HISTOIRE

L Hottoes vënéralea. I<es Aneleiia» CJopemle.

«aUlëe.

W nombre des étoiles que l'on voit sans laide du télescope, est

''^ inodic[ue. M. Argelander, dans son Uranomélrie^ donne la

W de 3256 étoiles visibles à l'oeil nu , depuis le pôle arctic[ue

^i^'à 36® de déclinaison austral/e, c. à. d. à peu près sur huit

^èmes de la voûte céleste. Pour les deux autres dixièmes aux

'^virons du pôle céleste antarcticpie , il faut ajouter 844 étoiles.

^oiis aurons donc, suc la voûte céleste entière, 4100 étoiles vU

'Ues à un individu d une portée de vue moyenne. Ce chîjBfre monte

à peu près à 6000 pour des personnes douëes d'une vue perçante-= Nous ne, voyons donc en chaque moment, sur la moitië du cie. visible, que 2000 h 3000 ëtoiles, par une belle nuit sans crépuscule et sans clair de lune.

Ceux qui n'ont point de connaissance du dénombrement effectif, taxent le nombre des étoiles visibles beaucoup trop grand Cela s'explique, en partie, par la distribution irrégulière des étoiles et par le manque de divîâîons sUf-îe 'efe!f en partie, par l'effei que produit l'aspect du ciel sur l'imagination. Le nombre des étoiles, croissant à mesure quç l'éclat diminue» nous engage à devinei des étoiles que nous ne voyons plus.

:t)iÂs;{iSi eatâl^'gu^ dei/sôiéièiis iktttaoiibis'^WélxbiM les déterminées est encore plus petit. Hipparque en avait observi 1022. Le catalogue du dernier de^ astronomes qui observait lei lieux des étoiles sans l'aide du télescope, Hevelius, renferme 153^ étoiles observées. àlIlMoUig^^'ist qii^l^y ivait ëmk^re plus d'étoilei visibles à l'oeil, qu'observables par les pinnules des instrument d'alors. . - ,-

Si l'antiquité avait cependant soupçonné l'existence d'un granc nombre d'étoiles invisil|lea à l'oeil ? :&t.do^t l'éclat réuni explique rait l'aspect de la voie lactée: la confirmation et les progrès de ce. idées dèi&êttfèl^^t ii£ii>os^ïB!és, j^<]^'à*fiiîtra(iôii au ^^^^ ilêm<

Copernic n'ose produire aucune opmion précise sur les étoile fixes.^) Galilé« enfin,: dans s<m Nunéius $tdêréuss publié en KM «fanonça au monde civil iaé les. premièiées diécomverfes, faites au de à)::^'atde dà iéUascôpe,. su»:. la surface de la Luàe,i sup il«s ëtoâe fixsè,i lies satellites de Jupiter, dt. plus -tard- jiir 'la diffok;mfté,é Saturne ^l'iUuminàtion variable de Véniifr^ et aur les taches du 8b leiL II est impo8s3>l6 de se faire anjoord'buii une i^ée parfaite d l'enthousiasme .^ue/'^^ aniHMkces cul dû eneiter alors» G-étatt 1 révëlaition inatieibdue du monde céleste^ invîiible et ûisiecessihlé

fa^rit Immaiu depaif.dea millkMPs d'aïuotëe^. Voici çpinmimt Galilée saprioie d*fihord sur les étoile* fixoa:

«C'est irraiment un ginod iyénemmt que d'igouter nu oonibre

««on^id&able d'étoiles fixes, qui pouvaient être aperçues jua»

«qu'à présent avec les moyens naturels, d'autres étoiles înnpm-

«hnbles, et de faire voir à l'oeil des étoiles qui n'avaient jamais

«été vues auparavant, et dont la multitude est au moins dix

«fois plus grande que le nombre des étoiles anciennement con-

«nnesv — <• C'est un fait, de haute importance, que d'avoir mis fin

«ainsi ^ùt disputes sur la voie lactée , et d'en avoir msnifesté la

tocmstructioB, au sens et à l'intell^ence elc.n^)

Depuis Galilée jusqu'à W. Herschel, eu dunmt au^^delà d'un

fficle et demi, la distribution et l'amani^ment dies étoiles fixes

' Aiît plutôt Vobjet de spéculations que de l'Obsc|rvatiott, trop oc-

f^snfée eacGte de l'examen des rorps qui appartiennent au système

tolaire.

% lipëciilatfQii» de KeppleiT*

Keppler, dans le livre I de son Epitomey publié en 1618, s'occupe le premier de la distribution des étoiles, par la voie de la spéculation. UHarmonice mundi^ publiée l'année suivante^ ne csiÀient rien coneeniant l'arrangement de l'univers. Mais il en traite iDt seconde fois dans le quiatrième livre de VMpitqme qui paru^ en NOb.') Les points suivants que j'ai tirés des différents endroits^ de Vouvrage cité, représentent les idéeq de Kep{)ler. ■ . li Le' Soleil se trouve à une distance plus grande des autrei étoiles fixes, que celle qui a lieu entre les étoiles voisineSi elles '' mémes.^) '. :i

!• AxiL milieu de la r^on des étoiles fixes il. y i une coiMrfivité immense, ceinte de tous côtés par les étpilea. Le Solexl se trouvé à l'intérieur de cette concavité. Dmic le Soleil avec les

kiitres corps qui appaitienneiit à son système, est pkcë iam UB lieu particulier '«et remarquable de Tunirers, ea comparaison des' autres parties de la n^on des ëtmles fixes.

3. La concayitë où est place le Soleil, se trouve en mmie. temps près du centa*' de lanneau stellaire, qui forme la voie lactée Cette position est mdiquëe par ce que la voie lactée présente à peu près l'aspect d'un grand cercle, et que l'intensité en esl sensiblement la méine dans toutes ses parties.

4. L'espace qui comprend toutes les- étoiles fixes, terminé intérieu- ' rement par la concavité où séjourne le Soleil, est limité aussi

extérieurement, et forme, dans sa totalité, une sphère inunense d'un diamètre fini; au-delà de la surface de cette sphère se trouve' le vide. Cette forme -sphérique de l'univers se déduit de la qualité qu'a la sphère, de comprendre le plus grand volume en dedans d'une surface de grandeur donnée, et de l'analogie des corps célestes qui ont tous la forme sphérique. La f<»rme générale des parties parait devoir être aussi celle de la totalité.

5. Le Soleil est lé corps principal, le coeur de l'univers d'où se répand la lumière et la chaleur, et qui règle le mouvement des planètes avec leurs satellites. La sphère des fixes forme l'enclos extérieur de l'univers, rejetant la lumière et contenant la chaleur solaire, comme une peau de l'univers. Elle est donc, comparativement parlant, de glace ou crystalline, tandis que le Soleil est le feu ou une masse ardente. Les étoiles fixes sont, dans cette hypothèse, beaucoup plus petites que le Soleil, mais elles brillent cependant d'une lumière propre et qui manifeste difr férentes couleurs.

6. Il est cependant possible que le Soleil ne soit autre chose ' qu'une étoile fixe, plus brillante à nos yeux par sa proxi'-

mité seulement, et que les autres -étoiles fixes soient également des Soleils entourés d'un monde planétaire. Mais cette consé-

quence nest pas de nécessite, car raslronpmîe copemicaine, se boroant à l'aspect des étoiles fixes, ne décide rien sur leur nature. On peut donc aussi admettre que les étoiles fixes se trouvent répandues, comme le dit la tradition des Hébreux, dans une couche comparativement mince et de nature aqueuse, et que cette couche est crystalline, si l'eau y est gelée, à cauçe du grand froid qui convient à la distance immense du Soleil, comme centre de la chaleur dans l'univers.

7. Le rayon de la concavité, ou la distance qui séparé la limite in- ' térieure de la région des étoiles fixes, du Soleil, se détermine par une proportion simple. Le système solaire finit avec Saturne, la dernière des planètes. Le rayon de l'orbite de cette planète est de 2000 fois plus grand que celui du globe solaire.^) Donc, par l'harmonie des relations, la distance des étoiles fixes doit être encore 2000 fois plus grande que le rayon de l'orbite de Saturne, ou de 4 millions de fois le rayon du Soleil.*) Cette énorme distance des étoiles fixes est confirmée par les observations de Tycho qui ne donnent aucune parallaxe sensible des étoiles fixes.

S* Mais aussi l'épaisseur de la voûte crystalline des étoiles fixes peut être évaluée. La matière totale de l'univers se divise en trois portions égales. Un tiers est concentré dans le corps du Soleil, l'autre ' tiers a été employé à former les planètes et l'éther céleste qui remplit la concavité jusqu'aux. étoiles fixes. Le dernier tiers enfin est réuni dans la sphère crystalline des étoiles fixes. On trouve la densité de l'éther, comparativement à celle du Soleil, en considérant que la même masse distribuée dans \m espace dun rayon 4 millions de fois plus grand, doit avoir une densité 64 trillions de fois plus petite. La densité de la sphère crystalline enfin est la moyenne proportionnelle entre " celle du corps central de l'univers et celle de Téther, ou un 8

millè^ikiinicmièiM de la édnëHi dti Soleil. De cme dettsité se déébit k vôtame de revivAloj^pe crystàlliiifi ±±: 6 ttillle millions de toTÉ le tohitne du SÀlèH^ et scm ëpdidseràf exti^eiiieiit petite, de t6è)(tf ^^ t^ytm éolaire, on seuleméùt^ deux milles gëo^ gi^piiiqtlèë.

9. Le Soleil yn d*unë ë^ile fitë lie ^^rëséute qu'un diâmètfe d*mie dixième èè sCiêbnde. ÛWtftnt plus , les ëtofles fiii:es ue sont pour nous cpie deff poiutè d\fil diauttètre ëvaUoUiéâàUt. heê spé^^ulAtious di^ Kepplef sur ruûtve» soitt presque ôubMëeéi Mdis elles mëriteni iidfre atteutioU') eâr im y tfaûve, poui" ainsi ifîre, les gettues des vues de Va^ôtiomiè! modëtue sur TarrHUgemeut du ciel tféoilëi II faut cependaut remàttjuer, que le£f 9 thèses que nous' reinm de tirei* de6 ouvrages de Kefppleir^ appdrtien- Êiem; à àent' s^kèmès diflMreuts, et qui sôtit eu quelque sotte en eûntrfeidktioû TuB âVee l'autre. G'e^ qué dâuk Reppler lui'-méme UdUs' reeoumdssôm deui direction drtét^ëtttes dû gënie^ eellè de là recherché m\me et prof<!mde, et qui le ât ënokàcer dans Touvrfege Ih Stella MarUs^ leâ deux premières lois du uiouvemeut elliptique^ lautre, de la Spéculation hardie et même fantastique sur les analogies l^t llièfhàrmonieè.du moude, «mis qui le condui-^ êit & là ddttouvettë'cte la troiîsième de ses lois. Il parait même que Keppler, daM plusieurs des tfaèseï^ citë^s, n'a voulu que s'àceomittodei* à IWieUUë ôphniou d*une voûte er^^ëtalline des ëtôiles fiiK)«s «CcohUnôdatioii ' qu^il jugea peut-être dans Fintërét * dé la science, à une ëpoque où là plupart des astronomess ëtàienlt encore èA opposition contife le système eopefnicarn, éofUine renVerstot toutes leurs anciennes' jj^ersubsiôHS. ' Ajoutons que, par ces tlièses, il fëussissait à rëcoucflier le «^j^itëme copemicàin avee l'opinion que Ton ê/^ëtait fbtmëe^ à cette ëpôque, de la signification du firmamenl et ^s eau^ ^ du ciel supérieur {aqujaè supra célestes) du Penta-

teuque.

Hiiyghens, dans son Cosmotheoros^.yvMié trou ans après sa mort^eÈi I6989 traite tn détail des analogies entre les difil^rents ^0rp9 du système solaire. L ouvrage <iontient cependant attssî q[uel- «jueis réflexions importantes sur les étoiles fixes. L'autéi^r prononcé l'identitë du Soleil et des étoiles fixes, et suppose une distpbutioii en général régulière de ces soleils dans lespace de Tunivers, en disant «pie la même distance qui . a lieu entre le Soleil et Tëtoile fise-'lb plui voisine, se troiiye encore entre èelle-«ci et Une suiiTastè^, et ainsi de suite à l'infini. Tous les soleils lui sont des corps centj^aux de systèmes planétaires. Puis , tl réfute lés thèses -ékiaiàg^ de Keppler^ en le ji^eant trop sévèrement. H; fallak conndérer que la position de la science avait imiuen^âaent changé, -Mirlout depuis la publicati^m des Prindpia de Newton, et que les; télescopes perfectfainnés avaient fourni une foule d'observations exactes >, tendant à rectifier les idées des astroùonàes. Huyghens jdédittit ensuite la petitesse de la parallaxe des iSte^les fixes, de Inrvariahilité annuelle datis la position relative déif deux étoiles dk;mt ^i composée la seconde étoile de la quèue de la grande OiÉjnie. Il eu. èonclut rimpossibilîté de déternuner la parallaxe des -ëtof)«â fîtes par la yim de l'obèervâtion astit^nomiqUe» Il essaie ddac le premier, à ee qu'il |)aràH^ de ^at-yeiiir à Une estimation Ae la distance de Sirius,. pftr la voie phototuétriquê, 4^. à. d- ^n iB^ersant à l'aide d'un petit globiilé de verre, la Ittoière d'une petite portion de la surface du Soleil, vue à tràyfcrs-uïiè otivei^ tmre d'un douzième de ligne, faite dans le douvei^le d'un 'thyeài d« f 2 pieds de long, jusqu'à produire l'image d'une étoile artificielle d'une intensité égale à celle de SiriUé. Par cette etpérieâce il ^cule que, si Sirius et le Soleil 6ônt dés corps de naltt^ identique, br distancé de Siriué est environ 28000 fois la longueur dû rayon de l'orbite terrestre. Le Cosmotheotos ne dit rien sur la voie lactée.

4* Système de Kant.

Pendant une période de près de soixante ans, 1 étude du cie étoile resta sensiblement stationnaife , jusqu'à ce que le philosoplu de Koenigsbeig dirigea «on attention sur larrangement et l'explication des phénomènes célestes. L histoire naturelle du cieH) di Kant parut en 1755. Dans la préface, l'auteur dit qu'il s'est {ntoÏ' posé

« de découvrir l'arrangement qui réunit les grands membres de h «création, dans toute son étendue jusqu'à l'infibi, et dç déduire « à l'aide des lois mécaniques, la formation des cc»rps célestes e K l'origine de leurs mouvements, de l'état primitif de la nature, n Entreprise sublime, si elle n'est pas trop hardie pour l'esprit hu main. En tout cas, l'astronome qui a lu l'ouvrage, s^il ne souscri point à toutes les spéculations qu'il renferme, ne s'en séparera sûre ment qu'avec une vive admiration du génie et des vues parfois pra phétiques de l'auteur.®) Je regrette de devoir m'abstenir d'une analyse complète de l'ôùvrage, peu cdnnU parmi les astronomes, en mi bornant à réunir les idées de Kant sur l'arrangement du ciel. étoile dans une suite de thèses, tirées de l'ouvrage aussi verbalement qu< possible , mais dçins un ordre qui répond à notre but. Kant lui* même dit, d^\ps l'introduction, que les premières idées sur l'arrangement des étoiles lui ont été fournies par un mémoire de Wright'), et qu'il ne saura indiquer exactement en combien , dans son système , il r^ète ou amplifie les opinions de cet auteur. Voici le^ thèses de Kant:

1. Ou ne s'approche pas davantage de la toute - puissance divine dans la force créatrice, en renfermant le volume de sa révélation dans une sphère décrite avec le rayon de la voie lactée , qu'en le restreignant en dedans d'une boule d'un pouce de diamètre. Tout ce qui est fini, ce qui a des bornes et se trouve en raison déterminée avec l'unité , est paiement éloigné de l'infini. Oi

si la crëation est infinie dans Tespare , ou l'a ëtë du moins dès le commencement, quant k la matière, et si elle se trouve disposée à le devenir , quant à la forme et au développement, Tunivers comprendra des mondes sans nombre et sans fin. 2. Les étoiles fixes que nous apercevons , même à laide des télescopes, sont des soleils qui forment les centres de systèmes, dans lesquels {NPobablement tout est aussi grand que dans notre système solaire , et se règle d'une manière analogue , par la gravitation et par le mouvement centrifuge.

3. Mais Faction de la gravitation n*est pas renfermée dans chaque système à part. Elle s'étend d'un système solaire à l'autre ^ . et c'est ainsi que tous les soleils que nous voyons, ferment dans l'ensemble un grand système d'un ordre plus élevé, celui de la voie lactée. Les étoiles fixes sont donc des planètes (corps mobiles) d'un ordre supérieur, c. à. d. d'un mouvement extrêmement lent , mais qui s'est déjà manifesté p. e. dans Arcturus.

'- Il existe une analogie remarquable entre le système de la voie lactée et le système solaire. Dans celui-ci, il y a un plan principal qui passe par le zodiaque, et toutes les planètes font leurs orbites, dans des plans peu inclinés au plan principal. Un tel plan principal se trouve aussi pour les étoiles, fixes. Car elles ne sont pas distribuées dans l'espace^ sans ordre visible, mais à l'analogie des planètes de notre système. Il faut considérer les étoiles fixes comme en relation avec lé plan principal, de sorte qu'il y a vers ce plan une accumulation des étoiles, qui sont par conséquent d'autant plus rapprochées entre elles, qu'elles sont plus voisines au plan. Cette accumulation produit Taspect de la zone luisante du ciel que nous nommons la voie lactée. Celle-ci forme donc le zodiaque du gnuad système qui est arrangé, à l'analogie du système planétaire du Soleil, de sorte que les mouvements de tous ces soleils, autour d'un cen-

tre conuliuii de leurs orbites , s&ccomplisstent daxis ■. des plan peu inclmës au zodiaque siellaire. La relation à cm zodiaqu a lieu, nom seulement pour le grand nombre de petites ëtoilec visibles dans la trace de la voie lactëe , mais encore pour le autres étoiles. Les r^ons non comprises dans la trace blanchi ti^ de la voie lactëe, sont d'autant plus riches en ëtoiles^ qu el les se rapprochent davantage du milieu même de la trace; 1 plus grande partie des 2000 ëtoiles que Toeil nu diteerne dan le ciel, est renfermée dans une zone peu large et doM la voi lactëe occupe le milieu.^^) S. Dans le sjrstème solaire il y a un corps principal et œiktral, 1 Soleil.- n est probable qu'un corps luisant se trouve aussi, dan le! «entre dé la voie lactëe« Mais <îe corps^ dont la masse de difts eli ptepoàrtion de la grandeur de soii système, ne devrai il pas se • présenter k nos yeux, par un ëclat et une grandei éadànéutè? Nous ne voyons cependant aucune ëtoile fiste qui i disttiigue dWe manière frappante de la pluralitë« En effet , : n'y a pas de raison pour s'en ëtonner. Si ce corps ëtait lOMl fois ^lus gt9ùsA (que notre Soleil) il ne paraîtrait pas plus gran et plus brillant que %iùs , vu d'une distance 100 fois plv gtttnde^^^) n y a des msons qui rendent probable, que IK • rius est le corps central du système des ëtoiles qui forment l toie IsièViê. OelleHît nous Apparaît la plus large datis^ les constellations de l'Aigle, du Reikard et de l'Oie. Donc le Soleil S4 trouve du côte de ces constellations.*^) Si l'on tire, par coiwë qnent, une ligne droite à peu près de la queue de l'Aide, p^ le milieu du plan de la vote lactëe, vers le point oppose^ cett ligné doit passeï* près du centre du système $ et elle tombe e: effet très exactement sur Sirius, l'ëtoile la plus brillante à ciel entier, qui par le concours de sa position et de son ëcl piuralt digne d'être considërëe comme le ccMps central. La ci

çonsUnce ijue Sîrhis n'apparaît point dans la tmce de la toie lactëe «explique par IVlotgnement du Soleil au plan principal. t. Ndtte Voie làctëé n'eat point l'unique Bjâtème dé èette espècéi Dea nëbuleu^s de forifoe elliptique, et que les télescopes M peuYent rëaoudre en ëtoilea, se voient paiwri par-^là mt la ydûte eâeste. Ce sont là de semblables systèmes , induits à un petit diamètre apparent par l'immense distancé où ils se trouTent de notre voie lacttrfe. La forme ôblongue de là, plupart de Ces ne-*buleuses indique qu'il existe, dans ces systèmes, un plan principal , connue dans notre voie lactée.

7. Entre les différentes voies lactées, il existe probablement Une relation analogue à celle qui a lieu pour les différents soleils de notre système. Ces voles lactées forment les mefiabres d'un nouveau système d'un ordre eneoré plue élevé. • Nous voyois ici leé pretniets teivnes d'une progression de mondes et de systèmes. Cette partie initiale de la progression infinie indique défk ce qu'il faut detfnJer par rapport à l'entier. Kant s'étonne^*) de ce que les observateurs du ciel n'aii^nt pas éé engagée , depuis longtemps , à déduii^ de la forme de la voie tectée, des déterminations particulières sur la position des étoileA fixes. Il n*a donc pas. eu connaissance de ce que dit Keppler Sul" là voie lactée, Keppler, qui avait complètement compris Timpor^ tttce de l'apparence de la voie lactée , en la soumettant à une dte« cussion géométrique 'exacte.**)