MOUVEMENT DU SOLEIL

Axes de repère. — Les étoiles, qui formaient un ensemble indéformable en première approximation, sont en mouvement chacune par rapport aux autres. Ces déplacements ont été mesurés par rapport à un plan dont l’orrentation est invariable ; mais rien ne garantit l’immobilité de ce plan par rapport aux axes des principes de la métanique.

Supposons d’abord que le Soleil ait un mouvement rectiligne par rapport à l’ensemble des étoiles supposé pour un instant indéformable. Un observateur solaire verrait sur la sphère étoilée les projections de toutes les étoiles décrire des arcs de grands cercles qui, prolongés, se couperaient en deux points diamétralement opposés, points de percée de la direction du mouvement du Soleil par rapport au solide stellaire.

En réalité, il n’en est pas ainsi : les mouvements des étoiles observés de la Terre et corrigés de l’aberration de la lumière et de la parallaxe annuelle, donc rapportés à un observateur solaire, ne vérifient pas cette condition.

Cette recherche cependant n’aura pas été stérile : les arcs décrits sur la sphère étoilée par six des plus brillantes étoiles, — Sirius, Arcturus, Capella, Véga, Aldébaran et Procyon, — appartiennent à des cercles dont les points communs sont confinés dans deux calottes opposées et relativement restreintes de la sphère étoilée. Ceci décèle, par rapport au Soleil, une translation de l’ensemble des étoiles, à laquelle se superpose, pour chacune d’elles, un mouvement particulier ; ou, ce qui est la même chose, un mouvement du Soleil par rapport à des axes qui ne laissent aux étoiles que leurs mouvements particuliers.

C’est de cette dernière facon que l’on préfère s'exprimer. Ainsi, parmi tous les systèmes d’axes que l’expérience permet de considérer comme vérifiant les principes de la mécanique, nous décidons d'adopter ceux par rapport auxquels les étoiles ne possèdent aucune translation d'ensemble, ou, d’une facon plus précise, des axes tels que la somme algébrique des projections des déplacements stellaires sur chacun d’eux soit égale à zéro.

Direction et vitesse du Soleil. — Soumis à l'attraction universelle, le Soleil, comme toute autre étoile, a un mouvement qui n’est ni rectiligne, ni umforme : cependant, la durée des observations n’a pas encore été assez grande pour que nous puissions faire davantage que considérer seulement la tangente à sa trajectoire, au point qu'il y occupe actuellement, et la vitesse actuelle dans cette direction. Ce n’est qu'après des siècles d'observations que l’on pourra peut-être apprécier le sens et ia grandeur des erreurs ainsi COMMISES.

Considérons le vecteur qui, par rapport aux axes qui viennent d’être définis, représente la vitesse actuelle du Soleil ; appelons apex le sens de ce vecteur et antiapex le sens opposé; sur la sphère céleste, lapex et Pantiapex sont les deux traces de la tangente à la trajectoire du Soleil, au point que cet astre y occupe actuellement. Appelons encore équaleur parallactique le plan mené par le Soleil perpendiculairement à ce vecteur; sur la sphère étoilée, le grand cercle de même nom a pour pôles l’apex et l’antiapex.

L’apex et l’antiapex appartiennent aux calottes sphériques où se confinent les points d’intersection des grands cercles de cheminement des étoiles ; lapex appartient à la calotte dont les étoiles s’éloignent. Étudiant la répartition des points d’intersection dans cette calotte, on a obtenu, pour position approchée de lPapex, le. point de l’hémisphère nord, voisin de t Hercule, qui a pour coordonnées stellaires :

Reprenons le problème géométriquement. A linstant £, soient a, à, p l'ascension droite, la déclinaison et la distance d’une étoile .