Système de liambert

Passons aux recherchés de Lambert qui nous rapporte que 1^ premières idées de son système lui étaient venues - en iH9 , k l*^e de 21 ans. Nous trouvons les points de départ plus précis dans ^' Photometria publiée en 1760 , et dont un chapitre porte Tin-

scription: de Iwniiie fixarwn earumque distantia, Ceei ici quil distingue déjà la voie lactée par le nom de Téclipticpie des étoiles fixes, et q[u*il ëmet l'opinion cjue la voie lactëe est Fagr^at d'ua grand nombre de systèmes qui réunissent chacun une multitude de soleils. Il parvient en outre, à l'aide de la comparaison de rëclat des étoiles fixes avec celui des planètes et nommuément de Saturne, à une taxation de la distance des étoiles de première grandeur. 11 l'ëvalue plus grande que de 425000 fois le rayon de l'orbite t^errestre, ce qui s'accorde, comme il dit, avec les observaticms de Bradley qui donnent ime parallaxe plus petite qu'une demi -seconde. Son système complet a été exposé dans fn^ lettres cosmologiques sur l'amingement de l'univers,*^) publiées l'année suivante, 1761. Dans cet ouvrage, renu«^le par 1. clarté de l'exporition et par 1. pénétration des vues, l'auteur traite soit de l'arrangement du système solaire, soit de celui du ciel étoile. L'on sait, que c'est dans la première partie qu'il énonce ses vues sur le grand nombre des comètes existantes dans le système solaire, et sur leur distribution , vues qu'a élargies et consolidées plus tard le célèbre Olbers. M^is nous laisserons cette partie de l'ouvrage de côté, en nous bornant à donner une idée générale et autant" que possible précise , de ce que l'ouvrage établit par rapport aux étoiles fixes.. Je crois que les thè^ ses suivantes , tirées en partie verbalement des différents endroits de l'ouvrage , contiennent l'essentiel des spéculations du gëomèlre philosophe.

1. Les étoiles fixes sont des soleils accompagnés, à l'analogie de notre Soleil, d'tm nombre de planètes et de comètes* Chaque soleil avec ses dépendances forme un système du premier ordre.

2. Notre Soleil appartient à un grand amas sphérkjue d'étoiles, ou à un système du second ordre, formé par la totalité des étoiles dispersées dans toutes les directions de la voûte céleste.

et qui n'appftrttennent pas à la voie lactée, quoique situées en partie dans la direction de cette bande.

3. n y a un grand nombre de systèmes du second ordre. Ces dif^ fërents systèmes ne sont point disséminés dans Vespace , sans rè-» gle ou dans toutes les directions possibles. Ils se trouvent tous .'dttis le voisinage d'un plan principal, rangés les uns derrière les autres, et forment ainsi, par leur concours, l'aspect de la voie lactée. Celle-ri est un système du troisième ordre, de forme non pas S[£érique , mais oblongùe , ou \m disque d'un diamètre incomparablement plus grand que son épaisseur. La subdivmon du système du troisième ordre (de la voie lactée) en différents systèmes du second ordre (amas d'étoiles) est prononcée dans rirr^[ularité de la voie lactée , dans sa densité variable et sa ramification.

4. n y a dans l'univers, selon l'analogie, un grand nombre de voies lactées. ' Peut-être que la nébuleuse d'Orion est une telle T<He lactée voisine de la nôtre. Dans ce cas, les télescopes nous indiqueront encore beaucoup d'autres nébuleuses semblables, dès qu'on en fera la recherche. L'ensemble de ces différentes iroies lactées forme un système encore plus élevé, ou du qua-.

- trié me ordre.

ft. L'analogie peut être continuée jusqu'à l'idée des systèmes du cinquième ordre etc. Mais elle commence dès lors à devenir arbitraire, parce qu'elle di^>asse les limites de nos perceptions. L'astronomie stellaire s'étend donc, pour nous: 1) sur les soleils 2) sur les amas de soleils, 3) sur la voie lactée, et 4) sur l'ensoDoble des différentes voies lactées.

6. Le lien commun des différents systèmes du même ordre, et des ordres supérieurs successifs, se trouve dans la gravitation imiverselle qui produit partout des mouvements centraux.

7. Dans le système solaire, les différentes planètes sont séparées

&xite ellea par une 4i3tanc4^ ÎQçomparahlement, gj^àe par rap port à retendue du système piurticttlier que forme mie pUfi^ avec se^ fis^tellîtes. Pi^eill^jniQnt , il existe uae 4istiu^^ ëncMmi^ entre Iqs ^SérexkUi soleOs d'wi syat^nii^ du second ordi^, s£ oj la co&pare avec Tëtenduo qu ei^brasse chaque soleU 9yeç le corps qui en dëpendeqt. l^^^qilf &ic) la. plus voisine estj^.pei pràs 500000 fois plu£k distant^ 4u Sçleil que la T^rre.

8. Cette isolation des systènies du: même ordre va em^ore plu , Idîn. L'amas dVtoilea doAt notre Soleil fait p|urtie9 contient au

delà d'un million et deoû d'^tirâles, dispersées dans toutes le directions, et qui forment un système spbériquQ dont le diàmè tre iégale à peu ]^ès 150 foin la distance entre une étoile dâ pre : nûère grandeur (Sirius) ^ le Soleil. Maii lèa denûèce^ ëtoiles d cet immense amas, sont à une distance incompaiableyient iplu petite, que les premièrt» étoiles, qui appartiennent à un de . autffes amaa voisins, rëufiîs> dans la voic> lacU(e. On doit estime la -dî^taneè des premières étoiles de la voie lactée au moins 750 fois la distance de .Snius, ou le diamètre intérîei^ dé 1 voie lactée à 1500 distances de Sirius.^') . :

9. L'isolation disms laquelle» se trouve notre amaa, par rapport au

autres parties de la voie lactée, se déduit non âeulttnent ô l'analogie avec l'isolation du «système solaire dans son aàias, ma elle^ se manifeste aussi à l'oeil pat les limites traftchàiat^ de •

: vo^e laqtée sur la voûte céleste.*') ♦ ; 10.;La même isolation a Ueif pour tous les autres amas qui soi

: réunis dans la voie lactée. En suppoisant que ces amas ae ttoi vent tous à peu près dans un même plan, et que leus 4lialan<

• relative est partout à peu près la ïnême , on ne peut àceef>ti dans là' ^voie lactée que six amas voisins du nôtt<e. Les- autn amas sont au-delà Jms ces siic, dans d^s distantes à notre am toujours oroisfitotes^' Le>nombre en pariât inexprimiJ^lement gtan-

- G'edi le ccmcouni de tous ce^ amas isolés et placés dans d'im- 9iràses iwgëes , qui produit la trace continue di) la voie lactée. L'Î4iten«tié yariaUe de cette tmnde* céleste et la séparation d*un arc isolé prouvent que l'arrangement de tous ces amas n'est pas tout à fait r^[ulier.

ll-Le système de U Yoie lactée n*est cependant point infini. Il a jes limites entérîeurea; ce qui se manifeste par ilja circonstance que le. voie lactée ne se présente point comme un grand cercle de lasphjfre, mais comme un cercle parallèle, quoique peu dif- I . ii^nent du gfand cercle. Il est difficile même de txxesc le diamètre eitàricur dé la voie lactée. En tout cas, il faudra Te supposer ^gal à plusieurs centaines de fois son diamètre intérieur. La distance des demièree étoiles de la voie lactée- sera donc au moins' z:^ iSeOOO distances de Sirius.^^) IS. La dëriaition de la voie lactée de U forme d*un grand cercle, coibportaBt envàron 5 degrés, est une suite de la position latâale de noire amas d*âoiles, par rapport au plan principal des autres : amas dont la voie lactée est composée. Notre amas ae trouve en oiotre plus près de la périphérie de la voie lactée que du centre, vers le colnre du Gapricorae^ Car cest là que nous voyons la portion la plus large de la voie lactée.^') t3.Le Soleil aussi est placé excentriquement dans son amas; mais il -. ^|i'<ftal éloigné du centre, que de peu de distances dé Siniyis. Ce -.centre de Tanias se trouve du côté d'Orion ou du grand Chien; 4»ar. c'estf'dans ^ette direction que nous voyons un plus grand nombre d'étoilea de notre amas, placées en de phis longues ran- • gries. ■ ' "^«

l^^L^emistence de la gravitation est indiquée, poiur tous les cOrp» de >aotie amas, par le mouvement progressif des étoileis fixes,' reconlm dépaliB peu (en 1760) par lés recherches de Tojbîe Ma.yer4'^)(Çar, où il y a un mouvement progressif, il faut «[u'il

y existe une fpr^e eéntrdle, pour que le système ne se dissolve avec le teirîps ; Clément ^ où il y a une force centrale , il faut supposer aussi un mouvement progk'essif, afin (pie les corps ne tombent point l'un sur l'autre.

iS.Le mouvement propre reconnu des autres ëtoiles fixes nous intiique également un mouvement propre du Soleil. Donc, le mou-^ tement apparent des étoiles fixes est le résultat de deux effets, dont l'un est réel ou physique , c. à. d. appartenant aux étoilei elles mêmes V et l'autre est optique, ou juroduit par le déplacement du Soleil. Il sera possible , avec le temps , de séparer les deux effets, et de détermmer même l'endroit du ciel vers lequel le Scdeil marche.

16«La simplicité du mouvement des planètes et des comètes, dans le système solaire, est produit surtout par la supériorité de la massé du coips central. Or, en admettiemt ici une analogie entrd le système solaire dà' petit, et le système du second ordre de notre amaa ern grand, on est porté à supposer aussi un grand : corps central de cet amas, d'autant pltis que^ pour un système . d'un ordre supérieur, les phénomènes des changements doivent être les .plus si m|des. Si nous voulions admettre un système du second ordre, un amas, sans corps central, les mouvements dans ce système, produits par la comlûnaison de millions d'attractîona différentes^ seraient trop compliqués, et ne conviendraient plus à un système dont l'étendue et la stabilité requièrent un principe simple; n parait même que cette stabilité ne devient possible i que par la jurésence d'un corps central.

17. Ce corps central de notre amas doit avoir une masse considérable. Sa^^fandeur dépend en outre de la densité de sa matière- Toutes les deux, la. masse et la grandeur, doivent être en proportion de l'étendue du système. Le corps centrai peut avoir une lumière propre mais faible , . s'il n'est pas plutôt un corps

opaque, éclaire par le soleil qui lui est le plus voisin. Si les soleils sont destinés à éclairer d'autres corps célestes, le corps central est opaque, mais illuminé connue une planète. Dans ce cas, il y a une ressemblance frappante entre Varrangement du système de Tamas et celui du système solaire, vu quil n'existe, à l'exception de l'échelle, qu'une seule différence. Dans le petit système , des corps opaques circulent autour du corps central luisant^ tandis que, dans le grand système, ce sont des corps luisants qui font leurs orbites autour du corps central opaque. IB. Peut-être que l'existence et le lieu du corps central de notre amas se déclarera un jour par de petites perturbations dans les mouvements des planètes du système solaire, à l'analogie du mouvement de la Lune autour de la Terre, troublé par l'action du Soleil.»*) O. Le corps central opaque peut avoir des phases, soit par le mouvement du soleil qui l'illumine,»») soit Al a des taches, par la rotation sur son axe. Il faudra examiner , sous ces rapports , la nébuleuse d'Orion, qui pourrait être le corps central du système, étant située dans la direction indiquée du centre. Les observations décideront ici. Il faudra voir si les changements que quelques astronomes ont cru remarquer dans cette nébuleuse, s'ils sont réels, suivent i^ne période r^ulière. ^. Ayant attribué im corps central ou dominant (Stegeiit) au système de notre amas, l'analogie nous engage à admettre un autre corps dominant pour l'ensemble de la voie lactée. La grandeur de ce corps doit être encore en proportion de son empire. Il est admissible d'étendre Vanalogie encore plus loin. Voyez la thèse 5. Pourra-t-on refuser son admiration à ces déductions claires, logiques et en même temps riches de vues heureuses: surtout en considérant le peu de bases sûres qu'avait fournies l'observation, à

cette époque? Cependant il faut convenir qu'il y a, dans le système

de Lambert, des parties faibles, produites surtout par une appli cation trop étendue, par un abus de l'analogie. C'est elle qui I'j conduit à l'hypothèse des grands corps centraux et opaques , mai dont l'existence , quoique possible, n'est indiquée d'aucune manièn concluante. Au contraire, tout ce que l'astronomie moderne nou apprend sur les étoiles - doubles et multiples jusqu'aux nombreux amas composa de centaines et de milliers d'étoiles, faidique uni réunion de soleils dans un système sans noyau dominant. C'est en core l'analogie avec le système solaire qui a engendré l'isolatioi réciproque des différents amas dont, Lambert compose la roîe Iftc tée, mais qui est contredite par l'uniformité générale, cpioique im parfaite^ de cette trace. C'est enfin cette isolation des systèmes d. second ordre qui a engagé l'auteur à supposer des dimensions ia admissibles de la voie lactée visible. Il place les premières étoile de la voie lactée dans une distance 750 fois plus grande que cell des étoiles de première grandeur. Or, nous verrons plus bas que dan: cette distance énorme , une étoile fixe n'est plus visible dans I télescope de 20 pieds de H erse bel. Enfin, pour voir les demie res étoiles de la voie lactée, que Lambert place à 150000 fois I distance de Sirius, il faudrait im télescope (with front viev^) ave un miroir de plus de 300 pieds de diamètre, et dont le tube aura, au delà de 3000 pieds- ou à peu près une verste delong.^^) Ma. Lambert, pour expliquer comment les étoiles sont visibles d'aussi immenses distances, commet une grave erreur photome trique , qui paraîtrait bien étrange de la part de l'auteur d'iL ouvrage clastique sur la phoiométrie , si elle n'était pas de natur plutôt physiologique qu'optique.**)

O» Reelierclies de lHlelieU.

Nous avons à citer encore le dernier des prédécesseurs de Her schel, l'ecclésiastique John Michell, qui publia en 1767 un mé

noLoiFe très remarquable par l'application heureuse des tbëories de pœbalilitë aux phënomènes^ du ciel ëtoilë , application que personne n'ayait tentée jusqu'alors. Ce mëmoire traite de la parallaxe, de Téclat et des particularités dans la situation des étoiles iixes.^^) Micfaell détermine au commencement, comme Lambert lavait fart 7 ans plus tôt, une valeur approximative de la parallaxe de Sirius, par la comparaison de Téclat de cette, étoile avec celui du Soleil, à. l*aide de la planète Saturne^*) qui offre, quand Tanneau est invisilile, une grandeur apparente presque identique avec celle de Tétoile fixe^ citée. Il parvient au résultat que la parallaxe de Sirius doit être plus petite quune seconde*. «S'il est possible, dit il, de «déterminer im jour cette parallaxe par l'observation,^') le vrai dia- <^ixiètre des étoiles fixes ne pourra cependant jamais être mesuré, <^car il est probablement, même pour Sirius, plus petit que 2 cent^tièmes de seconde. Il faudra donc un télescope qui grossit 12000 •fois pour le rendre visible*®).» Il expose ensuite l'importance d'une photométrie des étoiles fixes, qui aurait pour but l'évaluation numéi^<]ue du rapport entre l'éclat du Soleil et celui de différentes étoiles. Quelques expériences grossières ayant indiqué, que l'éclat de Siiius surpasse relui des dernières étoiles fixes de sixième grandeur de 400 à 1000 fois , il place ces étoiles à des distances 20 et HO fois plus grandes, et il en déduit une parallaxe de 0^05 à 0^03.

Les spéculations les plus remarquables , dans ce mémoire , sont celles qui regardent la distribution des étoilesi, et dont voici un comt résumé :

*• La division des étoiles en constellations est arbitraire. Néanmoins il faut convenir* que la nature elle même les a arrangées' par groupes^ c. à. d. nous en voyons, en certains endroits du cîeL Un grand nombre, et eu d'autres moins. La réunion des étoiles en groupes ne peut guère être l'effet de la distribution accitientelle des étoiles ^ car en appliquant la théorie des chances

aux diflR^rents cas dun rapprochement . frappant entre les étoil du ciel , nous apprenons que la probabilitë d'une telle rëunic par l'eflfet du hasard est extrêmement petite.*') On est doi engagé à admettre que les étoiles groupées sont en une certaîi dépendance entre elle^, et quelles forment des systèmes, assi jettis soit à la gravitation universelle , soit à une autre loi doi née par le Créateur.

2. Les étoiles doubles, triples etc., que les télescopes nous fa voir, sont pour la plupart des systèmes binaires etc. Il y au des systèmes de quatre et de plusieurs étoiles.

3. Les constellations composées d*un grand nombre de petites ëto les, les groupes visibles à l'oeil nu, comme les Pléiades, forme] également des systèmes à part.

4. [1 en est de même pour les amas d'étoiles, comme la Crècl et la manche du glaive de Persée; amas qui se présentent l'oeil nu, mais dont les étoiles isolées ne se voient qu'à l'aie des lunettes. Par ces groupes on passe aux autres amas d'étoil plus resserrés (clusters), enfin aux nébuleuses qui sont des am situés à une très grande distance. ^^) Les étoiles entourées d'ui nébulosité sont probablement de très grandes étoiles centrah dans des systèmes composés d'un grand nombre d'étoiles in petites pour être distinctement visibles:

5. Mais le Soleil appartient il aussi k quelque groupe isolé? Pr bablement! On est tenté d'admettre que les étoiles les pi brillantes des différentes constellations , puis celles d'un écl inférieur, mais qui, examinées à la lunette, paraissent dans ui espèce d'isolation, enfin la plupart des étoiles de coule rouge'*) , appartiennent toutes au système' dont le Soleil f partie. Ce raisonnement est confirmé par le mouvement propi reconnu par préférence dans les étoiles de première grandeur.' Le système dont le Soleil- fait partie , parait comprendre to

au plus un millier d'ëtoiles, peut-être seulement quelques cen taines (350).

n est bien étrange, que Michell ne dit mot sur la voie lactëe.

7* Rapport entre Herschel et ses prédécesseurs»

M. Arago, dans sa savante analyse de la vie et des travaux de Sir W. Herscb^l {Jfmutaire pour 1842), cite Wright, Kant et l^ambert conune prëdëcesseurs de Herse bel , dans les recbercbes sur la nature de la voie lactëe , et ne peut s'expliquer comment Lambert n*ait fait aucune àiention des spéculations de Kant, antérieures de six ans, et poiurquoi Herscbel, 29 ans plus tard, ignore paiement le nom du pbilosopbe de Koënigsberg et celui du géomètre de Mulbouse. Le silence de Lambert' s'explique entièrement par Fimperfection des -communications littéraires à cette époque Nous savons en effet que Lambert navait aucune connaissance de Touvrage anonyme de Kant*^). Car il lui écrit, en 1765, qu'il n'a pas même vu l'ouvrage; et Kant rapporte lui même, dans ime note d'un traité de 1763, que t histoire du ciel était très peu répandue, et qu'elle avait été inconnue même à Lambert, lors de la publication des lettres cosmologiques. Remarquons encoi'e que la marcbe de la recbercbe est essentiellement différente chez les deux auteurs. Kant, partant d'une idée fondamentale, élargit en philosophe ses vues par la spéculation, et en cherche, après, la confirmation dans l'expérience. Lambert, au contraire, part de l'expérience, de phénomènes exactement reconnus, et tâche à en déduire de nouvelles vérités, par la voie géométrique aidée de la spéculation. Quant à Herscbel, il est à présumer, qu'ayant quitté sa patrie, il perdit de vue les travaux scientifiques de l'Allemagne. En outre, nous ne trouvons que très rarement dans ses mémoires des notices historiques. Si les ouvrages de ses deux prédécesseurs lui étaient connus^*), ce dont je doute, il a même pu les passer sous silence,

comme ses travaux à lui étaient d'une nature tout à fait différente. Il s'était proposé de baser la connaissance du ciel étoile sur d'exactes observations , faites à laide de ses puissants instruments et ^ d'après un plan médité, tâche qu'il exécuta avec une persistance^ sans exemple dans les annales de l'astronomie. Car quelques im-^ portantes qu'aient été les découvertes de cet incomparable astronome :^ qui se rapportent aux différents corps célestes du système solaire^ nous les attribuons, en premier lieu, à la force supérieure de se ^^ moyens instrumentaux , créés bien par lui même. Mais dans ses é1 des sur l'astronomie stellaîre, nous admirons plus le génie et pénétration de l'esprit, que l'efficacité des télescopes*, et ce soi CCS travaux , dans lesquels la postérité a trouvé ses plus grands t. i très h l'immortalité. Aussi HerschelJui même les place-t-il k 3a tête de ses recherches , en disant , dans l'introduction d'un mémoisre de fSll: <cLa connaissance de la constitution du ciel a é^ é toujours l'objet final de mes observations.»

Les observations et les spéculations de Herschel se distingue yit en général par une indépendance remarquable des travaux antérieux^- Son système est à lui, il en pose les bases, il l'élève jusqu'au fàîft^- Pour ne pas déroger cependant à l'exactitude historique, il faut convenir , qu'il a été guidé vers certaines vues par les spéculations d^ Michell, et que, quant à la recherche des nébuleuses, l'élan lui a été donné par les catalogues de nébuleuses et d'amas d'étoiles, al>— serves parMessier à Paris et par Lacaille au Cap, catalogues publiés en 1780 et 1781 dans la Connaissance des temps pour 1783 et 1784-. Sa découverte de nouvelles nébuleuses date de 1783 , d^^ qu'il avait pris notice du catalogue de Messier. Mais aux 103 n^" buleuses de ce catalogue il ajoute, dans l'espace de 20 ans, jusqu'< 180â , une récolte de 2500 nébuleuses inconnues auparavant.**)

— aa —

8» Trairaiix de W. HersdieL Coup d'c^il ffënëifaL

Les hninenses travaux astroDomiques de Sir William Herschel sont consignes dans une suite de 73 mémoires, publiés dans les Phi» losophical Transactions de la Société Royale de Londres. Lobservatoire de Poulkova possède une collection complète de ces pièces détachées, faite par l'auteur lui même et enrichie de ses corrections et de quelques notes manuscrites. Ce don pr&:ieux m*avait été^ fait, lors d*un séjour à Slough en 1830, par son célèbre fils; et j'en ai cm faire le plus digne usage, eu déposant cette collection à la bibliothèque de l'Observatoire central. Je déclare même, avec le sentiment de la plus vive gratitude envers le donateur, que par cette collection ^UTtout j'ai été engagé à une étude assidue des travaux de Her- ^cli^el, étant dispensé de fouiller les 39 volumes des Transactions depuis 1780 jusqu'à 1818.^^) Un dernier mémoire de Herschel se (i^uve dans le premier volume des publications de la Société Royale astronomique de Londres dont il était le premier président. Ne sei^it-il pas temps que l'Angleterre se décide à honorer la mémoire <le son plus grand astronome^'), par une édition complète et systéoiatique'^) de ses oeuvres? Cette publication ne serait point uniquement un témoignage de respect ppiur l'immortel astronome, m^is elle exercerait une influence réelle sur la marche de la science Certes, il est impossible de faire des progrès dans l'astronomie stellaire, sans une étude assidue et détaillée des ouvrages de Herschel. Les mémoires de Herschel relatifs à l'astronomie stellaire ont pour objet:

t' La nature du Soleil et des étoiles fixes. Eclat des étoiles. Etoiles changeantes.

^ XjSl parallaxe des étoiles fixes.

^' X^e mouvement propre dans l'espace , des étoiles et du système solaire.

Les étoiles doubles et multiples.