ECU R
TiergeR
Veraeaa B . .
Serpent R . .
Serpents...
Écre visse R.
■ Cassiopée...
■ Orion
«Hydre
1 Cocher
X Gémeaui . . .
SPégHse
Pégase B...
Écrevbse S.
2 18 — 7 Al/j 2 21 &5 5 8 49
Holwarda 1639 Uontanari 166ti GoUfr.Kircbl687 Maraldi 1701 Koch 178S
E. Plgott 178II Goodrlcke 178d GoQdrlcke ITSj W.HerscheU179!i E. PigDtt 179G E. Pigott 179G fiitrding Uarding Uarding Bardlng Scnberd BIrt
J.HerscheU 18361 J.HerscheU 1337 Uels ISâfl
Schmldt 18Û7 Schmldt Hind 18^8
HlDd
IBM 181(1 183E
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REMARQUES SDR LE TABLEAU PnËCÉDENT.
Le 0 placé dans la colonne du minimum signifie que l'étoile est, à cette époque, au-dessous de la 10* grandeur. Pour désigner d'une manière simple et commode à la fois les petites étoiles variables qui n'ont point encore reçu de nom ni de signe, je me suis permis de leur donner des lettres tirées du grand alphabet, les lettres grecques et les minuscules latines ayant été déjà épuisées en grande partie par Bayer.
Outre les variables inscrites dans le tableau, il y a encore presque autant d'étoiles que l'on soupçonne de variabilité, parce que divers observateurs leur ont asugné des grandeurs diSérentes. Mais comme ces estimations purement occaùonnelles ne sauraient prétendre k une grande exactitude, et comme les astronomes ont chacun leur manière particulière d'apprécier les grandeurs, il m'a paru plus sûr de ne pas tenir compte de cette classe d'étoiles, tant qu'un même observateur n'en aura pas constaté les variations par une étude directe, faHe à des époques différentes. Toutes les étoiles du tableau sont dans ce dernier cas; l'existence de' leurs variations périodiques est certaine, même lorsque la période n'a pas pu être déterminée. Les périodes indiquées dans le tableau reposent, presque toutes, sur les rediercbes auxquelles j'ai soumis l'ensemble des anciennes observations et les observations encore inédites que j'ai faitfs pendant les dix dernières années. Les exceptions seront indiquées dans les notes suivantes, oè chaque étoile est considérée isolément.
Les positions données dans ces notes sont exprimées «l ascensions droites et en déclinaisons pour 1850. L'expressi(Ki souvent employée de degré désigne des différences d'éclat encore sensibles, avec quelque certitude, soit à l'œil nu, soit à l'œil armé d'une lunette de Frauenhofer, dont la longueur focale égale 65 centimètres, lorsqu'il s'agit d'étoiles invisibles à la vue simple. Pour les étoiles au-dessus de la 6* grandeur, un degré forme à peu près un dixième de la différence d'éclat
— i99 — eotn deux ordres de grandeur consécutifs; mais pour les étoiles plus bibles, les intervalles des grandeurs ordinaires «Mit sensiblement plus petits.
(1) a de la Baleine, AR. 32° 57' Décl. — 3° ùO'; nommée ussi Hka & cause des singulières variations de sa lumière, Im i^emifares qui aient été remarquées. La périodicité de cette étoile a été reconnue pendant la seconde moitié du ira* BÎède; Boulliaud portait à 533 jours la durée de sa période. On troava en même temps que cette durée est tantôt ph» l(K)gue, tantôt plus courte, et que l'étoile n*a pas toujours le même éclat, au moment de son maximum d'inten* sté. Ces remarqaes mit été complètement confirmées par les oinemtions foites depuis cette époque, mais on n'a pu décider si l'étoile devient complètement invisible à son minimum d'édat. On l'a vue quelquefois descendre à la 11* ou 12* grandeur; quelquefois aussi on n'a pas réussi à la voir avec des hmettes de 1" à l",3.fe qui est certain, c'est qu'elle resle longtemps au-dessous de la 10* grandeur. On n'a guère ob- •erté par delà cette limite; le plus souvent on s'est borné & Mtendre que l'étoile redevînt visible à l'œil nu (de 6* grandeur) pour recwnmeDcer les observations. A {mrtîr de la 6* grandcar, sa lumière augmente rapidement d'abord, ensuite avec phii de leoleor, puis d'une manière à peine sensible. Elle déerdt ensuite, d'abord lentement, puis avec rapidité. Fn Boyenue, l'édat augmente h partir de la 6* grandeur, pendant M jours; il diminue jusqu'à la 6* grandeur, pendant 69 jours; ce qui donne U mms environ pour la durée totale de la visifaflilé à la simple vue. Hais cette durée est seulement une moyenne; la durée effective a été quelquefois de 5 mois; à Vautres époques, elle n'a point dépassé 3 mois. De même, les dorées de l'accroissement et da la diminution de l'éclat pré- HMent de grandes osctlbtions, et la première a été parfois phii longue que l'autre. C'est ce qui a eu lieu en 18I|0: l'étoile a nw 62 jours i atteindre son maximum d'éclat, et fiO jours i redescendre au point d'invisibilité oour l'œil nu. La pl'K
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courte période ascendaDte a été de 30 jours en 1679 ; la pliu longue, de 67 jours, en 1709. La plus longue période descendante eut lieu en 1839, o(i elle fut de 91 jours; la plus courte, en 1660, où elle dura 52 jours. Quelquefois l'étoile change à peine pendant un mois, vers l'époque de son plus grand éclat; d'autres fois un intervalle de peu de jours suffit pour rendre ses variations sensibles. En 1678 et en 18^7, on a remarqué un temps d'arrêt au milieu de la période descendante, ou du moins un temps pendant lequel la lumière a diminué d'une manière à peine perceptible.
L'éclat n'est pas toujours le même, avons-nous dit, à l'époque du maximum. En désignant par 0 l'éclat des plus faibles étoiles encore visibles à l'œil nu et celui d'Atdébaran (!■■ gr.^ par 50, on peut dire que Mira oscille entre 20 et Ii7 vers soii'maximum, c'est-à-dire entre la ù'et la 1-2* grandeur; son éclat moyen est représenté par 28, c'est-à-dire égal à celui de l'étoile y de la Baleine. La dnrée de la période ne s'est pas montrée moins irréguliëre. Elle est en moyenne de 331 jours 20 heures, mais ses oscillations vont à un mois entier; car la plus courte période comprise entre deux mazima consécutifs a été de 306 jours, et la plus longue de 367 jours. Ces irrégularités deviennent encore plus frappantes, quand on compare les époques des maxtma observés avec les époques calculées dans l'bypolhèse d'une période invariable. Les différences entre le calcul et l'observation vont alors à 50 jours, et même ces écarts conservent à peu près la même grandeur et le même sens plusieurs années de suite. C'est une preuve manifeste qu'il existe une perturbation à longue période dans les changements de lumière de cette étoile ; seulement un calcul plus exact montre qu'une perturbation unique ne suffit pas, et qu'il &ut en admettre plusieurs, engendrées sans doute par la même cause. Une de c«6 perturbations revient à diaque intervalle de 11 périodes élémentaires ; la durée de la •2' comprend 88 de ces périodes ; celle de la 3*, 176, et celle de la 4*, 26I|. C'est l'ensemble de ces inégalités périodiques
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que représente la formule de sinus rapportée dans )a note 78. fbnnnie avec laquelle les observations des maxima s'accordent trt»4ùea, quoiqu'elle laisse encore subsister des écarts dont les erreurs d'observation ne peuvent rendre compte.
(2) p de Persée. Agol; AR. hk" 36'. Décl. + ÙO» 22'. Geminiano Montanari a remarqué le premier, en 1667, la varialûlîté de cette étoile dont Haraldi s'est aussi occupé; mais c'est Goodricke qui a reconnu, en 1783, la périodicité de ces fuiatioos. La raison en est, sans doute, que cette étoile ne change pas d'éclat peu à peu, comme la plupart des étoiles tariables, mais qu'elle reste constamment de 2-3* grandeur pendant 2 jours 13 heures, tandis qu'elle emploie seulement 7 il 8 heures pour décroître et descendre à la A* grandeur. Les changements d'éclat ne sont pas tout à fait réguliers; ils smt plus rapides à l'époque du mbimum : aussi peut-on en déterminer l'instant, k 10 ou 15 minutes près. 11 est encore bim digne de remarque que cette étoile, après avoir com- QKDcé à attitré en lumière pendant une heure environ, s'arrête et conserve la même darté pendant l'heure suivante ; elle reprend ensuite son mouvement ascendant d'ime manière marquée. On avait regardé jusqu'ici la durée de la période comme absolument constante, et Wurm représentait bien les observations par une période de 2 jours 21 heures iS minutes 58 secondes et demie. Mais des calculs plus exacts, basés sur un intervalle de temps deux fois plus ^nd que cdui dont Wurm avait pu se servir, ont montré que la période ie raccourcit de plus en plus. Elle était en 178(i. de 2J 20'' 18» iVX et en 18Ù2, de 2J 2»'' i8" 55*,2 seulement. Il résulte encore, avec vraisemblance, des observations les plus récentes, que cette diminution de la période est plus rapide aujourd'hui qa'autrefois, en sorte qu'il faudra ici (ât ou tard une formule de sinus pour représenter ces perturbations de la période principale. Au reste, la diminution actuelle de la période ■^expliquerait, en supposant qu'Algol se rapproche de nous à nison de 371 myriamëtres par an, ou, ce qui revient au
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même, qu'il s'éloigne de nous avec une vitesse décroissant dans le même rapport. Dans l'un et l'antre cas, la lumière nous parviendrait chaque année un peu plus tAt qu'elle ne le ferait dans l'hypothèse d'une position constante, et cette avance, d'envinm 12 millièmes île seconde, suSlratt pour rendre compte de la diminution observée. Si telle est l'explication véritable, une formule de sinus deviendra nécessaire dans quelque temps.
(3) xduCygne,AR. 296«12', Décl. + 32» 32'. Cette étoile présente à peu près les mêmes irrégularités que Hiia; les écarts des maxima que l'on a observés, comparés à ceux qui résultent du calcul fait dans l'hypothèse d'une période uniforme, vont à £|0 jours; mais ils se réduisent considéraUement, quand on introduit une perturbation de 8 1/2 périodes élémentaires et une autre de 100 périodes. A son maximum, l'étoile atteint l'éctet des étoiles faibles de 5* grandeur, c'està-dire un degri de plus que la 17* du Gygne. Les oscillations de l'éclat maximum sont aussi très-notables; elles varient de 13 d^rés au-dessous k 10 degrés au-dessus de l'éclat moyen. Lorsque l'étoile avait son éclat maximum le plus faible, elle était totalement invisible à l'œil nu; en 18^7, au contraire, on put la voir sans lunette, pendant 97 jours entiers. La durée moyenne de sa visibilité est de 52 jours, dont 20 appartiennent, en moyenne, à la phase ascendante, et 32 à la phase de diminution.
(/i) 30 de l'Hydre d'Hévélius, AR. 200<'23', Décl.— 22- 30'. Cette étoile n'est visible que pendant peu de temps chaque année, à cause de sa position très-ausU^Ie; tout ce qu'on peut en dire, c'est que sa période et son éclat maximum présentent de grandes irrégularités.
(5) R du Lion, ou 420 de Mayer; AH. 1 W51', Décl.+ 12''7'. On la confond souvent avec des étoiles voisines (18 et 19 du Lion); aussi a-t-elle été fort peu observée. Elle l'a été assen cependant, pour montrer que sa période n'est pas très-régulière. Son éclat maximum paraît varier aussi de quelques d»rréï.
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(6) 1) de l'Aigle ou n d'Antinous; AR. 296° 12', Décl. + 0° 37'. La période assez constante de cette étoile est de 1' £i>> 13" 53*. Toutefois les observations décèlent de petites oscillations do 20 secondes qui se manifestent au bout d'un temps suffisamment long. Quant aux variations d'éclat, elles sont trèsrégulières; les écarts ne dépassent point les limites de ce qa'(Hi peut imputer aux erreurs d'observation. A son mînimam, elle est d'ua degré au-dessous de i de l'Aigle. Son éclat aagmmte d'abord lentement, puis avec rapidité, ensuite avec pltt5deIenteur,et2jours9beuresaprèsrinstantdu minimum, elle aiteint son |dus grand éclat. Elle est alors près de 3 degrés ■udessos de p et 2 degrés au-dessous de  de l'Aigle. A partir du maximum, la lumière ne décroît pas aussi régulièrement, car vers le moment où elle atteint l'éclat de ^ (1 jour 1 0 heures q)rès le maximum), elle varie avec plus de lenteur que dans les heures précédentes ou suivantes.
(7) p de la Lyre, AB. 281- 8', Décl. + 33> 11' ; cette étoile est remarquable par ses deux maxima et ses deux minima. Après avoir été d'un tiers de degré au-dessous de C de la Lyre, i l'époque du plus bible éclat, aile met Si 5^ à atteindre son premier maximum où elle est de 3/A de degré plus faible qne f de la Lyre. 3 jours et 3 heures après, elle arrive à son second minimum qui dépasse (^ de la Lyra de 5 degrés. Après nn nouvel intervalle de Si 2i', elle atteint , à son deuxième in«xnnnm,le même éclat qu'au premier; enfln elle met 3* 12^ i revenir à son plus Faible éclat. L'ensemble de ces phases comprend donc 12' 21''A6*' fiO*. Mais cette durée de la période ne peut compter que pour les années iSkO-iSkk; antérieurement, elle était plus courte de 2 1/2 heures en 178/i, de plus d'une heure en 1817 et 1818, et aujourd'hui elle parait subir de nonteau une diminution. Il n'y a donc pas à douter que la fomule de sa période ne doive être aussi une fonction de sioas.
(8) i de Céphée, AR. 335" 5k', Décl. + 57' 39'. C'est de loates les étoiles connues la plus régulière sous tous les rap-
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— 2oa —
ports. Une période de 5' 8^ kT 39',5 représente toutes les observations, depuis 178fi jusqu'à ce moment, avec la précision des observations elles-mêmes; les petites différences qui se présentent dans la marche des variations de lumière peuvent être attribuées aux erreurs ordinaires de l'observation. A son minimum, l'étoile est Z/k de degré au-dessus de t de Céphée; elle égale, à son maximum, l'étoile i de la même constellation. Pour passer du minimum au maximum, elle emploie i' 15'', et plus du double de ce temps, c'est-à-dire 3> IS'', pour revenir au minimum. Mais, dans cette dernière phase, elle reste S** presque sans varier; pendant un jour entier ses changements sont très-peu notables.
(9) a d'Hercule, AR. 256» 57', Décl. + lu" 3Û'. Étoile double trës-rouge, dont les variations sont très-irrégulières, quant à la période et quant à l'éclat. Souvent sa lumière reste invariable des mois entiers. A d'autres époques, son maximum dépasse son minimum de 5 degrés ; aussi sa période est-elle très-incertaine. W. Herschell lui supposait une durée de 63 jours; je la portais moi-même à 95 jours, jusqu'à ce que la discussion de mes propres observations, continuées pendant 7 ans, m'eût conduit à la période consignée dans le tableau précédent. Heis croit pouvoir représenter les observations par une période de 184,9 jours comprenant deux maxima et deux minima.
(10) R de la Couronne, AR. 235" 36', Décl. + 28" 37'. Cett» étoile n'est variable que d'une manière purement temporaire, La période a été calculée par Koch d'après ses propres observalions, qui sont malheureusement perdues.
(11) R de l'ECU de Sobieski, AR. 279° 52', Uécl. — 5" 51'. Les oscillations de l'éclat de cette étoile sont souvent restreintes & un petit nombre de degrés ; mais aussi, en d'autres temps, elle descend de la 5* à la 9" grandeur. Elle a encore été trop peu observée jusqu'ici pour qu'on puisse décider si ces alternatives suivent ou non une marche régulière. De même la durée de la période présente de notables fluctuations.
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. (12) n de la Vierge, AR. 187" 43', Décl. + T W. La période et l'éclat maximum sont assez constants; il yapourlant des écarts trop considérables, à mon gré, pour pouvoir êire attribués uniquement aux erreurs d'observation.
{iSÏ R du Verseau. AB. 35i° 11', Décl. — 16' 6'.
(lu) R du Serpent, AR. 235' 57'. Décl. + 15' 36'.
(15) S du Serpent, AR. 228° !|0', Décl. + li" 52'.
(16) R de l'Écrevisse. AR. 122' 6'. Décl; + 12' 9'.
Il D*y a rien de plus à dire, sur ces quatre étoiles, que ca que doone le tableau.
(17) a de Cassiopée, AR. 8" 0', Décl. + 55' 43'. Étoile trèsdiffidle à observer; la différence entre le maximum et le mimmum n'est que d'un petit nombre de degrés; d'ailleurs cette différence est aussi variable que la durée de la période. Ces difficultés expliquent le peu d'accord des résultats obtenus. La période indiquée dans le tableau représente d'une manière ffitis&isante les observations de 1782 & 18fi9 ; elle me parait itre la plus vraisemblable.
(18) a d'Orion, AR. 86" W, Décl. + 7' 22'. Encore une étiMte dont la variation d'édat n'est que de i| degrés, du mmîmum au maximum. Elle augmente d'éclat pendant M 1/2 jours ; elle décroit pendant lOIi 1/2 jours, sur lesquels die reste 50 jours sans changer (du 20* au 70* jour). Quelqoefois ses variations sont encore plus faibles et à peine sensibles. Elle est très-rouge.
(19) a de l'Hydre, AR. 140" 3', Décl. — 8' 1'. C'est la plus difficile & observer, et sa période est encore tout à fait incertaine. Sir John Uerschell lui donne de 29 à 30 jours.
(20) s du Cocher, AR. 72" 48', Décl. + 43" 36'. Les diangements d'éclat de cette étoile sont très-variables, ou bien îl ; a plusieurs maxima et minlma pendant une période de quelques années. Il faut attendre bien des années encore avant de pouvoir trancher la quesUon.
(21) Ç des Gémeaux, AR. 103" 48'. Décl. + 20" 47'. Cette éUnle s'est montrée jusqu'ici très-régulière dans ses change-
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ments d'éclat. A son miDimum , elle tient le milieu entre v et u des Gémeaux; ï son maximum, elle n'atteint pas tout à tail l'éclat de ^. La phase ascendante dure Ii' 21'' et la pbase descendante 5) 6^.
(22) p de Pégase. AR. ikk' T, Décl. + 27- 16'. La Jferiode est assez bien déterminée; mus il est encore impossible de rien dire sur la marche de ses variations d'éclat.
(23) R de Pégase. AR. Hk' W, Décl. + 9" Ii3'.
(24) s de l'Écrevisse. AR. 128« 50'. Décl. + 19" 3ft'.
Il n'y a encore rien à dire sur ces deux dernières étoiles.
Fr. ARGBLAnDEB.
Variations dont les périodes restent encore inconnues. — Quand il s'agit de soumettre à l'analyse scientifique des faits importants par le rôle qu'ils jouent dans le Cosmos, que ces faits appartiennent d'ailleurs au règne tellurique ou à la sphère sidérale, une réserve nous est imposée, c'est de ne pas chercher prématurément à relier eotre eux des phénomènes dont les causes immédiates sont encore entourées d'obscurité. Aussi nous plaisons-nous à établir une ligne de démarcation entre les étoiles nouvelles qui ont complètement disparu (celle de 1573, dans Cassiopée) et les étoiles nouvelles qui sont restées au ciel (dans le Cygne, en 1600). Nous distinguerons encore les étoiles variables à périodes déterminées (Mira, Algol) de celles dont l'éclat change, sans qu'on ait pu découvrir la loi de leurs variations (r d'Argo). Il n'est pas invraisemblable, mais aussi il n'est nullement nécessaire, que ces quatre classes de phénomènes (80) aient même
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origine; peut-être dépendeot-ils de la nature des surlâces, ou des photosphères de ces soleils éloignés.
Pour décrire les étoiles nouvelles, nous avons commencé par le phénomène le plus frappant de cet ordre, la subite apparition de l'étoile de Tycho ; pour les mêmes raisons, nous présenterons ici, comme type des varialioDS non périodiques de la lumière stellaire, celle d'une étoile remarquable, n d'Argo, dont les phases dorent encore de nos jours. Cette étoile est située dans la grande et brillaute constellation .du Navire, a la joie du del austral. » Dès 1677, Halley, ^ son retour de l'fie de Sainte-Hélène, émettait des doutes nombreux sar la constance d'éclat des étoiles du Navire Ârgo ; il avait surtout en vue celles qui se trouvent sur le bouclier de la proue et sur le tillac ((wntiSttnoi et Kméatjwiue), dont Ptolémée a indiqué les grandeurs (81). Hab l'incertitude des désignalions anciennes, les nombmises variantes des manuscrits de l'Almageste, et surtout la difficulté d'obtenir des évaluations exactes sor l'éclat des étoiles, ne permirent point à Halley de transformer ses soupçons en certitude. En 1677, Halley rangeait D d'Ârgo parmi les étoiles de ft* grandeur; en 1751, Lacaille la trouvait déjà de 2° grandeur. Plus lard, elle reprit son faible éclat primitif, puisque Bur- :d>ell la vil de K' grandeur, pendant son séjour dans le sud de l'Afrique (de 1811 à 1815). Depuis 1823 jusqu'en 1826, elle fut de 3* grandeur pour Fallows et Brisbane; Burcbell, qui se trouvait en 1827 à San Paulo, au Brésil, la b«uva de 1" grandeur et pr^ue égiieàade la Croix. Un an fJus tard, elle était revenue
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h la 2* grandeur. C'est à cette classe qu'elle appartenait, quand Burchell l'observait à Goyaz, le 29 février 1838; c'est sous cette grandeur que Johnson et Taylor rinscrivirent dans les catalogues de 1829 à 1855; et quand sir John Herschell vint observer au cap de BoQDe-Espérance, il la plaça constamment, de iSSk à 1857, entre la 2' et la 1" grandeur.
MaiSj le 16 décembre 1857, pendant que cet illustre astronome s'apprêtait à mesurer l'inteDsilë de la lumière émise par l'innombrable quantité de petites étoiles de 11* à 16* grandeur qui forment autour de -n d'Argo une magnifique nébuleuse, son attention fut attirée par un phénomène étrange ; u d'Argo, qu'il avait si souvent observée auparavant, avait augmenté d'édat avec tant de rapidité, qu'elle était devenue égale à « du Centaure; elle surpassait d'ailleurs toutes les autres étoiles de 1" grandeur, sauf Canopus et Sirius. Cette fois, elle atteignit son maximum vers le 2 janvier 1838. Bientôt elle s'aiïaiblit; elle devint inférieure à Arcturus, tout en restant encore, vers le milieu d'avril 1838, plus brillante qu'Aldébaran. Elle continua à décroître jusqu'en mars 18Ù5, sans tomber cependant au-dessous de la 1^ grandeur; puis elle augmenta de nouveau, surtout en avril 18/J5, et avec une rapidité telle, que, d'après les observations de Mackay, à Calcutta, et celles de Maclear, au Cap, n d'Argo surpassait Canopus et devint presque égale à Sirius (82). L'étoile a CODservé cet éclat extraordinaire jusqu'au commencemeat de l'année précédente. Un (rftservateur distingué, le lieutenant Gilliss, ^ef de l'expédition astronomique
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que les. États-Unis ont envoyée au Chili, écrivait de Santiago, en février 1850 : « Aujourd'hui n d'Argo, avec sa couleur d'uo rouge jaunâtre, plus sombre que celle de Mars, se rapproche extrêmement de Canopus pour l'éclat; elle est plus brillaote que la lumière réunie des deux composantes de m du Centaure (S3). » Depuis l'apparitioa de I6O/1, dans le Serpentaire, aucun phénoicèoe stellaire ne s'est produit avec tant d'intensité; aucun non plus n'a présenté une si longue durée, car œloi-ci dure depuis 7 ans. Dans les 173 années (1677- 1850) pendant lesquelles nous avons eu des renseigne- DKQls plus ou moins suivis sur l'éclat de la belle étoile du Navire, ses variations de lumière nous ont offert 8 ou 9 alternatives d'affaiblissement et de recrudescence. Par un hasard heureux où les astronomes ne manqueront pas de puiser un nouveau motif de persévérer dans des recherches si délicates, l'apparition de ces brillants phénomènes a coïncidé avec l'époque de la célèbre expédition de sir John Herschell au Cap de Bonne- Espérance.
On a remarqné des variations analogues, dont ta périodicité nous échappe paiement, dans d'autres étoiles isolées et dans les couples stellaires observés par Struve (Slellamm compos. Mensurœ microm., p. Lxxi-Lxxin). Les exemples dont nous nous conteolerons ici sont basés sur les évaluations pbotométriques que le même astronome a faites à des époques différenies, et non sur l'ordre des lettres de l'Uranométrie de Bajer. Dans un court traité de fide Vranomelriœ Bayerianœ (18/|3, p. 15), Argelaoder a prouvé, sans
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réplique, que Bayer ne s'est nullemeot astreiqt à désigner les plus belles étoiles par les premières lettres de Talphabet, mais qu'il s'est laissé guider habituellement par la position des étoiles. Il leur assignait tes lettttB successives de l'alphabet, en suivant la figure de la constellation depuis la léle jusqu'aux pieds. C'est pourtant la distribution des lettres dans l'Uranométrie de Bayer qui a fait croire si longtemps qu'un changement d'éclat avait eu lieu dans plusieurs belles étoiles, telles que » de l'Aigle, Castor et Alphard, ou a de l'Hydre.
Struve, en 1838, et sir John Herschell ont vu la Chèvre augmenter d'éclat. Le dernier trouve actuellement la Chèvre un peu plus brillante que Véga; il la trouvait plus faible autrefois (8&). Galle et Heis ont comparé récemment ces deux étoiles et partagent cette opinion. Heis trouve Véga plus faible de 5 à 6 degrés; c'est plus d'une demi-grandeur de différence.
Les variations de lumière des étoiles qui forment la Grande et la Petite Ourse méritent une attention particulière. « L'étoile T de la Grande Ourse, dit sir John Herschell, est certainement aujourd'hui la plus brillante des 7 belles étoiles de cette constellation, tandis qu'en 1857, s avait le premier rang. » Cette remarque m'a engagé à consulter M. Heis, qui observe avec tant de soin et d'ardeur les variations de la lumière stellaire. <c D'après la moyenne de toutes les observations que j'ai faites à Aix-la-Chapelle, depuis 18/i2 jusqu'en 1850,écritM.Heis, jetrouvela série suivante: l'sde la Grande Ourse, ou Alioth; 2* « ou Dubhé; 3* it ou Benetnasch; &' Çou Mizar; 5* P; û'y, T S. Les trois
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étoiles s, a et 7] soot si près d'être ^ales, que le iDoindre brouble dans l'atmosphère pourrait rendre l'ordre des grandeurs difficile à reconaaltre ; Ç est décidément inférieure aux trois précédentes. Les étoiles ^ et f, toutes deux remarquablement plus faibles que C* soot presque égales entre elles; eofia è, que les ancienaes caries font égale ît ^ et y, est au-dessous de ces étoiles de plus d'une grandeur. L'étoile e est positivemeot variable. Quoique t soit d'ordinaire plus brillante que K, je l'ai vue cependant, S fois en 3 ans, décidémait plus foible que a. Je considère aussi ^ de la Grande Ourse comme variable, sans pouvoir en assigner la période. Sir John Herschell trouvait p de la Petite Ourse beaucoup plus brillante que la Polaire, en 18/iO et ISH ; le contraire a été observé par lui en 18/t6. Il soupçonne une variabilité pour p (85). Depuis 18/id, j'ai trouvé ordinairement la Polaire inférieure à ^ de la Petite Ourse ; mais depuis octobre 18ft3 jusqu'en juillet 18&9, la Polaire a été, d'après mes notes, 1,& fois plus brillante que p. J'ai d'ailleurs eu de fréquentes occasioDs de m'assuTOT que la couleur rougeâtre de cette dernière n'est pas toujours constante; elle tire parfois phis ou moins sur le jaune; d'autres fois elle est d'un nage tranché, a (86). Cette laborieuse étude de l'éclat r^tif des astres est condamnée à rester un peu incertuoe, tant que l'estime pure et simple, opérée à l'œil nn, c'aura pas foit place à des procédés de mesure basés sur les récents progrès de l'optique (87) . La posàfaflité de parvenir à un pareil résultat ne devrait pas £tr« mise en doute par les astronomes et les physiciens.
- 2i2 - Une grande analogie doit vraisemblablement exister, quant au mode de génération de la lumière, entre tous les astres brillant de leur propre éclat, et par suite entre le corps central de notre système planétaire et les soleils étrangers, c'est-à-dire les étoiles. Cette analogie a fait pressentir depuis longtemps qu'il existe aussi une liaison entre les variations, périodiques ou non, de la lumière stellaire ou solaire et l'histoire météorologique de notre planète (88J. On comprend toute l'importance de ces phénomènes, quand on considère que les variations de la quantité de chaleur que notre planète reçoit du Soleil, dans le cours des siècles, ont dû régler le développement de la vie organique et sa distribution suivant les divers degrés de latitude. L'étoile variable du col de !a Baleine (Mira Ceti) varie de la 2' à la 11' grandeur, et va même jusqu'à disparaître; -n du Navire Argo oscille entre la 4' et la 1" grandeur; elle atteint même l'éclat de Ganopus et presque celui de Sirius. Si notre Soleil a éprouvé des variations semblables, ou seulement une faible partie des changements d'intensité dont nous venons de donner le tableau (et pourquoi serait-il différent des autres soleils?), de pareilles alternatives d'affaiblissement et de recrudescence, dans l'émission de la lumière et de la chaleur, peuvent avoir eu les conséquences les plus graves, les plus formidables même, pour notre planète; elles sei^ viraient amplement à expliquer les anciennes révolu- ' tions du globe et les plus grands phénomènes géologiques. William Herschell et Laplaceont, les premiers, agité cette question. Si j'expose ici de tels aperçus, ce
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n'est pas que je prétende y trouver la solutioD complèto da problème des variatioDS de chaleur à la surface du globe. Non, la haute température primitive de notre pianète a résulté de sa formation même et de la condeosatbn progressive de sa matière; les couches pro- (indes oot rayonné leur chaleur à travers les crevasses éa soi et les failles restée béantes; le jeu des courants âeclriques, l'inégale distribution des mers et des continents peuvent avoir rendu, dans les temps primitifs, la distribution de la chaleur totalement indépendante delà latitude, c'est-à-dire de la position relative d'un ïwpB central. Les considérations cosmiques ne doivent pas être envisagées sous une seule face; il faut se garder de les restreindre à de pures spéculations astrogDostiques.
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MOUVEMENTS PR0PEE8 DBS ÉTOILES. — EXISTENCE PRO- BLÉHATIQtB d' ASTRES OBSCURS. — PARALLAXES,
distances de quelques étoiles. — doutes sur l'existence d'un corps central dans l'unitbrs steli.aire.
Dans les étoiles, ce n'est pas seulemest la couleur ou l'éclat qui varie; en dépit de leur antique dénomination de fixes, elles changent de position dans l'espace absolu, chaque étoile est isolément animée d'un perpétuel mouvement de progression. Oii trouver, dans l'univers, un point absolument fixe? et si on ose s'élever jusqu'à la conceptloD d'un système général, comment démêler les conditions de stabilité au milieu de cette infinie variété de mouvements et de vitesses? De toutes les étoiles brillantes qu'ont observées les anciens, pas une n'occupe aujourd'hui la même place au firmament. J'ai dit ailleurs qu'Arcturus, [i. de Cassiopée et la 61' du Cygne s'étaient déplacées, depuis 20 siècles, de quantités angulairement équivalentes à 2 1/3, 3 1/2 et 6 fois le diamètre du disque de la Lune. Une autre étoile, dont l'éclat atteint presque l'extrême limite de la visibilité à l'œil nu, la 1830* du catalogue de Groombridge (6-7* ou 7° gr.) marche, avec encore plus de vitesse, droit sur l'amas d'étoiles de 5' et de 6* gran-
denr qui forme la Chevelure de Bérénice. Si cette étoile conserve pendant 71 siècles la vitesse et la directioD actuelle de son mouvement, elle quittera la Grande Ourse, décrira un arc égal à près de 27 fois le diamètre de la Lune, et viendra se projeter juste au milieu de l'amas si clair-semé de la Chevelure. Dans le même laps de tempe, vingt étoiles se seront déplacées de plus de deux, degrés (89). Or, comme les mouve- Denle (Mropres, déjà connus et mesurés, varient de 0", 05 à 7", 7, c'esl-^i-dire dans le rapport de 1 ï 15& , il est évident que les dislances mutuelles des étoiles doivent s'altérer à la longue, et que la figure actuelle des constellations ne peut toujours durer. La Croix du Sud , par exemple , ne conservera pas toujours sa forme caractéristique, car ses quatre étoiles marchent en sens différent, et avec des vitesses inégales. Od ne saurait calculer aujourd'hui combien de myriades d'années doivent s'écoula* jusqu'à son entière dislocation; qu'importe? ni pour l'espace, ni pour le temps il n'existe de termes absolus de grandeur ou de
Veut-OD embrasser, d'une manière générale, les its qui s'opèrent au ciel et qui doivent imprimer, dans le cours des siècle, une autre physionomie à l'aspect du firmament? Alors il faut procéder par Numération, et distinguer, parmi les causes qui présidât à ces variations : 1° la précession des équi- Doxes, dcHit l'effet est de faire monter de nouvelles étoiles sur l'horizon et d'en rendre d'autres pour longtemps invisibles; 2° le changement d'éclat, périodique
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Ou non périodique, d'un grand nombre d'étoiles; 3* l'appariticD subite d'étoiles nmivelles dont plusieurs soDt restées au ciel; k' la révolution des étoiles binaires autour de leur centre de gravité comrnuD. Au milieu de ces étoiles prétendues fixes, qui changent à la fois d'éclat, de couleur et de position, nous pouvons suivre les mouvements bien autrement rapides des 20 planètes principales de notre monde solaire et de leurs 20 satellites (le nombre des astres secondaires de notre système est actuellement de quarante; à l'époque de Copernic et de Tycho, le restaurateur de l'astronomie pratique, on n'en connaissait que sept). On pourrait encore ranger parmi les corps planétaires près de 200 comètes calculées, dont S sgfl à courtes périodes. Celles-ci doivent être nommées comètes mtérieuTes, puisque leurs trajectoires sont comprises dans les orbites des planètes. J^orsqùe ces astres deviennent visibles à l'œil nu , pendant la durée presque toujours très-courte de leurs apparitions, ils contribuent comme les planètes proprement dites, et comme les étoiles nouvelles qui apparaissent subitement avec un vir éclat, à augmenter l'attrait du tableau déjà si brillant, j'ai presque dit si pittoresque, de la voûte étoilée.
L'élude des mouvements propres des étoiles se rattache d'une manière intime, dans l'histoire des sciences astronomiques, aux. ^grès des instruments et des méthodes d'observation. Cette #ude ne pouvait d'ailleurs être tentée avec fruit, que depuis l'époque où l'on appliqua les lunettes aux instruments destinés à mesurer les angles : pas décisif, qu'il fallait franchir, avant
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de pouvoir faire succéder la précision d'une seconde, ou même d'une fraclion de seconde d'arc, à la précision d'une miaule, qu'au prix des plus grands efforts, Tycbo avait su, le premier, donner à ses observations. Saus cet immense progrès, nous n'aurions, aujourd'hui encore, qu'un moyen de trancher la question des mouvements propres : ce serait de comparer entre elles des observations séparées par une longue série de aèdes. Telle fut, en effet, la marche suivie par Halley eu 1717. Il rapprocha les positions modernes des positions du catalogue d'Hipparque, et par les différences qa'il trouva de cette manière, il se crut fondé à attribuer des mouvements propres à trois étoiles principales, Sirius, Arcturus et Aldébaran. L'intervalle de temps compris entre ces observations était de 18&& ans (90). Mais, plus lard, la précision des travaux de Rœmer et la haute idée qu'on s'était faite de la valeur des ascensions droites conservées dans te Tridtatm de l'astronome danois déterminèrent successivement Tobie Mayer en 1756, Maskelyne en 1770, et Piazzi en .1800, se contenter du faible intervalle compris entre leu époque et celle de Rœmer, et à comparer leurs (^>servations aux siennes (91)- C'est ainsi que le phénomène des mouvements propres des étoiles a pu être reconnu, dans sa généralité, dès le Bûlieu du dernier siècle. Mais les premières déterminations numériquementexacles datent seulement de 1783, et sont dues à W. Herschell, qui prit pour base les observations de Flamsteed (92) ; elles sont dues surtout aux admirables travaux de Bessel et d'Argelander, qui
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ont comparé leurs propres catalogues avec les positions observées par Bradiey, vers 1755.
Cette découverte des mouvemeols propres des étoiles est de la plus haute importance pour l'astro- Domie physique; elle a fait connaître le mouvement qui emporte notre propre système solaire à travers les espaces célestes, et même la direction dans laquelle cette traDsIation s'accomplit. Jamais nous n'aurions rien su d'uQ tel phénomène, si le mouvement progressif des étoiles avait échappé à nos mesures par sa petitesse même. Il y a plus : les efforts inouïs qui ont été tentés pour déterminer ce mouvement en grandeur et en direction, pour mesurer la parallaxe des étoiles ou leurs distances, ont eu cette conséquence immédiate de porter l'art d'observer au plus haut degré de perfection , et de l'y maintenir,' surtout depuis 1830, soit par les progrès incessamment stimulés des appareils micrométriques, Boit par l'emploi de plus eu plus intelligent des grands cercles méridiens, des grands héliomètres et des grandes lunettes montées parallactiquement.
Nous avons vu, au débat de ce chapitre, que les mouvements propres des étoiles varient, de l'une à l'autre, depuis 1/20 de seconde jusqu'à près de 8". Mais ce ne sont point les étoiles les plus brillantes qui possèdent les plus forts mouvements; ce sont des étoiles de 5*, de 6' et même de 7* grandeur (93). Voici les plus remarquables sous ce rapport : Arcturus, i" gr., mouvement propre = 2",25î a du Centaure, 1" gr. 3",58 (94); (t de Cassiopée, 6' gr. 3'.74; l'étoile double B de l'Éridan, 5-û' gr. h", OH; l'étoile
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double 61 du Cygne, 5-6* gr. S'jl^â (son mouvement a éié reconnu par Bessel, en 1812, sur les observations ie Bradley, comparées avec celles de Piazzi) ; une étoile située sur la limite qui sépare les Chiens de Chasse de la Grande Ourse (95) , et portant le n" 1830 dans le Catalogue des étoiles circumpolaires de Groombridge, 7'gr. 6',91li, d'après Argeianderj e de l'Indien T",?/!, d'aj^ d'Arrest (96) ; 2151 de la Poupe du Navire, 6'gr. 7',871. Opposons à ces résultats exceptionnels nue donnée plus générale : en prenant la moyenne arithmétique des mouvements propres stellaires, pour toutes les régions du ciel où ces mouvements sont actuellement bien constatés, Maedler n'a trouvé que (f,iÙi (97).
Par suite de ses recherches sur o la variabilité des mouvements propres de Sinus et de Procyon, » Bessel, le plus grand astronome de notre époque, est arrivé, en IS&A, à des conséquences bien remarquables. Il était convaincu, peu de temps avant la douloureuse maladie qui a causé sa mort, u que les étoiles dont les mouvements propres présentent des variations sensibles, appartiennent à des systèmes qui occupent des espaces assez faibles relativement aux énormes distances mutuelles des étoiles. » La croyance de Bessel à l'eiisleDce de couples stellaires où l'un des astres ctMDposants serait privé de lumière était si ferme, comme le prouverait au besoin sa longue correspondaoce avec moi, qu'elle réussit à éveiller l'attention universée, indépendamment de l'intérêt qui s'attache naturellement à toute conception capable d'élargir ie
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cercle de dos connaissances sur l'univers sidéral, a Le corps attirant, dit le célèbre observateur, doit être ou très-près de l'étoile dont le mouvement propre présente des variations sensibles, ou très-près de notre propre Soleil. Or, comme la présence d'un corps attirant, doué d'une masse considérable et placé à très-petite distance du Soleil, n'est nullement accusée par les mouvements de notre système planétaire, on se trouve ramené à l'autre alternative; il faut admettre que le corps atiirant est placé très-près de l'étoile elle-même. C'est là la seule explication admissible des variations que ie mouvement propre de Sirius a subies dans le cours d'un siècle (98) . » Bessel m'écrivait, en juillet 18&& : «... Je n'en persiste pas moins à croire que Sirius et ProcyoD sont de véritables éloiles doubles, composées chacune d'une étoile visible et d'une étoile invisible. » Et comme j'avais exprimé, en plaisantant, quelques scrupules au sujet de ce monde fantastique que l'on allait peupler d'astres obscurs, il ajoutait : « Il n'y a aucune raison de considérer la faculté d'émettre la lumière comme une propriété essentielle des corps. De ce que des étoiles sans nombre sont visibles, il ne résulte évidemment aucune preuve contre l'existence d'étoiles invisibles, également innombrables. La difficulté principale, celle d'expliquer physiquement la variabilité d'un mouvement propre, sera levée d'une manière satisfaisante, en supposant qu'il existe des astres obscurs. On ne peut rien objecter à cette simple hypothèse : des variations de vitesse ne peuvent résulter que de l'action de certaines forces, et
œs forces doivent agir d'après les lois de Newton. » Un an après la mort de Bessel, Fuss entreprit, sur rioTitation de Struve, de rechercher, de son côté, la cause des anomalies présentées par Sirius et Procyon. Il employa dans ce but de nouvelles observations faites à Pouikova, à l'aide de la lunette méridieûDe d'Ertel, et compara les résultats ainsi obtenus avec d'anciennes observations convenablement réduites. La conclusion de Struve et de Fuss est contraire à la pensée de Bessel (99). Mais un grand travail que Péters vient déterminera Kœnigsberg, et des recherches analogues entreprises par Schubert, calculateur du lYauHcal Almanach des États-Unis, ont donné gain de cause à cette hypothèse.
La croyance aux étoiles dépourvues de lumière s'était déjà répandue dans l'antiquité grecque, et surtout dans les premiers temps du christianisme. On admettait « qu'au milieu des étoiles brillantes, dont les vapeurs alimentent la combustion, se meuvent encore d'autres corps de nature terrestre, qui restent invisibles pour nous (100).» Plus tard, l'extinction complète des étoiles nouvelles, surtout de celles que Tycho et Kepler observèrent avec tant de soin dans Cassiopée et le Serpentaire, parut devoir donner une base plus assurée à cette croyance. Comme on pensait, dès cette époque, qne la première étoile avait déjà paru deux fois, à 300 ans de distance, l'idée d'un anéantissement réel, d'une destruction complète ne pouvait se présenter à l'esprit. L'immortel auteur de ia Mécanique Céleste croyait aussi à l'existence de masses non lumineuses
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dans TuDivers; il basait sa conjecture sur les apparitions de 1572 et de J60&. « Ces astres devenus invisibles, après avoir surpassé l'éclat de Jupiter même, n'ont point changé de place pendant leur apparition (ils ont seulement cessé d'émettre de la lumière). Il existe donc, dans l'espace céleste, des corps opaques aussi considérables et peut-être en aussi grand DOmbre que les étoiles (1). » De même Msedler dit, dans ses Recherches sur le Système sidéral (2) : « Un coips obscur pourrait être corps central; il pourrait être entouré de corps obscurs, de même que le Soleil n'^t entouré immédiatement que de planètes dépourvues de toute lumière propre. Les mouvements de Sirius et de Procyon, signalés par Bessel, conduisent d'ailleurs nécessairement (?) à admettre des cas où certains astres brillants seraient de simples satellites, subordonnés h des masses obscures. » Quelques partisans de la tbéorie de l'émission admettent que de telles masses peuvent rayonner de la lumière, tout en restant invisibles pour nous; il suffit que leurs dimensions ou leurs masses soient telles, que les atomes de lumière qu'ils émettent soient retenus ou ramenés vers le centre par la force d'attraction de la masse, et cela, à partir d'une cer^ taine limite que les molécules lumineuses ne sauraient dépasser (3). S'il existe, comme on peut le croire, des corps obscurs ou invisibles dans l'univers, des corps où la lumière ne se développe point, toujours est-il qu'ils ne sauraient se trouver près de notre système de planètes et de comètes, à moins que leur masse ne soit extrêmement faible, sans quoi leur pré-
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senœ se serait déjà trahie par des perturbatioDs sensibles.
La recherche des mouvements stellaires, qu'ils soieat réels ou seulement apparents et produits par le simple développemeot de l'observateur; la mesure de la distance des étoiles par celle de leurs parallaxes; la délennination du sens et de la vitesse du moavement de translatioD de notre système planétaire, sont trois importants problèmes, intimement liés par leur nature même et par les moyens que l'on peut employer pour (Atooir leur solution plus ou moins complète. Nul progrès dans les méthodes, nul perfectionnement dans les appareils de mesure n'ont été réalisés en vue d'attaquer un de ces difficiles problèmes, sans produire aussitôt, pour la solution des deux autres, d'inestimables résultats. Je commencerai de préférence par la question des parallaxes ou des dislances de certaines étoiles choisies, afio de compléter l'exposition des notions acquises sur les étoiles prises isolément.
Galilée proposait, dès le commencement du iTU' siède , de « mesurer les distances , sans doute fort inégales, qui séparent les étoiles de notre système solaire. » Il avait même pressenti, avec une admirable sagacité, qu'on trouverait le meilleur moyen de déter- • miner la parallaxe, non dans la mesure des distances angulaires au pôle ou au zénith, mais « dans la comparaison faite avec soin des positions respectives de deux étoiles très-voisines. » C'était, en termes généraux, riodicatioa formelle des méthodes micrométriques qui forent appliquées plus tard par W. Berschell en 1781,
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- 22i — puis par Struve et par Bessel. « Perché io non credo, dit Galilée {h) dans sa Giornata terza, che lutte le stelle siano sparse in una sferica superficie egualmenle distante da un centra; ma stimo che le loro lontananze da noi siano talmente varie, che alcune va ne possano esser 2 e 3 volte più remole di alcune altre; lalchè quando si trovasse col Telescopio qualche picciolissima Stella vicirtissima ad alcuna délie maggiori, e che perà quella fusse altissima , potrebbe accadere, che qualehe sensibil mutazione succedesse tra di loro. » Le système de Coperaic posait en effet ce problème; en l'adoptanl, on se trouvait cntraÎDé à rechercher dans les changements de position des étoiles la démoDstration du mouvement annuel de la Terre autour du Soleil. Aussi, lorsque Képier eut prouvé, par les observations de Tycho, que les positions apparentes des étoiles ne manifestaient aucune trace sensible de déplacement parallactique, du moins si l'on s'en tient à la précision d'une minute d'arc (tel était le degré d'exactitude que Tycho lui-même attribuait à ses mesures de dislauce), les coperniciens durent conclure que le diamètre de l'orbite (erreslre, malgré ses 306 millions de kilomètres, est une base géométrique beaucoup trop faible, ' relativement à l'énorme distance des étoiles fixes.
L'espoir d'arriver jamais à délermioer ces distances devait donc uniquement reposer sur les progrès futurs des appareils optiques et des instruments de mesure, c'est-à-dîre sur la possibilité d'évaluer avec précision de très-petits angles. Aussi longtemps qu'on ne put répondre de cette précision qu'à une minute près,
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l'abeenœ de parallaxe sensible prouvait seulement que la distance des éloiles fixes surpasse SfiSS rayons de l'oiiiiie lerrestre, c'est-à-dire 3i38 fois la distance de la Terre au Sohil (5). A mesure que l'exaclilude des observations a été en croissant, cette limite s'est élevée dans le même rapport. Les observations de Bradiey, exactes à i' près, rejetaient les étoiles les [^as proches à 206265 fois la distance de la Terre au Soleil. Depuis l'époque brillante où Frauenhofer construisit ses admirables instruments, la prJcision des mesures a été portée à 0'',!; le rayon de l'orbite terrestre n'est plus insuffisant que pour des éloiles dont la distance surpasserait 20626^3 (bis la longueur de cette bese géométrique.
L'ingénieux appareil zénithal construit, en 1669, par Robert Hooke, contemporaîu de Newton, ne put . conduire au but proposé. Picard, Horrebow (le calculateur des seules observations de Rœmer qui aient été sauvées) , et Flamsteed croyaient avoir trouvé des parallaxes de plusieurs secondes, parce qu'ils coofoodaieDt certains déplacements apparents des étoiles avec l'effet parallactique du mouvement annuel. John Micbell, au contraire (Philos. Trans., 1767, t. LVII, p. 23&-26&), attribuait aux éloiles les plus proches ime parallaxe de moins de 0'',02, « qu'on ne pourrait recnnnattre à moins d'employer un grossissement de 13000 fois. B L'opinion très-répandue que la supériorité d'éclat d'une étoile est un indice assuré de proximité, engagea Calandrelli et le célèbre Piazzi (1805) dans une série de recherches peu heureuse-s sur les pa-
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rallaxes de Véga, d'Aldébaran, de ^rius et de Procyon. Il faut en dire autant des recherches de Brin- Idey (1815) : PoDd d'abord et ensuite Âiry les oot victorieusement combattues. Les premières notions satisfaisantes sur les parallaxe ont été obtenues par la voie des mesures micrométriques; mais elltô ne commencèrent à se produire qu'à dater de 1832.
Dans un important mémoire sur la distance des étoiles (6), Péters évalue à 33 le nombre des parallaxes déjà déterminées. Nous n'en citerons que 9; ce sont celles qui méritent le plus de confiance : encore ne la méritent-elles pas toutes au même degré. Nous suivrons d'ailleurs l'ordre chronologique.
L'éloile devenue si célèbre par les travaux de Basse), la 61' du Cygne, doit avoir ici le premier rang. Dès 1812, l'astronome de Kœnigsberg avait découvert le mouvement propre considérable de cette étoile double, dont les composantes sont au-dessous de la 6' grandeur; mais ce ne fut qu'en 1838 qu'il en détermina la parallaxe à l'aide de son héliomètre. Mes amis Arago et Mathieu avaient observé la distance zénithale de la 61' du Cygne, depuis le mois d'août 1812 jusqu'au mois de novembre de l'année suivante, afin d'en mesurer la parallaxe absolue. Ils tirèrent de leurs observations la conséquence très-juste que la parallaxe de cette étoile est au-dessous d'une demi-seconde (7).
En 1815 et en 1816. Bessel n'avait encore pu obtenir aucun résultat admissible (ce sont ses propres tenues) (S) ; mais les observations instituées à l'aide du grand héliomètre de Frauenhofer, depuis le mois
d'aoAl lSâ7 jusqu'en octobre 18â8, lui donnèrent eafin une parallaxe de (f ,âfi8S, c'^t-à-dire une distance égale à 593200 fois celle de la Terre au Soleil. La luxait emploie 9 ans et l/A à parcourir cet espace. Les observations faites en 18&2 par Péters ont ooafiriDé ce résultat, puisqu'elles ont donné (y,Zli90. Le même astronome a modifié plus lard le résultat de Bessd, en y introduisant une petite correction relatite aux variations de température; il a trouvé ainsi 0",374A (9).
La parallaxe de la plus belle étoile double du ciel austral, à du Centaure, a été déterminée, en 1832, par les observations de Henderson au Cap de Bonne-Ëspélaoce, et par celles de Haclear en 1839. Le r^ultat est 0",9128 (10). C'est donc l'éloile la plus voisine de DooG, parmi celles dont on a mesuré la distance; elle est trois fois plus rapprochée que la 61* du Cjgoe.
W. Struve s'est longtemps occupé de la parallaxe de a de la Lyre. Ses premières (^servatious datent de 1836; elles donnaient un résultat compris enU« O',07et 0^,18 (11). Plus tard il obtint, pour valeur définitive, le nombre 0'',2613, qui correspond à 771&00 rayons de l'orbite terrestre, distance partaurae en 12 ans par la lumière (12). Péters a trouvé seulement 0^,103. Ainsi la plus brillante, étoile du ciel boréal serait encore plus éloignée ip'iiDe petite étoile de 6' grandeur, la 61' du Cygne, 9De l'œil distingue avec quelque peine sur ta voûte
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La parallaxe de l'étoile polaire a élé déduite, par Péters, d'observations continuées peodaDt vingt ans à Dorpat, de 1818 à 1838. Péters a trouvé 0^,106, résultat d'autant plus satisfaisant que les observations dont il procède assignent, en même temps, à la constante de l'aberration tme valeur de 20",455, presque identique à celle de W. Struve (13).
L'étoile 1830 du catalogue de Groombridge, à laquelle Argelander a reconnu le plus fort mouvement propre de tout le ciel boréal, a pour parallaxe 0',226 d'après une série de &8 dislances zénithales trèsexactes que Péters a observées à Pouikova en 18J|2 et 18&5. Paye avait cru devoir assigner à cette étoile une parallaxe 5 fois plus forte (l'',08), supérieure par conséquent à celle de « du Centaure. Afin de lever les doutes qui pouvaient rester enrore sur la distance de la 1830' de Groombridge, Otio Struve entreprit d'en déterminer la parallaxe, au moyen du grand équatorial de Pouikova. Ses recherches amenèrent un résultat inattendu; il fut conduit, par la discussion d'une des plus belles séries d'observations qui aient jamais été faites, à affirmer que la parallaxe de cette étoile devait être au-dessous d'un dixième de seconde. Bessel avait résolu, en 18&2, d'apfdiquer à cette étoile la méthode et l'instrument qui avaient si bien réu^i pour le 61' du Cygne. Les observations faites par Schliiter, et calculées par Wichmann, à Kœnigsberg, ont donné une parallaxe intermédiaire entre celles de Péters et de O. Struve. Ces trois mesures s'accordent donc à éteblir que la parallaxe de la 1830* de Groombr dge ne
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sauinit dépasser une assez petite fraction de la seconde d-are(t4).
