ASTRONOMIE SIDÉRALE

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Les idées que nous avons eues jusqu'ici sur les étoiles et sur le ciel doivent désormais subir une transfert malion complète, une véritable transfiguration. 2i n'y a plus d^étoiles fixes. Chacun de ces soleils lointains allumés dans Tinfini est emporté par des mouvements immenses, que notre imagination peut à peine concevoir. Malgré les trillions de lieues qui nous séparent de ces soleils, et qui les réduisent pour notre vue à de petits points lumineux (quoiqu'ils soient aussi vastes que notre propre Soleil , et soient des milliers et des millions de fois plus gros que la Terre), le télescope et le calcul viennent de les saisir et de constater qu'ils sont tous en marche, dans toutes les directions pos* sibles. Le ciel n'est plus immuable ; les constellations ne nous représenteront plus le symbole de l'ordre absolu et indestructible ; le spectacle de la nuit éloilée ne nous montrera plus le repos et Tinerlie. Non : toutes ces étoiles sont des soleils brûlants, foyers de chaleur et de lumière, laboratoires de combustions inouïes, qui sans cesse lancent autour d'eux les flols d'une lumière

intarissable, distribuent les effluves de la vie aux planètes qui les environnent, et qui par-dessus tout se meuvent rapidement dans l'espace, en emportant avec eux les systèmes dont ils forment les centres de gravité.

Pendant des siècles les étoiles ont été regardées comme fixes. Les observateurs anciens, qui croyaient réel le mouvement diurne du ciel, avaient imaginé une sphère solide au firmament, dans lequel les étoiles étaient incrustées comme des pierres précieuses, et ils expliquaient de cette manière l'invariabilité des distances que ces astres conservent en apparence entre eux. Dans ce premier âge de l'Astronomie, les positions des étoiles étaient obtenues par une série de triangles, qui les reliaient les unes aux autres ; mais, plus tard, on a cherché à déterminer leurs positions en les comparant avec certains grands cercles de la sphère, longitudes et latitudes célestes, comme dans Ptolémée, ou bien ascensions droites et déclinaisons, comme nous le faisons actuellement.

Ce système de coordonnées est extrêmement simple. Pour l'appliquer le plus avantageusement, il faut posséder une bonne lunette dont l'axe optique décrive un plan vertical passant par le pôle. On sait qu'alors la déclinaison d'une étoile se déduit simplement de sa hauteur au-dessus de l'horizon en retranchant de celle-ci un arc constant qui ne change pas d'une étoile à l'autre, et que l'intervalle des temps de passage de deux étoiles par ce plan méridien est précisément égal à la différence des ascensions droites des deux étoiles.

Malheureusement ce système si simple d'observations n'est pas absolu et oblige à certaines corrections. Lo

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plan de l*équateur n'est pas immobile dans Tespace ; il est soumis à des déplacements causés par le défaut de sphéricité de notre globe. L'attraction du Soleil, de la Lune et des planètes produit un balancement de l'axe terrestre qui se traduit pour Téquateur en une variation de son inclinaison sur l'écliptique et un déplacement de la ligne des nœuds. Les lois de ces déplacements ont été Tobjet principal des recherches des astronomes depuis deux siècles, et les formules qui les font connaître sont aujourd'hui bien établies; les différentes constantes qui entrent dans ces formules, et que Ton a dû déterminer par l'observation des étoiles, sont même connues avec une précision très-grande.

Dans l'état actuel de l'Astronomie stellaire, on détermine exactement les divers déplacements apparents que subit une étoile par les différentes causes qui suivent :

I® La rotation diurne de la Terre qui fait tourner en apparence tout le ciel autour de nous;

a* L'inclinaison de l'axe terrestre, qui fait varier la hauteur des constellations au-dessus de l'horizon avec les saisons ;

3** L'influence de l'atmosphère sur la marche des rayons lumineux des étoiles [ré fraction) \

4" Le déplacement apparent que subit la direction de ces rayons lumineux , par suite de la vitesse de la lumière . combinée avec le mouvement de la Terre [aberration) ;

5° Les mouvements oscillatoires de Téquateur terrestre dans l'espace (précession et natation).

Quand la position d'une étoile a été corrigée de tous ces déplacements purement apparents, et que l'on compare cette position avec une autre observation de la

même étoile, faite longtemps auparavant, un siècle par exemple, également corrigée et rapportée aux mêmes cercles de la sphère, on trouve que l'étoile n'occupe pas exactement ladite position, et qu'elle a changé de place dans l'intervalle. Il y a, en effet, encore deux déplacements apparents, dont il n'a pas été tenu compte et qui dépendent du mouvement de révolution de la Terre autour du Soleil et de la progression de tout le système solaire dans l'espace. Le premier de ces déplacements est excessivement petit ; les quelques mesures qui ont été prises par de bons observateurs, sur des étoiles choisies à cause de leur grand éclat ou de leur déplacement rapide, indiquent que la parallaxe annuelle n'atteint pas une seconde d'arc dans les circonstances les plus favorables ; comme d'ailleurs le déplacement qui en résulte est périodique, nous pouvons le regarder ici comme provisoirement négligeable dans ces recherches sur le mouvement propre des étoiles. H n'en est pas de même de la seconde cause d'erreur; la progression du Soleil dans l'espace produit un dé« placement des étoiles, qui s'accroît chaque année. Ce mouvement séculaire se combine donc avec le mouvement propre de l'étoile, et c'est aux observations discutées par une analyse rigoureuse à faire connaître la part qui revient à chacun d'eux.

La constatation du changement de position d'une étoile, corrigé de toutes les causes qui précèdent, montre donc que l'étoile a réellement changé de place. Mais ce changement peut être dû en partie à la perspective causée par notre propre mouvement séculaire dans l'espace.

LES MOUVEMENTS PAOPEBS DBS ArOItES. 7

Si Ton fait attention, en outre, queles positions don* nées dans les divers Catalogues d'étoiles ne sont pas rigoureusement exactes, mais qu'elles sont entachées ordinairement : i"" d'erreurs systématiques, qui embrassent l'ensemble des observations et qui dépendent de la précision plus ou moins grande de l'instrument employé et de la méthode de calcul qui a été adoptée ; et a"" d'erreurs accidentelles,. qui sont d'autant plus fortes que les instruments sont moins bons et que les obser* vateurs sont moins exercés et moins soigneux, on en conclura qu'avant de pouvoir attribuer avec certitude un déplacement propre à une étoile il faut se livrer à un examen minutieux de toutes les déterminations de position que l'on en possède.

Les premiers mouvementspropresontété découverts, il y a moins de deux siècles, par Halley. Depuis lors on doit citer parmi les astronomes qui ont le plus cultivé cette branche de l'Astronomie: Mayer, Piazzi, W. Herschel,Bessel, Struve, Baily, MSdler, Argelander, Main, Stone, Dunkin et Ernest Quetelet.

L'étude des mouvements propres des étoiles se rattache d'une manière intime, dans l'histoire des sciences astronomiques, aux progrès des instruments et des méthodes d'observation. Cette étude ne pouvait d'ailleurs être tentée avec fruit que depuis l'époque où l'on appliqua les lunettes aux instruments destinés à mesurer les angles, pas décisif qu'il fallait franchir avant de pouvoir faire succéder la précision d'une seconde, ou méroed'une fraction de seconde d'arc, à la précision d'une minute, qu'au prix des plus grands efforts Tycho- Brahé avait su, le premier, donner à ses observations.

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Sans cet immense progrès, nous n'aurions aujourd'hui encore qu'un moyen de trancher la question des mouvements propres : ce serait de comparer entre elles des observations séparées par une longue série de siècles. Telle fut, en effet, la marche suivie par Halley en 1717. Il rapprocha les positions modernes des positions du Catalogue d'Hipparque et, par les différences qu'il trouva de cette manière, il se crut fondé à attribuer des mouvements propres à trois étoiles principales, Sinus, Arcturus et Aldébaran. L'intervalle de temps compris entre ces observations était de 1844 ans. Mais plus tard la précision des travaux de Rœmer et la haute idée qu'on s'était faite de la valeur des ascensions droites conservées dans le Triduum de l'astronome danois déterminèrent successivement Tobie Mayer en 1756, Maskelyne en 1770 et Piazzi en 1806, à se contenter du faible intervalle compris entre leur époque et celle de Rœmer, et à comparer leurs observations aux siennes. C'est ainsi que le phénomène des mouvements propres des étoiles a pu être reconnu, dans sa généralité, dès le milieu du dernier siècle. Mais les premières déterminations numériquement exactes datent seulement de 1788, et sont dues à William Herschel, qui prit pour base les observations de Flamsteed ; elles sont dues surtout aux admirables travaux de Bessel et d'Argelander, qui ont comparé leurs propres Catalogues avec les positions observées parBradley, vers 1755.

Cette découverte des mouvements propres des étoiles est de la plus haute importance pour l'Astronomie physique : elle a fait connaître le mouvement qui em-

porte notre système solaire à travers les espaces célestes, et même la direction dans laquelle cette translation s'accomplit. Jamais nous n'aurions rien su d'un tel phénomène, si le mouvement progressif des étoiles avait échappé à nos mesures par sa petitesse même. H y a plus, les efforts inouïs qui ont été tentés pour déterminer ce mouvement en grandeur et en direction, pour n\esurer la parallaxe des étoiles ou leurs distances, ont eu cette conséquence immédiate de porter l'art d'observer au plus haut degré de perfection, et de l'y maintenir^ surtout depuis i83o, soit par les progrès incessamment stimulés des appareils micrométriques, soit par l'emploi de plus en plus intelligent des grands cercles méridiens et des équatoriaux montés parallactiquement.

Ce ne sont pas les étoiles les plus brillantes qui possèdent les plus forts mouvements : ce sont des étoiles de 5*, de 6e et même de 7© grandeur. Voici les plus remarquables sous ce rapport : Arcturus, 1" grandeur, mouvement propre = 2", 26 ; a du Centaure, I ™ grandeur : 3", 58 ; pt de Cassiopée, 6e grandeur : 3*, 74 ; l'étoile double 0' de l'Éridan, 4* grandeur : 4", 08 ; l'étoile double 61 du Cygne, 60 grandeur: 5", i5; une étoile située sur la limite qui sépare les Chiens de Chasse de la Grande Ourse, et portant le numéro i83o dans le Catalogue des étoiles circompolaires de Groombridge, 7* grandeur : 7'',o3 ; s de l'Indien, 6* grandeur : 7", 74, •21 5 1 de la Poupe du Navire, 6* grandeur : 7", 87. Lo mouvement propre d'Arcturus est considérable par rapport aux mouvements propres d'autres étoiles trèsbrillantes ; car celui d'Aldébaran n'est que de o", i85

lO LBS MOVVBMBNTS PROPRES DK8 ÉTOILBS.

(Mâdler, Centralsonne, p. ii), et celui de Yéga de o",4oo. Parmi les étoiles de première grandeur, a du Centaure fait une très-remarquable exception par la vitesse de son mouvement. Opposons à ces résultats exceptionnels une donnée plus générale : en prenant la moyenne arithmétique des mouvements propres stellaires, pour toutes les régions du ciel où ces mouvements sont actuellement bien constatés, BTàdler n'a trouvé que o", loa.

La plus grande majorité des mouvements propres des étoiles indique un déplacement annuel fort inférieur à une seconde d'arc de grand cercle. En réalité, la variation annuelle constatée par les comparaisons des Catalogues formés depuis bientôt un siècle montre un déplacement beaucoup plus grand. Mais il n'est pas dû tout entier au mouvement particulier de Tétoile. La précession des équinoxes fait accomplir à Tensemble du ciel une révolution complète, de Touest à Test, en 25 870 ans. Il en résulte que toutes les étoiles sont chaque année déplacées d'un point sur le canevas des divisions géométriques tracées dans le ciel par les astronomes. Lors donc que l'on compare la position d'une étoile sur un Catalogue construit en 1874, par exemple, avec celle qu'elle occupait sur un Catalogue construit en 1840, la différence de position que l'on constate provient en partie du mouvement général de la sphère dû à la précession. Comme cette variation séculaire esl due à un mouvement de la Terre et n'appartient pas en réalité aux étoiles, il faut d'abord , comme nous l'avons dit tout à l'heure, la retrancher de la différence observée; la quantité qui reste représente

LES MOUVEMENTS PEOPHES DBS ETOILES* II

le déplacement dû au mouvement propre de l'étoile.

Nous venons de dire que ce déplacement est trèsfaible, et qu'en général il est loin d'atteindre une seconde. Conçoit-on bien Texiguïté de cette mesure t Rappelons qu'une seconde est la 60* partie d'une minute, laquelle est la 60* partie d'un degré, lequel est la 36o* partie d'un grand cercle faisant le tour du ciel, Pour prendre une comparaison, le Soleil et la Lune se présentent à nous sous la forme de disques mesurant en moyenne 3f minutes de diamètre : ces 3 1 minutes font 1860 secondes. Donc le déplacement d'une étoile dont le mouvement propre serait d'une seconde entière par an ne serait que la 1860* partie du diamètre apparent du Soleil. Autrement dit, il faudrait 1860 ans à l'étoile pour se déplacer de cette quantité. Comme les mouvements propres de la plupart des étoiles ne sont même pas d'une seconde d'arc par an, on voit que, depuis le temps de Jésus-Christ et de Tibère, elles n'ont môme pas accompli ce trajet -là. Un certain nombre d'étoiles sont animées de mouvements plus rapides, qui s'élèvent jusqu'à plusieurs secondes, et même jusqu'à 7 secondes par an ; mais, même pour ces exceptions, on voit que, relativement à nos mesures d'appréciation journalières, ces mouvements sont encore infiniment petits pour nos yeux, quoiqu'ils soient infiniment grands en réalité. On pourrait les nommer à la fois microscopiques et télescopiques.

Quelle n'est pas, en effet, la vitesse de ces translations, pour que nous puissions nous en apercevoir d'ici, éloignés comme nous en sommes à plusieurs trillions de lieues de distance? Si nous prenons un exemple.

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soit ArctaruSy dont le mouvement propre est presque de 3 secondes par an , nous trouvons que sa vitesse à travers l'espace n'est pas inférieure à 1 800000 lieues par jour I Et cependant il lui faut 800 ans pour nous offrir un déplacement égal en longueur au diamètre apparent de la Lune et du Soleil ! Nous sommes à 61 trillions 600 milliards de lieues de distance de cette étoile : le chemin qu'elle parcourt en ligne droite pendant une année, à raison de 1 800000 lieues par jour, serait caché pour nous par la laideur d'un fil de a millimètres de large , tendu à 100 mètres de distance de notre œil!

L'étoile la plus remarquable du ciel visible sous nos latitudes est, au point de vue de la questioù que nous traitons, une petite étoile de / grandeur, c'est-à-dire invisible à l'œil nu, qui n'a pas de nom particulier, et reste désignée sous un simple numéro d'ordre. Elle porte le n'' 1 83o du Catalogue de Groombridge, et c'est par cette dénomination qu'elle est connue. Située par ii''45"*3a* d'ascension droite et 5 1<* ai' ai' de distance polaire, elle manifeste annuellement le plus grand déplacement qu'on ait observé dans notre ciel boréal. Sa variation annuelle est de o',344 on ascension droite, et de 5^77 en distance polaire ; la ligne droite, dont ces deux coordonnées sont la mesure géométrique, égale 7^,03.

Si nous apprécions ce mouvement par la mesure que nous avons employée tout à l'heure, nous voyons que, pour se déplacer dans le ciel d'une quantité égale à la largeur apparente du Soleil, il lui faut 255 ans. Ce mouvementestsi rapide,qu'il s'élèvejusqu'à 2822000 lieues par jourl C'est une vitesse plus de quatre fois supé-

LES M0tn'E5iENTS PROPRES DES ÉTOILES. l3

rieure à celle de la Terre dans son cours, notre planète voguant autour du Soleil à raison de 65oooo lieues par jour. — La distance de cette étoile est de 33 triUions 770 milliards de lieues.

Ainsi voilà une étoile , un soleil perdu parmi les myriades de soleils qui peuplent l'étendue, et qui est emporté dans l'espace avec une puissance si prodigieuse qu'il ne franchit pas moins de un milliard de lieues par année, et cette ligne de un milliard de lieues, vue de face, ne peut être constatée d'ici qu'à l'aide des mesures micrométriques les plus attentives et les plus minutieuses ! Voilà la belle étoile Arcturus qui vogue dans le ciel à raison de 660 millions de lieues par an, et depuis mille, deux mille, trois mille ans et plus qu'on Fobserve et qu'on pointe sa place sur les cartes astronomiques, elle ne semble pas avoir bougé !

Et ce ne sont pas là encore les vitesses exactes des corps célestes. Pour que ces mesures fussent absolues, il faudrait que la route suivie par l'étoile observée fût vue de face, qu'elle fût perpendiculaire au rayon visuel qui va d'ici à l'étoile. Rien ne prouve que ce soit justement là la direction absolue de cette route, et il est extrêmement probable qu'il n'en est rien. Quelle que soit la direction absolue d'un astre, nous ne voyons jamais que la projection de sa route sur la sphère apparente du ciel. Si, par exemple, une étoile s'éloignait de nous juste dans la direction du rayon visuel, elle ne tracerait aucune route sur la sphère céleste, et les comparaisons annuelles de sa position n'indiqueraient aucun mouvement propre. Il en serait de même si

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elle se rapprochait de nous juste dans la direction du rayon visuel. Dans toutes les autres directions le déplacement constaté ne mesure la marche réelle que lorsqu'elle s'opère perpendiculairement au rayon visuel. Dans tous les autres cas, Tobliquité de la marche ne laisse apercevoir que sa projection, d'autant plus grande, d'autant plus rapprochée delà réalité, que la direction absolue de Tastre est elle-même plus rapprochée de la perpendiculaire au rayon visuel. (ro/>plusloin,Ch, m).

Les chiffres que je viens de donner pour le mouvement d'Arcturus et de i83oGroombridgedans l'espace ne sont donc que des minima. H est à peu près certain que la translation de ces deux astres est plus rapide encore.

Parmi les étoiles de première grandeur qui sont animées d'un mouvement propre supérieur à lamoyenne générale, nous trouvons, après Arcturus, les deux belles étoiles Procyon et Sirius. Le mouvement propre de la première est à peu près la moitié de celui d'Arcturus, et se mesure par i',27. Celui de Sirius estde i",34.

Afin de saisir d'un coup d'œil général les grands mouvements propres des étoiles, j'ai réuni dans le tableau suivant (p. i6) les étoiles dés deux hémisphères dont le mouvement propre est le plus rapide, et je les ai classées suivant l'ordre décroissant de ce mouvement. Il est curieux de voir par ce tableau que les corps nommésJusqu'ici^oTf^ sont ceux qui sont animés des plus grandes, des plus formidables vitesses que nous connaissions dans la nature.

Les étoiles réunies dans ce tableau nous offrent Ies> mouvements propres les plus rapides. J'en ai fait le

LES MOUVEMENTS PROPRES DES ÉTOILES. l5

relevé et le calcul d'après les derniers travaux publiés sur ce sujet. On voit par la dernière colonne que plusieurs sont animées d^un mouvement assez considérable pour se déplacer en quelques siècles d'une quantité égale au diamètre de la Lune et du Soleil.

Par suite de ces mouvements propres, toutes les étoiles changent de place et les constellations se disloquent. Armés des investigations télescopiques, nous commençons à assister à une transformation séculaire * de la sphère céleste que nous pourrions véritablement appeler ia dislocation des deux.

De toutes les étoiles brillantes qu'ont observées les anciens, pas une n'occupe aujourd'hui la même place au firmament. Arcturus, a du Centaure, o Ëridaif se sont déplacées, depuis vingt siècles, de quantités angulairement équivalentes à 2 •}, 3 | et 4 fois le diamètre du disque de la Lune. La i83o* du Catalogue de Groombridge marche avec plus de vitesse encore droit sur la Chevelure de Bérénice. Si cette étoile conserve pendant soixante^t-onze siècles la vitesse et la direction actuelle de son mouvement, elle quittera la Grande Ourse, décrira un arc égal à près de 27 fois le diamètre de la Lune, et viendra se projeter juste au milieu de Tamas si clair-semé de la Chevelure. Dans le môme laps de temps, vingt étoiles se seront déplacées de plus de deux degrés. Or, comme les mouvements propres déjà connuset mesurés varient de o", o5 à 7", 87, c'est-à-dire dans le rapport de i à 157, il est évident que les distances mutuelles des étoiles s'altèrent à la longue, et que la figure actuelle des constellations ne durera pas toujours.

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