CHAPITRE XIII

Des Etoiles et de leurs mouvemens.

La parallaxe des étoiles est insensible; leurs disques, vus dans les plus forts télescopes, se réduisent à des points lumineux : en cela, ces astres diffèrent des planètes dont les télescopes augmentent la grandeur apparente. La petitesse du diamètre apparent des étoiles est prouvée, surtout par le peu de temps qu'elles mettent à disparaître dans leui'S occultations par la lune, et qui n'étant pas d'une seconde, indique que ce diamètre est au-dessous de cinq secondes de degré. La vivacité de la lumière des plus brillantes étoiles, comparée à leur petitesse apparente, nous porte à croire qu'elles sont beaucoup plus éloignées de nous que les planètes , et qu'elles n'empruntent point comme elles leur clarté du soleil, mais qu'elles sont lumineuses par elles-mêmes; et comme les étoiles les plus petites sont assujetties aux mêmes mouveraens que les plus brillantes, et conservent entre elles une position constante, il est très vraisemblable que tous ces astres sont de la même nature, et que ce sont autant de corps lumineux, plus ou moins gros, et placés plus ou moins loin au-delà des limites du système solaire.

On observe des variations périodiques dans l'intensité de la lumière de plusieurs étoiles que l'on nomme pour cela changeantes. Quel quefbis on a vu des étoiles se montrer presque tout à coup, et disparaître après avoir brillé du plus vif éclat. Telle fut la fameuse étoile observée en 1572, dans la constellation de Cassiopée. En peu de temps, elle surpassa la clarté dos plus belles étoiles el de Jupiter même : sa lumière s'affaiblit ensuite, et elle disparut seize mois après sa découverte , sans avoir changé de place dans le ciel. Sa couleur éprouva des variations considérables : elle fut d'abord d'un blanc

éclatant, ensuite d'un jaune rougeâtre, et enfin d'un blanc plombé. Quelle est la cause de ces phénomènes? Des taches très étendues que les étoiles nous présentent périodiquement, en tournant sur elles-mêmes à peu près comme le dernier satellite de Saturne . et peut-être l'interposition de grands corps opaques qui circulent autoiu' d'elles, expliquent les variations périodiques des étoiles changeantes. Quant aux étoiles qui se sont montrées presque subitement avec une très vive lumière, pour disparaître ensuite, on peut soupçonner avec vraisem.blance que de grands incendies occasionnés par des causes extraordinaires, ont eu lieu à leur surface; et ce soupçon se confirme par le changement de leur couleur, analogue à celui que nous offi-ent sur la terre, les corps que nous voyons s'enflammer et s'éteindre.

Une lumière blanche, de figure irrégulière, et à laquelle on a donné le nom de voie lactée, entoure le ciel en forme de ceinture. On y découvre au moyen du télescope, un nombre prodigieux de petites étoiles qui nous paraissent assez rapprochées, pour que leur réunion forme une lumière continue. On observe encore dans diverses parties du ciel , de petites blancheurs que l'on nomme nébuleuses , et dont plusieurs semblent être de la même nature que la voie lactée. Vues dans le télescope , elles offrent également la réunion d'un grand nombre d'étoiles : d'autres ne présentent qu'une lumière blanche et continue ; il est très probable qu'elles sont formées d'une matière lumineuse très rare, répandue en amas divers dans l'espace céleste, et dont la condensation successive a produit les étoiles et toutes les variétés qu'elles présentent. Les changemens remarquables que l'on a observés dans quelques nébuleuses , et particulièrement dans la belle nébuleuse d'Orion , s'expliquent d'une manière heureuse dans cette hypothèse, et lui donnent une grande vraisemblance.

L'immobilité respective des étoiles a déterminé les astronomes à leur rapporter, comme à autant de points fixes, les mouvemens propres des autres corps célestes; mais pour cela, il était nécessaire de les classer, afin de les reconnaître; et c'est dans cette vue, que l'on a partagé le ciel en divers groupes d'étoiles, nommés constellations. Il fallait encore avoir avec précision la position des étoiles sur la sphèi-e céleste; et voici comme on v est j);u'veuu.

On a imaginé par les deux pôles du monde , et par le centre d'un astre quelconque , un grand cercle que l'on a nommé cercle de déclinaison, et qui coupe perpendiculairement l'équateur. L'arc de ce cercle, compris entre l'équateur et le centre de l'astre, mesure sa déclinaison qui est boréale ou australe , suivant la dénomination du pôle dont il est le plus près.

Tous les astres situés sur le même parallèle, ayant la même déclinaison , il faut, pour déterminer leur position, un nouvel élément. On a choisi pour cela l'arc de l'équateur, compris entre le cercle de déclinaison et l'écpiinoxe du printemps. Cet arc compté de cet écjuinoxe, dans le sens du mouvement propre du soleil, c'est-à-dire d'occident en orient, est ce que l'on nomme ascension droite ; ainsi, la position des astres est déterminée par leur ascension droite et par leur déclinaison.

La hauteur méridienne d'un astre , comparée à la hauteur du pôle, donne sa distance à l'équateur, ou sa déclinaison. La détermination de son ascension droite offrait plus de difficultés aux anciens astronomes, à cause de l'impossibilité où ils étaient de comparer directement les étoiles au soleil. La lune pouvant être comparée , le jour, au soleil, et la nuit, aux étoiles; ils s'en servirent comme d'un intermédiaire, pour mesurer la différence d'ascension droite du soleil et des étoiles, en ayant égard aux mouvemens propres de la lune et du soleil, dans l'intervalle des observations. La tliéorie du soleil donnant ensuite son ascension droite, ils en conclurent celle de quelques étoiles principales auxquelles ils rapportèrent les autres. C'est par ce moyen qu'Hipparc|ue forma le premier catalogue d'étoiles dont nous ayons connaissance. Long-temps après, on donna plus de précision à cette méthode, en employant, au lieu de la lime, la planète Vénus que l'on peut quelquefois apercevoir en plein jour, et dont le mouvement pendant un court intervalle de temps, est plus lent et moins inégal que le mouvement lunaire. Maintenant que l'application du pendule aux horloges fournit une mesure du temps très précise, nous pouvons déterminer directement et avec une exactitude bien supérieure à celle des anciens astronomes , la différence d'ascension droite d'un astre et du soleil, par le temps écoulé entre leurs passages au méridien.

On peut, d'une manière semblable, lapporter la position des astres

à l'écliptique; ce qui est principalement utile dans la théorie de la lune et des planètes. Par le centre de l'astre, on imagine un grand cercle perpendiculaire au plan de l'écliptique , et que l'on nomme cercle de latitude. L'arc de ce cercle , compris entre l'écliptique et l'astre , mesure sa latitude qui est boréale ou australe, suivant la dénomination du pôle situé du même côté de l'écliptique. L'arc de l'écliptique, compris entre le cercle de latitude et l'équinoxe du printemps, et compté de cet équinoxe, d'occident en orient, est ce que l'on nomme longitude de l'astre dont la position est ainsi déterminée par sa longitude et par sa latitude. On conçoit facilement que l'inclinaison de i'équateur à l'écliptique étant connue, la longitude et la latitude d'un astre peuvent se déduire de son ascension droite et de sa déclinaison observées.

Il ne fallut que peu d'années pour reconnaître la variation des étoiles en ascension droite et en déclinaison. Bientôt on remarqua qu'en changeant de position relativement à I'équateur, elles conservaient la même latitude, et l'on en conclut que leurs variations en ascension droite et en déclinaison, ne sont dues qu'à un mouvement commun de ces astres autour des pôles de l'écliptique. On peut encore représenter ces variations, en supposant les étoiles immobiles, et en faisant mouvoir autour de ces pôles ceux de I'équateur. Dans ce mouvement , l'inclinaison de I'équateur à l'écliptique reste la même, et ses noeuds, ou les équinoxes, rétrogradent uniformément de i54",65 par année. On a vu précédemment que cette rétrogradation des équinoxes, rend l'année tropique un peu plus courte que l'année sidérale; ainsi la différence des deux années sidérale et tropique, et les variations des étoiles en ascension droite et en déclinaison, dépendent de ce mouvement par lequel le pôle de I'équateur décrit annuellement un arc de i54",63 d'un petit cercle de la sphère céleste, parallèle à l'écliptique. C'est en cela que consiste le phénomène connu sous le nom de précession des équinoxes.

La précision dont l'astronomie moderne est redevable à l'application des lunettes aux instrumens astronomiques, et à celle du pendule aux horloges, a fait apercevoir de petites inégalités périodiques, dans l'mclinaison de I'équateur à l'écliptique et dans la précession des équinoxes. Bradley qui les a découvertes, et qui les a suivies avec un soin

extrême pendant plusieurs années, en a reconnu la loi qui peut être

représentée de la manière suivante.

On conçoit le pôle de l'équateur, mù sur la circonférence d'une petite ellipse tangente à la sphère céleste, et dont le centre que l'on peut regarder comme le pôle moyen de l'équatein-, décrit iniiloimément, chaque année, [54 ",63 du parallèle à l'écliptique, sur lequel il est situé. Le grand axe de cette ellipse, toujours dans le plan d'un cercle de latitude, répond à un arc de ce grand cercle, de 59",56; et le petit axe répond à un arc de son parallèle, de 1 1 i",3o. La situation du vrai pôle de l'équateur sur cette ellipse, se détermine ainsi. On imagine sur le plan de l'ellipse, un petit cercle qui a le même centre, et dont le diamètre est égal au grand axe. On conçoit encore un rayon de ce cercle, mû d'un mouvement uniforme et rétrograde, de manière que ce rayon coïncide avec la moitié du grand axe , la plus voisine de l'écliptique ; toutes les fois que le nœud moyen ascendant de l'orbite lunaire, coïucide avec l'équinoxe du printemps; enfin , de l'extrémité de ce rayon mobile, on abaisse une perpendiculaire sur le grand axe de l'ellipse. Le point où cette perpendiculaire coupe la circonférence elliptique, est le lieu du vrai pôle de l'équateur. Ce mouvement du pôle s'appelle nutation.

Les étoiles, en vertu des mouvemens que nous venons de décrire, conservent entre elles une position constante ; mais le grand observateur à qui l'on doit la découverte de la nutation , a reconnu dans tous ces astres, un mouvement général et périodique, qui altère un peu leurs positions respectives. Pour se représenter ce mouvement, il faut iuiaguier que chaque étoile décrit annuellement une petite circonférence parallèle à l'écliptique, dont le centre est la position moyenne de l'étoile, et dont le diamètre vu de la terre soutend un angle de 12 5"; et qu'elle se meut sur cette circonférence, comme le soleil dans son orbite, de manière cependant que le soleil soit con.stamment plus avancé qu'elle, de cent degrés. Cette circonférence, en se projetant sur la siuface du ciel, paraît sous la forme d'une ellipse |)liis ou moins aplatie suivant la hauteur de l'étoile au-dessus de réclip'iqiie; le petit axe de l'ellipse étant ;iu grand axe, comme le sinus de cette hauteur est au rayon. De là naissent toutes les variétés de ce niouverueut périodique des étoiles que l'on nonnne aberration.

DU SYSTÈME DU MONDE. 5g

Indépendamment de ces mouvemens généraux, plusieurs étoiles ont des mouvemens particuliers, très lents, mais que la suite des temps a rendus sensibles. Ils ont été jusqu'ici principalement remarquables dans Sirius et Arcturus, deux étoiles des plus brillantes; mais tout porte à croire que les siècles suivans développeront des mouvemens semblables dans les autres étoiles.

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