TEMPS QUE LA LUMIÈRE DES ÉTOILES MET A PARVENIR A LA TERRE

— AUERRATION; ses causes. — l'aberration est une preuve DIRECTE DU MOUVEMENT DE TRANSLATION DE LA TERRE.

Les mouvements des planètes elle double mouvement de la Terre rendent compte, nous Tavons vu, et du mouvement diurne de la sphère étoilée et des mouvements propres de tous les astres du système solaire. U nous reste à chercher la raison de l'immobilité relative de cette multitude de corps célestes que les plus puissants télescopes nous montrent toujours coomie des points lumineux de dimensions inappréciables.

Cette immobilité des étoiles n*est qu'apparente ; si les constellations nous semblent conserver des formes à peu près invariables, cela tient à l'immensité de la dislance qui nous se-

pare de chacune des étoiles dont elles sont formées. Essayons de donner une idée des méthodes que les astronomes ont employées pour résoudre ce problème difficile des distances stellaires.

Rappelons que la parallaxe d'un astre, celle du Soleil, par exemple, s*entend de l'angle dont le sommet est au centre dd Soleil et dont les côtés aboutissent aux extrémités du rayon de la Terre. La distance du Soleil est déjà si grande que sa parallaxe, nous Tavons vu, ne vaut pas 9 secondes d'arc. Gela revient à dii^e que si deux observateurs étaient placés à la surface de la Terre en deux stations éloignées du rayon ter* restre, il n'y aurait pas 9 secondes de différence entre les positions apparentes qu'occuperait pour chacun d'eux le centre du Soleil sur la sphère étoilée.

Le rayon de la Terre est donc déjà une unité bien petite, quand il. s'agit d'évaluer les distances des corps du monde planétaire ; mais ellç s'évanouit tout à fait quand on veut la faire servir à mesurer les distances des étoiles. Aussi les astronomes ont dû prendre un terme de comparaison beaucoup plus considérable : ils ont choisi pour cela le rayon moyen de l'orbite terrestre, prenant ainsi pour base de leurs évaluations une ligne de 37 millions de lieues de longueur.

Puisque la Terre décrit, chaque année, une orbite de cette dimension autour du Soleil, il en résulte qu'à six mois d'intervalle, elle occupe deux positions dont la distance est approximativement 74 millions de lieues. Un déplacement de ce genre n'est-il pas rendu sensible par un mouvement apparent de chaque étoile sur la sphère céleste ? Par exemple, si l'on considère une étoile e située hors du plan de l'édipti^ue, l'observateur placé sur la Terre en A, verra l'étoile dans la direction du rayon visuel ke, en a par exemple sur la voûte céleste. Mais Tobservateur se déplace avec la Terre : au bout de six mois il est en B, et le rayon visuel doit lui faire voir l'étoile dans la direction Be, en b sur la voûte céleste.

L'étoile se sera déplacée en sens inverse du mouvement de la Terre, d'une quantité aogulaire bea précisément égale à l'angle A^B sous lequel on verrait, de l'étoile, le diamètre AB de l'orbite terrestre.

, PARALLAXE A^NUËLLB. S85

. C'est à cet angle^ oa plut&t à sa moitié AeS qu'on donne le nom de paralkuce cmnuelle de l'étoile^

Fig. 137. Parallaxe annuelle dei étoiles.

Ainsi le mou?ement réel de la Terre devrait produire, sur chaque étoile, un mouvement apparent en vertu duquel elle décrirait sur la voûte céleste une courbe annuelle d'ailleurs d'autant plus petite que la distance de l'étoile serait plus grande. Les étoiles situées au pôle de Técliptiqué décriraient des circonférences de cercle et celles qui se trouvent dans le plan même de l'écliptique paraîtraient décrire des lignes droites.

Pendant longtemps, on n'a pu constater aucun mouvement de ce genre. Les variations de position des étoiles dans un intervalle de six mois étaient si faibles qu'on dut les considérer comme au dessous des erreurs, d'observation. Les pa* rallaxes étaient nulles. Gela revenait à dire que le rayon de

]. En une année, le rayon visuel Ae décrit un cône par le fait du mouvement de translation de la Terre. L'aogle que cette ligne fait avec Taxe Se du cône varie donc d'un bout de Tannée à l'autre, et il atteint sa valeur maximum, quand Tangle kSe est droite c'est-à-dire quand le rayon vecteur de la Terre est vu de face par un observateur supposé placé dans l'étoile. C'est cette valeur maximum qui forme la parallaxe annuelle de l'étoile.

â8è CHAPITRE VIII. LES ÉTOILES.

l'orbite de la Terre est comme nul devant Timmense distance où se trouvent la plspart des étoiles.

Enfin, après des essais nombreux, et grâce à une méthode plus délicate due à nn astronome moderne, Bessel, on est parvenu à mesurer la parallaxe d'un petit nombre d'étoiles, les plus voisines de nous, par conséquent. Une seule a une parallaxe qui approche d'être égale à une seconde : c'est l'étoile de première grandeur Alpha du Centaure: les autres parallaxes sont des fractions de seconde.

On tire de là cette conséquence, que la multitude des étoiles qui brillent au firmament sont à une distance de la Terre supérieure à 200 000 fois la distance du Soleil à la Terre*.

L'imagination a peine à se faire une idée de l'immensité d'une telle distance qui, cependant, n'est que la limite inférieure des véritables distances steliaires. Tout le monde sait avec quelle prodigieuse vitesse se propage la lumière au sein de l'espace : le rayon lumineux franchit en une seconde un intervaQe qui n'est pas moindre de 298 000 kilomëtresl. Eh bien, si l'on calcule le temps qu'il faut à la lumière pour vé nir de Fétoile Alpha du Centaure jusqu'à la Terre, on ne trouve pas moins de 3 années et 7 mois.

La première étoile dont la distance à la Terre ait été calculée est une étoile de 6* grandeur, la 61' de la constellation du Cygne. 550 000 rayons de Torbite terrestre nous séparent de cet astre, et sa lumière met plus de 9 ans à venir jusqu'il nous.

Voici du reste un tableau qui donne les distances de quelques-unes des étoiles dont la parallaxe a pu être calculée avec une certaine exactitude. Ces distances sont exprimées en rayons de l'orbite terrestre et en milliards de lieues ; on a en

1. Une parallaxe de 1' suppose que Tobjet dont on mesure la distance est éloigné de 306 265 fois la longueur de la ligne qui sert de base à la triangulation. Une parallaxe de 0". 05 supposerait une distance 4 millions de fois aussi grande que la base. C'est entre ces deux limites que se trouvent les parallaxes mesurées : la précision des instruments et des méthodes ne comporte pas une plus grande approximation

DISTANCES STËLLÂIRES. 287

outre marqué le temps qu'il faut à la lumière pour franchir l'espace qui sépare chacune d'elles de la Terre :

Rayons de rorbitA

Milliards

Darées du trajet

de

de la lumière

terrestre.

lieues.

en années.

Alpha du Centaure. .

61! du Cygne

Wéga de la Lyre . . .

Sirius 1375000 50700 22.0

Etoile Polaire 3079000 113500 50.0

Chèvre 4484000 165400 72.0

Le petit nombre d'étoiles dont on a pu jusqu'ici évaluer directement les parallaxes et par saite les distances, ne prouve qu'une chose, c'est que la grande majorité des autres sont reculées dans les profondeurs du ciel à des distances incomparablement plus grandes encore. Diaprés les évaluations de W. Herschel, le télescope permet de distinguer des étoiles situées à une distance 2300 fois plus considérable que la distance moyenne des étoiles du 1*' ordre, c'est-à-dire les plus rapprochées de nous. C'est bien autre chose, si Ton considère les astres qui forment les agglomérations connues sous le nom de nébuleuses.

La solution du problème dont nous venons de donner les principaux résultats est un témoignage de plus à joindre aux autres preuves du mouvement de translation de la Terre. Si notre planète était immobile, les étoiles ne subiraient pas les déplacements annuels d'où Ton a déduit la parallaxe, ou, ce qui revient au même, les déplacements constatés demeureraient inexplicables. • . Parmi les astronomes qui ont consacré de longues recherches à la détermination des parallaxes et des distances stellaires, il faut citer Bradley ^, non que ce savant ait réussi dans

1. Bradley, un des plus illustres astronomes modernes, fut l'un des des directeurs de TObservatoire de Greenwich. 11 est mort en 1762. C'est à lui qu'on doit aussi la découverte de la nutatùm de la Terre ^ phénomène analogue à celui de la précession , mais dont la période est seulement de 18 ans.

288 CHAPITRE Vin. LES ÉTOILES.

l'objet qu'il se proposait d'abord^ mais il eut la gloire de découvrir un mouvement annuel apparent des étoiles, Vaberra^ tioriy qui est aussi une preuve directe de la translation dé notre planète.

En étudiant avec soin les positions d'étoiles voisines du zénith — afin d'éviter Tinfluence de la réfraction atmosphérique — ^Bradley reconnut que chacune d'elles semble décrire en une année une courbe elliptique, dont le grand axe, parallèle au plan de l'orbite terrestre, a invariablement une valeur angulaire d'un peu plus de 40'^ Plus l'étoile considérée était voisine du pôle de l'écliptique, plus l'ellipse qu'elle décrivait annuellement se rapprochait de la forme du cercle. Au contraire, plus l'étoile était voisine de l'écliptique, c'est-à-dire moins sa latitude céleste était grande, plus il trouva son ellipse aplatie, de sorte que cette ellipse se serait réduite à uno ligne droite pour une étoile située précisément dans le plan de l'orbite de la Terre.

Bradley reconnut en outre que tous les petits axes des ellipses étaient dirigés vers le pôle de l'écliptique. Enfin, en examinant la position occupée par l'étoile sur son orbite apparente, il trouva qu'elle était constamment de 90 degrés en arrière de celle que la Terre occupait au même instant sur la sienne.

Toutes ces circonstances réunies lui démontrèrent que ce phénomène ne pouvait être dû à la parallaxe ou à la dis-^ tance ; car alors les longueurs des axes des ellipses décrites, au lieu d'être toutes égales, auraient dû varier en raison inverse des distances des étoiles. De plus , l'étoile ^ au lieu d'être en retard de 90® sur son ellipse apparente, aurait dû être au contraire toujours en avance de 180 degrés.

Bradley finit par reconnaître que ce mouvement apparent, commun à toutes les étoiles , est un effet du mouvement de translation de la Terre combiné avec la vitesse de la lumière.

Nous avons vu que la lumière se meut avec une vitesse de 298 000 kilomètres par seconde, tandis que la Terre parcourt dans le même temps 29^,8 environ. Il en résulte que la vitesse de translation de notre planète est à fort peu de chose près 10000 fois moindre que celle d'un rayon lumineux. Quelque