècle , tous les efforts se tournèrent vers la constniction des longues lunettes. Ce fut, il est vrai, avec une lunette de & mètres seulement que Huy- Sbeos découvrit, en 1655, te premier satellite de Salome (Titan, le sixième dans l'ordre des distances aa centre de la planète); mais, un peu plus tard, les looeltes qu'il dirigeait vers le ciel avaient fiO mètres. Cwistantin Huyghens, frère du célèbre astronome, coDstruisil trois objectifs de H , 55* et 68 mètres de longueur focale, que la Société royale de Londres possède encore. Touterois, on s'était borné à essayer

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ces objectifs sur des objets terrestres; Huygbens le dit expressément (13). Auzout consti^it, dès 1663, des lunettes gigantesques sans tuyaux, dans lesquelles, par conséquent, l'oculaire n'élait relié à Tobjectif par aucun intermédiaire solide et fixe. Il acheva, dans ce système, un objectif de 97 mètre» de foyer, capable de porter un grossissement de 600 fois (16). Ce furent des objectifs de ce genre, taillés par Borelli, Campani , Hartsoeker, et fixés à des mâts, qui servirent si utilement la science entre les mains de Dominique Cassini ; ils lui permirent de découvrir l'un après l'autre le huitième, le cinquième, le quatrième et le troisième satellite de Saturne. Les objectifs d'Hartsoeker avaient 81 mètres de distance focale. J'ai bien souvent tenu entre mes mains, pendant mon séjour à l'Observatoire de Paris, ceux de Campani qui étaient en grande réputation sous le règne de Louis XIV; et quand je songeais à la faiblesse des satellites de Saturne, à la difficulté de manœuvrer de grands appareils composés de mâts et de cordages (17), je ne pouvais admirer assez l'habileté et la courageuse persévérance des observateurs de cette époque.

Les avantages qu'on croyait alors forcément attachés à des dimensions gigantesques conduisirent de grands esprits à concevoir de ces espéraaces démesurées dont l'histoire des sciences nous offre tant d'exemples. Ainsi Hooke a proposé de construire une lunette de 10000 pieds (plus de 3 kilomètres) afin de voir des animaux dans la lune; Auzout a

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7! — mkae cni devoir combattre cette idée (18). Oo oe larda pas à seotir combien ces ÎDStrumeots devenaient incommodes dans la pratique, quand leur looguenr focale dépassait âO mètres ; aussi Newton s'efibrça-t-U , après Mersenoe et James Gregory, d'Aberdeen, de populariser eu Angleterre les télescopes beaucoup plus courts qui opèrent par réflexion. Bradley et Pound comparèrent avec soin les effets d'un télescope à miroir de Hadiey , dont la distance focde ne dépassait pas i'',6, avec ceux du réfracteur de &1 mètres, coDStruil par Constantin Huyghens et dont il a été fait mention plus haut : tout l'arantage resta au premier instrument. Alors tes coAteux télescopes de Short se répandirent de tout cdié; ils régnèrent sans partage, jusqu'à l'époque (1759) où John DoUond eut le bonheur de découvrir la solution pratique du problème de l'achromalioDe, posé par Léonard Ëuler et par Klingenstierna et rendit ainsi aux lunettes une grande supériorité. Disons id que les droits de priorité incontestables du mystérieux Ghester More Hall, du comté d'Kssex (1729), étaient inconnus du public, lorsque Dollond obtint on brevet pour ses lunettes achromatiques (19) . Mais cette victoire des réfracteurs ne fut pas de loogue durée. Dijt-huit ou vingt ans s'étaient à peine écoulés depuis que Dollond avait enseigné à réaliser l'adiromatisme, par la combinaison de lentilles formées de crown et de Oint, et déjà les idées se modi- 6aient sous la juste impression d'étonnement que les . travaux immortels d'un Allemand, William Herschell,

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produisirent en Angleterre et sur le continent. Il avait construit un grand nombre de télescopes ae 7 pieds ) anglais (2 mètres) et de 20 pieds (6 mètres) de longueur focale, dont on pouvait porter les grossissements à 2300 et même à 6000 fois; il en construisit un de 40 pieds (là", 2) . Ce fut avec ce dernier télescope qu'il découvrit les deux satellites intérieurs de Saturne; le deuxième d'abord , qu'on a nommé depuis E^celade, et bientôt après Mtmas, le plus voisin de l'anoeau. Mais c'est au télescope de 7 pieds qu'appartient la découverte d'Uranus, faite en 17S1. Les satellites si faibles de cetle planète furent vus, en 1787, à l'aide du télescope de 20 pieds, disposé pour la vue de front (front-view) (20). La perfection supérieure que ce grand homme sut donner aux miroirs de ses télescopes, l'ingénieuse disposition grâce à laquelle les rayons lumineux ne sont réfléchis qu'une fois, et surtout une série non interrompue de quarante ans de veilles et de travaux, ont porté la lumière dans toutes les branches de l'astronomie physique, dans le monde des planètes, aussi bien que dans celui des nébuleuses et des étoiles doubles.

Le long règne des télescopes réflecteurs devait avoir un terme. Dès les cinq premières années du XIX' siècle, il s'établit entre les conçtnicteurs de lunettes achromatiques une heureuse rivalité de progrès et de perfection. Alors furent créées ces grandes machines paraltactiques, où des horioges font mouvoir les plus longues lunettes, avec la régularité des mouvements célestes. Il fallait un flint parfaite-

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«01 homogène et saos stries, pour les objectiis i'mtt grandeur extraordinaire qu'on demandait déjà nx OHistnicteurs. Ce flint fut fabriqué avec succès en Allemagne, dans l'établissement d'Utzschneider et de Franmborer, auxquels succédèrent Merz et Mahler. Eq Soise et en France, les ateliers de Guinand et de BoQtons fournirent cette précieuse matière aux traîna de Lerebours et de Cauchoix. Il suffit ici de jeter m rapide coup d'œil sur l'histoire de ces progrès, el de citer comme exemples : les grands réfracteurs coostmiis, sous la direction de Frauenhofer, pour tes abeervatoires de Dorpat et de Berlin , qui tous deux ont 2& centimètres d'ouverture et &~,û de distance Ibcate; les réfracteurs construits par Merz et Mahler pooT Poolkova, en Russie, et pour Cambridge, aux Ëals-Unis (21) , qui ont l'un et l'autre âS centime^ très d'ouverture et 6",^ de foyer; en&o rhélioroètre de r<Aservatoire de Kœnigsberg, dont l'objectif a 16 'centimètres d'ouverture. Ce dernier instrument, que les U^vaux de Bessel ont immortalisé, est longlemps resté le plus grand de son espèce. Citons encore les lunettes dialytiques, si courtes et pourtant s poissantes de clarté , que Plossel a construites le premier, à Vienne, el dont Rogers, en Angleterre, nait reconnu presque en même temps les avanlagcs; dits méritent assurément qu'on essaye de les contraire sur de grandes dimensions.

A cette même époque, dont j'esquisse ici les tranox, parce qu'ils ont exercé une grande influence au point de vue cosmique, les progrès de la mécanique

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- 7i stiiTireot de prèe ceux de l'optique et de Tboriogerie. Les instnimenls de mesure fiiTMit succeâàvemeDt perfectioimés, surtout les micromètres, les contes méridiens et les secteurs zénithaux. Parmi tant de noms distiDgués dans cette carrière, je rappellemi ici ceux de Rarnsdeo, de Troughtoo, de FortiQ, de Reicheobach, de Gambey, d'Ertel, de Steiohel, de Repsold, de Pister, d'Oertliog . . . pour les iostniments de mesure. Pour les chroDomètres et les peodules astronomiques, je citerai Mudge, Arnold, Émery, Eamshaw, Bréguet, Jûi^ensen, Kessels, Winnerl , Tiède. . . C'est surtout dans les beaux travaux de William et de John Ho'scbell, de South, de Stnive, de Bessel et de Dawes, sur les distances et les mouTements périodiques des, étoiles doubles, que se 'manifeste cette rivalité de perrectioa entre les Instruntents optiques et les appareils de mesure. Sans ce double progrès, il eût été assurément impossible d'exécuter d'immenses travaux, comme ceux de Struve, par exemple, qui a mesuré un grand nombre de fois plus de 100 systèmes binaires, où la distance des étoiles composantes est au-dessous de 1 ", et 336 autres systèmes compris entre 1" et 2" (22).

Depuis un petit nombre d'années, deux hommes étrangers, par leur position sociale, à tout genre d'activité industrielle, mais animés d'un noble amour pour la science, le comte de Rosse, à Parsonstowo (19 kilomètres à l'ouest de Dublin), et M. Lassetl, à StarQeld, près de Liverpool, ont Tait constniire, sous leur direction immédiate, et d'après leurs propres

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idées, deux télescopes réflecteurs qui ont fait naître Il ^m vive attente parmi les asIrODomes (23). Cdui de Lassell n'a que 61 centimètres d'ouverture et 6 mètres de distance focale; mais il a déjà procuré la découverte d'un satellite de Neptune et d'un huitième satellite de Saturne; de plus il a fait retrouver d^ix satellites d'Uranus. Le nouveau télescope de lord Roese est gigantesque : il a 6 pieds anglais (!',83) d'ouverture et 50 pieds (15") de longueur. It est placé dans le méridien , entre deux murs de U à 16 mètres de hauteur, lesquels laissent au tube un espace libre d'environ â mètres et demi de diaqoe cdté du méridien. Plusieurs nébuleuses, qn'aucao instrument n'avait encore pu résoudre, ont été décomposées en étoiles par ce magnifique lâescope. D'autres nébuleuses ont été complètement Radiées ; OD a pu déterminer pour la première fois leurs formes et leurs contours véritables, grâce à l'àiorme quantité de lumière que le miroir concentre. Le premier qui ait appliqué les lunettes aux insbiimeots de mesure, ce n'est ni Picard ni Auzout, mais bien, ainsi que nous l'avons dit, l'astronome MoriD. En 1638, Morin conçut l'idée de tirer parti de son invention pour observer les étoiles en plein jour. Void comment il exposa lui-même son idée (Si). ■ Pour déterminer les positions absolues des étoiles, k une époque où les lunettes n'existaient pas encore (en ld$3, 28 ans avant cette invention), Tycho s'est Bervi de Vénus, qu'il comparait aux étoiles pendant la nuit et au Soleil pendant le jour. Ce n'est point le

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désir d'éviter ce détour qui a suggéré à Mono uoe découverte dont la détermination des longitudes en mer pourra tirer un grand parti; il y a été conduit par une voie [Jus simple, en songeant que si. avant' le lever du Soleil, on dirigeait une lunette, non-seulement sur Vénus, mais même sur Arctunis ou toute autre belle étoile, on pourrait continuer à suivre cet astre sur la voûte céleste après le lever du Soleil. Personne, avant lui, n'avait vu les étoiles à la face du Soleil, ^n Plus tard, de grandes lunettes méridiennes furent installées d'après les idées de Rœmer. A partir de ce moment (1691) , les observations faites en plein jour se multiplièrent et acquirent une haute importance ; elles ont même aujourd'hui une valeur réelle pour la mesure des étoiles doubles. Struve a mesuré à Dorpat les couples les plus diËBciles, avec un simple grossissement de 320 fois, lorsque la lumière crespusculaire était encore assez forte à minuit pour permettre de lire aisément (25). L'étoile polaire est accompagnée, à 16" de distance, d'une étoile de 9* grandeur; Struve et Wrangel ont vu cette petite étoile, en plein jour, à l'aide de la lunette de Uorpat (26) ; Ëncke el Argelander y ont également réussi de leur côté.

I discuté les causes de la puissance donnent à la vue, même en plein la lumière diffuse, provenant de î, devrait lui opposer tant d'obslaoblème d'optique excitait au plus ^t de Bessel, dont les sciences res-

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senleDt encore la perte prématurée. Il y revenait mirent dans sa correspoodance avec moi ; mais il a fini par avouer qu'il n'avait pu en trouver de solutioi satisfaisaDte. l'ose compter que mes lecteurs me saurODt gré d'insérer, dans les notes de ce livre, les idées d'Arago sur ce sujet (28). le les extrais d'Qoe collection de manuscrits qui ont été mis a ma disposition pendant mes fréquents voyages à Paris. D'après l'ingénieuse explication de mon ami, si les Torts grossissements aident à distinguer les étoiles ea plein jour, c'est que la lunette concentre vers l'œil, et introduit dans la pupille une plus grande quantité de rayons lumineux , sans agrandir notablement l'image de l'étoile, tandis que le même appareil optique agit d'une manière tout à fait différente sur le fond du ciel où cette étoile se projette. En (Sa, la lumière de la partie de l'atmosphère dont rimage indéfinie occupe le champ de la vision émane de particules d'air illuminées que le grossissaient écarte les unes des autres; le diamp doit doac paraître d'autant moins éclairé que le grossissonent est plus fort. Or nous n'apercevons l'étoile qa'en vertu d'une diQérence d'intensité entre la Itnnière de son image et celle du champ lui-même sur lequel cette image vient se dessiner. Il en est tout autrement des disques planétaires ; ils perdent de leur éclat, par le grossissement des lunettes, préctsément dans le même rapport que faire aérienne comprise dans le champ de la vision. Seulement il but remarquer ici que l'ampli Bratiou de l'image

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s'étend à la vitesse de son mouTemeot apparent. Cet effet, qui a lieu pour les planètes comme pour les étoiles, peut contribuer h la visibilité en plein jour, à moins que le télescope ne suive le mouvement diurne, comme font les macinnes parallactiques conduites par des horloges. En vertu du déplacement continuel de l'image , la sensation se produit successivement en des points différents de la rétine , et Ton sait, dit ailleurs Arago, que des objets très-raibles peuvent devenir perceptibles quand on leur imprime un mouvement.

Sous le ciel si pur des contrées tropicales, j'ai réussi bien souvent h trouver dans le ciel le pâle et faible disque de Jupiter, avec une lunette de Doliond, grossissant seulement 95 fois, lorsque le Soleil avait déjà atteint 15* ou 18° de hauteur. Plus d'une fois le docteur Galle a été surpris de la faiblesse extrême de hipiter et de Saturne , vus en plein jour à l'aide du grand réfracteur de Berlin; cette faiblesse forme un contraste frappant avec le vif éclat de Vénus et de Mercure. Cependant on a réussi à observer en plein jour des occultations de Jupiter par la l^une; on cite l'observation de Flaugei^ues en 1793, et celle de Struve en 1820. Argelander a vu très-nettement, à Bonn , un quart d'heure après le lever du Soleil, trois satellites de Jupiter, avec une lunette de 1"*, 6 de Frauenbofer; il lui fut impossible de distinguer le quatrième. Son adjoint, M. Schmidt, a même observé, à une heure du jour encore plus avancée, l'émersion des satellites, le quatrième y com-

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pré, au bord obscur de la Lune ; il se servait de la Imite d'un héliomètre de 2~,5 de foyer. Il serait inléressant, et pour l'optique et pour la météorologie, de détenniner les limites de la visibilité télescopique des petites étoiles pendant le jour, soup des climats diflëreols et îi différentes hauteurs au-dessus du niveau delà mer.

1j sdntUlatioQ des étoiles est un des phénomènes les plus remarquables et aussi les plus coatroversés de cette catégorie dans laquelle nous rangeons les prindpaux faits de vision naturelle et télescopique. Il faut j distinguer, d'après les recherches d'Arago, deux poiots essentiels (29) : 1' les changemeols brusques d'éclat, c'est-à-dire le fait de l'extinction subite suivie de la réapparition ; 2' les variations de couleur. Ces deox sortes de changements sont plus dans la réalilé qu'ils ne le paraissent à l'œil nu ; car lorsque des poinls de la rétine sont une fois ébranlés, loraju'une im|vession lumineuse est produite, la sensation ne s'e&ce pas aussitôt, maïs persiste pendant un certain temps. lien résulte que l'aflàiblissement passager de l'âoile, ses rapides changements de couleur, en un Dtot les diverses phases de la scintillation ne sont point iot^^ement senties , ou du moins ne se perçoivent pas aussi distiDClement qu'elles se produisent en réalité. Pour bien saisir les phases de la scintillation à l'aide d'une lunette, il faut imprimer à l'instrument Bo mouvement de rotation ; alors l'image de l'étoile dessine un cercle lumineux coloré, souvent interrompu 0 et là. Qu'on se représente l'atmosphère comme

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étant formée de couches superposées dans lesquelles la densité, l'humidité, la température varient continuellement, et l'on se rendra compte, par la théorie des interférences, de tous les détails de ces apparences où les phénomènes de coloration, d'extinction subite le réapparition se succédât avec tant de te théorie est basée sur un fait général, deux rayons ou deux systèmes d'ondes , 3 même source, c'est-à-dire d'un même centre d'ébranlement, peuvent se détruire ou s'ajouter mutuellement, si les chemins parcourus sont inégaux. Quand un de ces systèmes d'ondes est en cetard sur l'autre d'un nombre impair de demi-ondulalions, les actions produites par chacun d'eux sur un même atome d'éther sont égales et de sens contraire : les vitesses qui lui sont imprimées se détruisent, l'atome y a neutralisation de lumière ou proité. Dans le cas dont il s'agit, les réfrangibilité des couches d'air sucit souvent plus d'effet, pour déterènes de scintillation, que la différence des chemins parcourus par les divers rayons émanés d'une même étoile (30).

La scintillation présente d'ailleurs de grandes différences d'intensité d'une étoile à l'autre. Ces différences ne dépendent pas seulement de la hauteur ou de l'éclat des étoiles, maïs aussi, à ce qu'il semble, de la nature propre de leur lumière. Véga , par exemple, scintille moins que Procyon et Arcturus. Si les planètes ne scintillent pas, il faut l'attribuer

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i la grandeur sensible de leur disque apparent et ù la cnnpeDSatioD produite par le mélange des rayons colorés, émis de chaque point de ce disque. On peut, en eflèt, considérer ce disque comme l'agrégation d'un certain nombre d'étoiles, oii la lumière de quelques rayons, détruite par rinterférence de certains autres, se trouve compensée par celle des points voisios, et où tes images de couleurs différentes recomposent du blanc, en se superposant. Aussi ne remarque-l-on guère que des traces rares de scintillation dans Jupiter et dans Saturne. Ce phénomène est plus sensible pour Mercure et Vénus, dont le diamètre apparent peut se réduire à /l",& et 9", 5. Il en est de même de Mars, parce que son diamètre apparent descend presque à 3",3 vers l'époque de la conjonction. Dans les nuits pures et froides des climats tempérés, la scintillation contribue h la magnificence du ciel étoile. Comme elle renforce, par instants, la Inmière des nombreuses étoiles de sixième à septième grandeur, qu'on ne distingue aisément qu'avec des luiKlles, nous en voyons apparaître par moments, laoïfit ici tantôt là, et nous sommes ainsi instînctiven»enl portés à nous exagérer le nombre des étoiles. De là l'espèce de surprise avec laquelle on accueille, en général, les dénombrements, pourtant exacts, où l'ofl compte à peine quelques milliers d'étoiles visibles à Vm\ nu.

Les anciens savaient déjà distinguer les planètes à leur faible scintillation. Quant à la cause de la difféîTOce qui existe à cet égard entre les étoiles et les

planètes, Aristole avait une théorie singulière (31): il l'expliquait par au système d'émission des rayons visuels, allant palper au loin les objets avec plus ou moins d'eflbrt. « Les astres ficcés, disait-il,' scintillent, et les planètes ne scintillent pas, parce que les planètes sont proches et que la vue les atteint aisément, tandis que les astres immobiles (icpôt Hi toù; [jivovT»;) sont Ut>p éloignés ; l'œil est obligé, par cette grande distance, de faire effort, et son rayon visuel en devient vacillant, «

Entre 1572 et 1604, à l'époque de Galilée, époque de grands événements astronomiques, trois étoiles nouvelles apparurent dans le ciel (32) . Elles surpassèrent en éclat les étoiles de première grandeur; une d'elles brilla même pendant vingt et un ans dans la constellation du Cygne. Leur scintillation Tut le trait caractéristique qui attira le plus l'attention de Kepler; il y voyait une preuve que ces nouveaux astres ne pouvaient être de nature [rfanétaire. Mais l'état de l'optique était alors trop imparfait pour que ce grand génie, auquel l'optique doit tant, pût expliquer ce phénomène autrement que par l'interposition des vapeurs en mouvement (33). Les Chinois ont signalé, eux aussi, la forte scintillation des étoiles nouvelles dont il est fait mention dans la grande collection de Ma-tuan-lin.

L'absence de scintillation dans les régions tropicales, du moins à 12* ou 15* au-dessus de l'horizon, tient à un m^ange plus égal, plus homogène de la vapeur d'eau avec l'atmosphère : elle donne à la voûte

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célcEle UD caractère particulier de calice et de douceur. J'ai BoaveDl fait ressortir ce trait dans mes descriptions de la oatare des tropiques. Il était d'ailleurs trop remquable pour avoir écha[^ à des observateurs tels que La CMidamioe, Bouguer et G£ux:iD, soit dans les pliiDes du Pérou, soit en Arabie, dans les Indes et è fieuder Abassi, sur les côtes du golfe Persique (M). Cet aspect frappant du ciel étoile, pendant les nnrts si calmes et à pures des tropiques, avait pour ffloi DD attrait singulier; aussi me suis-je toujours effiircé d'en étudier les causes pbysiques, en notant, sar mon journal, la hauteur où les étoiles cessaient de sdntiller, et l'hygrométricité correspondante de l'alaiosph^. Cumana et la partie péruvienne du littoral de l'Océan PaciBque, où jamais il ne tombe de pluie, se prêtaient parfaitement à ce genre de recherches, laot que l'époque du brouillard connu sous le nom de Carua n'était pas venue. D'après les moyennes déduites de me& observations, c'est vers 10* ou 13' de hauteur que les étoiles les plus brillantes cessent de sdnliller. Plus élevées sur rhorizMi, elles n'émettent ({D'une douce lumière planétaire. Pour bien saisir cet eflet, il vaut encore mieux suivre la même étoile depuis son lever jusqu'à son coucher, à travers toutes ses Ttfialions de hauteur; on détermine d'ailleurs ces hauteurs par des mesures directes ou par le calcul, si l'on connaît l'heure et la latitude. Dans certaines Boils isolées, tout aussi calmes, tout aussi pures que les êatns, j'ai vu la région où les étoiles sctotiltefft défnsser notablement la limite moyenne et s'étendre

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jusqu'à 20°, et même à 2ô* de hauteur; mais je n'ai jamais pu saisir de relations entre ces anomalies et l'élat thermométrique ou hygrométrique des coudies inrérieures de l'atmosphère, seules accessibles à.nos instruments. Quelquefois même, et pendant plusieurs nuits successives où l'hygromètre marquait d'abord 85% la scintillation commençait par être très-sensible pour des étoiles situées à 60° et 70° de hauteur; puis elle cessait complètement dans les régions élevées, jusqu'à une limite de 25° au-dessus de l'horizon , et pourtant la seule modification appréciable, survenue dans l'atmosphère, avait été un accroissement d'humidité : l'hygromètre à cheveu de Saussure était monté de 85° à 93°. Ce -n'est donc pas la quantité de vapeurs dissoutes dans l'atmosphère, c'^t leur inégale répartitioti dans les couches superposées, ce sont les courants d'air chaud et d'air froid régnant dans les hautes régions, sans se faire sentir dans les basses, qui modifient le jeu compliqué des interférences d'où naît le phénomène en question. J'ai même vu certains nuages, qui venaient teindre le ciel d'une couleur rougeâtre peu de temps avant les secousses des tremblements de terre, augmenter d'une manière frappante la scintillation des étoiles élevées. Ces observations se rapportent toutes à une zone tropicale s'étendant à 10° ou 12° des deux côtés de l'équateur, et à la saison s^ns pluie et sans nuages, où le ciel est d'une pureté si parfaite dans ces régions. Lorsque arrive la saison des pluies, au passage du soleil par le zénith du lieu , des causes puissantes, agissant d'une manière très-générale et presque à la

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làcoo de pertiiritalioDS violentes, modiGent les pliéDOméoes optiques dont je viens de parler. Les alises du Dord-est tombeat tout à coup; le courant régulier des haaies régi(His qui va de l'équateur au pôle, et le courant ioférieur qui vient du pôle à l'équateur s'înterroœpeDt et donnent lieu, par leur cessation , à une coo^uelle formation de nuages. Alors des torrents de jAnk et des orages reviennent périodiquement diaqne jour, à une heure déterminée. Tous ces pbénomèses de la saison des pluies sont annoncés plusieurs joDis d'avance par la scintillation des étoiles élevées, b où d'ordinaire ce phénomène est le plus rare. Cet iodiœ est accompagné d'éclairs qui brillent à l'horizon, sans qu'on voie de nuages au ciel, si ce n'est quelques nuées apparaissant en longues et étroites colonnes et fflOQtant verticalement. J'ai souvent essayé de dépeindre, dans mes écrits, ces signes précurseurs qui donnent au ciel des tropiques une physionomie si candérislique (35).

La vitesse de la lumière, ou du moins la pensée qoe la lumière doit employer un temps quelconque pour se propager, se trouve indiquée, pour la première fois, dans le deuxième livre du Novum Organrai. Après avoir insisté sur l'immensité des espaces célestes que la lumière traverse pour arriver jusqu'à nous. Bacon de Verulam soulève la question de savoir si loales les étoiles que nous voyons briller en même temps existent réellement encore (36). On s'étonne de rencontrer un pareil aperçu dans un ouvrage qui Kl rreté fort au-dessous des connaissances de son

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époque eo astronomie et en physique. La vitesse de la lumière réfléchie du Soleil a été mesurée par Rœmer vers 1675. Rœmer fut conduit à sa découverte en comparant les époques des éclipses des satellites de Jupiter. La vitesse de la lumière directe des étoiles a été mesurée, en 1727, par Bradiey qai donna ainsi, du même coup, la raison de l'aberratioD et la preuve matérielle du mouvement de translation de la Terre, c'est-à-dire de la vérité du système copemicien. Dans ces derniers temps, Arago a proposé de baser une troisième sorte de mesure sur les changements d'éclat d'une étoile variable, telle qu' Algol dans la constellation de Persée (37) . A ces méthodes purement astronomiques il faut encore joindre une mesure terrestre exécutée récemment avec succès, près de Paris, par M. Fizeau. Cet ingénieux procédé rappelle une ancienne tentative de Galilée, qui essaya vainement de déterminer la vitesse de la lumière par la combinaigno de signaux donnés à l'aide de deux lanternes éloignées. En discutant les premières observations de Rœmer sur les satellites de Jupiter, Horrebow et Du Hamel trouvèrent ik" 7' pour le temps que la lumière emploie à parcourir la distance moyenne du Soleil à la Terre; Cassini donne 14"" 10*^ et Newton, 7" 80% évaluation singulièrement voisine de la vérité (38). Delambre n'employa dans ses calculs que les observations du premier satellite, et trouva 8*° 13', 2 (39). Encke a fait remarquer avec raison combien il serait important d'entreprendre, dans le même but, une nouvelle série d'observations sur les éclipses des satellites de Jupiter,

aDJODfd'hui que la perfection des lunettes donne l'espnr fondé d'obtenir par là des résultats plus satisâisaBls.

Les observations origioales que Bradley avait ia- Etitnées pour déterminer ta c(H)StaDle de l'aberralion ayaatélé retrouvées par Bigaud, à Oxford, le docteur Bosch, de Kœnigsberg, les a souisises de nouveau au oIchI, et en a déduit 20'',2il6 pour la valeur de cette ooosUBle (&0). Par conséquent la lumière mettrait ^12',1& à venir du Soleil à la Terre, et sa vitesse serait de â(161 myriamètres par seconde. Mais d'après UDencwvelle série d'observations entreprises par Struve, à l'ude du grand instrument des passages, dans le franier vertical de Poulkova, et continuées pendant dix-4iuit mois, le premier de ces nombres doit être DcdaUemeot augmenté (&1). Ce grand travail a doqné SO',&(hM pour la constante de l'aberration ; d'où l'on tire 8" 17* ,78 pour le temps employé par la lumière à putourir la diblanœ du Soleil à la Terre, et HS&9 milles géographiques (30831 m'yïiamètres) par seconde pour sa vitesse. Ces deux derniers nombres ont été déduits de ta constante de Struve, en adoptant la pa~ nOaxe du Soleil donnée par Encke en 1835, et les dimensions du sphéroïde terrestre calculées par Bessel [Èphimérides de Bertin pour 1852, Encke). C'est à peioe si l'erreur probable de cette valeur de la vitesse atteint un myriamètre et demi. Il y a une différence de 1/110 entre la constante de Struve'et celle de De- Uwiyn (8'13',3), que Bessel avait adoptée dans les Tabulée Hegiomontanœ, et dont on se sert encore dans

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— sales Épkémérides de Berlin. Au reste, il ne me paraît pas que la discussion sur ce point doive être cousidérée comme épuisée. Ou avait soupçonné, il y a plusieurs années, une différence de vitesse de l/13fi environ entre la lumière de l'étoile polaire et celle d'une petite étoile qui raccompagne; mais cette opinion est restée extrêmement douteuse. '

Un physicien distingué' par son savoir et par la grande délicatesse de ses rechercbes expérimentales, M. Fizeau, a exécuté une mesure de la vitesse de la lumière sur une base terrestre de 8638 mètres seulement, de Suresne à la butle Montmartre. Tétte est, en effet, ta distance à laquelle il avait établi un miroir, pour renvoyer à son point de départ, avec l'aide d'ingénieux appareils, les rayons émis par un point lumineux à l'une des stations. Cette lumière était fournie par une sorte de lampe à oxygène et à hydrogène. Une roue portant 720 dents et faisant un assez petit nombre de tours par seconde (12 tours 6/10) interceptait le rayon à son retour, oD' lui livrait passage, suivant la vitesse de la roue; cette vitesse était évaluée à l'aide d'un compteur. On a cm pouvoir conclure de ces expériences que la lumière arliScJelle dont l'auteur s'est servi parcourait 17266 mètres, c'est-à-dire le double de la distance des deux stations, en 1/18000 de seconde, ce qui donne 31079 myriamètres par seconde (f|2). La détermination antérieure qui se rapproche le plus de ce résultat est celle que Delambrc a conclue des éclipses de l'un des satellites de Jupiter (31094 myriamètres).

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Dee observations directes, et des considérations ii^àiieuses sur l'absence de toute coloration pendant les (^ngements d'éclat des étoiles variables, ont coo- (faiit ^go à conclure que si les rayons diversement colofés exécutent, d'après la théorie des ondulations, des vibrations transversales très-différentes en vitesse et en amplitude, ils se propagent néanmoins, avec des TÎlesses égales, dans les espaces célestes. Ainsi, la vitesse de propagation des rayons colorés dans l'intérieur des différents corps est indépendante de la réfraction qu'ils y subissent (&3}- Les observations (TArago ont montré, en eOet, que la réfraction de la hifflière stellaire, dans un même prisme, n'est pas aSéctée par les combinaisons variées de cette vitesse avec la vitesse propre de la Terre; Toutes les mesures doDoèrent constamment le résultai suivant : la lumière des étoiles vers lesquelles la Terre marche, et celle des étoiles dont la Terre s'éloigne, se réfractent exactement de la même quantité. Parlant dans l'hypothèse de l'émisaon, le célèbre observateur disait que les corps émettent des rayons de toutes les vitesses, et que les seuls rayons d'une vitesse déterminée produisent dans l'oâl la sensation de la lumière {kh) ■

Il est intéressant de comparer la vitesse des rayoïu^ «nis par le Soleil, les éteiles ou les corps terrestres' njons qui sont déviés de la même manière par l'angle r^ringent d'un prisme quelconque, avec celle de la lainière qu'engendre l'élecfricilé de frottement. Les admirables recherches de Whealstone porteraient à attribuer à cette lumière «ne vitesse plus grande, au

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moins dans le rapport de 3 à 2. Si l'on s'en Ueat sur ce point à la plus faible évahiatioD qu'ait Tournie l'appareil optique îi miroir tournant de Wheatstone, la lumière électrique parcourrait encore 388000 milles anglais par seconde, c'est-ii-dire plus de ftGâOO myriamètres, en comptant le statut-mile (69,13 par degré) pour 1609 mètres (&5). Admettons, avec Stnive, que la vitesse de la lumière stellaire est de 30831 myriamètres, cette vitesse serait donc dépassée de 15500 myriamètres par celle de la lumière âectrique.

Un tel résultat contredit en apparence une opinion déjà citée deW. Herschell, d'après laquelle la lumi^ du Soleil et des étoiles résulterait peut-être d'actions électro-magnétiques,' et serait par conséquent assimilable à une perpétuelle aurore boréale. Je dis en apparence, car ces phénomènes électro- magnétiques pourraient être, sans aucun doute, de nature trèficomplexe et très-variée dans les diffêrents corps célestes, et la lumière produite pourrait posséder des vitesses très-différentes. 11 faut le dire, d'ailleurs, les résultats de Wheatstone sont encore affectés d'une incertitude qui laisse place à ces conjectures. Leur

«leur lui-même les considère « comme étant trop peu jtlés, comme ayant encore brop besoin d'une con6rmalion nouvelle » pour pouvoir être utilement comparés avec ceux de l'aberration ou des éclipses des satellites de Jupiter. '

L'attention des physiciens a été vivement excitée par les recherches que Walker a faites récemment, aux

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États-Unis, sar la vitesse de l'éiectricité. Il s'agissait de déterminer, à l'aide du télégraphe électrique, les (SC^eDces de longitudes entre Washington, Philadelphie, New-York et Cambridge. A cet effet, l'horloge astrcHMHnique de robserratoire de Philadelphie fut raèe m communication électrique avec un appareil de Morse, où les battements du pendule marquaient une suite de points équidistants, sur une bande de papier EBDS fin. Le télégraphe électrique transmettait presque instantanément chaque indication de l'horloge aux antres stations, et y ponctuait de même te temps de Kiiladelphie sur d'autres bandes de papier qu'un mou- Temeot régulier déroulait continuellement. Dans celte combinaison, des signaux quelconques pouvaient être intercalés entre ceux de la pendule. Un observateur n'avait cpi'à presser du doigt sur une touche pour signaler l'instant du passage d'une étoile par le méridiea de sa station. « Cette méthode américaine possède, dit Steinhel, un avantage essentiel, celui de Kodre la détermination du temps indépendante de la liaison de deux de nos sens, l'ouïe et la vue; car pendant qwia marche de la pendule s'inscrit d'elle-même, sans que l'observateur ait besoin de s'en préoccuper, celui-d saisit et marque le passage de l'étoile (avec ta précision de 1/70 de seconde, suivant Walker). » bfin, en comparant les résultats obtenus à Philadelphie et à Cambridge, par exemple, od trouve une diftereoœ constante, et cette différence est due au temps employé par le courant électrique pour parcourir deux (6b le conducteur fermé qui unit les deux stations.

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Ces mesures, exécutées sur des Sis couducleurs de 1050 milles anglais (1689 kilomèlres), fouroireut iS équations de condition entre les inconnues du problème : on ea déduisit 18700 milles (â009fi kilomètres) pour la vitesse de propagation du courant hydrogalvanique (46), c'est-à-dire, une vitesse quinze fois moindre que celle de l'électricité dans les expériences de Wheatstone ! Comme ces remarquables recherches furent instituées à l'aide d'un seul fil, la moitié du conducteur étant remplacée, comme on dit, par ta lerre, on pourrait croire que la nature et les dimensions du milieu parcouru influent à ta fois sur la vitesse avec laquelle se propage l'électricité (47). Dans le circuit voltaïque, les conducteurs s'échauflent d'autant plus que leur conductibilité est moindre, et l'on sait, par les derniers travaux de fiiess, combien les tensions électriques présentent de phénomènes variés et complexes (48). Les vues actuellement régnantes sur ce qu'on nomme d'ordinaire « fermer le circuit par la terre, » sont opposées à toute idée de propagation linéaire de molécule à molécule, entre les extrémités des 61s conducteurs ; ce qu'on regardait ^trefois comme un courant réellement formé à travers le sol, est remplacé aujourd'hui par l'hypothèse d'une restitution continue de la tension électrique.

Quoique la vitesse de la lumière paraisse être la même pour toutes les étoiles, du moins dans la limite de précision avec latiuelle les observations modernes ont pu donner la constante de l'aberration, on s'est cru pourlant autorisé à examiner s'il ne pourrait pas

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eiisler des corps céleslfô dont la lumière ne parviendrait pas jusqu'à nous, retenue qu'elle serait par TatiractioD d'une masse énorme, et forcée de revenir ïers le corps d'où elle aurait été lancée. La théorie de l'émission a donné une forme scientifique à ce jeu d'imagination (&9). J'en parle ici cependant parce que j'aorai plus tard occasion de revenir à une hypothèse analo^e, en traitant des mouvements propres de Sinus et de Procyon, dont les anomalies ont été attritmées à l'action de certains corps ohscurs. Il entre dans le plan de cet ouvrage de signaler tout ce qui a doDoé, de nos jours, une impulsion quelconque à la soeoce : à ce prix seulement, ce livre pourra présenter n tableau fidèle du caractère de l'époque où il aura paru.

Depuis plus de deux mille ans, 'on s'occupe de redierches photomélriques sur la lumière des astres qui brillent de leur propre éclat dans l'univers; on s'^Eut» de déterminer ou d'estimer du moins leurs inifflisilés relatives. C'est que la description du ciel étoile ne se réduit pas à 6xer seulement, avec une précision extrême, les distances mutuelles des astres, ou à coordonner leurs positions par rapport aux grands cercles de la sphère céleste; elle comprend encore la connaissance et la mesure de leur éclat individuel. Co dentier caractère est même celui dont les hommes se sont préoccupés d'abord. Longtemps avant de songer à grouper les étoiles en constellations, ils ont donné des noms propres aux plus brillantes. J'ai pu moimt'roe constater celte tendance primitive chez les tribus

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sauvages qui habitent les épaisses forêts du haut Orénoque et de l'Atabapo. Là d'i[Dp^>étraUes foarrés me réduisaient à observer d'ordiDaire les plus hantes étoiles '^terminer ta latitude, et quand je con^ltais les s, principalement les vieillards, sur les plus itoiles, Canopus, Achernar, les pieds du CeolU X de la Croix du Sud, ils m'en disaient aus> s noms consacrés parmi eux. Si ie catalogue de constellations connu sous le nom de Cataslémtaes d'Eratosthène avait ta haute antiquité que lui attribuèrent si longtemps ceux qui en plaçaient l'époque entre Autolycus et Timocharis, cent cinquante ans avant Hipparque, une particularité de ce catalogue nous permettrait d'assigner une limite pour le temps où ies étoiles n'étaient pas encore rangées, chez les Grecs, par ordre de grandeur ou d'éclat. Quand il s'agit, en effet, d'énumérer les étoiles qui constituent chaque constellation, les Catastérismes citent assez souvent le nombre des étoiles tes plus brillantes ou les plus grandes et celui des étoiles obscures, moins faciles à reconnaître (50) ; jamais ils ne comparent entre elles les étoile appartenant à des groupes différents. Mais Bemhardy, Baehr et Letronne rejettent les Caiaslérismes plus de deux siècles après le catalogue d'Hipparque. Ce n'est d'ailleurs qu'une compilation sans mérite, un simple extrait du Poeticum astronomicum attribué à Julius Hyginus, ou même du poëme d'Eratosthène l'ancien, intitulé Epjtiïî. H en est autrement du catalogue d'Hipparque que nous possédons sous la fonne qui lui a été donnée dans l'.Almageste. Ce cata-

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lo^ CDDtieQt la première détermiaation des ordres de grandair ou d'édat de 1032 étoiles, c'est-^-dire da cinquième environ des étoiles visibles à l'œil nu sur le ciel entier, depuis la 1" jusqu'à la 6' grandear. Senlemait nous ignorons si ces grandeurs ont éAé déterminées par Hipparque lui-même, ou si elles ODt été empruntées aux observations de Ttmocharis et d'Aristille , dont Hipparque a hit un si fréquent

Cette (exiYTe forme la base de tous les travaux postérieurs des Arabes et des astronomes du moy^ i^. On y retrouve même l'origine d'une habitude qui s'est prcdoDgée jusqu'au xix' siècle, celle de limiter à 15 le nombre des étoiles de 1" grandeur. Masdier en compte 18; Riimker, qui a soumis le ciel austral à une révision soigneuse, en compte 20. L'ancien nombre est uniquement basé sur la classiBcation qu'on bxiuve dans l'Almagesle, h la fin du catalogue stellaire du 8' Kvre. Ptolémée appliquait l'épithète d'obscures aux loties qui sont au-dessous de la 6' grandeur. Chose nogulière, il ne cite que hS étoiles de 6^ grandeur qn'y a choisies d'une manière à peu près uniforme 4iD& les deux hémisphères; or comme son catalogue QM&prend à peu près ta cinquième partie des étoiles lùAleg à l'œil nu, il eût dû donner, toute proportion gardée, 6ftO étoiles de cette grandeur, d'après l'énuménbOD qu'Argelander en a faite. Quant aux nébuleuses (iKfeVuiÂtî;) de Ptolémée et des Catastérismes du FKodo-ËraiosUi^e, ce sont pour la plupart de petits MBE d'étoilefi qu'on distingue aisément sous le ciel

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pur des contrées méridionales (51); c'est du moins ce que me donne à penser l'indication relative à une nébuleuse située dans la main droite de Persée. Galilée lui-même qui ignorait, comme tes astronomes grecs et arabes, l'existence de ia nébuleuse d'Andromède^ quoique cette nébuleuse soit visible à l'œil nu, a dit dans son Nuncius sidereus que les steltœ itebulo$œ sont de simples amas d'étoiles, lesquels h sicut aerolx sparsim per œthera fulgent » (52) . Quoique l'expression de grandeurs de différents ordres (tGv (UYalwv ToÇtî) ait été restreinte, dès l'origine, au sens de gradation d'éclat ou d'intensité lumineuse, elle a pourtant donné lieu, dès le ix* siècle, à des hypothèses sur les diamètres que devaient avoir les étoiles d'éclat différent (53) ; comme si cet éclat ne dépendait pas à la fois de la distance, du volume, de la masse, et avant tout des propriétés physiques, spéciales, de la matière dont la surface des astres est formée.

La science fît un pas de plus vers le xv* siècle, à l'époque de la domination des Mongols, lorsque l'astronomie florissait à Samareande, sous le Timouride Oulough Beg. Chaque ordre de grandeur de l'ancienne classification d'Hipparque et de Ptolémée fut subdivisé; on y distingua les étoiles petites, moyennes et grandes, à peu près comme Struve et Argelander ont divisé depuis en dix les mêmes intervalles (5&). Les Tables d'Ouloug Beg attribuent ce progrès en pholomélrie à Abderrahman Soufi, auquel on doit un ouvrage sur •i la connaissance des fixes », ainsi que la première mention de l'une des Nuées de Magellan, sous le nom

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de Bœaf blanc. Depuis l'universelle iatroductiou des Imtetles dans le domaine de l'astroDomie, l'estiiuation des grandeurs a dû aller bien au-delà du 6' ordre. 1 photoDiétriques avaient été fortement i par le phénomène des étoiles nouvelles qui apparurent subitement dans le Cygne et dans le Serpentaire, e^t dont la première a brillé 21 ans. Il fallut, (S eftt, pour déterminer les phases d'accroissement et de diminution de leur lumière, comparer continuellement ces étoiles nouvelles à d'autres étoiles bien connues. Alors les étoiles nébuleuses de Ptotémée purent itre classées, dans l'échelle numérique des grandeurs, au-dessous de la 6*, et peu à peu les astronomes furent conduits à prolonger cette échelle par delà la 16' grandeur, afin de représenter des dégradations successives, qui sont encore appréciables , suivant sir John Herstbell, pour les astronomes munis de puissants instru:menls (55). Disons pourtant qu'à cette limite eiitrêrae Testime devient excessivement incertaine : Struve ass^ quelquefois le 12' ou le 13" rang à des étoiles <{DeJ. Herscbell place dans le 18* ou le 20* ordre de grandeur.

n ne saurait entrer dans mon plan de discuter ici les ntoyens très-variés qu'on a imaginés pendant un âède et demi, depuis Auzout et Iluygheos jusqu'à Bouguer et Lambert, depuis W. Herschell, Rumford et Wollaslon jusqu'à Steinhel et l. Herschell, pour mesurer l'intensité de la lumière. Qu'il nous suffise «te signaler rapidement ces diverses méthodes. On a w recours à la comparaison des ombres des îu-

mières arlificielles, ea Taisant varier le nombre et la distance de ces lumière. Plus tard, on employa des diaphragmes, des plans de glace d'épaisseurs ou même de couleurs variables; puis des étoiles artificielles Ton mées par réflexion sur des sphères de verre. On imagina de rapprocher assez deux télescopes pour que l'œil pût se transporter de l'un à l'autre ^ durant le court intervalle d'une seconde. On composa des appareils dans lesquels on pouvait voir simultanément par réflexioa les deux étoiles qu'il s'agissait de comparer, en ayant soin de rectifier la lunette, de telle sorte qu'une même étoile y donnât deux images d'égale intensité (56). On construisit d'autres appareils où un objectif, muni d'un miroir, pouvait être masqué plus ou moins par des diaphragmes tournants, dont la rotation était mesurée sur un cercle divisé. On a formé des images stellirormes , d'intensité variablo) en concentrant les rayons de la Lune ou de Jupiter à l'aide de Vasiromètre, instrument composé d'un prisme réflecteur et d'une lentille (57) . Enfin on a eu recours à des objectifs divisés dont les deux moitiés recevaient, par des prismes, la lumière des étoiles. Le succès n'a point répondu à tant d'efforts : l'astronome distingué qui s'est le plus occupé des recherches de ce genre, et dont la judicieuse activité a pu s'exercer dans les deux hémisphères, sir John Herschell, avoue lui-même qu'après tant de travaux, une méthode pratique et exacte, pour les mesures photométriques, reste un desideratum en astronomie. A son avis, la mesure de l'intensité de la lumière est encore dans renfance; et

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œpaidaDt l'atlentioD des astroDomes se porte plus que jamais de ce côté, stimulée qu'elle est par le problème des étfflles diangeantes et par uo phénomène céleste qui s'est présenté de nos jours, l'accroissement d'éclat extraordinaire que reçut en 1837 une étoile du Navire

Ea lait de grandeurs stellaires, il est essentiel de distinguer soigneusement deux genres bien diiïérents de classification. L'un se réduit à -une distribution des étoiles rangées d'après leur éclat décroissant; le Miauel tcientifiquè pour les NavigatetCrs, de sir John Herscbell, en contient un exemple. L'autre est basé sur l'évaluation numérique des rapports de grandeurs, oa tatum sur des nombres qui expriment l'éclat absolu, la quantité de lumière émise (58). De ces deux der^ niers modes, le premier, qui borne ses prétentions à reproduire eu nombres des évaluations Taites à la ample vue, mérite probablement la préférence, quand œs évaluations ont été instituées avec un soin conve- BiUe (59) . Dans l'état imparfait où se trouve la pholométrie, il ne s'agit encore, en effet, que d'obtenir u premier degré d'approximation. Mais, il faut le nooiuiatU«, c'est dans l'estime faite à la vue simple fK se manifeste te plus l'influence de l'individualité tnfK à diaque observateur. A cette difficulté pre- ■ife, il laut ajouter celles qui naissent de la pui-eté Bnhable de l'atmosphère et de l'inégale hauteur des utna très-éloignés l'un de l'autre, entre lesquels la «■paraisoD n'est possible qu'à l'aide d'intermédiaires ■anbreux; on doit tenir compte surtout des erreurs

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qui peuvent tenir à la différence des couleurs. La 'lumière est-elle d'égale teiate et du même degré de blancheur, od rencontre de nouveaux obstacles daos la vivacité de sou éclat. Par exemple, il est bien pins difficile de comparer Sirius et Ganopus, a du Centaure et Achernar, Deneb et Véga, que des étoiles beaucoup plus faibles, comme celles de 6' ou de T grandeur. La difficulté s'accroît encore pour les étoiles trèsbrillantes, quand il s'agit de comparer des étoiles jaunes, comme Procyon, la Chèvre ou Ataïr, avec des étoiles rouges, telles qu'Aldébaran , Arcturus et Béteigeuze (60).

Sir John Herschell a tenté, à l'exemple de WdlastoD, de déterminer le rapport qui existe entre l'iotensité de lumière d'une étoile et celle du Soleil. Il a pris la Lune pour point de comparaison intermédiaire, et en a comparé l'éclat à celui de l'étoile double a. du Centaure, une des plus brillantes (la â*) de tout le ciel. Ainsi fut accompli, pour la seconde fois, le souhait que Jobn Michell formait dès 1787 (61). Par la moyenne de 11 mesures, instituées à l'aide d'un appareil prismatique, sir John Herschell trouva que la pleine Lune est 27fiOS fois plus brillante que « du Ontaure. Or, d'après Wollaston, le Soleil est 804072 fois plus brillant que la pleine Lune (62)'. Ainsi la lumière que le Soleil nous envoie est à celle que nous recevons de a du l^ntaure dans le rapport de 22000 millions à 1. En tenant compte de la distance, d'après la parallaxe adoptée pour cette étoile, il résulte des données précédentes que l'éclat absolu de a du Centaure est double

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- toi —

de odui du Solei! (dans le rapport de 23 à 10) . Wollasloo a trouvé que la lumière de Sirius est, pour Dous, 20000 millions de fois plus faible que celle du Sol|^ : son éclat réel, absolu, serait donc 63 fois plus Igimdque celui du Soleil, si, comme on te croit, la parallaxe de Sirius doit être réduite à 0',230 (63). Nous sommes conduits ainsi à ranger notre Soleil parmi les étoiles d'un médiocre éclat intrinsèque. Sir ioha Herscheil estime que l'éclat apparent de Sirius est presque égal à celut de 200 étoiles de 6' grandear.

Puisque en dernier résultat il parait vraisemblable, an moins par analogie, que tous les astres sont variables, Don-seutement sous le rapport de la position qu'ils occupent dans t'espace absolu, mais encore sous cdai de leur éclat intrinsèque, quelle que soit d'ailleurs b durée encore inconnue des périodes de ces variatims; puisque, d'autre part, toute vie organique est snbwdonnée à l'intensité de la lumière et de la chaleur de notre Soleil, on est en droit de regarder les progrès de la pholométrie comme un des buts les plus sérieux Aies plus importants que la science puisse se proposer. Od C(Hn]M«Qd quel intérêt les race^ futures attacheront i des déterminations numériques que de nouveaux pofectioDDemenls ea photométrie peuvent seuls nous pomettre de leur léguer sur l'état actuel du firmament. là se trouvera, par exemple, l'explication de nombreux phénomènes qui sont en rapport intime avec rhi^ire thermologique de notre atmosphère et avec randeone dislrihulion géographique des espèces ani-

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maies et végétales. Des cODsidérattons de même oature s'étaient déjà préseatées, il y a plus d'un demi-siècle, à l'esprit de William Herschell, ce grand investigateur qui, devançant la découverte des rapports intimes dti magnétisme avec l'électricité, osait assimiler la lumière, perpétuellement engendrée dans l'eaveloppe gazeuse du Soleil, à celle des aurores boréales de notre globe terrestre (64).

Arago a reconnu dans l'état réciproquement complémentaire des anneaux colorés, vus par transmission et par réflexion, le moyen qui laisse concevoir le plus d'espérance d'arriver h la mesure directe de la quantité de lumière. J'ai cité dans une note (65) , en conservant les propres termes de mon ami, l'indtcatioD de sa méthode photométrique, et celle du principe optique sur lequel il a basé son cyanomètre.

En raison de ces variations cosmiques de la lumière stellaire, nos cartes célestes et nos catalogues, où l'on trouve soigneusement indiquées les diverses grandeurs des étoiles, ne sauraient constituer un tableau homogène de l'état du ciel. Il faut distinguer, en réalité, dans les diverses parties de ce tableau, celles qui répondent à des époques très^diOërentes. On a cru longtemps que l'ordre des lettres dont on s'était servi pour désigner les étoiles, au xvii* siècle, pourrait fournir des indices sûrs de ces variations de grandeur et d'éclat. Mais en discutant sous ce ptoint de vue Y Uranomélrie de Bayer, Argelander a prouvé qu'i^ n'était pas possible de juger de l'éclat relatif des étoiles, à l'époque de Buyer, d'après le rang que leurs lettres occupent

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— io.-i —

dans l'alphabet; car l'astronome d'Augsbourg s'est laissé guider, dans le choix de ces ietti-es, par la rorme et la directioD des conslelladons, plutôt que par l'éclat des étoiles elles-mêmes (66).

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