DE LA VITESSE DE LA LUMIEEE

par seconde; le chronographe et Tenregistreur électri* ques de Bréguet assuraient la mesure du temps au millième de seconde.

Tous ces appareils ont été solidement établis sur la terrasse supérieure de l'Observatoire : une communication électrique, établissant la correspondance du chronographe avec les battements de la pendule de la salle méridienne, fixait l'unité de temps avec la plus grande précision. A la station opposée, sur le sommet de la tour de Monllhéry , il n'y avait qu'un collimateur à réflexion dont l'objectif a o"',i5 d'ouverture et a mètres de dislance focale; il était enveloppé par un gros tuyau de fonte, scellé à la muraille, pour le soustraire à la curiobité des visiteurs.

Rappelons ici le principe de la méthode : on envoie à travers la denture de la roue en mouvement un faisceau de lumière qui va se réfléchir à la station opposée. Le point lumineux qui en résulte au retour des rayons parait fixe, maigre les interruptions du faisceau, grâce à la persistance des impressions de la rétine. L'expérience consiste à chercher la vitesse de la roue dentée qui éteint celte espèce diécho lumineux. L'extinction a lieu lorsque, dans le temps nécessaire à la lumière pour parcourir le double de la distance des stations, la roue a substitué le plein d'une dent à V intervalle de deux dents qui livrait au départ le passage à la lumière; de sorte que l'extinction d'ordre n correspond au passage de 2/1 — I demi-dents durant ce court espace de temps. La loi du mouvement du mécanisme qui entraîne la roue dentée s'inscrit sur un cylindre enfumé. Les obseryaiions sont ainsi conservées sous forme de tracés.

lOO NOUVBtLB MBSUEB

Voici le résumé des résultats déduits de 5o4 eipériences, que Too a cherché à varier par la diversité des roues, le nombre et la forme des dents, ainsi que par la grandeur et le sens de la rotation. Ces résultats représentent la vitesse de la lumière dans l'air, exprimée en kilomètres par seconde de temps moyen : ils sont rangés suivant Tordre n de l'extinction qui les a déterminés ; le nombre qui les accompagne représente leur poids relatifs à savoir le produit du nombre d'observations par le facteur 2 /i — i .

iiss4 « = 5 /i = 6 n = 7 «=8 « = 9

V 3ooi3o 3oo53o 300760 3oo8ao 299940 3oo55c

iX(a«— l). i5x7 33X9 aoxn ioXi3 7Xi5 gjxi^

V 3oo64o 3oo35o 3oo5oo 3oo34o 3oo35o 3oo)gt

Ax(a«— x). 69x19 72X2» 3X23 4X25 9x27 65x^5

V 300620 300000 3ooi5o 299550 » 3ooo6(

AX(2«— i). 4x3i aax33 35x35 6x37 » 36xi'

La concordance de ces nombres est aussi grande qu'on peut le désirer dans des expériences aussi difficiles et que les moindres ondulations des couches atmosphériques peuvent empêcher ; il est vrai que \'au. teur a dû attendre avec patience une pureté et un calme exceptionnels dans l'atmosphère pour faire ces mesures ; mais, gr&ce à cette précaution, les séries ont toujours été très-régulières. U est nécessaire d'ajouter que, dans aucun cas, les troubles atmosphériques ne peuvent être la cause d'erreurs systématiques, car leur arrivée est entièrement fortuite, et sur la moyenne d'un

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grand nombre d'observations leur influence est nulle.

Ces expériences ont été faites de nuit, à l'aide de la lumière Dnimmond, à Texceplîon de la série du quinzième ordre qui, par une circonstance météorologique exceptionnellement fayorable, a pu être exécutée de jour avec la lumière du Soleil. Malgré la différence de nature dans la source lumineuse, le résultat ne diffère pas du résultat moyen.

La moyenne de toutes ces valeurs, en ayant égard au poids de chaque groupe, est égale à 3oo33o. Ce nombre, multiplié par l'indice de réfraction moyen de Tair i,ooo3, donne comme résultat définitif pour la vitesse de la lumière dans le vide : Y = 300400^"^ par seconde de temps moyen, avec une erreur probable inférieure à tîVî ^^ valeur relative.

La parallaxe solaire s'en déduit de deux manières différentes.

1® D'après l'équation de la lumière, — C'est ainsi qu'on désignait au siècle dernier le temps que met la lumière du Soleil à parcourir le rayon moyen R de l'orbite terrestre. La discussion déplus de mille éclipses des satellites de Jupiter a donné à Delambre = 473*, a, secondes moyennes. En appelant i la parallaxe du Soleil et p le rayon équatorial de la Terre (p~ 6378^"^, si33), on a évidemment

R = V0, p = Rtangr, d'où

tengf = ^ et j = 8',878.

a* ly après l'aberration de la lumière. — Bradley

lOa NOUVELLE MBSUAE

qui a découvert ce phénomène a trouvé pour la demiélongation annuelle a d'une étoile idéale située au pôle de l'écliptique (élongation due à la composition de la vitesse moyenne u de la Terre dans son orbite avec la vitesse V de la lumière) la valeur a = ao',a5. D'après W. Struve, le nombre devrait être porté à ao',445. L'équation de condition s'écrit, en désignant par T la durée en secondes moyennes de Tannée sidérale (T = 36,a65x86>o),

u a^rR aTTû

d'où

Par substitution de a = ao',a5 on déduiti = 8'',88i. Avec ao",445 on trouve 8", 797. La concordance des deux méthodes est complète si l'on adopte le nombre de firadley.

Foucault avait, par la méthode du miroir tournant, trouvé pour la vitesse de la lumière le nombre 298000 kilomètres, mais avec une approximation indéterminée, et en combinant ce nombre avec la constante de Struve, il concluait S%S6 pour la parallaxe solaire.

L'étude des perturbations planétaires conduit à une valeur de la parallaxe qui accroît encore Tintérét de cette concordance. L'analyse approfondie des perturbations du mouvement de Vénus et de Mars a conduit aux nombres suivants : c = 8'',853 par la considération des latitudes de Vénus aux instants des passages de 1781 et 1769 ; e= 8'',859 par la discussion des obser-

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valions méridienDes de Vénus, dans un intervalle de io6 ans; enfin c^S'^SGG, déduite de roccultation de >|> du Verseau observée par Richer, Picard et Rœmer, le i^ octobre 167a ; la moyenne de ces valeurs donne 8',86.

En résumé, on peut classer les méthodes qui servent à déterminer la parallaxe du Soleil en trois groupes :

!• Les méthodes physiques, fondées sur Tobservation d'an phénomène optique; elles comprennent Tobser» vation des éclipses des satellites de Jupiter ou Faberration des fixes combinées avec la valeur de la vitesse delà lumière, déduite sans Tintervention d'autres phénomènes astronomiques ; le présent travail permet de mettre à profit les observations qui sont là base de la méthode: les résultats sont «=8*, 88; 8*,88; 8',8o; moyenne 8*85;

a** Les méthodes analjrtiques, qui s'appuient sur la comparaison des observations astronomiques avec les lois théoriques fondées sur le principe de la gravitation aniverselle : elles donnent, comme on vient de le voir, des valeurs voisines de 8',86 ;

3* Les méthodes purement géométriques, qui s'appuient sur les déplacements parallactiques des planètes voisines de la Terre : les oppositions de Mars ont fourni en 1862 f = 8',84 ; mais le passage de Vénus sur le Soleil est le phénomène où la méthode géométrique peut atteindre la plus grande précision.

104 LE p6lB CÉLB8TB.

iuL p&icnBnxoif bbs éqihcivozbs, ub pou ST XirÉnroiUB po&AzaB.

Après avoir examiné les conséquences uranographiques des mouvements propres qui emportent toutes les étoiles à travers IMmmensité, il est utile de dire quelques mots du mouvement général de la précession des équinoxes, qui fait varier de concert, chaque année, la position de toutes les étoiles sur la sphère céleste. Ce mouvement n'appartient pas au ciel, mais à la Terre. On sait qu'il est dû à l'action attractive du Soleil et de la Lune (*) sur le renflement équatorial de notre planète, et que cette action fait décrire à Taxe du globe terrestre un petit cercle décrit en 25 765 ans autour du pôle de Técliptique. Dans cette révolution, le prolongement idéal de l'axe du globe, c'est-à-dire le pôle de l'équateur, marche sur la sphère céleste en décrivant un cercle de 47 degrés, et rencontre successivement des étoiles plus ou moins brillantes, qui prennent tour à tour le nom d*étoiles polaires. Il y a 3200 ans, c'est l'étoile x du Dragon qui était la plus proche du pôle ; il y a 4726 ans, c'était l'étoile a de la môme constellation. Il y a 14 000 ans environ, c'é-

{*) Et non pas à celle du Soleil seul, comme on le lit dans Arago, Astronomie populaire, t. IV, p. 100 et loi; Delàdhàt, Cours d'Astronomie, p. SSg, et dans beaucoup d'antres Traités d'Astronomie.

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tait !a brillante Véga, qui reyiendra de nouveau polaire dans la ooo ans environ. Nous avons exposé^ dans notre Histoire du Ciei, cette variation séculaire des aspects célestes» et cherché les traces qu'elle a laissées dans l'histoire. Ce sont là, en effet, les seules dates sûres que les historiens puissent revendiquer pour les anciennes civilisations (*). Mais il est un point d'Astronomie pratique dont on a souvent Toccasion de s'entretenir, et dont on n'a pas les éléments sous la main : c'est la distance actuelle qui sépare réellement rétoile polaire du pôle vrai. Une carte de cette région du ciel étant intéressante à plusieurs titres, nous nous sommes occupés, M. Barnout, astronome amateur, et moi, de la construire par l'observation, et nous pensons que sa publication peut être utile.

Si tous les points du ciel sont dignes de fixer l'attention des hommes, le pôle du monde, sans être plus remarquable que les autres, se trouve cependant dans des conditions si particulières, que l'on ne peut s'empêcher de le considérer séparément. En effet, tandis que tous indistinctement sont doués d'un mouvement qui leur fait parcourir le tour de la sphère en vingtquatre heures, lui seul reste immobile. Il est invisible, comme chacun sait: mais on peut marquer exactement sa position, et une étoile assez brillante et très- visible à l'œil nu, la Polaire^ ou a de la Petite Ourse, passe généralement pour marquer l'emplacement qu'il oc-

{*) Dans mon Histoire du Ciel, 6* soirée, j'ai donné la carte générale de la marche du pôle pendant son cycle entier, ainsi que celle du déplacement séculaire de l'équinoxo et des signes du sodiaque.

I06 LB pAlS céLESTB.

eupe. La queue de la Petite Ourse s'enroule autour do pôle et fait tourner Tanimal autour de ce point comme pivot.

Néanmoins, quelque intéressant qu'il soit, le pôle, sans être dédaigné par les astronomes, n'est pas trèsfréquenté par eux ; cela se conçoit : il n'y a pas de planètes nouvelles à chasser dans ces parages. Tout au plus, à de rares intervalles, quelque pauvre petite comète, égarée et fugitive, vient-elle dédommager des pertes du temps passé dans ces régions. Cependant, matgré cet état d'immobilité et de mort, le pôle céleste offre aux yeux de l'astronome philosophe un caractère précisément opposé à la triste réputation qu'on est d'abord porté à lui faire ; car il est en quelque sorte doué d'une vie propre et d'un mouvement personnel, mouvement si vaste en lui-même que les modifications les plus radicales en dépendent.

En effet, contrairement aux autres points du ciel, qui, dans leur mouvement commun et apparent, passent sans laisser de trace, celui-ci, en vertu de la précession des équinoxes, accuse et marque son passage en décrivant sur la sphère céleste, dans l'espace de a5 765 ans (*), un cercle de 47 degrés qui n'embrasse, par conséquent, pas moins d'un quart de chacun des deux hémisphères (ce qui a lieu pour notre pôle boréal se rapportant exactement au pôle austral).

C'est môme une étude fort intéressante et particu*

{*) On a coutume de dire a5 870 ans, parce qu'on prend en nombre rond 5o'' pour le mouvement annuel de précession ; en considérant le nombre plus précis bo", Z, on a la période 35 766 ans.

LB PÔLB CÉLESTE, I07

lièrement curieuse que de suivre pas à pas ce xnouve» ment : aussi, aucune carte n'indiquant les étapes de ce voyage du pôle, avons-nous dressé celle-ci, dans laquelle les étoiles les plus petites ont trouvé leur place.

Malgré son étendue apparente sur le papier, cette carte n'est pas bien grande, puisqu'elle ne contient environ que i degré autour du pôle, soit 2 degrés environ de diamètre. 11 est vrai que ces degrés appartiennent à une sphère qui a près de 9 mètres (8'*,93) de diamètre, c'est-à-dire environ a8 mètres (a8"',o8) de circonférence; mais cette carte de a degrés, cet espace si restreint, est d'une grande étendue relativement au mouvement du pôle, et pourra servir à nos neveux pendant plusieurs générations, puisque cet espace représente et le chemin que le pôle a déjà parcouru depuis l'année 1700^ et celui quil parcourra encore jusqu'en aïoo environ, c'est^-dire en quatre siècles.

Au surplus, pour se faire une idée exacte des dimensions de I degré sur le ciel, il suffit de se rappeler que les disques du Soleil et de la Lune, qui sont en moyenne de môme dimension apparente, ont chacun enviroi^ i degré de diamètre : ce ^ degré est représenté sur notre carte par le premier cercle intérieur, décrit à i5' du pôle, et contient la marche du pôle pendant quatrevingt-dix années.

On comprend ainsi comment le pôle, malgré son mouvement très-réel, peut paraître stationnaireméme à plusieurs générations.

La carte a été dressée en 1870, et les méridiens s'y rencontrent pour cette année-là.