CHAPITRE VIL

Astronomie.

Toute TEurope savante avait [adopté en 1790 le résultat des travaux entrepris successivement parLemonnier et Lacaille en France, Bradley en Angleterre, et Mayer à Gœtting*e , pour fixer les positions des étoiles. Lalande augmenta bientol: le catalogue légué par ces savants : de dix mUle étoiles observées, il le porta à cincjuante mille, et offrit au xix^ siècle l'jtfi5totre céleste française.

M. Piazzi, de Palerme, enrichit ce catalogue dm trois mille étoiles, et s'occupa «urtout d'estimar les distances des astres : il étudia donc leur parallaxe annuel, c'est-à-dire qu'il compara les &taUpi|s ttifférentes des étoiles à six mois ffuiterva^ç.

i8o LIVRE QUATRIÈME.

S'emparant d'une idée suggérée par Herschel , qui l'avait empruntée lui-même à Galilée, il s^appliqua à l'observation du petit angle formé entre une étoile brillante et une étoile plus petite qui l'accompagne. Les différences de grandeur offertes tous les six mois par cet angle, selon que la terre arrivait au point de plus grande proximité ou de plus grand éloignement, le conduisirent à quelques résultats ; mais les erreurs qui se mêlèrent à ces observations les rendirent presque nulles pour la sci*ence. Il fut plus heureux dans ses recherches sur l'obliquité de l'écliptique : il avoua cependant que les irrégularités des réfractions que la lumière du soleil éprouve en hiver l'avaient empêché de marquer avec précision les deux points culminants de la course de cet astre nommés solstices , l'un , en été , au-dessus de l'équateur; l'autre, en hiver, au-dessous de ce même cercle.

Aussitôt le phénomène de la réfraction devint l'objet de Fétude de tous les astronomes: Laplace le soumit aux calculs , et donna d abord une formule dans sa Mécanique céleste. On comprend combien la certitude des observations astronomiques devait dépendre de la précision des recherches appliquées au phénomène de la réfraction. Il était à craindre que les réfractions de la zone torride ne fussent pas les mêmes que celles des zones tempérées; mais il a été reconnu par Delambre et M. de Humboldt que cette appréhension était mal fondée, et que la formule trou- "vée par Laplace s'appliquait à tous les climats.

La théorie de la lune a été perfectionnée et complétée , au commencement de ce siècle, par Laplace, Lagrange, et MM. Burckhardt, Burg et fiouvard. Jamais le géniç du c^cul ne remporta

SCIENCE DE LA NATURE. i8i

un plus beau triomphe qu'en dressant les tables où le mouvement de la lune est suivi avec une

Erécision si merveilleuse dans toutes ses irréguirités. Les immortelles recherches de Laplace sur les mouvements lunaires prouvèrent: i® que les corps célestes n'éprouvaient qu'une résistance insensible de la part du milieu dans lequel ils se meuvent; 2^ que le mouvement de rotation de la terre sur son axe était invariable , puisqu'il était constant que, depuis vingt siècles, la durée du jour n^a pas été altérée de la centième partie d'une seconde. Au reste, en démontrant l'accélération que les astronomes avaient entrevue dans le mouvement moyen de la lune en longitude, et en soumettant au calcul l'inégalité séculaire de la longitude, il assura pour toujours l'exactitude des tablas lunaires, et ce grand effort de patience humaine accéléra à la fois les progrès de l'astronomie , de la navigation et de la géographie. Qui dirait tout ce qu'il a fallu d'attention, de fermeté, de persévérance et de génie, pour arriver jusqu'à ces formules qui , une fois dressées , subsistent à jamais? A peine si l'inventeur lui-même pourrait passer deux fois dans sa vie par les mêmes chemins, redemander à sa raison une égale puissance, et se ressaisir lui-même dans la grandeur de ses facultés. MM. Burg et Bouvard obtinrent en commun , sous la présidence de Napoléon , un prix proposé par l'Académie des Sciences, et dont l'objet était la question du mouvement séculaire de la lune. M. Burg remporta seul un nouveau prix en déterminant les inégalités lunaires. Delambre ne rendit pas un médiocre service à l'astronomie en réduisant sous une* forme plus commode les tables lunaires dont on devait faire usage dans la pratique.

i8j livre quatrième.

La théorie elliptique de Mercure fut donnée par Lalande; celle de Mars, par MM. Oriani, de Milan , et Triesnecker , de Vienne. Laplace parvint à calculer les perturbations de Jupiter et de Saturne, et à résoudre un problème qui avait épuisé la patience de ses prédécesseurs et de ses contemporains.

Herscnel avait découvert, en 1 78 1 , une nouvelle planète , qui porte quelquefois son nom , et plus souvent celui à!Vranus. La théorie de cette planète , qui est la plus éloignée du soleil , fut dbnnce d'une manière complète par Delambre. Lagrange et Laplace ajoutèrent à leur gloire ^n soumettant à l'analyse la théorie des satellites de Jupiter. Vers cette époque, les méthodes employées pour déterminer les orbites des comètes furent simplifiées ; MM. Olbers et Legendre se livrèrent à ce genre de travail.

Vers la même époque , quatre nouvelles planètes furent découvertes : on les nomme Gérés, Pallas, Junon et Vesta. La première fut aperçue par M. Piazzi en 180 1 ; la seconde, par M. Olbers, en 1802 ; la troisième, par M. Harding, en i8o4; la quatrième, par M. Olbers, en 1807.

En calculant les distances des planètes au soleil , Kepler avait aperçu avec étonnement une lacune entre Mars et Jupiter; il soupçonna l'existence d'une planète qui devait compléter, dans cet intervalle , le système des corps tournant autour du soleil. La prévision de ce grand astronome a été justifiée : à la place qu'il avait indiquée on a trouvé, au lieu d'une seule planète , les quatre dont nous venons de parler , et qni se sont trouvées semblables entre elles dans leurs dimensions et dans leurs éléments; ce qui a fait P^^^er à M. Olbers qu elles étaient les fragments

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d^une seule planète, brisée en différents morceau par une cause inconnue.

Herschel , qui s'était déjà fait un nom par la découverte d'Uranus, bien que cette planète eût été entrevue cinq fois avantlui, surpasse bientôt, par la grandeur et la rapidité de ses observations, tous les astronomes de son temps. U doit ses nouvelles découvertes moins à la profondeur de ses calculs qu à Fexcellence et à 1 énormité des machines qu il compose et perfectionne lui-même pour arracher à la voûte étoilée ses secrets les plus cachés. U aperçoit les deux satellites intérieurs de Saturne, et les distingue de cet anneau mince, aplati et lumineux, qui entoure cette planète. Il constate par Texpérience une découverte aue Laplace avait faite par le calcul, savoir que 1 anneau de Saturne tourne rapidement sur luimême; il reconnaît à Uranus six satellites, dont les singuliers orbites font un angle presque droit avec Fécliptique. Le ciel na plus ae voiles pour loi; il semble faire sortir de la nuit des milliers de mondes: des étoiles attachées ensemble et for< mant des grappes de plusieurs couleurs sont atteintes par ses puissants télescopes; les nébuleuses deviennent pour lui un amas innombrable d'étoiles. U invente de nouveaux moyens pour mesurer la distance qui sépare les étoiles de la terre, et parvenir à déterminer les diamètres de Cérès et de Pallas. Il ose, comme Taigle, fixer ses regards sur le soleil, et pénétrant au fond de cet océan de lumière , croit en apercevoir quelquefois la masse solide, qui n est point lumineuse, et qui serait l'origine de ces taches noires remarquées sur le disque solaire. Dç là il soupçonne que la lumière n'émane pas du corps même du soleil, mais de nuages brillants et phosphoriques.

iS4 LIVRE QUÂTRIÈ»IE.

nés dans Tatmosphère de cet astre (a). Son génie éclate surtout dans ses inventions mécaniques, sans cesse renouvelées, selon les besoins de son admirable curiosité. Quelquefois la sévérité du calcul contrôle et dément les écarts de son audacieuse imagination, qui, en voulant rendre compte de la structure du ciel, se perd sur les traces des étoiles multiples.

M. Herschel fils soutient aujourd'hui la gloire du nom qu'il porte dans la science astronomique; TÂcadémie des Sciences a couronné, il y a quelques années, un travail qu'il avait fait sur les étoiles doubles. Maintenant, les étoiles multiples ont provoqué dans les observatoires de Fancien et du nouveau monde les recherches les plus assidues. Ces étoiles sont des groupes d'astres tellement rapprochés , qu^à Tœil nu ils semblent n'en faire qu'un ; le plus récent catalogue d'étoiles doubles a été dressé par M. Struve, qui en a trouvé trois mille cinquante-sept. En ce moment, on fait la revue du ciel étoile , pour soumettre à un calcul semblable les étoiles multiples^

£n général, les deux étoiles dont se compose celle qui est double diffèrent en couleur : assez -souvent, la plus petite tire sur le vert ou le bleu; la plus grande, sur le rouge et le jaune. M. Dunlop, de la Nouvelle-Hollande, a fait une table des étoiles doubles qui, dans le ciel austral, présentaient ce phénomène de nuances diverses.

On a voulu étudier le mouvement circulatoire de la petite étoile qui, dans une étoile double, tourne autour de la plus grande; on s'est servi

(a) Méin. de TAcad.des Sciences, tom. VI, p. 6i.— Rapport sur les pro(|;rè| des sciences mathématiques, par De-

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d'un instrument à Taide duquel on détermine la forme de la courbe décrite par chaque étoile, M. Savary est Fun des premiers qui se soient occupés ae ce genre de recherches, et il a*trouvé que le satellite de Tune des étoiles qui forment la queue de la Grande-Ourse employait cinquantehuit ans à circuler autour de cette dernière. D'ailleurs toutes les observations faites sur les étoiles doubles ont confirmé que la grande et la petite étoile qui les composent étaient rigoureusement soumises à la loi de lattraction. Ainsi, cette loi s'applique aux mouvements de tous les corps célestes, de quelque nature qu'ils soient, à mesure que nous les atteignons dans les profondeurs de 1 espace ; et le règne de l'attraction découverte par le grand Newton, est confirmé dans l'immensité du firmament.

Lorsqu'on aura pu déterminer les distances qui séparent la terre des étoiles doubles, il sera permis aux astronomes d'évaluer leurs masses et de connaître exactement le rapport qui existe entre le volume de notre globe et celui de ce&étoiles : alors, la science prendra cette balance où elle a déjà pesé* le soleil et d'autres grands corps de lumière, et elle y pèsera aussi ces sphères multiples dont nous sommes éloignés de plusieurs milliers de milliards de lieues. Peut-être touchons nous à la solution de ces deux problèmes, car M. Bessel, directeur de l'observatoire de Kœnigsberg, vient d'inventer un instrument, nommé Elioniètrej à l'aide duquel il a déjà essayé, avec quelque succès, de mesurer la distance de la terre à plusieurs étoiles doubles, et même de calculer approximativement la masse de ces soleils.

M. Arago a voulu s^assurer si les teintes bleues ou vertes de la petite étoile dans ces astres bi-

i86 LIVRE QUATRIÈME.

naires avaient quelque chose de réel, ou sî elles n'étaient que l'effet d'une illusion accidentelle. L'expérience l'a convaincu que le bleu ou le vert était la couleur réelle de certaines étoiles, et que ces deux nuances ne se rencontraient que dans les étoiles multiples. Il s'est posé, sans la résoudre, cette question de savoir si les étoiles vertes ou bleues n'étaient pas des soleils qui languissent et tendent à s'éteindre. On a d^à observé qu'avec le temps certaines étoiles changent de couleur. Si les étoiles fixes sont des corps en combustion, et ne brillent pour nous qu'à travers une atmosphère gazeuse qui les entoure, leur couleur s'expliquerait, selon M. Arago, par la réfraction de leurs rayons : dans cette hypothèse , la teinte bleuâtre annoncerait une combustion qui décline, car nous savons que cette teinte est celle des gaz qui, après avoir été livrés à une violente combustion, perdent quelque chose de leur incandescence.

Le retour de la comète de Halley, qui est venu confirmer, en i835, pour la seconde fois les calculs faits en, 1682, a marqué une ère remarquable dans les fastes de la science. La comète a été aperçue précisément vers le point du ciel où les calculs avaient placé son apparition. Tous les astronomes ont étudié les éléments paraboliques du nouvel astre; mais les perturbations calculées d'après la théorie de l'attraction universelle n'ont pas été prévues avec toute la précision désirable : aussi, les astronomes ne se sont-ils pas tout-à-fait accordés dans leurs prédictions sur le moment du passage de la comète par son périhélie, c'est-à-dire par le point de son orbite le plus rapproché du soleil.

Le retour de la comète d'Enke, qui fait sa ré-

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volutîon autour du soleil en douze cents jours, et qui a été aperçue, le 17 août ]838, dans la constellation du Bélier, a permis aux astronomes de calculer de nouveau un accroissement de vitesse qui, dans la marche de cet astre, a éveillé au plus haut degré leur attention. Cette circonstance leur a donné lieu d'examiner une question qui paraissait résolue et qui mérite bien d'être approfondie, celle desavoir si les espaces célestes sont remplis d'une substance gazeuse qui peut opposer quelque résistance au mouvement des comètes.