Voyez Weidler, Hisloria Aslronomia’, p. 575 et suiv

avais, raconte-t-il, attiré dans une maison Voisine M. Couplet, qui m’avait été donné pour aide. J’aperçus là, ])our la première lois, des taches dans le Soleil, dont la description fut envoyée au roi à Fontainehleau ‘. Par des observations de plusieurs jours, je déterminai la vitesse de leur mouvement ap])areiit, j’établis une théorie qui me servit à prédire ([ue ces taches retourneraient aux memes endroits du disque du Soleil après une révolution de, vwQtsept jours. Ceux qui les avaient observées après leur première apparition, avaient jugé cette révolution à peu près d’un mois. »

Cette donnée a été complètement confirmée depuis : des observations récentes ont exactement détei-rainé l’intervalle de temps qui s’écoule entre deux passages consécutifs d’une tache par le centre du disque apjjarent ; cet intervalle est d’environ 27j,5. Mais, à raison du mouvement de translation de la Terre, ce temps est supérieur à celui de la rotation réelle du Soleil ; il faut en retrancher deux jours solaires ; la durée de la rotation réelle est donc de 25J,5.

Suivant la manière de voir de Cassini, les taches solaires décrivent des cercles parallèles autour des pôles, élevés sur l’orbite du mouvement annuel de 7 degrés et ' demi ; mais elles ne sont pas toutes visibles par nos lunettes dans leurs retours. Voici l’explication qu’en donne le grand astronome ; c’est toute une théorie de la constitution physique du Soleil. « J’imagine, dit-il, que comme le globe de la Terre est composé de deux matières, l’une solide (les continents), l’autre liquide (les mers), de même le Soleil pourrait être composé de deux matières analogues à celles du globe terrestre, dont la solide serait opaque, et la liquide serait la matière de la lumière, qui couvre la plus grande partie de la matière opaque, lais-

1. Ces taches furent découvertes presque en même temps par Galilée et par Jean Fabricius, comme nous l’avons dit plus haut, p. 381,

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saiil seulement en quelques endroits des pointes comme sont celles de quel([ues rochers, ([ui constituent les taches apparentes. 11 y a sans doute, comme dans nos mers, des Ilux et reflux (pii élèvent, tantôt plus, tantôt moins, cetto matière lumineuse, ce (pii fait augmenter ou diminuer l’apparence des taches et les transforme en diverses ligures eu peu de temps. Celles ([ue nous observâmes au commencement formaient d’abord la ligure d’un scorpion avec ses pattes et sa queue. Un peu après, cette partie s’est détachée, et a formé des taches ])lus petites, séparées les unes des autres; elles étaient enveloppées d’une espèce de nébulosité, qui représentait à notre imagination les tourbillons ({ui se forment autour des pointes de rochers par les marées. Il se pourrait faire aussi que, comme dans le globe de la Terre il y a des volcans ([ui en certains temps jottent des ilammes et des cendres autour d’eux, de même il y en eût dans le Soleil. Ce rpic nous avons observé particulièrement, c’est (pie plusieurs taches du Soleil, dont nous avions déterminé la situation à l’égard de ses ])ôles, sont revenues (piehpie temps après dans la même paitic de la surface du Soleil, à peu près comme le Vésuve, vu du même endroit au ciel et venant à s’enllammer, ])araîtrait de nouveau dans le dis(j[ue de la Terre au même point où il avait paru atqiaravant à l’égard des pôles de la Terre, avec la même latitude et longitude géographique, déterminée dans les révolutions faites après la première apparition, ce qui rend mes conjectures aussi vraisemblables que celles du retour des mêmes planètes aux mêmes lieux du ciel après un certain nomlire de révolutions; car ce n’csL (pie par ce moyen que les anciens ont trouvé, par oxem[)!e, ([ue Mercure, après avoir cessé de paraître pendant plusieurs révolutions, a été trouvé à son retour pour le même astre, et que Phosphorus et Ilesperus , qui anciennement étaient censés être deux étoiles diüérenles, ont été reconnues pour la même planète Vénus. »

HISTOIRE HE L’ASTRONOMIE

Ces observations, aux(|uclles s’intéressa vivement Gol- ])er(, hâtèrent l’installation de Dominique Cassini à l’Observatoire de Paris, installation qui eut lieu le 14 septembre 1672. Sa renommée attira beaucoup d’élèves étrangers, ])armi lesquels nous citerons Rœmer.

Vitesse de la lumière. — Rœmer.

Les anciens croyaient que la vitesse de la lumière est inlinie. Descartes partageait encore cette opinion; et les expériences de Galilée n’étaient ]joint propres à l’en détourner. Pourquoi? parce que les distances, choisies à la surface terrestre, quelque grandes qu’elles soient, s’évanouissent, à moins d’employer un artifice particulier, relativement à la vitesse de la lumière. Pour mesurer cette vitesse, il fallait une échelle prise dans les espaces célestes. Les satellites de Jupiter en offrirent l’occasion à Dominique Cassini et à RœmerL

Ces astronomes étaient depuis plusieurs années attentifs à observer les éclipses des quatre satellites de Jupiter. Ils constatèrent une différence très-notable entre l’observation et le calcul en ce qui concernait le premier satellite, c’est-à-dire le plus rapproché de la planète. Pour bien faire comprendre ce genre d’observations, il importe de

] . Olaus flœmcr (né en 1644 à Aarhuus, en Danemark, mort en 1710 à Copenhague) fut amené en Franco (en 1672) par Picard. Il avait aidé cet astronome à déterminer exactement les coordonnées géographiques de l’observatoire de Tycho-Brahé à Uranibourg. Il devint membre de l’Académie des sciences, enseigna l’astronomie au grand dauphin et eut un logement à l’Observatoire. En 1681, il fut rappelé dans sa patrie, pour occuper la chaire de mathématiques à Copenhague. Ko ioer ne publia aucunouvruge de son vivant. A|irès sa mort ses manuscrits furent réunis par un de ses élèves, Horrebow, et publiés sous le titre de Uasis Aslronuiniæ, aice Triduum , etc., Beali liœineri, etc., Cüpciiliaguc, 1735, iu-4".

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rappeler que Jupiter, comme toute planète, projette à. Topposite du Soleil un cône d’ombre : l’axe de ce cône, où la lumière ne pénètre point, est la ligne qui joint les contres des deux astres. Les satellites, de même que la planète autour de laquelle ils tournent, ne brillent que de la lumière réiléebie du Soleil ; ils doivent donc disparaître dès que cette lumière no les atteint plus, ou qu’ils pénètrent dans le cône d’ombre. Rappelons encore que, lorsque Jupiter est en conjonction^ il est plus éloigné de la Teri'o qu’en opposition do toute la distance de la Terre au Soleil. Or, en observant près de la conjonction l’entrée (immersion) du premier des satellites dans le cône d’ombre et sa sortie (émersion) du même cône, puis faisant la même observation près de Vopposition de la planète, on constata, dans l’éclipse observée, un retard d’environ 10 minutes (plus exactement 10 minutes 32 secondes) sur l’écli])se calculée : c’était le maximum de la différence. D’où vint cette différence ? Cassini la lit d’altord venir « do ce que la lumière emploie quelque temps à venir du satellite jusqu'à nous, et qu’elle met environ sept à huit minutes à poursuivre un espace égal à un demi-diamètre de l’orbite terrestre (distance de la Teri'o au Soleil). »

Voilà ce que Cassini écrivait au mois d’août 1675. Il tenait la vérité ; mais il la lâcha aussitôt, parce qu’il voyait dans cette différence du calcul avec l’observation une inégalité particulière du mouvement synodique du premier satellite. Un raisonnement, irréprochable en apparence, le confirmait dans son erreur. Si la transmission successive de la lumière est la cause de l’inégalité observée, d’où vient, disait-il, qu’elle n’a point lieu pour les trois autres satellites? Le fait était vrai. Mais Cassini ne se doutait pas que le mouvement révolutif du premier satellite avait seul runiformité indiquée ])ar la théorie et le calcul, et que les éclipses des autres satellites étaient loin d’avoir été observées avec toute la précision désirable, à cause de la lenteur de leur mouvement et de leur pas-

sa^e dans le cône d’omJîrc. Mieux avisé que Gassini, Rœmer se douta, au contraire, do la défectuosité des Tables concernant les trois autres satellites, et attribua résolument rirrégularité du premier à la différence de l’espace que la lumière parcourt suivant que l’éclipse de ce ^satellite a été observée on conjonction ou en opposition. Ce fut ainsi (fu’il découvrit que la lumière met environ 8 minutes pour venir du Soleil à la Terre, ])Our faire, en un mot, un trajet d’environ 37 millions 'de lieues. Voilà une de ces découvertes dont les anciens n’auraient pas même pu concevoir la possibilité.

Invention »ln téleseope. — Ziicclii. («regory, Cassegenin. nicwtoii.

Si l’on applique, conformément à l’étymologie, le nom do télescope (de toàou, loin, et cxÔTTToaat, je vois) à tout instrument avec lequel on voit les objets éloignés comme s’ils étaient rapprochés de nous, celui que Galilée dirigea le premier vei'S le ciel, aura été un télescope. Mais il vaut mieux restreindre le nom de télescope à l’instrument où les objets lointains se voient grossis par réflexion,^ et conserver le nom de Iwtelle à l’instrument où ils se voient grossis par réfractiov.

Le télescope est donc d’invention plus récente que la lunette. Le P. Zucchi, jésuite italien, ])araît avoir le premier appliqué une lentille oculaire à l’observation d’une imago eiigendrée par réllexion sur un miroir métallique concave. Dans un ouvrage imprimé à Lyon eu 1652, sous le titre d’Oplica philosopliica, le P. Zucchi dit « iju’il lui vint en pensée, en 1616, d’employer des miroirs concaves de métal à la place des objectifs do verre, ])Our obtenir par la réflexion les mêmes effets qu’on produit par la réfraction, et qu’ayant appliqué une lentille concave à l’observation de l’image formée au foyer d’un miroir qui

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s’était accidenlellomonl roncnniré sous sa main, il se trouva avoir formé un instrument avec lequel il ]jut observer, comme avec les lunettes découvertes sept ans auparavant, les objets terrestres et célestes. 3> Mais comme l’auteur ne parle d’aucune de ces dispositions nécessaires pour empêcher la tète de l’observateur d’intercepter une grande partie des rayons qui doivent former l’image focale, il est probable qu’aucun instrument de ce genre n’avait été exécuté avant (iregory et Newton.

.Tacques Greijory ^ avait remarqué que les verres sphériques ne peignent ])as les images dos objets dans un même plan perpendiculaire à l’axe de la lunette, mais f[ue ces images sont courbes et concaves du côté de l’objectif. Ce fut pour obvier à cet inconvénient qu’il songea à substituer aux verres les miroirs métalliques. Le télescope qu’il inventa devait se composer de doux miroirs concaves : l’un parabolique, placé au fond du tube, devait former à son foyer l’image des objets éloignés; l’autre, elliptique, plus petit, devait coïncider par son foyer avec celui du miroir parabolique, recevoir les rayons sortant do l’image et produire ainsi une seconde image identi([ue

1. J. Gregortj (né à Aberdeen fen 1638, mort en 167.6) donna la description de son télescope dans son Oplica promota, neu abdita radiorum reflexnrurn et refractçtrnm mgsteria geometrice enucleata, Lond., 1663, in-4". Pendant son séjour à Padoue, il publia, sous le titre de Pe?’(X circuit et hyperbolæ quadrature, in-4°, sa nouvelle méthode analytique pour sommer une série infinie convergente, par laquelle l’aire de l’hyperbole etcelle du cercle peuvent être calculées à 1 degré près. Ce mémoire fut réimprimé à Venise avec un autre, intitulé: Gcnmetri.v pars uniiiersalis,inserviens quantitatum curvarnm transmutalinni et mensuræ. Son travail sur la quadrature du cercle fut attaqué par Huygens; il s’éleva une vive controverse, à la suite de laquelle il perfectionna le développement de ses séries et publia bientôt après ses Exercitaliones geometrica', Lond., 1668. En 1674, il fut appelé à la chaire de mathématiques à Edimbourg, et, en octobre de l’année suivante, pendant qu’il examinait au télescope (à Edimbourg) les satellites de Jupiter, il fut subitement frappé de cécité, et mourut peu de jours après, dans sa trente-septième année.

qu’on aurait regardée avec un oculaire placé au sommet percé du miroir parabolique, pju 1665, Gregory vint à Londres pour y faire exécuter le télescope de son invention. Il s’y lia d’amitié avec Collins, qui le mit en rapport avec les plus habiles ouvriers de la capitale. Mais il fut bientôt arrêté par l’impossibilité de se procurer des surfaces polies, parfaitement sphériques. Découragé par ses essais, il se mit à voyager eu Italie.

En 1672, Cai'se^ram, professeur de physique au collège de Chartres, modifia la forme du télescope jtroposé par Gregory, en substituant au petit miroir concave un miroir convexe. Par cet artifice, le télescope devenait un peu plus court; car le petit miroir convexe, substitué au petit miroir concave, devait être plus rapproché du grand miroir que le foyer principal de celui-ci. Le télescope de Gregory, ainsi modifié, donna plus d’éclat aux images. On a expliqué cette supériorité par la circonstance que les rayons se réfléchissent sur le petit miroir convexe avant de s’être croisés, et en admettant qu’une partie des rayons s’éteint dans l’acte de lêur croisement b

Dans la même année où Gassegrain modifia l’instrument de Gregory, Newton présenta, le jour de son élection à la Société Royale de Londres, un télescope à réflexion, exécuté de ses propres mains. En l’essayant, on reconnut que cet instrument surpassait de beaucoup les lunettes de même dimension en netteté et en pouvoir amplificatif.

Dans le télescope newtonien, l’image, produite an foyer d’un grand miroir concave, est réfléchie latéralement à l’aide d’un petit miroir qui, n’ayant pas besoin d’être plus grand que l’image elle-même, n’intercepte qu’une faible partie des rayons tombant sur le grand miroir. C’est dans cette position latérale que l’image est observée avec des lentilles oculaires, semblables à celles des lunettes astronomiques.