CHAPITRE II

L APEX SOLAIRE

L'étude du mouvement propre des étoiles conduisit naturellement à la découverte du mouvement du Soleil dans l'espace.

On au rait pu s'en douter à priori, puisque le repos n'existe pas dans l'Univers depuis sa création; mais il fallait des faits, et il était bien difficile autrefois non seulement de les constater, mais de débrouiller le problème complexe mis en avant par les découvertes modernes.

Mais si le Soleil marche coin me lesauîrcs étoiles, nous pouvons nous d .. nder où il nous emporte.

A chaque instant, le mécanicien, du poste qu'il occupe sur la locomotive, surveille la course du rapide lancé à toute vitesse. Ne va-t-il pas dans la nuit brûler les signaux et se laisser heurter par un train se dirigeant vers lui?

L'astronome, l'oeil à la lunette, lui aussi, sonde l'espace et surveille le chemin du Soleil, car le sort de l'esquif portant l'humanité est lié à celui de l'astre central. Le savant n'a pas la ressource, il est vrai, de serrer les freins ou d'obliquer la marche de la Terre; mais, au moins et à la rigueur, il pourrait prévoir.

Cette course folle, commencée depuis des milliers de siècles, paraît, au premier abord, quelque peu mystérieuse, et cependant elle est une loi nécessaire du mouvement, de l'action, de la vie en un mot.

Si le Soleil venait à être arrêté brusquement dans sa course, il éprouverait aussitôt des changements physiques considérables; toutes les planètes et autres astres qui l'accompagnent seraient détruits instantanément. Poussé alors vers l'astre le plus voisin, et dont l'attraction serait prépondérante, notre Soleil se précipiterait vers celte autre fournaise, et l'humanité terrorisée assisterait à la plus épouvantable des collisions :

Dans cette hypothèse, invraisemble actuellement, de l'arrêt du Soleil dans l'espace, notre chute s'opérerait probablement vers Alpha du Centaure, notre plus proche voisine, et celle qui en même temps exerce sur nous l'action la plus intense.

Toutefois, il nous faudrait quelque temps pour arriver au terme du voyage, et le calcul peut rassurer l'humanité actuelle sur les conséquences de cet événement, que verraient se réaliser les générations futures.

Supposons donc notre Soleil en marche vers Alpha Centaure, et faisons l'hypothèse qu'aucun autre Soleil ne vienne troubler l'action de notre voisine, savezvous quelle serait la distance parcourue au bout d'un mois?

7 ou 8 millimètres seulement.

Au deuxième mois, nouveau bond de 25 millimètres. Je vous fais grâce des cal-

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culs : tout compte fait, pour parcourir les 41 trillions de kilomètres nous séparant de ce Soleil attirant, il ne faudrait pas moins de 14 millions d'années.

Mais ceci ne saurait arriver; nous sommes certains que le Soleil n'est pas immobile; les faits sont là, qui nous en apportent des preuves formelles.

Nous avons vu que les astronomes du temps de Bradley, soupçonnant notre mobilité, avaient cru en découvrir l'existence par l'examen des changements de parallaxe annuelle. Ils s'étaient trompés en partie. Il est bien vrai qu'en vertu du mouvement de la Terre autour du Soleil les étoiles ne paraissent pas tout à fait fixes; mais en y regardant de très près, on s'aperçut qu'il y avait bien réellement un effet de parallaxe annuelle séculaire, c'est-à-dire un véritable déplacement se poursuivant toujours dans le même sens, et dépendant précisément du véritable mouvement que le Système solaire décrit dans l'espace.

Voilà donc où le problème se complique d'une façon terrible; vous allez facilement en concevoir la difficulté.

Si le Soleil était seul en mouvement et les étoiles en repos, les résultats observés dans les déplacements apparents des étoiles sur la voûte céleste seraient simples et faciles à interpréter. Chaque étoile semblerait voyager en arrière le long d'un grand cercle de la sphère passant par deux points opposés, l'un indiquant la direction vers laquelle tend le Soleil, l'autre d'où nous venons. Ainsi toutes les étoiles sembleraient se diriger par un effet de perspective vers un même point du ciel; l'endroit diamétralement opposé, le point vers lequel nous nous dirigeons, a reçu le nom d'apex ou point de mire solaire.

Pour chaque étoile en particulier, la valeur du déplacement varierait en raison inverse de sa distance, et en raison directe du sinus de la distance angulaire de l'apex. Par conséquent, en déterminant la parallaxe annuelle, même d'une seule étoile dérivant ainsi sensiblement, non seulement on connaîtrait la vitesse en kilomètres par seconde du mouvement du

Soleil, mais on pourrait déduire par un simple calcul, d'après la quantité relative de son mouvement apparent, la parallaxe de toute autre étoile dérivant d'une façon relative.

Malheureusement, les étoiles ne sont pas au repos; elles ont des mouvements propres souvent beaucoup plus rapides que celui du Soleil; les effets de perspective sont donc ainsi en grande partie masqués, et cependant ils subsistent. Il est mathématiquement certain que chaque étoile, quelle que soit sa vitesse propre, réfléchit le mouvement du Soleil suivant la position qu'elle occupe par rapport à lui. Dès lors, ce qu'on appelle « le mouvement propre » d'une étoile se compose de deux parties : l'une apparente, et due au mouvement du Soleil, l'autre appartenant réellement à l'étoile. C'est cette partie du mouvement due à la marche de notre Soleil dans l'espace qu'il s'agit de retrouver dans toutes les étoiles ayant un mouvement apparent sensible. Le problème est compliqué, et il ne fallut pas moins de tout le génie de William Herschel pour en trouver la solution.

Cependant, déjà avant lui, on avait regardé le mouvement du Soleil comme possible. Nous avons vu que Fontenelle, parlant des observations de Cassini sur les mouvements propres des étoiles, avait dit : « Toutes les étoiles fixes sont autant de soleils, centres, comme notre Soleil, chacun dans son tourbillon, mais centres seulement à peu près, et qui peuvent se mouvoir autour d'un autre point central général. Le Soleil pourrait lui-même se mouvoir de cette façon. »

En 1748, Bradley émettait plus positivement la même .hypothèse : « Si l'on conçoit que notre Système solaire change de place dans l'espace absolu, il est possible qu'à la longue il se produise un changement apparent dans les distances angulaires des étoiles fixes; et alors, les positions des plus proches étoiles étant plus affectées que celles des étoiles très éloignées, leurs situations relatives pourront paraître changer, bien que les étoiles

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elles-mêmes soient réellement immobiles.

D'autre part, si notre Système est au repos et si quelques étoiles se meuvent réellement, leurs positions apparentes pourront varier réellement, d'autant plus que les étoiles seront plus près de nous, leurs mouvements plus rapides et plus convenablement dirigés pour être bien vus. Mais les positions relatives des étoiles sont, dès lors, soumises à tant de causes de changement que, si l'on considère la distance énorme à laquelle certains astres sont placés, on admettra sans difficulté que les observations de nombreux siècles seront nécessaires pour déterminer les lois des changements apparents. »

En 1760, Tobias Mayer, publiant les mouvements propres de 80 étoiles, arrivait à une conclusion défavorable à l'hypothèse du mouvement solaire. « On peut expliquer, disait-il, quelques-uns des mouvements observés, soit en supposant ces étoiles mobiles elles-mêmes, soit en admettant que le Soleil change sans cesse de place avec les planètes qui circulent autour de lui. » Il montrait alors que, dans cette dernière hypothèse, les constellations vers lesquelles le Soleil se dirige doivent augmenter graduellement de dimensions, tandis que les constellations opposées diminuent. « C'est ainsi, ajoutait-il, que dans une forêt les arbres à la rencontre desquels marche le promeneur lui semblent progressivement s'écarter les uns des autres, alors que les arbres situés à l'opposé paraissent, au contraire, se rapprocher. »

L'année suivante, Lambert regardait comme possible que toutes les étoiles, y compris le Soleil, aient un mouvement dans l'espace, mais que le mouvement de rotation du Soleil sur son axe n'implique pas nécessairement un mouvement de translation. Mérian, qui avait adopté les mêmes idées, écrivait en 1770 : « Comme le déplacement apparent des étoiles dépend du mouvement du Soleil aussi bien que de leur mouvement propre, il y aura peut-être un moyen de conclure de là vers quelle région du ciel notre Soleil prend sa course. »

Lambert avait admis la possibilité d'un

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mouvement de rotation sans translation.

Lalande, au contraire, soutenait avec raison que l'un n'allait pas sans l'autre : « Le mouvement de rotation du Soleil, dit» il, a dû être produit par une impulsion qui n'était pas dirigée vers le centre de gravité de l'astre, mais une force ainsi dirigée n'engendre pas seulement un mouvement giratoire; un mouvement de translation est la conséquence tout aussi nécessaire de son action, en supposant que le Soleil, déjà condensé dans sa forme actuelle, reçût un choc qui lui imprimât le mouvement de rotation. »

En 1783, sir William Herschel porta son attention sur la question du mouvement du Soleil dans l'espace. Il choisit d'abord sept étoiles dont les mouvements propres avaient été particulièrement déterminés; c'étaient Sirius, Castor, Procyon, Pollux, Régulus, Arcturus et Altaïr; il trouva ainsi que les mouvements propres de ces étoiles indiquaient un mouvement solaire vers la constellation d'Hercule. Pour l'exactitude de son résultat, il fit porter ses recherches sur un plus grand nombre d'étoiles : Arcturus, Sirius, [i Cygne, Procyon, e Cygne, Y Bélier, y Gémeaux, Aldébaran, p Gémeaux, y Poissons, a Aigle et a Gémeaux. Ajoutant Régulus et Castor (cette dernière étant double), il avait ainsi 14 étoiles. De leurs mouvements propres, il obtenait 27 mouvements en ascension droite et en déclinaison. En supposant pour l'apex solaire un point situé près de X Hercule, Herschel reconnut que ce point satisfaisait à 22 de ces mouvements; il attribua alors les cinq exceptions à des mouvements réels des étoiles elle-mêmes.

Il trouvait de même que le mouvement apparent de Pollux « concorde étonnamment avec les observations »; Castor ne cadrait pas aussi bien, et il en concluait que « sa distance devait être double de celle de Pollux ». En réalité, il n'en est rien.

Quant à la valeur annuelle du mouvement solaire, Herschel pensait que « le diamètre de l'orbite de la Terre, à la distance de Sirius ou d'Arcturus, ne sous-ten-

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drait pas un angle d'une seconde »; mais le mouvement apparent d'Arcturus, s'il est dû au transport du Système solaire, s'élève à 2 "7 par an, et il conclut « que le mouvement solaire ne peut certainement pas être inférieur au diamètre de l'orbite annuelle de la Terre ».

Ainsi Herschel était arrivé à la conclusion que le Soleil, animé d'une vitesse de 5 kilomètres à la seconde, se dirigeait avec son cortège de planètes vers un point voisin de a Hercule, par 257 degrés d'ascension droite et 25 degrés de déclinaison boréale.

Deux ans plus tard, M. Prévôt, se livrant aux mêmes recherches, trouvait, pour les coordonnées du point vers lequel le Soleil se dirige, un nombre divergeant à peine en déclinaison des résultats d'Herschel; parcon* tre, la différence s'élevait à 27 degrés en ascension droite; et cependant, la plupart des meilleurs astronomes de 1 époque se sont refusés à admettre les conclusions d'Herschel. Bessel soutenait qu'il n'y avait

absolument aucune évidence prépondérante en faveur de la direction supposée du Soleil vers un point de la constellation d'Hercule.

Biot, Burckhardt, sir John Herschel luimême (le fils de William) montraient la même incrédulité. Mais l'apparition en 1837 d'une thèse présentée à l'Académie de Saint-Pétersbourg par Argelander changea l'aspect de la question. Herschel avait basé-ses calculs sur un très petit nombre d'étoiles; Argelander avait à sa disposition 390 étoiles douées de mouvements propres déterminés avec la plus scrupuleuse exactitude. Il trouva ainsi pour la position du point du ciel vers lequel le Soleil se dirige :

Un amas d'étoiles dans le Verseau.

26ou5o' en ascension droite, et 3i°i7' en déclinaison boréale.

Dans ces conditions, il était impossible de mettre en doute le fait lui-même, et cinq ans plus tard, dans ses Études d'astronomie stellaire, Otto Struve écrivait : « Le mouvement du Système solaire dans l'espace est dirigé vers un point de la voûte céleste situé sur la ligne droite qui joint les deux étoiles de troisième grandeur x et ja Hercule, à un quart de la distance apparente de ces étoiles, à partir de -k Hercule. La vitesse de ce mouvement est telle que le Soleil, avec tous les corps qui en dépendent, avance annuellement dans la direction indiquée de 1623 fois lerayon de l'orbite terrestre, ou de 3355oooomilles géographiques, ou à un septième de la valeur trouvée.

On peut donc parier 40000 contre un pour la réalité du mouvement propre progressif du Soleil, etuncontreunqu'il est compris entre les limites de 38 et de 3ç millions de milles géographiques. »

En 1847, les recherches de Galloway étaient encore plus précises; en discutant les mouvements propres de 81 étoiles visibles principalement dans l'hémisphère austral, et qui n'avaient pas été employées dans les recherches faites par William Herschel, Argelander et Otto Struve, cet astronome trouva pour la position de l'apex solaire :

Ascension droite 1 Déclinaison boréale

En 1859, sir George Airy, par l'étude du mouvement de n3 étoiles, trouvait :

2Ôr'29' et -h 24°44', tandis que l'examen de 1 167 mouvements propres conduisait M. .Main à adopter 263°44' et 25°.

Le double amas d'étoiles dans Persée [photographie directe).

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Les recherches de M. Plummer, en i883, I de la Royal Astronomical Society de ne modifièrent que légèrement ces conclu- | Londres. Il avait réduit à nouveau, à l'aide

sions. Cependant, les astronomes n'étaient pas satisfaits. En 1886, le Dr Auwers, de Berlin, terminait un beau travail pour lequel il recevait en 1888 la médaille d'or

de données modernes les plus précises, les étoiles originales de Bradley, et en comparant leurs positions ainsi obtenues pour l'année iy55 avec celles qui leur étaient

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assignées par les observations laites à Greenwich après un laps de temps de 90 années. Dans l'intervalle, comme on devait s'y attendre, on reconnut que la plupart d'entre elles avaient parcouru une petite trajectoire sur la voûte céleste, ce qui permit de réunir un stock de près de 3 000 mouvements propres très exacts.

Ludwig Struve utilisa alors cette énorme masse de matériaux pour une nouvelle discussion du mouvement du Soleil. Il plaçXainsi l'apexdu mouvement solaire sur les limites des constellations d'Hercule et de la Lyre, par 273°2i' en ascension droite et 27L'iç/ en déclinaison boréale. Quant à la vitesse du mouvement, il l'exprimait de la façon suivante : l'espace parcouru en un siècle, vu perpendiculairement à la distance d'une étoile de sixième grandeur, sous-tendrait un angle de 4" 36. En admettant que la distance varie en raison inverse de la racine carrée de l'éclat stellaire, et que les étoiles de première grandeur soient seulement à un dixième de la distance des étoiles de sixième grandeur, on arrive à traduire cette distance angulaire en vitesse linéaire : celle-ci serait de 23km,33.

Ludwig Struve plaçait l'apex solaire beaucoup plus à l'Est que ses devanciers; sa conclusion fut confirmée par les recherches postérieures. Ainsi Lewis Boss, par la discussion de 253 mouvements propres extraits de la « Zone Albany », qui venait alors d'être terminée pour le Catalogue de VAstronomische Gesellschaft, plaça l'apex à 2800 en ascension droite et ■+- 40° en déclinaison, près de l'étoile quadruple z Lyre; et, reprenant la question en 1901, il concluait finalement pour un point situé 5° plus au Nord.

En 1890, le Dr Oscar Stumpe montra

Nébuleuse annulaire de la Lyre

que l'apex est différent [suivant que l'on prend des séries de grands mouvements ou de petits mouvements propres. Il choisit une liste de 996 étoiles ayant des mouvements propres compris entre iû" et 128" par siècle. Il les divisa en trois groupes, le premier comprenant de 16" à 32", le deuxième entre 32" et 64", le troisième entre 64" et 128".

Le premier groupe, renfermant 55 1 étoiles, donnait pour l'apex

Le second groupe comprenant 339 étoiles, donnait

Le troisième groupe, n'ayant que 106 étoiles, donnait

Toutefois, ce résultat pourrait tenir beaucoup plus à l'exactitude des données qu'à une loi véritable de la construction des cieux.

Cependant, MM. Dyson et Thackeray, à Greenwich, en 1905, utilisant les mouvements propres des étoiles circumpolaires de Groombridge, traitèrent séparément les étoiles du premier type et obtinrent des directions très différentes pour la route du Soleil. Il doit y avoir dans le ciel des groupes particuliers d'étoiles de composition diverse, et qui suivent des directions propres.

Dès 1893, le professeur Kapteyn, en étudiant isolément chacun des mouvements stellaires à sa disposition, suivant le grand cercle et perpendiculairement à ce même grand cercle passant par un apex solaire choisi comme le plus probable, réussit à isoler leur élément parallactique beaucoup plus parfaitement qu'on l'avait fait avant lui. La nature fondamentale du problème fut ainsi dévoilée, et les points obscurs éclaircis; il en résulta une détermination de premier ordre, d'après

OU ALLONS-NOUS.''

laquelle la trajectoire du Soleil est dirigée vers un point situé en ascension droite à 2740 et en déclinaison à -+- 3o", soit exactement à 6° au sud de x Lyre.

L'exactitude de cette conclusion fut confirmée par les recherches magistrales du professeur Newcomb, qui, par l'étude de 2527 mouvements propres faibles, trouva pour l'apex A = 2740, D -+- 3i°; 600 mouvements plus grands lui donnèrent 2770 et -h 3i°. Évidemment, ces nombres doivent être très voisins de la vérité.

Quant à la vitesse avec laquelle le Système solaire se dirige dans l'espace, la méthode suivie jusqu'à ce jour ne pouvait donner que des renseignements peu précis et subordonnés à diverses hypothèses plus ou moins justifiées. Il fallait connaître, par exemple, les distances des étoiles étudiées; or, ces distances ne pouvaient être fixées que très précairement, et encore pour certaines classes d'étoiles seulement. Toutefois, Kapteyn et Newcomb, après avoir perfectionné les méthodes de leurs prédécesseurs, s'accordaient à fixer à 16 kilo-

appelle en physique le principe de Doppler-Fizeau.

Christian Doppler, professeur de mathématiques à Prague, montra, en 1842, que la couleur d'un objet lumineux, comme la hauteur du son émis par un corps, doit varier suivant que le corps s'approche ou s'éloigne. En voici la raison : la couleur comme le son ne sont subjectivement que des effets physiologiques, dépendant, non de la longueur d'onde absolue, mais du nombre d'ondes entrant dans l'œil ou l'oreille dans un intervalle de temps donné. Ce nombre, il est facile de le voir, doit augmenter si la source lumineuse ou sonore s'approche de nous; il doit au contraire diminuer si la distance de cette même source va en augmentant. Dans le premier cas, le corps vibrant presse les unes contre les autres les ondes qui émanent de lui; ces ondes sesuperposentd'une façon de plus en plus dense; dans le second cas, le corps s'éloignant, les ondes se raréfient, et l'espace occupé par un nombre identique d'ondes se trouve ainsi augmenté.

En ce qui regarde le son, tout le monde

fîoujîe OrdngéJjmne Vert Bleu InrJiôo Violet

Dans le spectre des étoiles en mouvement radial, on constate une déviation des raies vers ta droite ou la gauche, en comparaison avec le spectre solaire représenté ici par la gravure donnée par Fraunhofer.

mètres par seconde la vitesse approximative du voyage solaire.

Cependant, depuis une vingtaine d'années, on possède une méthode plus directe pour résoudre cet intéressant problème.

Cette méthode repose sur ce qu'on

peut se convaincre de la réalité de l'effet prédit par Doppler; il suffit d'écouter le sifflet d'une locomotive franchissant une station à toute vitesse. Le son, de plus en plus aigu à mesure que la machine se rapproche, baisse ensuite très rapidement dès

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qu'elle s'éloigne. Cependant, Doppler ne réussit pas à appliquer son principe au mouvement des astres. L'étoile, en se rapprochant, devait changer de couleur, croyait-il, perdre la lumière rouge, par exemple, et devenir orangée ou jaune; en s'éloignant, au contraire, elle perdait le violet, qui devenait bleu ou vert; d'où un changement général de couleur de l'étoile. Théoriquement, le fait n'est pas douteux; mais, en pratique, il est impossible d'appliquer le critérium au Soleil ou aux étoiles, parcequ'elles brillent d'une lumière continue. Leur spectre entier se déplace légèrement dans un sens ou dans l'autre sur l'échelle de réfrangibilité.

Fizeau, en 1848, montra cependant comment on pouvait appliquer le principe de Doppler. Dans le spectre, fit-il remarquer, il n'y a pas que les couleurs à considérer; nous observons encore une série de raies qui, normalement, occupent une certaine position facile à déterminer d'une façon très exacte; dans certaines conditions de mouvement, ces raies doivent suivre la dérivation générale du spectre et se déplacer, soit vers le rouge, soit vers le violet. Il suffit donc de mesurer ce faible déplacement pour savoir de combien le corps observé se meut vers nous ou dans une direction opposée.

En fait, le principe appliqué aux étoiles s'est montré, ces dernières années surtout, d'une très grande utilité; il nous a même indiqué les vitesses radiales des astres, autrement dit leurs mouvements sur la

ligne de vision. Il permet ainsi, même pour les étoiles ayant un mouvement apparent perpendiculaire au nôtre, de déterminer la composante réelle de ce mouvement.

Dans l'étude de la marche du Soleil, il était dès lors possible d'arriver à des chiffres absolus relativement précis. Il suffisait, en effet, de comparer la vitesse radiale moyenne d'un grand nombre d'étoiles situées dans la direction suivie par le Soleil avec la vitesse radiale des étoiles que nous laissons derrière nous. Les mouvements de rapprochement doivent, dans l'ensemble, dominer dans le premier cas; les mouvements d'éloignement dans le second; la moitié de la différence moyenne représente alors la vitesse de transport de notre système relativement aux étoiles employées pour la comparaison.

En 1901, le professeur Campbell déduisait ainsi un mouvement de 20 kilomètres par seconde vers un point situé à 277 "3o' en ascension droite et -f- 20°en déclinaison. Il est probable que la vitesse est exacte à un ou deux kilomètres près. Quant à la direction, elle est plus sujette à caution, parce que les 280 étoiles ayant servi de base aux calculs se trouvent, pour la plupart, dans l'hémisphère Nord, d'où un déplacement systématique vers l'Equateur.

Cette vitesse de notre Système nous ferait donc parcourir annuellement une route égale à quatre fois environ le diamètre de l'orbite terrestre; à ce taux, si nous nous dirigions vers a Centaure, nous atteindrions cette étoile en quelque 69000 années.