QUATRIÈME JOUR DE LA CRÉATION. — ASTRONOMIE

^ Dieu dit : Qu'il y ait des luminaires dans l'étendue des

pour faire distinguer le jour d'avec la nuit ; qu'ils ser-

àe signes et de points ^e ralliement , et qu'ils marquent

irs et les années; qu'ils luisent dans l'étendue des cieux

éclairer la terre. C'est ainsi que Dieu fit les deux grands

lumineux ; le plus grand, pour présider au jour; le plus

et avec lui les étoiles, pour présider à la nuit. Il les plaça

le ciel pour éclairer la terre ; pour présider au jour et à la

et pour séparer la lumière des ténèbres. Et Dieu vit com-

cela était beau. Ainsi se passa le soir et le matin d'un qua-

jour (Genèse, ch. 1, 14-20). »

P' it d'entrer dans l'explication littérale du texte, nous besoin de nous former une juste idée de l'astronomie, de feus d'observation, de ses découvertes et de ses conces positives. Parmi tous les hommes qui se sont occu • sette branche de la philosophie, il n'en est point, à mon Ipbi qui l'aient envisagée d'une manière plus nette , plus pré- ||k, et surtout plus philosophique que M. Auguste Comte ,

tm le second volume de sa philosophie positive. Comme dans sdences il faut, pour être dans le vrai, faire abstraction des inonnes et peser les raisons, nous nous attacherons à faire nmaltre cette belle partie du travail de M. Comte , dans ses l^bcipaax points et dans ses résultats, je le dis une fois pour QBtet^lbifl si j'accepte pleinement les principes de M. Comte

398 DIEU , L'HOMME ET LE M(m>E.

en ce point de sa philosophie positive , il n'en est pas de même des conclusions qu'il appelle théologiques, pour lesquelles je suis, comme on doit s'y attendre, d'un avis complètement opposé au sien , et en cela même je me crois plus logiquement d'accord avec ses principes si solides que lui-même. Si je pose ainsi nettement la question vis-à-vis de M. Comte, c'est qu'il y a de son côté travail sérieux, et de part et d'autre sincérité complète et entière bonne foi; dès-lors, en nous donnant la main dans les principes, il nous est permis de différer dans les conclusions, ce n'est plus qu'un procédé de logique dont tout le monde peut être juge.

Or, à ce point de vue, scrutons avec M. Comte ce qu'il y a de positif dans nos connaissances sur les astres.

Pour se former une juste idée de la science astronomique, il est indispensable de sortir du vague des définitions habituelles, et de circonscrire Javec exactitude le véritable champ des connaissances positives que nous pouvons acquérir à Tégard des astres.

Et d*abord les phénomènes astronomiques ne peuvent nous être connus que par le sens de la vue ; d'où il suit qw hs astres obscurs, qui sont peut-être plus nombreux que leiartrei visibles, échappent à toute étude réelle , leur existence ponvant tout au plus être soupçonnée par induction. En outre, tente recherche qui n'est point finalement réductive à de amples observations visuelles nous est nécessairement interdite an sujet des astres. Nous concevons, en effet , la possibilité de déterminer leurs formes, leurs distances, leurs grandeurs et Icors mouvements ; tandis que nous ne saurions jamais étudier par aucun moyen leur composition chimique, ou leur structure minéralogique, etc. En un mot, nos connaissances |>ositives par rapport aux astres sont nécessairement limitées à leurs senb phénomènes géométriques et mécaniques , sans pouvoir nirilement embrasser les autres recherches que comportent les êtres accessibles à tous nos divers moyens d'observation.

Ainsi, pour fixer les idées, on a pu constater Texistenoe de9 atmosphères des corps célestes, à cause des phénomènes tamineux que ces atmosphères doivent évidemment produire ; nou^ pouvons jusqu'à un certain poTnrt mesurer leur étendue eC leur

pouvoir réfringent, sans qu'il nous soit possible de déterminer ni leur composition chimique , ni même lear densité, qui ne peut être déduite delà réfraction, car la nature chimique des gaz influe autant que leur densité sur leur puissance réfringente.

La détermination des températures, quoique peut-être moins diflSeile eu apparence, surtout depuis la création de la thermologie mathématique par Fourier, est pourtant insoluble. La question , en effet , renfermera toujours un élément inconnu ^ c'est*à-dire l'état interne de chaque astre et la manière non moins inconnue dont la chaleur est absorbée par son atmospUre.

L'astronomie se réduit donc à découvrir les lois des phéno^ .mènes géométriques et des phénomènes mécaniques que nous présentent les corps célestes.

 cette limitation il faut en joindre une autre non moins certaine. Il faut distinguer notre système solaire, comprenant notre ideil et ses planètes, de l'uniyers astronomique. Le pre» mier seul est susceptible de constituer une science positive ^ tandis que l'univers astronomique ne pourra jamais sortir de l'état plut ou moins conjectural dans lequel il est. En effet, à côté dâ la haute perfection acquise dans les deux derniers siè« clés par l'astronomie solaire, nous ne possédons pas même en- 'core, en astronomie sidérale, le premier et le plus simple élément de toute recherche positive, la détermination des intervalles stellaires. Mais quand même on arriverait à quelque détermination à ce sujet, ce qui est possible, il n'en serait pas moins vrai que jamais nous n'aurons une connaissance suffi* santé de l'univers, pour constituer une science exacte.

D'après ce qui précède, les phénomènes astronomiques étant les plus aimples de tous ceux que nous observons dans la nature, leurs moyens d'exploration doivent être les plus bornés ; et, en effet, nous n'avons, pour les étudier, que l'examen direct du phénomène tel -qu'il se présente naturellement. Mesurer des angles et compter des temps écoulés, tels sont les seuls moyens d'après lesquels notre intelligence puisse procéder à la décou- Tcrte des lois qui régissent les phénomènes célestes. Telle est même la mson qui fait de l'astronomie une^ science éminem*

ment mathématique , parce que d'ane part les éléments des problèmes sont simples, et que^ de l'antre, la mathématique seule, soit abstraite, soit concrète, peut y conduire à des conclusions. Nous ne voyons pas en effet la forme, ni la grandeur de la terre , non plus que des autres astres , mais nous les déduisons par le calcul.

Enfin , le yéritable but définitif des recherches astronomie ques étant toujours de prédire avec certitude l'état effectif da ciel dans un avenir plus ou moins lointain , la découverte des lois des phénomènes offre évidemment le seul moyen d*y parvenir , sans que l'accumulation des observations puisse être en elle-même d'aucune utilité pour cela, autrement que comme fournissant à nos spéculations un fondement solide. En un mot, il n'y a pas eu de véritable astronomie tant qu'on n'a pas su, par exemple, prévoir, avec une certaine précision, l'instant du lever du soleil ou de quelque étoile pour un jour et pour un lieu donné. Tel est le caractère essentiel de l'astronomie, dont tous les progrès ultérieurs ont seulement consisté à apporter définitivement dans ces prédictions une certitude de plus en plus grande.

L'astronomie étant une science d'observation et de e&knl, les moyens gnomoniques ont été les premiers instruments d'observation astronomique. Les ombres solaires et même, à un degré moindre, les ombres lunaires, ont fourni un second moyen : envisagées quant à leur direction , elles servent à la mesure du temps ; et par leurs longueurs , elles permettent d'évaluer certaines distances angulaires. Mais ces moyens sont inapplicables à des observations précises , à cause que le soleil ne décrit pas chaque jour le même parallèle de la sphère céleste, et à cause même de la nature des ombres.

Il y a, avons-nous dit, deux choses à mesurer en astronomie, le temps et les angles.

Quant au temps, le plus parfait de tous les chronomètres est le ciel lui-même ; mais, puisque c'est le mouvement de ce dernier qu'il s'agit de mesurer, les moyens artificiels pour la mesure des temps sont indispensables en astronomie.

Les anciens ont d'abord mesuré le temps par la pesanteur considérée dans l'écoulement des liquides : de là, les clepsydres

et les sablières encore usitées à bord de nos vaisl^eaux. Or, rirrégniarité nécessaire de toot mouTement dans les liquides^ démontre Tinsoffisance de ce moyen. C'est pourquoi on a élé rationnellement conduit, dans le moyen âge , à substituer les solides aux liquides , en imaginant les horloge fondées sur la descente verticale des poids. Mais le mouvement yertical des eorps pesants, bien loin d*âtre uniforme, étant, au contraire, nécessairement accéléré, les indications d'un tel instrument sont naturellement vicieuses, quoiqu'assujetties à une loi régulière. Enfin , l'idée de mesurer le temps par les oscillations d'un pendule, sortie des beaux travaux de Galilée et de Huygens, a pu permettre la solution mathématique de la mesure des temps. Les pendules ont été ensuite perfectionnés par Fart qui a aussi introduit des chronomètres portatifs, presqu'égaux tu précision aux horloges astronomiques. Telle est, en peu de mots, l'histoire des moyens par lesquels le temps est mesuré d'une manière sûre, à une demi-*seconde près, dans nos obser- TatioDS astronomiques*

Mesure des angles. — L'histoire du perfectionnement de la ■esure des angles est bien loin d'o£Erir un ensemble de recherches aussi intéressant.

Lorsqu'on se propose d'évaluer un angle seulement à une ttinute près, il faudrait un cercle de sept mètres de diamètre environ, en y accordant aux minutes une étendue d'un millimètre; et l'indication des secondes sexagésimales, en réduisant chacune à occuper un dixième de millimètre, exigerait un diamètre de plus de quarante mètres. Or, l'expérience a démontré qu'en restant même au-dessous de dimensions aussi impraticables, la grandeur des instruments ne pouvait excéder certaines limites assez médiocres sans nuire nécessairement à leur précision, à cause de leur déformation inévitable par le poids, la température, etc. Gela posé, la question est de comprendre comment on a pu parvenir à évaluer les angles à une seconde près, avec des cercles dont la grandeur permettrait à peine d'y marquer les minutes.

Trois moyens principaux ont concouru à produire un aussi grand perfectionnement : l'application des lunettes aux instruments angulaires, l'usage du vemier et enfin la répétition des I. 26

402 DIEU, LIBEOIVfME ET LE MONDE.

angles. D'abord les télescopes ont remplacé dans les instruments angulaires les alidades des anciens. Cette idée fat pleinement réalisée par l'inventioa du réticule (1), qui fixe avec précision l'instant du passage d'un astre par l'axe optique de la lunette. Plus tard la découYcrte des objectifs achromatiques Tint augmenter la netteté des observations. L'ingénieux procédé de Yernier, pour subdiviser un intervalle quelconque en parties beaucoup moindres que les plus petites qu'on y paisse marquer distinctement est la seconde cause fondamentale à laquelle nous devons la précision actuelle des mesures angulaires. Enfin Tid^ heureuse de la répétition des angles, afin d'atténuer par leur grandeur l'erreur des instruments angulaires, est la troisième base fondamentale de la précision des observations astronomiques.

Avec des instruments aussi parfaits, on pourrait croire, et l'on fait croire quelquefois au vulgaire, que la précision des observations célestes est admirable ; cependant cette précision, celte netteté, cette rigueur mathématique sont loin d'exister au fond. £n efTet, malgré la perfection des appareils, on n'atteindrait pas le but sans les précautions minutieuses et les nombreuses rectifications dont l'expérience a fait successivement reconnaître la nécessité dans l'emploi de tous ces instruments. Les corrections indispensables que les astronomes doivent fairo subir à toutes les indications de leurs instruments pour les dégager des erreurs inévitables dues à diverses causes générales, et surtout aux réfractions et aux parallaxes, constituent les moyens intellectuels d'observation. Or, il existe une harmonie fondamentale entre les instruments matériels et les moyens intellectuels. Il faut en effet des instruments d'une certaine précision pour que la réfraction et la parallaxe deviennent suflSsamment appréciables ; et, d'un autre côté, il serait parfaitement inutile d'inventer des instruments extrêmement exacts, si la réfraction ou la parallaxe devaient, à elles seules, apporter dans les observations une incertitude supérieure à celle qu'on se propose d'éviter par l'amélioration des appareils.

Les corrections fondamentales peuvent être distinguées en

(1) Le réticule est un instrument composé de plusieurs lils, qu'on place au foyer des luneUes.

deux classes, d'après leurs causes. Les unes tiennent à la position de l'obserTatenr, et n'exigent aucune connaissance approfondie des phénomènes astronomique^ : ce sont la réfraction ék la parallaxe ordinaire proprement dite. Les antres qui ont, au fond, la même origine, puisqu'elles proTiennent des mouvements de la planète sur laquelle Tobservateur est situé, sont fondées, au contraire, sur le développement même des principales théories astronomiques : ce sont la parallaxe annuelle, la précession, l'aberration et la nulation. Nous ne parlerons que des premières.

La lumière qui nous vient d'un astre quelconque est plus ou moins déviée par l'action de l'atmosphère terrestre. De là une source fondamentale d'erreurs , dont toutes nos observations ont besoin d'être dégagées, avant de pouvoir servir à former aucune théorie précise. L'influence de la réfraction rapproche constamment r astre du zénit; en le laissant toujours dans le même plan vertical ; sa distance au pôle, l'instant de son passage au méridien, l'heure de son lever et de son coucher, etc., éprouvent des modifications inévitables. Ces effets secondaires feraient faciles à calculer si Ton connaissait la véritable loi nivant laquelle la réfraction diminue les diverses distances iénithales. Tel est le grand problème des réfractions astronomiques, dont on peut chercher la solution par deux voies opposées : l'une rationnelle^ l'autre empirique, que les astronomes ont fini par combiner.

Si l'atmosphère terrestre pouvait être regardée comme homogène, la solution rationnelle du problème serait facile; mais la diminution de la densité des différentes couches atmosphériques à mesure qu'on s'élève est trop considérable, et d'ailleurs trop intimement liée à la notion même d'atmosphère, pour qu'on puisse espérer une telle solution. « Or, dit M. Au- » guste Comte, c'est là ce qui fait la difficulté, jusqu'ici insur- » montable, de cette importante recherche, car H résulte de cette » constitution nécessaire de l'atmosphère, non pas une réfrac- " tion unique, mais une suite infinie de petites réfractions tou- • tes inégales et croissantes à mesure que la lumière pénètre » dans une couche plus dense, en sorte que sa route, au lieu » à*é\re simplement rectiligne, forme une courbe extrêmement

compliqua, dont il faudrait connaître la nature poar t^alculer, par sa dernière tangente comparée à la première, la vé* ritable déviation totale. La détermination de cette courbe deyiendrait un problème purement gfométrique d'ailleurs plus ou moins diflBcile à résoudre, si la loi relative à la variation de la densité des couches atmosphériques pouvait être une fois exactement obtenue ; ce qui, en réalité, doit être jugé impossible lorsqu'on veut tenir compte de toutes les difficultés essentielles. »

En considérant l'équilibre mathématique de notre atmosphère comme simplement produit par la seule pression des diverses couches, on trouve aisément la loi suivant laquelle leur densité varie : mais un tel état est tout-à-fait idéal. D'abord l'atmosphère ne saurait jamais être en équilibre, et ses mouvements altèrent nécessairement la densité statique de ses parties, en changeant leurs pressions. De plus, l'abaissement graduel et très-considérable qu'éprouvent les températures atmosphériques à mesure qu'on s'élève, leurs variations réelles dans le sens horizontal, doivent altérer notablement le mode de changement des densités qui correspondrait à la seule considération des pressions. « La solution rationnelle du problème des » réfractions astronomiques, ajoute M. Comte, ne serait donc > réductible à des difficultés purement mathématiques qui

• pourraient bien d'ailleurs se trouver finalenient très-grandes, » que si l'on avait préalablement découvert la véritable loi de » la température dans l'atmosphère, sur laquelle nous n'avons » encore aucune donnée exacte, et qu'on ne saurait guère espé- » rer d'obtenir jamais d'une manière assez précise pour une » telle destination. C'est pourquoi les travaux de Laplace et de » quelques autres géomètres à cet égard ne peuvent être raison- » nablement envisagés que comme de simples exercices ma- » thématiques, dont l'influence sur le perfectionnement réel

• des tables de réfraction est fort équivoque. 11 faut donc re- » noncer, au moins dans l'état actuel de la science, et probable- » ment aussi pour jamais, à établir d'une manière purement » rationnelle une théorie des réfractions astronomiques. »

Or, comme tout dépend de cette théorie rationnelle, puisque les réfractions astronomiques influent sur la vraie distance d'un

!'• PARTIE. — COSMOGONtE MOSAÏQUE. 406

aflreau pôle, sur llnstant de son passage au méridien , sur l'heure de son lever et de sou coucher, sur les intervalles entre ks astres divers , sur leurs Traies distances de notre gtobe, etc., etc., il faut en conclure que tous ces problèmes sont rationnellement insolubles.

Il ne reste donc aux astronomes que le procédé empirique pour résoudre la question. On peut d'abord mesurer la vraie hauteur du pôle, sans la connaissance exacte des réfractions, par les deux hauteurs méridiennes d'une étoile très-rapprochée du pôle; ce qui est surtout susceptible d'exactitude dans les latitudes supérieures à 45^. « Cela posé, il suffit de choisir une étoile qui passe au méridien extrêmement près du zénith. ta observant, à l'instant de ce passage, sa distance zénithale, qui fera connaître immédiatement sa distance polaire, on pourra caculer d'avance, par la simple résolution d'un triangle sphérique, sa véritable distance au zénith à telle époque précise qu'on voudra de son mouvement diurne. La parallaxe des étoiles étant tout-à-fait insensible, l'excès plus ou moins grand que l'on trouvera ainsi sur la distance apparente directement observée, sera dû entièrement à la réfraction dont il mesurera l'influence efTective. » Le grand nombre d'étoiles qui admettent de telles comparaisons permet de nombreuses ▼érifications, qui peuvent être complétées par la confrontation des résultats obtenus dans des observatoires différents, inégalement rapprochés du pôle. Telle est aussi la marche laborieuse que suivent les astronomes pour dresser leurs tables de réfraction, depuis que la grande précision de leurs instruments, soit angulaires, soit horaires, a permis de l'adopter.

Si l'on pouvait supposer une constance rigoureuse dans les résultats ainsi obtenus, on aurait peu à regretter la théorie mathématique des réfractions. « Mais, ajoute M. Comte, il est mal- « heureusement évident que les innombrables variations qui > doivent survenir continuellement dans la densité, et par suite » dans la puissance réfringente de chaque couche atmosphéri- 9 que, en résultat de l'agitation de l'atmosphère et de ses cbange- 9 ments thermométriques, barométriques et même hygrométri- » ques, ne sauraient manquer d'altérer plus ou moins la fixité des •-véfractiofts. » Il est vrai qu'on tient compte^ ^b% les observa *

lions, de Tétat du baromètre et du thermomètre ; mais ils ne peuvent évidemment donner de résultats que pour le moment précis, et le point où l'on observe. L'espace parcoura par la lumière de l'astre , avant d'arriver à ce point , demeure complètement inconnu. Ce sont là les causes de dissidences plus ou moins graves que présentent des tables de réfraction dressées pour des lieux différents, et même pour un lien unique, eu divers temps. On sait que Delambre a trouvé, du jour aa lendemain , des différences inexplicables , et pourtant certain nés, de qoatre ou cinq minutes dans la réfraction borizontaie, après avoir cependant tenu compte des indications du baromètre et du thermomètre. Toutefois , il faut reconnaître que ces irrégularités deviennent seulement sensibles dans le voisinage de l'horizon, et qu'elles disparaissent à 10*^ ou 15® d'élévation; ce qui fait présumer qu'elles viennent des yariations de la sur race terrestre.

 la théorie si difficile des réfractions il faut joindre celle, non moins fondamentale, des parallaxes. La parallaxe est l'opération qui ramène par la pensée les observations célestes faites en divers lieux, à celles qu'on ferait d'un obseryatoîre idéal, situé au centre de la terre, qui est d'ailleurs le véritable centre des mouvements diurnes apparents. Cette théorie a pour but de rendre comparables les observations diverses.

L'effet de la parallaxe consiste, eii laissant toujours l'astre dans le même plan vertical, à l'éloigner du zénith, tandis que la réfraction l'eu rapproche. Cette nouvelle déviation, qui aussi n'est rigoureusement nulle qu'au zénith, croit constamment à mesure que l'astre descend vers l'horizon, ainsi que dans le cas de la réfraction, quoique non suivant la même loi. De Taltération fondamentale de la distance au zénith, résultent pareillement des modifications secondaii*es, pour toutes les autres quantités astronomiques, excepté encore à l'égard des seuls azimuths. Toute la difficulté essentielle se réduit encore ici à déterminer la réfraction que doit subir la distance zénithale; ce qui peut être effectué par un problème élémentaire de trigonométrie rectiiigne. A TinSpection du triangle rectiligne formé par le centre de la terre, l'observateur et l'astre, il est clair que la loi mathématique de la parallaxe consiste (*n ce que le sinus cTe la parai-

laxe est nécessairement proportionnel à celui de la distance zénithale apparente. La raison constante de ces deux sinus , qui constitue ce qu'on appelle justement la parallaxe horizontale, est évidemment égale au rapport entre le rayon de la terre et la distance de son centre à Tastre^ du moins en supposant la terre sphérique, ce qui sufSt dans toute cette théorie. D'après ces lois, rinfluence de la parallaxe est fort inégale suivant les astres que Ton considère, et même suivant les diverses stations de chacun d'eux. Elle est complètement insensible pour tous ceux qui sont étrangers à notre système solaire, à cause de leur immense éloignement; et elle varie extrêmement dans Tintérieur de ce système. Pour mesurer la parallaxe on emploie encore un moyen empirique, mais, en ramenant tous les inconvénients de la réfraction, il n'est applicable qu'aux corps trèsrapprochés, comme la lune, et peut déjà, à l'égard du soleil, induire dans une erreur de moitié en plus ou en moins ; il est en (mtre complètement nul pour Saturne et Uranus , et à plus forte raison pour tous les astres en dehors de notre système.

Ainsi donc, la parallaxe, quel que soit le moyen employé pour la mesurer, est de plus en plus nulle à mesure que l'astre s'éloigne davantage; elle est réellement inapplicable à tous les astres en dehors de notre syatème solaire. D'autre part nous avons vu qu'il en est de même de la l^éfraction ; or, ce sont pourtant les seuls moyens positifs que nous ayons pour mesurer les quantités astronomiques ; il est donc rigoureusement démontré, comme l'a fort bien dit M. Comte, que l'astronomie ne peut être une science positive qu'en limitant ses recherches au seul système solaire dont nous faisons partie.

L'évaluation des distances des astres à la terre, et, par suite, de leurs distances entre eux, est là première base nécessaire de toutes les spéculations mathématiques dont les corps célestes peuvent être l'objet, soit sons le point de vue géométrique, soit sous le point de vue mécanique. D'où il résulte que sans cette détermination, la plus fondamentale de toutes, il n'y a pas de sdence astronomique, rigoureuse, possible.

■ Or, il ne saurait exister à cet égard d'autre procédé élémentûre, que celni à l'aide duquel on reconnaît la distance des corps inaccessibles. Ce procédé est fondé sur les propriétés des

triangles. On observe le corps inaccessible de deux points séparés Tun de l'autre par une distance suffisaate et connue ; cette distan'^e entre les deux points d'observation est la base d'un triangle dont le sommet est occupé par le corps observé. Dans ce triangle, on connaît la base et les deux angles adjacents, par conséquent tout est connu, et il n'y a plus qu'à évaluer les cdtés, etc.

Mais cette méthode est nécessairement limitée en astronomie par l'imperfection plus ou moins inévitable des mesures angulaires, dont nous avons fixé précédemment le degré de prédsion. £n effet, la résolution du triangle exige la connaissance de Tangle occupé par le corps inaccessible proposé. Si donc par l'immensité de la distance , ou par la petitesse de la base, cet angle se trouve être extrêmement petit, il sera fort mal connu, et, par suite, la distance sera très-inexactement calculée. Cet inconvénient est d'autant plus grand, que le troisième angle ne peut être connu qu'en le déduisant des deux autres, dont il est te supplément. Or, si les deux autres sont mal connus à cause des obstacles de la réfraction, etc., l'incertitude des observations est nécessairement doublée pour ce troisième angle; en sorte que dans l'état actuel de nos mesures, on n'en peut répùodre à moins de deux secondes près. Il suit de là que, si l'angle est moindre que deux secondes, il ne saurait être nullemeat cx)nnu.

Dans les cas terrestres, nous pouvons toujours agrandir k base du triangle, en augmentant la distance entre les deux stations d'observation. Mais, dans les cas célestes, la nécessité, à jamais insurmontable, qui nous renferme dans les limites de notre planète , impose des bornes fort étroites, et souvent trèsiusufBsantes à l'agrandissement possible de nos bases. Cette difficulté fondamentale restreint considérablement nos connaissances sur la vraie distance des astres.

On n'a pu, en effet, évaluer d'une manière un peu précise que la distance de la lune à la terre ; puis, avec moins de précision déjà, les distances de Vénus et de Mars. Mais ce procédé devient beaucoup trop incertain à l'égard du soleil, sur la distance duquel une semblable opération laisserait une incertitude d'au moins un huitième, ou d'environ deux millions de

myriamètrès. Enfia, il est tout-à-fait insuffisant enyers les astres «n dehors de notre système.

Cependant les astronomes, par un autre procédé ingénieux, ont pu combler une partie de la lacune du précédent. Ils utili<sent le» distances connues comme d'immenses bases d'un nouveau triangle. Aristarque prenait la distance de la lune à la terre, pour base du triangle dont le soleil deyait occuper le sommet. Dans ce procédé Tangie à la terre est connu directement. Or, il y a» dans le cours mensuel de la lune, un instant où l'angle à cet astre est naturellement estimé à l'avance : c'est celui de l'un ou l'autre quartier où cet angle est nécessairement droit. Mais la difficulté de pouvoir saisir, par l'observation, le moment précis où cet angle est droit, rend ce procédé extrêmement défectueux.

L'observation des passages de Mercure, et surtout de Yénus sur lé soleil, a offert à Halley un moyen bien plus détourné, mais aussi infiniment plus exact , pour déterminer la parallaxe relative de chacun de ces astres et du soleil, et par suite la distance de celui-ci à la terre, d'après la seule indication de la différence très-sensible que peut présenter la durée du passage observé en deux stations fort éloignées. On est arrivé par là à trouver que la distance du soleil à la terre est , à très-peu près , quatre cents fois plus grande que la moyenne distance de la lune. L'incertitude d'un tel résultat est, au plus, de 160,000 myriamètres. Cette distance fondamentale étant ainsi déterminée, la connaissance du mouvement 4e la terre permet de la^prendre pour base de l'estimation des autres distances astronomiques plus considérables. Il suffit, en effet, d'observer la distance angulaire du soleil à l'astre proposé, à deux époques séparées par un intervalle de six mois, qui correspond à deux positions diamétralement opposées de la terre dans son orbite. On a dès-lors, pour calculer la distance linéaire de cet astre, un triangle immense, dont la base est double de lu distance de la terre au soleil. Jusqu'ici , ce cas n'est applicable qn aux planètes , dont le déplacement doit nécessairement affecter plus ou moins l'exactitude du résultat. Mais ce procédé, exclusivement destiné aux planètes les plus lointaines, permet de négliger leur mouvemrat et de les considérer comme fixes.

Il est clair enfin que ces mesares sont nécessairement toutes affectées de Tinccrtitude indiquée plus haut , sur la distauoe de la terre au soleil.

« L'immense accroissement de la base d'observation, qm » résulte de la connaissance du mouvement de la terre, est » évidemment le plus grand qui nous soit permis ; si nous » avons pu, en quelque sorte, franchir ainsi les limites de » notre globe, celles de l'orbite qu'il parcourt sont néeesui- » remeut insurmontables.

» Or , cette base , quelque prodigieuse qu'elle doive noas » paraître, devient, à son tour, du moins jusqu'ici, tota- » lement illusoire, aussitôt que nous voulons estimer rélffl- » gnement des astres étrangers à notre système. En ki » donnant alors toute Tétcndue possible, par un intervalle de » six mois entre les deux observations , la somme des deai • distances angulaires ne laisse point , pour Tangle à rétoile, » une quantité qui soit même légèrement supérieure à rearreur » totale d'une telle mesure, dans l'état actuel de nos mojmis. >

Tels sont les moyens essentiels , à l'aide desquels on peot déterminer la distance de^ astres à la terre. Or, après avoir déterminé exactement cette distance pour tous les astres de notre système , il est aisé de comprendre comment on calcole leurs distances mutuelles, puisque dans le triangle, où ehaBUie est contenue, deux côtés sont déjà donnés, et l'angle à Itterre peut toujours être mesuré. De cette même distance des atos à la terre, se déduit leur figure et leur grandeur , dont l'étude ne peut plus présenter d'autre difSeuIté que celle d'nne observation suffisamment précise. Il sufBt, en effet, de mesarcr soigneusement leurs diamètres apparents dans tous les sens possibles , pour juger immédiatement de leur véritable figure, après avoir toutefois effectué les deux corrections fondamentaies de la réfraction et de la parallaxe. Quant à la véritable grandeur des corps célestes, un calcul très- facile la dédoit immédiatement de la mesure du diamètre apparent combinée avec la détermination de la distance.

Mais eu définitive, tous ces calculs et toutes ces mesures sont nécessairement entachés des erreurs primitives et -compliquées , résultant des corrections plus on moins fautives

I" PARTIE. — COSMOGONIE MOSAÏQUE. 4lt

de la réfraction et de la parallaxe, dont nous ignorons la Téritable influence. En effet , les causes qui influent sur les Tariations de la réfraction sont multiples ; elles proviennent de l'observateur , de notre atmosphère, de l'état de l'espace qui nous sépare des astres, de la nature et de l'état des atmosphères diverses des astres eux-mêmes.

1** Le pouvoir réfringent de l'œil de l'observateur varie suivant l'état physiologique de celui-ci , avant , pendant ou après la digestion , suivant son état de santé ou de maladie, suivant le temps de jour ou de nuit où il observe, suivant, enfin, la structure de l'organe de chaque individu. D'où il suit , que les observations faites par deux individus différents ne peuvent être mathématiquement comparables ; or , les observations astronomiques les plus fondamentales exigent nécessairement au moins deux observateurs placés dans des conditions tout-à-fait différentes.

V Notre atmosphère est composée de couches nombreuses, dont la densité, la composition chimique, et par suite le pouvoir réfringent nous sont complètement inconnus.

3* L'espace qui nous sépare des astres est-il vide, ou rempli de fluides comme cela est plus probable ? quelle est la vitesse de la lumière dans ces espaces ? Pour la connaître il faudrait savmr au moins combien de temps elle met à parcourir la pro • fondeur de notre atmosphère, et nous l'ignorons. Quel est le pouvoir réfringent des fluides qui remplissent les espaces? Nous n'en savons absolument rien. Faut-il, avec certains philosophes^ accepter que l'hydrogène des hautes régions de l'atmosphère fait l'effet d'une sorte de miroir où viennent se peindre les astres?

4*» Quel est l'état, quelles sont la nature, la composition chimique, la densité des atmosphères des divers astres? quelle est rétendue de ces atmosphères, quel est leur mode d'absorption de la lumière, quel est enfin leur inode d'action sur la lumière ? Ce sont là autant d'éléments du problème qui nous seront à jamais inconnus.

Or, tout dépend, en astronomie, du mouvement de la lamière dans le monde, des diverses modifications qu'elle subit nécessairement par toutes les causes précédentes. Il faut doue

413 DIEU, rHOMME ET LE MOKDE.

fD condare qoe nous n'aTOin aocane certitude sur la rétiité des faits astroDomkioes dans notre monde méaie. Mais malgré les ioesitricables diffienltés fondamentales àa problème des réfractions astronomiqnesy on comprend fMiiemenI que le résultat effectif et utile des obsenrations puisse atteindre à un d^^ré de rigueur mathématique suffisant. En effet, l'état apparent, et non réel du ciel, est le seul dont nous ajons besoin; or, llgnorance dans laquelle nous sommes sur le pouvoir réfringent de l'œil de rol»er¥ateur, des diverses couches de notre atmosphère, de l'espace qui nous sépare des astres, de Tatmaspbère même de ces astres, nous dérobe bien l'état réel do del, mais non son état apparent qui dépend des lois de la n^ fraction même. Ces lois étant constantes doivent nous iNrésoh ter aussi un état apparent du ciel à peu près constant, sauf ks TariatioDS atmosphériques dont nous avons parlé et que Toii parvient en partie à corriger. Le résultat utile est donc le même au fond, et quand nos astronomes se tromperaient de plus de moitié dans la vitesse et la distance des astres, ce qui est possible et même probable, dit H. Aube (1), cela n'affecterait eo rien la connaissance utile ; leurs calculs n'en seraient pas moins justes. C'est sur la distance supposée qu'ils établissent la ntesse.

Si telles sont nos incertitudes inévitables sur les dûjff^ réelles dans notre système solaire, que dirons-nous desastrcft qui sont en dehors et que nous ne pouvons atteindre d'aocane façon? « Il est presque superflu, dit H. Comte, après l'avoir prouvé, d'ajouter ici que notre ignorance à l'égard des distances effectives de tous les corps extérieurs à notre monde, nous interdit toute connaissance de leurs vraies dimensions, quand même nous parviendrions, à l'aide de plus puissants télescopes , à mesurer leurs diamètres apparents. Nous avons seulement lieu de penser vaguement que leur volume doit être analogue à celai de notre soleil (2). »

Ainsi, nous n'avons aucun moyen de nous assurer ni de la distance des astres, qui sont en dehors de notre système, ni de leur grandeur , ni de leur figure , ni de leur état, ni de leur

(1) U Brahmane. — (3; Philos. pos.« t 11, p. 1 1 1 .

l^ PARTIE. — COSMOGONIE MOSAÏQUE. 413

nature. Nous ne pouvons que faire des conjectuies à jamais indémontrables sur chacuu de ces poiuts. Ces conjectures mêmes ne pouvant être fondées que sur la connaissance de notre système ^ participent nécessairement de son incertitude. Or, cette connaissance ne ^ous donnant que Tétat apparent, il s'ensuit que les conjectures qui en découlent ne peuvent aussi nous fournir que l'état apparent de l'univers astronomique , enveloppé toutefois des erreurs innombrables que les difficultés indéfiniment croissantes, à mesure que la distance augmente, doivent nécessairement produire.

Que penser donc de la jactance de certains astronomes qui avancent imperturbablement que tels ou tels astres sont à une distance si grande de notre terre , que la lumière qu'ils nous envoient .met des milliers de siècles à parcourir les espaces avant de nous arriver , et qui concluent en conséquence qu'il y a des millions d'années que ces astres sont créés? Ce sont là des contes ctes autres mondes que nous ne pouvons ni affirmer, m déneptir par aucun moyen. Ces astronomes ne connaissent ni la dictance de ces astres , ni le temps que la lumière met à parcourir les espaces en dehors de notre atmosphère ; en un mot, aocun des éléments de leurs prétendus calculs n'est Gonna; par conséquent, leur somme se réduit à zéro. C'est là pourtant ce qu'on ose opposer à une affirmation positive, fondée sur la certitude morale la plus élevée qui soit au pouvoir de rhomme. L'Écriture, en effet, nous dit que les astres ont été créés après la terre ; qu'il n'y a pas des millions de siècles que cette création a eu lieu; et voilà que l'on fait retentir aux oreilles du vulgaire des chiffres dont on lui escamote habilement la valeur , et l'on s'écrie : Voyez s'il faut en croire l'Écriture ! Mais la science positive répond hautemeni : Votre objection égale zéro, notre réponse égale aussi zéro; 0 pour 0 , la* différence est égale à la somme , partant nous sommes quittes. Dès-lors, toute discussion de détail sur la distance de tel ou tel astre en dehors de notre système , sur le temps que sa lumière emploie à nous arriver , sur l'époque plus ou moins reculée de sa création , devient complètement inutile; le temps est trop précieux pour le perdre ainsi.

414 DIEU, L'KOMilE ET LE M05DE.