DESCRIPTION SUCCINCTE DE L'UNIVERS ASTRONOMIQUE
V espace s'étend autour de nous à Vin fini/ Cet espace est peuplé de corps célestes, immenses globes de matière^ sphériques pour la plupart, isolés les uns des autres et arrivés à certains degrés de formation ou de condensation.
Tous les corps célestes, la Terre comprise, qui peuplent l'espace infini sont perpétuellement en mouvement; la matière n'est en repos nulle part.
Ce mouvement, dont la vitesse est en général tellement grande que nous avons de la peine à la concevoir, est perpétué par des forces occultes qui ne sont pas du domaine de notre intelligence, mais qui peuvent se résumer en un principe unique découvert par Newton vers la fin du XVII* siècle. Ce principe, connu sous le nom de frincipb db la gravitation UNIVERSELLE, est cclui-ci :
Chaque molécule de matière attire toutes les autres en raison de sa masse et réciproquement au carré de sa distance à la molécule attirée.
Il est bien entendu que ce principe veut simplement dire que les corps tendent l'un vers l'autre suivant la loi que nous venons d'énoncer.
Puisque la science nommée Astronomie traite principalement du mouvement des corps célestes, je crois convenable, pour l'intelligence de ce qui va suivre, de rappeler d'une manière succincte certains principes de mécanique j relatifs au mouvement des corps.
On nomme mouvement absolu d'un point, le lieu géométrique des positions qu'occupe successivement ce point dans l'espace.
Pour connaître et étudier un mouvement absolu, il faudrait pouvoir comparer la position qu'occupe le point, à chaque instant de son mouvement, à celle de certains points de repères fixes.
Comme d'après le principe de la gravitation, nous ne concevons pas qu'il puisse exister dans l'espace des corps en repos absolu, pouvant nous astronomie. 1
Il I5TRODCCTfON A L'ÉTCDE DE l'aSTROKOMIE.
fournir ces points fixe$y il est de toute impossibilité, quelle que soit la puissance de l'analyse mathématique, que nous puissions jamais connaître les mouvementé absolus des corps célestes.
Nous ne pouvons donc étudier et connaître, en Astronomie, que les mouvements relatifs^ c'est-à-dire, les mouvements des corps comparés à des points de repères en mouvement, mais que par abstraction on considère comme fixes.
Le mouvement relatif d'un corps par rapport à un autre, dans le cas où ces deux corps ne sont soumis qu'à leurs attractions mutuelles, s'effectue suivant les mêmes lois d'après lesquelles s*effectuerait le mouvement absolu dont le premier corps serait animé si le second était fixe et qu'il exerçât sur le premier corps la même force attractive.
Comme les corps célestes sont très-petits par rapport aux distances qui les séparent, et de plus, comme il est problable que dans chacun d'eux la matière, à partir d'une très-petite distance relative de la surface, est disposée en couches à peu près sphériques et de même densité dans toute leur étendue, on peut admettre que les mouvements des centres de gravité des différents corps célestes sont sensiblement les mêmes que si la masse de chacun d'eux était concentrée à son centre de gravité.
Les mouvements relatifs des corps célestes par rapport à des centres fixes sont subordonnés aux principes suivants de la mécanique ration* nelle, principes qui renferment les lois astronomiques connues sous le nom de Lois de Kepler :
1* Lorsqu'un point matériel, animé d'une vitesse initiale, est attiré, suivant les lois de la gravitation, vers un centre supposé fixe , le point décrit une section conique dimt le centre fixe occupe un des foyers;
2* Les aires parcourues par le rayon vecteur sont proportionnelles aux temps employés à les parcouru*;
3** Dans le cas où deux ou plusieurs corps, animés de vitesses initiales, sont attirés vers un centre, supposé fixe y suivant les lois de la gravitation, ils sont encore soumis à la loi suivante, lorsque leurs trajectoires sont des ellipses et qu'on néglige leurs attractions mutuelles ainsi que la différence de leurs masses: les carrés des temps des révolutions autour du centre fixe sont enîre eux comme les cubes des grands axes de leurs orbites. Ceci posé^ nous pouvons commencer la description de l'Univers astronomique.
Des IVébalcases. — A prendre dans son ensemble, on admet au'jourd'hui généralement, que TUnivers astronomique se compose de groupes de corps célestes, groupes situés à des distances immenses les uns des autres, dont le nombre est infini. Nous désignerons ces groupes par le nom de nébuleuses ou amas stellairbs, nom qui tire son origine
tNTKODUCTION A l'ÉTI'DE DE l'aSTUONOMIE. 111
de l'aspect sous lequel ces immenses réunions de globes se présenlent ù nous.
Les corps célestes de certains groupes paraissent à Theure qu'il est si peu avancés dans leur condensation qu'ils sont encore réunis en un seul tout de matière diffuse et lumineuse; peut-être est-ce simplement leur immense éloignement de nous qui fait que nous ne voyons ces amas stellaires que sous la forme d'un petit nuage lumineux , quelle que soit la puissance des télescopes employés.
f D'après des calculs qiii ne sont point dépourvus de vraisemblance, dit M. DE HuMBOLDT, Ics rayons lumineux qui nous viennent des nébuleuses mettent des millions d*années à venir jusqu'à nous (*) ; puisque nous les voyons, il y a donc plus d'un million d'années qu'elles existent! »
Chaque amas stellaire est une incommensurable réunion de soleils^ dans le genre du nôtre, et qui obéissent tous aux lois de la gravitation.
Nous désignons ces soleils si éloignés de nous par le nom d'ÉToiLEs; ces corps célestes brillent de leur lumière propre.
Chaque étoile ou plutôt chaque soleil d'un amas stellaire, doit être le centre d'un système de corps célestes que nous nommerons planètes et qui décrivent autour de lui, supposé fixe, des sections coniques, suivant les lois de Kepler. Ces planètes sont généralement des centres de systèmes de corps célestes que nous nommerons satellites, et qui décrivent aussi autour d'elles, supposées fixeS; des ellipses suivant les lois de Kepler.
La Terre, la Lune, le Soleil, les planètes et la plupart des étoiles que nous apercevons font partie du même groupe, c'est-à-dire de notre amas stellaire. On suppose que ce groupe a, dans son ensemble, la forme aplatie d'une meule, autrement dit, que sa largeur est énorme relativement à son épaisseur.
En étudiant les apparences que présentent les nébuleuses, on trouve que bien qu'elles affectent des formes très-variées, la forme circulaire est celle qu'elles possèdent le plus généralement. Il est probable que cette forme circulaire apparente doit répondre, le plus ordinairement, à une forme sphérique réelle.
Il est évident que plus les corps célestes sont à des distances considérables de nous, plus les notions que l'on peut acquérir sur leur constitution, soit d'ensemble soit de détails, sont superficielles, et moins aussi pouvons*nous avoir conscience de leui-s mouvements.
C'est pour cela que nous ne savons encore rien sur le mouvement des nébuleuses, et que nos connaissances astronomiques se bornent à ce sujet aux résultats que l'observation a pu nous fournir sur leur figure et leur répartition autour de nous.
(*) Oo 8ait que la lumière parcourt 77 000 lieues environ par seconde.
IV INTRODUCTION A l'ÉTCDE DE L*ASTI10N0MIE.
Nous renvoyons donc cette question dans la partie de ce cours désignée par Étude des phénomènes apparents.
Bcft étoiles de notre yroape stellalre. — Ainsi que je l'ai déjà dit, il est admis que toutes les étoiles brillent de leur lumière propre et sont par conséquent des soleils analogues au nôtre.
Le nombre des étoiles ou de soleils qui formant notre groupe stellaire est tellement considérable que le dénombrement en est impossible ; c^est par centaines de millions que ces globes immenses gravitent dans notre nébuleuse.
Ces astres sont à des distances énormes les uns des autres, bien qu'en apparence certaines étoiles nous semblent très-rapprochées.
La distance des étoiles à la Terre est plus grande que 200000 fois la distance du Soleil à la Terre. La distance à laquelle nous sommes de rétoile la plus voisine de nous est de 6720000 millions de lieues, c'està-dire que la lumière de cette étoile doit mettre 3 ans 7 mois et i4 jours environ à venir jusqu'à nous. La lumière de l'étoile qui nous paraît la plus brillante du ciel^ l'étoile Sirius, met environ 22 ans à nous parvenir ; et tout porte à croire que les dernières étoiles de notre nébuleuse ne doivent pas mettre moins de 2700 ans à nous envoyer leur lumière. Ainsi que nous pouvons le voir dès à présent^ les distances mutuelles de tous ces soleils sont tellement considérables que notre esprit est incapable de se figurer ces immenses longueurs , aussi sommes-nous forcés de chercher nos termes de comparaison dans l'excessive vitesse de la lumière.
Il existe dans notre nébuleuse des systèmes stellaires formés de deux^ de trois, de quatre ou d'un plus grand nombre de soleils gravitant les uns autour des autres.
Ces systèmes prennent le nom d'étoiles doubles, triples, quadruples ou multiples parce qu'avec des télescopes d'une faible puissance ils ne présentent l'aspect que d'une seule étoile.
Dans les systèmes d'étoiles doubles^ les astres qui en font partie effectuent leur mouvement de gravitation suivant les lois de Kepler; c'est-àdire que les deux étoiles se meuvent elliptiquement autour de leur centre de gravité commun, de telle sorte que l'une de ces étoiles, supposée fixe, est le foyer de l'ellipse que l'autre décrit autour d'elle en suivant la loi des aires. 11 est probable que ces corps célestes n'en sont pas moins des centres lumineux et échauffants autour desquels gravitent, ainsi que cela a lieu pour notre Soleil, des corps célestes arrivés à divers états*géologiques.
INTRODUCTION A L*ÉTUDE DE L*ASTnONOMIE. V
He ^^re fik»lell. — Parmi toutes les étoiles qui composent notre amas stellaire nous n'avons de notions certaines que sur celle autour de laquelle nous gravitons et que nous appelons notre Soleil. Par analogie, nous devons néanmoins admettre que toutes les autres étoiles sont constituées^ k peu de chose près, comme celle qui nous entraîne dans les profondeurs de l'immensité , et qui est le centre de nos mouvements.
Cet immense globe lumineux qui échauffe et éclaire tous les corps célestes assujettis à se mouvoir autour de lui, a la forme d'une sphère parfaite dont le rayon a environ 178000 lieues.
Il parait démontré que le Soleil se compose d'un noyau ou corps central, solide ou liquide et incandescent, enveloppé à une certaine distance d'une atmosphère moins lumineuse et composée d'une couche continue de nuages opaques et réfléchissants.
Une seconde atmosphère lumineuse enveloppe la première; on la nomme photosphère.
Au delà de la photosphère se trouve une troisième atmosphère qui ne reçoit de lumière que par la photosphère et qui, à cause de l'intensité considérable de la lumière solaire^ ne peut-être aperçue de nous que lorsque la photosphère est cachée par notre satellite; ce qui arrive dans les éclipses totales de Soleil.
Dans cette dernière atmosphère flottent des nuages que nous apercevons sous une couleur rose au moment d'une éclipse totale.
La densité moyenne du Soleil est environ 1,37, celle de Teau étant prise pour unité.
Notre Soleil a un mouvement de rotation sur lui-même autour d'un diamètre que nous nommerons Vaxe solaire. Dans l'étude des phénomènes apparents nous verrons quelle est la direction de cet axe dans l'espace, relativement aux autres soleils de notre amas stellaire.
Le grand cercle de la sphère du Soleil qui est perpendiculaire à cet axe de rotation se nomme Véquateur solaire.
Une rotation complète du Soleil sur lui-même s'efiectue dans 25* 8' 9- 36' (*).
La vitesse des points de l'équateur solaire est environ de 2 i 05 mètres par seconde, c'est-à-dire qu'elle est à peu près 4 fois 1/2 la vitesse d'un boulet au sortir de la pièce.
Autour du Soleil circule, probablement à une certaine distance, une sorte d'anneau gazeux qui ne fait pas partie des enveloppes solaires. Cet anneau, dont la partie qui est la plus près du Soleil a le plus d'épaisseur, se trouve situé à peu près dans le plan de l'équateur solaire et s'étend en se raréflant et en diminuant d'épaisseur jusqu'à l'orbite de la Terre. Nous
(*) Nous considérons Ici le jour et les heures dont nous faisons usage à la surface de la Terre; nous verrons, dans l'Ëlude des mouvements apparents, comment on oliUent la durée de ce jour moyen.
Tl INTRODCCTION A L'ÉTUDE DE L'ASTRONOMIE.
verrons dans l'étude des phénomènes apparents l'aspect de cet anneau connu sous le nom de lumière zodiacale.
L'action attractive des étoiles de notre amas steilaire sur notre Soleil lui donne un mouvement de translation dans l'espace dont la nature n'est pas déterminée, mais dont nous connaissons la direction tangentiellc actuelle.
La vitesse de ce mouvement de translation, auquel prend part tout le système solaire, est environ de â lieues par seconde, ou de i7S8Ô0 lieues par jour!...
9m systèBie planétofre on des satellites dn fik»lell. —
Nous avons dit que le Soleil est le corps céleste autour duquel un certain nombre d'autres corps célestes, infiniment plus petits, effectuent leurs mouvements de circulation, en obéissant aux lois de la gravitation.
Ces satellites du Soleil circulent autour de lui à des distances inégales.
En partant de la plus voisine du Soleil il existe, en fait de planètes:
Mercure 9 Vénus, la Terre ^ Mars, un nombre inconnu de petites planètes qui sont agglomérées dans une sorte de zone s'étendant sur une largeur de 90 millions de lieues; c'est-à-dire que la largeur de cet anneau de petits corps célestes est, ainsi que nous le verrons, plus du double du rayon de l'orbite de la Terre;
Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune; on n'a pas encore découvert de planètes au delà de Neptune, si tant est qu'il en existe.
Tous ces corps célestes, dont la forme est à peu près sphérique, du moins en laissant de côté la zone des petites planètes, sont soumis dans leurs mouvements aux lois de la gravitation. Us agissent donc tous par attraction les uns sur les autres; mais en raison de l'énorme différence de la masse du Soleil à la masse des planètes, celles-ci obéissent sensiblement, dans leurs mouvements, aux lois de Kepler; c'est-à-dire que chaque planète décrit, à peu près, une courbe plane elliptique dont le Soleil, supposé fixe, occupe un des foyers et qu'elle parcourt en obéissant à la loi des aires. Ces mouvements s'effectuent pour toutes les planètes, dans le même sens, qui est celui suivant lequel le Soleil effectue son mouvement de rotation sur lui- môme.
Les actions individuelles des planètes entre elles se résument en une modification lente qu'elles font subir à chaque ellipse relativement à sa position dans l'espace et à sa forme.
Nous pourrions rapporter la position des plans des orbites planétaires au plan de Téquateur solaire; mais comme la position de ce dernier plan n est pas déterminée avec la dernière précision, nous rapporterons, ainsi qu'on le foit habituellement, tous les plans des orbites au plan de l'orbite de la Terre, que Ton nomme pion de l'êcliptiqite.
INTRODCCTIOX A L*ÉTUD£ DE L*ASTRONOMIE. Yll
Pour mieux faire comprendre la disposition du système planétaire^ je crois utile d'indiquer brièvement ce que Ton nomme éléments elliptiques d une planète; nous reviendrons néanmoins sur cette question dans l'étude des phénomènes apparents.
La position du plan d'une orbite est déterminée par deux quantités :
1* Par Tangle que le plan de l'orbite de la planète fait avec l'écliptique, angle que l'on nomme inclinaison;
y Par la direction, dans le plan de l'orbite terrestre, de la ligue d'intersection des plans des deux orbites.
Cette ligne prend le nom de ligne des nœuds, et sa direction est donnée par l'angle qu'elle fait avec la ligne menée du Soleil à la Terre vers le 31 mars, c'est-à-dire au moment de Véquinoxe du printemps. Cet angle prend le nom de longitude du nœud.
Dans son mouvement autour du Soleil toute planète traverse deux fois le plan de l'orbite de la Terre. Quand ces circonstances se présentent on dit que la planète est à ses nœuds.
Celui qui répond au passage de l'astre de la région Sud dans la région Nord s'appelle nœud ascendant; l'autre nceud descendant. C'est la longitude du nœud ascendant qui détermine habituellement la direction de la ligne des nœuds.
Ainsi la position relative du plan de l'orbite d'une planète est fixée pour nous dans l'espace au moyen de son' inclinaison et de la longitude du nœud ascendant.
Une ellipse peut être plus ou moins aplatie -, elle est très-allongée, si son grand axe est très-grand par rapport à son petit axe; elle devient au contraire un cercle, quand son grand axe est égal à son petit axe.
La forme de Torbite d'une planète, autrement dit la forme de l'ellipse qu'elle décrit, est déterminée par le rapport qui existe entre la distance d'un des foyers au centre de l'ellipse et la grandeur du demi grand axe : ce rapport s'appelle excentricité.
Dans les ellipses planétaires, l'excentricité est généralement faible, c'est-à-dire que la forme de leurs orbites s'écarte peu de la forme circulaire. La forme d'une orbite elliptique est donc connue par son excen-tricité.
L'extrémité du grand axe de l'ellipse qui est le plus près du Soleil se nomme périhélie : sa distance au Soleil se nomme la distance périhélie; c'est la plus courte des distances des points de la courbe au foyer considéré. Ainsi, quand on dit qu'une planète est à son périhélie, cela veut dire qu'elle est à sa plus grande proximité du Soleil. L'autre extrémité du grand axe s'appelle aphélie,
La position de l'ellipse d'une planète, dans le plan de son orbite, est déterminée par l'angle que fait le grand axe de cette ellipse avec la ligne des nœuds.
Cet angle ajouté à la longitude du nœud ascendant donne ce que l'on
VIII INTRODUCTION A L'ÉTCDE DE L'ASTRONOIIIE.
appelle la longitude du périhélie; c*est, par le fait^ la somme de deux angles qui ne sont pas dans le même plan*
La grandeur de la courbe est obtenue au moyen de la grandeur de son demi grand axe , c'est-à-dire d'après la distance moyenne (*) de la planète au Soleil.
Par suite^ les quantités qui servent à faire connaître la positiony la forme et la grandeur d'une orbite planétaire, quantités que Ton désigne sous le nom d'éléments elliptiques, sont :
1*" L'inclinaiion^ ) quantités qui fixent la position du plan de
2* La longitude du nœud, ] l'orbite;
y La longitude du périhélie j qui indique la direction de Tellipse dans son plan ;
4* U excentricité j qui exprime la forme de l'ellipse;
5* La distance moyenne, exprimant la grandeur.
Pour que le mouvement de la planète sur cette courbe soit complète* ment déterminé^ il faut que Ton connaisse en outre deux nouvelles quantités :
6"" Le temps que la planète met à décrire son orbite, quantité que l'on nomme temps de révolution;
T Et enfin, la position de la planète dans son orbite à un moment indiqué, moment que l'on nomme Époque.
Au lieu du temps de révolution^ on donne souvent le mouvement moyen qui est l'angle décrit en moyenne par le rayon vecteur dans un jour moyen. Quant à la position de la planète sur son orbite, pour une époque donnée, nous verrons dans la suite du cours comment on lui substitue celle d'une planète fictive, liée à la première, et animée d'un mouvement angulaire uniforme autour du Soleil.
Au i*' janvier 1850, à midi moyen de Paris, les positions des plans des orbites des planètes principales étaient les suivantes :
InelinaiMD. Longitnde da naod.
Mercure 7*» 0' S%\6 46' 33' 3%25
Vénus 3 23 30 ,75 75 19 4 ,15
La Terre
Mars 1 51 5 ,08 48 22 44,75
Jupiter 1 18 40 ,31 98 54 20 ,45
Saturne 2 29 28 ,14 112 21 43 ,96
Lranus 0 46 29 ,91 73 14 14 ,35
Neptune 1 46 58 ,97 130 b 51 ,58
C) OUe diâlance moyenne ett làmoyenne arithméHque entre la plus grande et la plut peUle distance de la planète au Soleil.
INTIiODUCTlON A L^ÉTUDE DE L*A8TI10N01IIB.
D'après ce tableau on voit que les nœuds ascendants des orbites des sept planètes principales avec l'orbite de la Terre sont consprises dans un angle plus petit qu'un quadrant. La tigure (i) fait encore mieux voir la disposition des intersections des orbites de ces planètes avec le plan de l'orbite de la Terre au commencement de 1850; la ligne a est l'intersection de l'orbite de Neptune avec le plan de Yécliptique; la ligne b est l'intersection de l'orbite de Saturne avec ce même plan; et ainsi de suite.
Fig. 1.
Jtip^i^
SoUil
D'après le tableau précédent, on voit que les inclinaisons des plans sont peu considérables.
Les deux orbites qui ont entre elles la plus grande inclinaison sont celles de Mercure et de Neptune; cette inclinaison est de T !' 4r',G2 ;
X INTRODUCTION A L'ÉTCO^ DE L*AST1iONOMlE.
Les deux orbites qui ont entre elles la plus petite inclinaison sont celles de Jupiter et d'Uranus; cette inclinaison est de 0'41'55",04.
La position des orbites dans leur plan est donnée dans le tableau suivant, qui contient les longitudes des périhélies :
Planètet. Longitude da périhélie.
Mercure 75* 7' (T
Vénus 429 23 56
La Terre 100 21 40
Mars 333 17 50 ,5
Jupiter 11 54 53,1
Saturne 90 6 12
Uranus 168 16 45
Neptune , 47 14 37,3
La forme et la grandeur des ellipses de ces mêmes planètes, c'est-àdire les excentricités et les demi-grands axes sont donnés dans le tableau suivant; nous prenons pour unité linéaire le demi-grand axe de Tellipse de la Terre déduit de l'observation, ainsi que nous le dirons dans la suite du Cours :
Planètes. Excentricités. Demi-grands aies.
Mercure 0,2056179 0,3870987
Vénus 0,0068334 0,7233322
La Terre 0,01677046 1,0000000
Mars 0,0932616 1,523691
Jupiter. 0,0482388 5,202798
Saturne 0,0559956 9,538852
Uranus 0,0465775 19,182639
Neptune 0,0087195 30,03097
D'après ce tableau nous voyons que c'est Vénus qui, actuellement, a une orbite s'approchant le plus de la forme circulaire, et que Mercure a Tellipse le plus aplatie. Relativement à l'orbite terrestre, on trouve facilement que la distance qui existe aujourd'hui entre le centre de l'ellipse de la Terre et le centre du Soleil est environ de 640780 lieues.
Enfin le tableau qui suit contient les temps de révolution (*) et les mouvements moyens :
(•) L'uni të de temps est notre Jour moyen.
INTRODUCTION A l'ÉTUDE DE L*ASTR0N03IIE.
Planètes. Temps de rérolntion.
Mercure 87^9692580
Vénus 224,700786
La Terre 365,2563744
Mars 686 ,9796458
Jupiter. 4332 ,5848212
Saturne 10759,2198174
Uranus 30686,8208296
Neptune 60126 ,72
Honrements moyeus.
D'après ces deux derniers tableaux, et en sachant que la distance moyenne de la Terre au Soleil est environ de 38208000 lieues, on peut obtenir la vitesse moyenne de chaque planète autour du Soleil considéré amme étant fixe ; on trouve ainsi que dans uns seconds de temps,
Mercure parcourt en moyenne 12'**"",3
Vénus 8 ,9
La Terre 7 ,6
Mars 6 ,2
Jupiter 3 ,3
Saturne 2 ,5
Uranus 1 ,7
Neptune 1 ,3
Les vitesses sont plus rapides au périhélie et moins rapides à Vaphélie.
La vitesse avec laquelle la Terre est lancée autour du Soleil est donc prodigieuse, puisqu'elle est 1853 fois plus rapide que la vitesse du convoi de chemin de fer qui fait 15 lieues à l'heure. La vitesse de Vénus est encore plus considérable; cependant, quand nous apercevons cette planète, elle ne parait pas bouger de place tant est grande la distance qui nous en sépare.
Pour compléter ce qui est relatif aux orbites des planètes, nous allons maintenant donner le tableau des éléments elliptiques de soixante*dix-neuf des 81 petites planètes découvertes jusqu'à présentetqui sont situées entre Mars et Jupiter; nous les mettons dans l'ordre de leurs distances au Soleil.
niTBODrCTIOll A L'éTCOE DE L*A8TR0!C0MI|t.
SI
