IIO LE PÔLE CÉLESTE

Cette carte montre notamment que Tétoile polaire, a de la Petite Ourse, est encore fort éloignée du pôle : la distanceactuelleestdei'y^S'.C'estseulementversranaioS qu'elle en sera le plus rapprochée possible. Â partir de cette époque, le pôle, continuant sa marche, ira sans cesse en s'éloignant de cette étoile, passera successivement dans le voisinage de plusieurs autres qui, lorsqu'elles seront assez brillantes, recevront chacune tour à tour la dénomination de Polaire par les générations futures, jusqu'à ce que, dans douze mille ans environ, il atteigne Yéga, Téclatante étoile de la Lyre, qui, pendant mille ans au moins, marquera dans le ciel, sinon la vraie place, du moins le voisinage du pôle, comme elle Ta déjà marqué il y a quatorze mille ans.

Du reste, chaque époque s'arrange des dispositions du ciel qu'elle est appelée à contempler, et si une étoile ne suffit pas pour marquer à peu près la direction du pôle, on peut en grouper plusieurs. C'est ainsi que, il y a environ trois mille six cents ans, l'emplacement du pôle, qui était situé entre les trois étoiles € de la Petite Ourse, a et x du Dragon, se trouvait à peu près au centre de ce triangle et comme gardé en quelque sorte par les trois étoiles qui le délimitaient.

Tout ceci démontre que le ciel entier change sans cesse d'aspect, et que les constellations aujourd'hui , constamment visibles sur l'horizon finissent, dans la ; suite des siècles, par passer successivement au-dessous. j

A cet égard, les géographes paraissent avoir sur | les astronomes un avantage immense, en ce sens que, i lorsqu'ils ont tracé la configuration exacte des mers et I des continents, il semble que leurs cartes, à moins de I

LB PÔLB céLBSTB. III

cataclysme et de bouleversement, soient invariables et puissent servir indéfiniment. Mais celte stabilité n*est qu'apparente, car les rivages de TOcéan, le cours des fleuves, la hauteur des montagnes comme la profon* deur des vallées changent sans cesse sous l'action constante des agents météoriques, des eaux, des phénomènes géologiques et des mouvements de la Terre môme. Dans le ciel, la transformation est plus lente, et celle du pôle changeant sans cesse le point de départ de tous les méridiens , il en résulte que les cartes célestes, pour être mathématiquement exactes, devraient être refaites pour ainsi dire tous les jours.

Il suffit de jeter les yeux sur la nôtre pour saisir au premier coup d'œil cet inconvénient : aussi eston obligé, dans ces sortes de cartes, d'indiquer l'époque à laquelle les positions des étoiles sont réduites. Sur ces cartes, quelques années sont sensibles, un quart de siècle est très-apparent, un demi-siècle les défigure complètement.

Ainsi, pour le rappeler en passant, telle étoile qui, dans un Atlas céleste de l'année 1800, était située à

Fig. 10.

droite vers le haut de Tun des carrés représentant la division en degrés, se trouve, en i855, placée sur le

lia

LB pAlB CBLBSTB.

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Fîg. II. yV*

bord de gauche au milieu de ce même carré, et passe aujourd'hui bien en dehors et encore plus bas.

Les personnes muniesd'une lunette astronomique peuvent constater dans le ciel l'emplacement du pôle du monde. Malheureusement le hasard, qui souvent est si favorable, fait précisément aujourd'hui que ce pôle ne coïncide avec aucune étoile.

On voit, d'après notre carte, que le pôle actuel est situé à peu près à égale distance entre deux étoiles de y* grandeur, X et aSao Petite Ourse, qui, avec la Polaire, sont les seules de toutes celles que nous avons figurées qui se voient distinctement dans un chercheur. Les autres sont de 9% lo* et 1 1* grandeur,

LB PÔLR GÉLBSTV, Il3

Mais, pour trouver ces étoiles elles-mêmes, il est bon de comialtre leurs positions dans la constellation à laquelle elles appartiennent. C'est pour cela que nous avons annexé la seconde carte ci-dessus, représentant Tensemble de la Petite Ourse.

Cette première opération faite, les environs les plus immédiats du pôle se reconnaissent très-facilement, dans le télescope, à la configuration en forme d'éventail d'un groupe symétrique et bien caractérisé d'étoiles comparativement très-brillantes.

Par parenthèse, si ces étoiles étaient visibles à l'œil nu, comme les étoiles de la Grande Ourse, d'Orion ou du Scorpion, avec lesquelles elles ont un peu d'analogie, elles constitueraient sans contredit dans le ciel une des plus belles constellations. Ici cette constellation lilliputienne est télescopique.

Ainsi, dans un télescope dont le champ serait d'environ un demi -degré, c'est-à-dire de la grandeur du disque solaire ou lunaire, on verrait se maintenir constamment dans la môme position relative les quatre étoiles circonscrites aujourd'hui par le premier cercle central de notre figure, et dont les trois principales (situées au-dessous de la ligne) forment un triangle.

Elles y accompliraient un mouvement de rotation entière, dont les phases principales de six en six heures sont indiquées dans la figure 12; si l'on considère le point central, on voit qu'il tourne sur lui-môme, et avec lui on sera certain d'être en possession du pôle. C'est par cette méthode, du reste, que nous l'avons reconnu nous-même.

En un mot, s'il pouvait être permis de s'exprimer

Il4 LB FÔLB cétBSTB.

ainsi, ce petit triangle est la dernière constellation qui tourne autour du pôle.

I^s astres traversant généralement avec une grande

Fig. 13.

rapidité le champ des lunettes, rien n'est plus saisissant que le spectacle de cette sorte d'immobilité persistante et absolue. Dans cette situation, une lunette parallèle à Taxe du monde se confond avec lui, et semble servir en quelque sorte de pivot à tout le firmament. Au point de vue pratique, c'est un excellent moyen d'orienter une lunette disposée parallactiquement. A cet égard, le pôle étant le point de départ môme de tous les méridiens vaut infiniment mieux que les meilleurs repères du monde.

Ces minutieux détails ne sont généralement pas indiqués, et les personnes qui, pour une cause ou pour l'autre, ont besoin du pôle, sont toujours obligées de le chercher.

tB PÔLE CÂLBSTE. Il5

Est-il besoin d'ajouter que ce n*est pas sans passer quelques nuits à la belle étoile et se morfondre par les temps d'hiver que Ton parvient à faire môme un aussi petit travail ?La plus grande partie du temps des obser« valeurs est employée à attendre sans cesse que les nuages veuillent bien tirer leur impénétrable et désespérant rideau. Lorsqu'il se sert d'un télescope, l'observateur peut rester debout, puisqu'il n'a qu'à examiner l'image de l'étoile dans le réflecteur fixé à la partie latérale du tube/ réflecteur toujours horizontal ; mais lorsqu'il dresse sa lunette vers le pôle, trop haut encore sur l'horizon de Paris, il est condamné à rester dans la posture la plus incommode, jambes tordues, dos creusé, tête constamment levée, sans compter les eSets plusou moins désagréables du froid de la nuit, etc.

Quant à la Polaire, dont nous n'avons à parler ici qu'incidemment, on sait que c'est une étoile double. Son satellite est de 9' grandeur, bleuâtre, et en est dislant d'environ 18 secondes.

Ce satellite, qui tourne autour de l'étoile dans une période de temps que l'on ne peut encore déterminer, mais qui, d'après son faible mouvement angulaire, doit embrasser bien des siècles (il n'a marché que de 9 degrés depuis 178 1), est représenté par un point dans les rayons inférieurs de notre étoile polaire*

llG LA SCIBITILLATfON DBS ÉTOILES.

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Le phénomène de la scintillation des étoiles est encore un problème, malgré les explications d'Arago et des astronomes de son temps. Que notre atmosphère joue un grand rôle dans les effets observés, c'est ce qui me semble évident, après les remarques que j'ai faites, comme tout observateur, pendant les belles nuits d'observation ; mais, puisque les planètes ne scintillent pas et que la scintillation varie d'une étoile à l'autre, la lumière propre de l'astre doit porter en elle la cause première du phénomène développé par l'atmosphère. Deux savants viennent spécialement de s'occuper de cette étude, et ils me paraissent avoir exactement mis en lumière les deux causes dont je viens de parler. Ce sont MM. Respighi, directeur de l'Observatoire du Capilole, à Rome, et Ch. de Montigny, membre de rAcadémie de Belgique.

A la première session de l'Association française pour l'avancement des sciences (Bordeaux, 1872), M. Respighi a exposé le résultat de ses recherches, dont j'ai eu communication complète pendant mon séjour à Rome, quelques mois plus tard. Voici en quoi consistent les observations de cet astronome.

Passant d'abord en revue les différentes méthodes d'après lesquelles on a étudié jusqu'à présent la sein- 1 tillation des étoiles, principalement dans leurs varia-

LA SaNTlLLATION DES ÉTOILBS. II7

tions d'éclat et de couleur, il a d'abord constaté que le spectroscope, appliqué au télescope, est Tinstrument le mieux adapté pour l'étude de ces phénomènes, parce que, sur le spectre des étoiles, on peut facilement vérifier l'ordre dans lequel se succèdent les changements de couleur et le mode d'après lequel se produisent ces changements eux-mêmes.

Une série d'observations nombreuses et régulières, faites par lui sur les spectres d'un grand nombre d'étoiles, dans toutes les régions du ciel et à toutes les hauteurs sur l'horizon, a donné les résultats suivants :

i^ Dans le spectre des étoiles voisines de l'horizon, on observe des bandes ou raies obscures et lumineuses, transversales ou perpendiculaires à la longueur du spectre, plus ou moins larges et définies, qui, plus ou moins vite, passent du rouge au violet et du violet au rouge, ou oscillent de l'une à l'autre couleur ; et cela arrive dans toutes les directions du spectre, depuis l'horizontale jusqu'à la verticale.

2* Dans les conditions atmosphériques normales, le mouvement des raies obscures et claires procède régulièrement du rouge au violet pour les étoiles placées à l'ouest, et du violet au rouge pour les étoiles à l'est, tandis que, dans le voisinage du méridien, leur mouvement est ordinairement oscillant de l'une à l'autre couleur, et même borné seulement à une partie du spectre.

3° En observant, avec le spectre horizontal, des étoiles successivement plus élevées sur l'horizon, on voit des bandes ou raies obscures et lumineuses, plus ou moins inclinées sur l'axe du spectre, et sensible*

IlS LA SCINTILLATION DES ÉTOILES.

ment parallèles entre elles, qui semblent passer du rouge au violet, ou inversement, suivant que l'étoile se trouve à l'ouest ou à Test.

4* L'inclinaison des raies, ou Tangle formé par elles avec Taxe du spectre, dépend de la hauteur de l'étoile; elle se réduit à zéro à Thorizon, et augmente ' rapidement avec la hauteur des étoiles, jusqu'à devenir de 90 degrés pour une hauteur comprise de 3o à , 40 degrés, de sorte que, à cette hauteur, les raies deviennent longitudinales.

5° Les raies sont inclinées avec la transversale au spectre, ou, avec la verticale, du zénith vers la partie la plus réfrangible du spectre lui-même.

6® Les bandes ou raies sont d'autant plus marquées et distinctes que la hauteur des étoiles est moindre; elles deviennent toujours plus faibles et indécises à mesure que la hauteur augmente ; à la hauteur de plus de 4o degrés, les raies longitudinales se réduisent à de simples traits nuancés, et souvent ne peuvent s'observer sur le spectre que comme do simples variations générales d'éclat.

'f  mesure que la hauteur augmente, le mouvement des raies devient plus rapide et moins régulier. I

8** En tournant le prisme et portant^ par conséquent, le spectre de la direction horizontale à la ver- | ticale, l'inclinaison des rayons avec la transversale au spectre va successivement en diminuant, jusqu'à devenir nulle quand le spectre est à peu près vertical; mais alors les rayons deviennent moins marqués, en 1 conservant cependant leur mouvement dans le sens ci' | dessus indiqué au § 3"*.

Lk SCINTILLATION DES AlOlLBS. 1 19

9"* Les bandes ou raies lumineuses sont plus rares et moins régulières que les obscures, et se présentent bien marquées seulement dans les spectres des étoiles voisines de Thorizon.

10"* Au milieu de ce mouvement général et violent de masses sombres et claires sur le spectre des étoiles, les raies spectrales noires propres de la lumière de chaque étoile se maintiennent sensiblement immobiles ou sont sujettes seulement à de très-petites oscillations.

II** Dans les conditions atmosphériques anormales, les raies sont plus faibles et irrégulières de forme et de mouvements.

la"" Quand les vents forts domfnent, les raies sont ordinairement assez faibles et indécises, et alors on voit sur le spectre de simples changements d*éclat, même dans les étoiles proches de Thorizon et très-brillantes.

i3® Lorsqu'au spectroscope les raies sont bien marquées, et que leur mouvement est régulier, il semble y avoir, dans cette régularité des phénomènes de scintillement, un indice probable de la continuation du beau temps, tandis que Tirrégularité de ces phénomènes semble un indice de changement probable dans Félat atmosphérique.

D*après ces résultats, il est démontré pour l'auteur que la variation d'éclat et de couleur que présentent les étoiles dans le voisinage de l'horizon ne peuvent pas ôtre considérées comme des phénomènes d'interférence, parce qu'il n'est pas possible de concilier avec cette cause la constance et la régularité des phénomènes présentés par le spectroscope ; et principalement la

lao Lk SCINTILLATION DBS ÉTOILES.

destruction successive des rayons des diverses couleurs par une même onde atmosphérique, comme il arrive dans le spectre des étoiles proches de ThorizoD, et la destruction simultanée, par une môme cause ou (x>ndition atmosphérique, de toutes les qualités des rayons du spectre, comme il est démontré par les raies longitudinales présentées par les étoiles plus élevées sur rhorizQn.

De plus, si les changements de couleur et d*éclat des étoiles voisines de l'horizon étaient produits par des interférences, en variant la direction du prisme relativement à l'objectif, on ferait varier aussi les conditions d'interférence dans les différentes couches de rayons reçus de Tobjectif lui-môme : ainsi il en devrait résulter des changements dans les apparences présentées par le spectre, tandis que, au contraire, rexpérience montre que ces apparences se maintiennent invariables pour toutes les positions du prisme et du spectre, depuis la direction horizontale jusqu'à la verticale.

Pour cette raison, la théorie d'Arago sur la scintillation, quoique ingénieuse, ne peut se soutenir vis-à-vis des phénomènes réguliers présentés par le spectroscope; par là il est démontré que, si des interférences concourent à la production de la scintillation, leur effet est tout à fait secondaire, et la cause principale est de nature bien différente.

Les résultats des observations spectroscopiques sur la scintillation montrent avec évidence que les changements d'intensité et de couleur dans les images des étoiles sont produits par la soustraction réelle et momentanée des rayons lumineux à l'objectif delà lunette,

LA SCUinriLLATlON DES ÉTOILES. lai

que ces soustractions dans le voisinage de Thorizon frappent séparément et successivement les rayons des diverses couleurs, et que tous les rayons d'une couleur donnée, ou plutôt d'une portion du spectre, sont momentanément retranchés.

Cela résulte de la direction constante des raies obscures perpendiculaires à la longueur du spectre, et étendues à toute la largeur de ce dernier, tandis que le mouvement de ces raies, ou leur passage du rouge au violet, ou vice versa, prouve que la cause destructrice ou déviatrice de ces rayons se porte successivement et régulièrement des rayons moins réfrangibles aux plus réfrangibles, ou, vice versa ^ de ceux-ci à ceux-là.

L'inclinaison des rayons obscurs dans le spectre des étoiles plus élevées sur l'horizon prouve, par contre, que la soustraction des rayons d'une couleur donnée s'étend seulement à une section horizontale de l'objectif, tandis qu'elle s'étend simultanément à plusieurs qualités de rayons, ou à une plus grande portion du spectre, et précisément à toute celle coupée par chaque rayon oblique, s'étendant ensuite à tout le spectre, à cette hauteur à laquelle les rayons deviennent longitudinaux au spectre lui-môme.

Remarquons maintenant que, dans les lunettes achromatiques, l'image des étoiles voisines de l'horizon est constituée par un véritable spectre vertical, avec le rouge en haut et le violet en bas ; que la longueur de ce spectre, dans le voisinage do l'horizon, peut arriver à ao secondes, ou même davantage, pour diminuer ensuite rapidement selon la hauteur de l'étoile. Flammarion, — VI. 3