LE SOLE<L DANS LE SYSTÈMR PLANÉTAIRE

Considéré dans le système des planètes et des autres astres, tels que les comètes, qui circulent autour de lui en des périodes régulières, dans des orbites elliptiques ou paraboliques, le Soleil est à peu près immobile dans le groupe, ou du moins son centre de gravité n'oscille que dans un espace relativement étroit, dont les limites ne dépassent pas le volume même du globe du Soleil. Quant à la situation de l'astre dans le groupe planétaire et cométaire, elle est caractérisée par ce fait, que son centre est le foyer commun de toutes les orbites, soit elliptiques, soit paraboliques, soit hyperboliques. D'ailleurs, les plans de toutes ces courbes ne coïncident pas entre eux ; mais si l'on considère seulement les planètes, les plans de leurs orbites sont en général peu inclinés les uns sur les autres, de sorte que le monde planétaire, vu de l'espace dans la direction d'un de ces plans, offrirait l'aspect d'une étoile centrale brillant d'un vif éclat, autour de laqui-lle oscilleraient plus de 100 étoiles plus petites, les unes perdues pour ainsi dire dans les rayons du Sokil, les autres s'en éloignant assez pour être perceptibles, sinon à l'œil nu, du moins dans de puissants téS ipes.

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Les dimensions du système planétaire, tel du moins que nous le connaissons , embrassent en diamètre 60 foi< la distance du Soleil à la Terre, près de 9 milliards de kilomètres (8890 millions). Si nous voulons nous faire une idée de cette immense étendue, apprécions-la par les temps que diverg mobiles mettraient à la parcourir. La lumière, qui a une vitesse de 29S 000 kilomètres par seconde, traverserait de part en part le sy.-tèrae planétaire en 8 heures 17 minutes; raiis un boulet de canon, s'il pouvait conserver une vitesse uniforme de son mètres par seconde, ne mettrait pas moins de .-lôS ans à faire le même trajet ; le son, pas moins de 845 ans!

L'étendue, en épaisseur, du monde planétaire est beaucoup moindre. En l'évaluant dans un sens perpendiculaire au plan de l'orbite terrestre, on la trouve de 19 à 20 fois moindre que l'ctenilue diamétrale ; c'est-à-dire environ de 470 millions de kilomètres. (

Dans tout cela il n'est pas question des comètes. Ces astres se meuvent, comme les planètes, autour du Soleil ; mais leurs orbites, beaucoup plus allongées, ont toutes les inclinaisons possibles sur le plan de l'écliptique. De plus, le sens des mouvements est rétrograde chez les unes, direct chez les autres. Si l'on s'arrête aux comètes dont les éléments elliptiques ont pu être calculés, qui, dès lors, sont des astres appartenant complètement au système solaire, les dimensions de ce dernier deviennent beaucoup plusgrandes que celles du monde planétaire proprement dit, c'est-à-dire circonscrit par l'orbite de Neptune. En effet, tandis que le rayon vecteur de Neptune vaut 30 fois en moyenne la distance du Soleil à la Terre, la distance aphélie où la comète de 1844, dont la période est de 100 000 années, va se perdre dans les espaces extraplanétaires, est près de 400 fois la même distance.

Il n'est pus douteux que, parmi les nombreuses comètes dont les orbites très allongées semblent dans leur portion visible être des arcs (le parabole, il en e»tqui s'éloiguenl plus encore du Soleil. iMais, sans sortir du domaine du connu et du déterminé, on voit que le monde solaire s'étend, à partir du foyer commua, jusqu'à 600 milliards de

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kilomètres, ou 150 milliards de liencs, et comme ou vient de le voir, probablement beaucoup plus loin encore. Du point où parvient la comète de cent mille ans à sou aphélie, le Soleil n'apparaît plus que comme uneétoile dont réclai surpasse encore, il est vrai, celui des plus brillantes étoiles connues, mais dont le diamètre est à peine d'une demi-seconde-

Les dimensions du monde solaire, telles qu'on vient de les indiquer, n'ont pu être déterminées directement. Mais elles sont la conséquence de la troisième loi de Kepler, qui établit une relation numérique entre les grands axes des orbites ou les distances moyennes des planètes au Soleil et les durées de leurs révolutions périodiques. Il fallait toutefois que l'une de ces distances fût mesurée et connue, pour pouvoir en conclure toutes les autres. C'est la distance de notre planète au Soleil que les astronomes des derniers siècles se sout proposé de calculer, en mesurant la parallaxe du Soleil, ou l'angle sous lequel on verrait le rayon équatorial du sphéroïde terrestre, si l'œil de l'observateur était placé au centre du Soleil. Cet angle est si petit, que les premières méthodes imaginées pour en obtenir la détermination restèrent infructueuses. Ce n'est qu'au milieu du siècle dernier qu'on parvint, en employant une méthode imaginée par Halley, à avoir une première approximation de la parallaxe du Soleil et de sa distance. L'observation des passages de Vénus sur le disque solaire en 1761 et 1769 fournit les éléments nécessaires à la solution de cet important problème, et l'on sut enfin quelles étaient les dimensions de ce monde solaire dont la Terre fait partie.

Depuis^ diverses méthodes ont été employées pour déterminer avec plus de précision la parallaxe du Soleil, et il paraît certain que le nombre 8",57 déduit par Encke des passages de Vénus, doit êtrescnsiblement augmenté. L'observation de Mars pendant ses oppositions, les mesures directes ide la vilesse de la lumière effectuées par ( Léon Foucault et combinées avec la constante de l'aberration, la théorie de la Lune et enfin une révision des résultats obtenus au siècle dernier par les passages de Vénus^ conduisent à admettre pour la parallaxe du Soleil à sa moyenne distance un nombre

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très voisin de 8",9. Si ce réssillat est confirmt' par les mesures nouvelles que les astronomes se proposent défaire dans quelques années, en 1874 et en 1882, époque:; des prochains passages de Vénus, voici le:i nombres qu'on devra en déduire pour la distance du Soleil à la Terre.

Évalué en rayons équatoriaux du globe terrestre, le demi-grand axe de l'orbite de notre planète est égal à 23 189, en nombres ronds .23 200. Chaque rayon équatorial mesurant 6378,2 kilomètres, cela fait 147 910 000 kilomètres pour la distance de la Terre au Soleil, environ 37 000 000 de lieues. Cette distance varie, puisque la courbe décrite par la Terre est une ellipse, ayant pour excentricité le nombre 0.0167701.

Voici ses valeurs extrêmes :

En rayons En millions

équatoriaux. de kilom.

Distances l'apliélie. . . 23 600 150.4

de la Terre ^iiovenne . . 23-290 147.9

au Soleil (périhélie. . 22 800 U5.4

La différence entre la plus grande et la plus petite distance du Soleil à la Terre est donc de 800 rayons de l'équateur environ, c'est-à-dire de 5 000 000 de kilomètres, ou 1 250 000 lieues, la distance maximum correspondant à peu près à la position que notre planète occupe au l^"" juillet, la distance minimum ou périhélie à celle où elle se trouve vers le 1^"' janvier.

Due fois connue la distance moyenne du Soleil à la Terre, on comprend qu'un simple calcul permet d'avoir celles de toutes les autres planètes, puisque la troisième loi de Kepler donne les valeurs relatives de toutes ces distances.

Nous ne nous faisons point aisément une idée des quantités que représentent les grands nombres. Une distance de 148 millions dekilomèlres nous apparaît sans doute comme une dimension considérable, mais nous ne nous la figurons que difficilement dans l'espace. En lui associant le temps^ par exemple celui que mettraient à la parcourir des mobiles animés de vitesses con. nues, l'idée deviendra pour nous sinon beaucoup plus précise, du moins plus accessible à notre imagination.

Considérons la lumière, qui se propage en ligne droite, en parcourant uniformément 298 000 kilomètres par chaque seconde de