Elfemerid. astroîiom. di Milano, 3.nnée 1824, p

houles de plomb sont à une distance connue, nous aurions évidemment, par l’application de la loi de Newton, une relation où il n’y aurait d’inconnu que le rapport des masses de la Terre et de la grande houle. » La résolution de cette question donna immédiatement ce rapport, d’où l’on déduisit, la densité du plomb étant connue, la densité moyenne de la Terre. D’après un grand nombre d’expériences très-concordantes, cette densité a été trouvée égale à 5,48. Plus récemment, à peu près le même résultat (5,44) a été obtenu avec des instruments perfectionnés, par Reich, de Freyberg*.

A raison de la différence des roches qui composent l’écorce terrestre, la densité des continents est à peine 2,7, et la densité moyenne des continents et des mers réunis n’attemt pas 1,6. Le pendule, soit vertical, soit horizontal (balance de torsion), qui donne pour densité moyenne de tout le globe terrestre ou do notre masse planétaire, 5,48 (à peu près celle de la baryte), est donc l’instrument géognostique par excellence : il montre combien la densité des couches intérieures doit s’accroître en se rapprochant du centre, soit par suite de la pression que ces couches supportent, soit à cause de la nature de leurs matériaux.

Le rayon et la densité moyenne du globe terrestre étant connus, il est facile d’en déduire le poids de la masse totale de notre planète.

La masse de la Terre n’est que la 354 936® partie de celle du Soleil ; en d’autres termes, il faudrait un poids de plus de trois cent cinquante mille fois celui de la Terre pour faire, sur les plateaux d’une balance, équilibre à la masse du Soleil.

1. Reich, liecherckes sur la, densité moyenne de la Terre, 1838.

HISTOIRE DE d’astronomie.

La Lune.

Notre satellite a fourni à Newton la découverte des lois de la gravitation, comme Mars avait livré à Kepler le secret des lois qui portent le nom de ce grand astronome,

La Terre pèse sur la Lune ; son action se reflète dans les mouvements de notre satellite, pour ainsi dire comme dans un miroir. La Terre et la Lune forment un véritable couple de forces. Elles se pondèrent, elles se balancent, tôujours en raison inverse du carré de leurs distances et en raison directe de leurs masses, inégalement distribuées autour de leurs centres. Leurs balancements, leurs mouvements oscillatoires, quoiqu’ils varient à chaque instant, sont cependant, à raison même de leurs lois, contenus dans d’infranchissables limites. A l’action réciproque de la Terre et de la Lune s’ajoute l’action prépondérante du Soleil, sans exclure, loin de là, celle des autres planètes, à commencer par Mars et Venus, les plus rapprochées de la Terre après la Lune. L’idée d’une mécanique ou d’une dynamique céleste se présente dès lors naturellement à l’esprit, d’autant plus que les irrégularités , les inégalités ou anomalies, — termes bien mal choisis, — ne fout que confirmer cette pondération universelle, et que les perturbations ne sont, pour ainsi dire, que des difl'érentielles à intégrer dans l’harmonie de l’ensemble ou dans l’unité du système. Cependant on continue encore, — tant l’usage est tyrannique! — à parler d’inégalités, d’anomalies, de perturbations, etc., là où ne règne jamais aucun désordre. Tout cela, d’abord vaguement entrevu, a été, depuis Kepler et Newton, parfaitement mis en lumière par les plus grands géomètres, tels que Euler,

ASTRONOMIE MODERNE. 511

Glairaut, d’Alembert, Lagrange, Laplace, Gauss, Poinsot, etc.

Los mouvements si complexes de la Lune ont, depuis Hipparquo et Ptolémée, exercé la sagacité de tous les astronomes, Pour se reconnaître dans ces enchevêtrements, en apparence inextricables, rappelons que si la distance do la Terre au Soleil est variable, celle de la Terre à la Lune l’est aussi; que cette inégalité dans la distance de notre globe à son satellite produit l’évection , découverte par Ptolémée , comme l’inégalité dans l’angle des rayons vecteurs de la Terre à la Lune et de la Terre au Soleil donne la variation, trouvée par Tycho.

Horrox ou Horrocks (né vers 1619 à Toxteh près de Liverpool, mort en 1641), partisan décidé des idées de Kepler, expliqua le premier l’évection et la variation par la forme elliptique de l’orbite lunaire, comme étant inséparablement liée à une variation de l’excentricité de l’ellipse et à un mouvement oscillatoire de la ligne des apsides. Cette variation s’effectue, suivant lui, par un changement dans la position du centre de l’orbite, de manière que ce centre se mouvrait sur un petit cercle, pendant que l’orbite lunaire s’aplatirait en quelque sorte Quant au mouvement de la ligne des apsides, il se manifeste, selon le même astronome, par la libration de l’an pogée qui tanlôt avance, tantôt recule, suivant la position du Soleil par rapport à la Lune ; avançant plus qu’il ne rétrograde, l’apogée se trouve, à chaque lunaison, être avancé d’environ 3 degrés. Ces idées ne parurent que trente-un ans après la mort de leur auteur [leremiæ Horroccii Aslrommica Kepleriana defensa et promota, etc, , Lond,, 1672, in-4°), Flamsteed s’en servit pour le calcul de ses Tables, Newton en fit usage, sans nommer Horrox, pour expliquer la variation : il supposait que la Lune se mouvrait dans un cercle, n’était la force perturbatrice du Soleil, à laquelle il n’attribuait d’autre effet que de chan-

HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

ger CG cercle en ellipse. Cette manière de considérer le problème le conduisit à l’idée d’une excentricité variable, dont les changements remplacent l’évection L

Newton exposa les principes des inégalités du mouvement de la Lune dans la Proposition lxvi du I" livre de ses Principes de philosophie naturelle, et dans les corollaires qui la suivent. Mais, s’il donna une solution complète de la question pour le cas de l’attraction mutuelle de deux corps, il n’aborda pas même analytiquement le cas de l’action réciproque de trois ou de quatre corps.

Halley sentit toute la difficulté du problème. « Les inégalités de la Lune se compliquent, disait-il, de manière qu’il est très-difficile de les démêler. Quand on obtient un accord satisfaisant entre le calcul et l’observation, on le doit à la compensation de diverses erreurs. Quand, au contraire, ces erreurs s’accumulent, on trouve des différences sensibles qui peuvent aller jusqu’à sept ou huit minutes. »

Inéquation annuelle, entrevue par Tycbo et indiquée par Horrox, fut parfaitement déterminée par Halley. La durée de la révolution périodique de la Lune ayant été reconnue moindre lorsque la Terre est à l’aphélie que lorsqu’elle est au périhélie, il fallait introduire dans le mouvement annuel de la Lune une équation dont le maximum était,

1. « Horrocks, dit Clairaut, cité par Delambre, avait prévenu NeAvton sur la partie la plus difficile du problème, sur ce qui regarde l’apogée et l’exentricité. On est étonné que ce savant, dénué des secours que fournissent le calcul et le principe de l’attraction, ait pu arriver à réduire des mouvements, si composés, sous des lois presque semblables àcelles de Newton. El ce dernier, si respectable d’ailleurs, paraît d’autant plus blâmable en cette occasion d’avoir caché sa méthode, qu’il s’exposait à faire croire que ses théorèmes étaient, comme ceux des astronomes qui l’avaient précédé, le résultat de l’examen des observations, au lieu d’être une conséquence qu’il eût tirée de son principe général. » (Delambre, Histoire de l’astronomie du dix-huitième siècle, p. 28.)

ASTRONOMIE MODERNE

suivant Hallcy, de 13 minutes et qui a été réduit de])uis à 11 minutes 10 secondes. Ce grand astronome lit en même temyjs voir la cause de la nouvelle inégalité à ajouter à l’évection et à la variation ; il trouva cette cause dans la distance variable de la Terre au Soleil pendant son mouvement annuel ; il devina ce que Newton montra être un elYei de l’attraction du Soleil^ à savoir que l’orbite de la Lune est contractée lorsque la Tei're est à l’apbélie, et qu’elle est, au contraire, dilatée quand la Terre est au périhélie, et, comme, d’après la loi do Koj^^ler, les carrés des temps périodiques sont en raison des cubes des distances, la Lune parcourt son orbite on moins de temps au périhélie qu’à l’ajdiélie de la Terre (mouvements de l’apogée de la Lune et de ses nœuds).

Équation séculaire. — L’action constante qu’exerce le Soleil sur le mouvement de la Terre, dont les perturbations se font, à leur tour, sentir sur l’orbite de la Lune, renferme un terme qui dépend de l’excentricité de l’orbite terrestre. La diminution de cotte excentricité a pour clfet, comme le démontra Laplaco, l’accélération du mouvement révolutif moyen de la Lune , accélération découverte par Halloy. Cette découverte, dont nous avons déjà dit un mot, fut confirmée par DuiUhorne et Tobio Mayer, en comparant les observations les plus anciennes avec celles d’Albategnius, et celles-ci avec les modernes. Laplace fit aussi voir que l’accélération du mouvement lunaire ne dépassera pas certaines limites, et qu’elle se changera en un retardement lorsque l’excentricité de l’orbite terrestre, parvenue à son minimum, cessera de diminuer pour commencer à croître '.

1. Rappelons ici que Halley avait débuté en asironomie par une méthode propre à déterminer l’excentricité (la distance du centre au foyer de l’orbite) des planètes. L’emploi de cette méthode ne laissait rien à l’arbitraiie; elle supposait seulement comme établi que les or-

Toutes les inégalités se tiennent comme des engrenages de roues. Voilà le point lumineux qu’il faut bien saisir dans la théorie si obscure de notre satellite, laquelle depuis Horrox a été si meiTeilleusement élucidée par Newton, Flamsteed, Maskelyne, Bradley, Lacaille, Halley, et à notre époque par Burg, Burckhardt, Damoiseau, Laplace, Bessel, Garlini, Plana, Pontécoulaut, Hansen, Airy, Delaunay,. etc.

Tables de la Lune.

D’un usage indispensable pour le calcul des éclipses et la détermination de la longitude sur mer, les Tables lunaires furent basées par Wright, Flamsteed et d’autres sur des nombres donnés par Newton ; mais ces nombres étaient purement théoriques. Halley rectifia, en partie, la théorie de Newton par l’observation, et il espérait, par le perfectionnement de la période chaldéenne du Saros, être mis en état de prédire le lieu de la Lune à deux minutes près, ce qui était suffisant pour déterminer la longitude on mer, à moins de vingt lieues, près de l’équateur, ou de quinze lieues dans les latitudes un peu élevées. Il entreprit, en 1719, de construire de nouvelles Tables de la Lune; mais elles ne parurent qu’en 1749, après avoir été revues par Joseph Delisle.

Tobie Mayer ‘donna, en 1753, des Tables lunaires bien

bitessont elliptiques, que le Soleil en occupe le foyer commua et que les temps périodiques sont connus.

1. Tobie Mayer (né à Marbach en 1723, mort à Gœttingue en 1762) apprit les mathématiques sans autres secours que les livres qu’il s’était procurés. 11 était employé à l’imprimerie des cartes géographiques de Homann à Nuremberg lorsqu’il fut a^rpclé, en 1751, comme professeur à l’université de Gœttingue, après s’être fait connaître par un mémoire Sur la libration de la Lune. Nommé, en 1754, directeur de l’Observatoire de Gœttingue, qui venait d’être enrichi par le roi d’Angleterre d’un grand cercle mural de 6 pieds de rayon, il entreprit

supérieures à celles de Halley. Les Tables de Mayer furent^ dès 1760, employées par Lalande (né en 1732 à Bourg-en-Bresse, mort à Paris en 1807) pour les calculs de la Connaissance des temps ^ et, depuis 1767, par Maskelyne, pour la publication du iVawlica/ Almanach. Elles furent perfectionnées par Mason, Bouvard, Burg et Burckliardt, qui y ajoutèrent quelques équations nouvelles et diverses corrections aux épo({ues des longitudes moyennes de l’apogée et des nœuds.

Les Tables lunaires n’étaient encore fondées que sur la théorie et sur l’empirisme, lorsque Laplace lit proposer par l’Académie des sciences, pour le sujet d’un grand prix de mathématiques à décerner en 1820, la formation., par la seule théorie, de Tables lunaires aussi parfaites que celles que Ton a formées par le concours de la théorie et des observations. Ce concours produisit des travaux remarquables, dont l’un est dû à un astronome français, Damoiseau, et l’autre à deux astronomes italiens, Garlini et Plana. Ces derniers adoptèrent, pour la détermination des inégalités de la Lune, la forme analytique , préférable à la forme numérique , adoptée par Da-

de revoir les positions des étoiles zodiacales, les Tables du Soleil , les réfractions astronomiques et surtout la théorie de la Lune. Le Parlement anglais avait promis une forte récompense à celui qui découvrirait une méthode propre à déterminer la longitude sur mer. Mayer, par modestie, refusa de concourir à ce prix, parce qu’il craignait que son travail n’eût pas encore atteint la perfection nécessaire. Ses Tables lunaires, envoyées au Bureau des longitudes d’Angleterre, furent honorées, par acte du Parlement, d’une récompense de 3000 livres sterling, payées à sa veuve. Mayer mourut à trente-neuf ans. Son ami Lichtenberg, qui lui succéda dans la direction de l’Observatoire de Gœttingue, publia une partie de ses œuvres posthumes : Tobûr Mayeri Opéra médita, üœtt., 1774, in-4°. Ce volume, fort intéressant, contient entre autres un catalogue des étoiles zodiacales, où la planète Uranus se trouve enregistrée comme une étoile, ce qui permit plus tard à Delambre de déterminer exactement les éléments du mouvement de cette planète. (Voyez, pour plus de détails, l’article T. Mayer par R. Meyer, dans la. Biographie générale.)

IIISTOIIIE UE l’astronomie.

moiscau. Les valeurs analytiques trouvées par Plana pour les coefficients des diverses inégalités de la Lune furent vérifiées, en Angleterre par Lubbock, et en France ])ar M. de Pontécoulant. En Allemagne, Hansen procéda, d’après une méthode de son inwntion, à une nouvelle détermination numéri([ue des inégalités de la Lune. Les Tables publiées en 1857 aux frais du gouvernement anglais sont aujourd’hui généralement employées.

Dans ces derniers temps, Delaunay entreprit de combler les lacunes que présentait encore la théorie de la Lune. « Calculer les diverses théories de la Lune sous forme analytique, comme Plana l’avait fait, mais pousser les approximations notablement plus loin, » tel est le but que Delaunay s’était proposé’. Le savant directeur de l’Observatoire de Paris s’était particulièrement attaché à la détermination précise de l’inlluence que la diminution .séculaire de l’excentricité de l’orljite de la Terre exerce sur la valeur du moyen mouvement de la Lune, qui va en s’accélérant de siècle en siècle. La grandeur de l’effet produit par la diminution progressive de l’excentricité terrestre était l’objet de quelques incertitudes. En calculant de nouveau cette grandeur, M. Adams l’avait trouvée notablement plus petite que celle que Laplace avait obtenue. Delaunay, reprenant la question, poussa les approximations beaucoup plus loin qu’on ne l’avait fait avant lui, et il parvint ainsi à confirmer pleinement le résultat de l’astronome anglais L

1. Happorl sur les progrès de l’astronomie, par M. Delaunay, p. IG et 17 (Paris, 1867),

2. Comptes rendus de l’Académie des sciences, 17 janvier et 25 avril

ASTRONOMIE MODERNE

Libration de la Lune'.

Galilée découvrit la libration diurne (optique) , qui n’est que d’un degré et toujours égale à la parallaxe horizontale. Cette libration vient de ce que la Lune, étant à l’horizon, nous la voyons de haut en bas, ce ([ui nous permet de distinguer en haut une partie de son globe que nous no verrions pas dans une autre position. Galilée reconnut aussi le premier la libration en latitude, qui consiste dans une espèce de balancement do l’axe de la Lune : l’observateur placé à la surface de la Terre voij, apparaître, tantôt vers le pôle nord, tantôt vers le pôle sud de notre satellite, dos parties qui seraient invisibles si riiémispbèro qui se montre à nous, était toujours exactement situé dans le plan qui passe par l’axe de la Lune.

Riccioli et Hévélius découvrirent la libration en lonflüude, qui fait que des parties, auparavant invisibles, deviennent visibles, tantôt sur le bord oriental, tantôt sur le bord occidental de la Lune. Hévélius l’expliqua, dès 1648, par une variation de l’excentricité de l’orbite lunaire. Riccioli rejeta cotte explication, parce qu’elle lui donna une libration trop grande. Cassini et Newton l’adoptèrent.

Newton chercha le premier à expliquer la libration ejui produit la parbiite égalité entre les durées de la rotation et de la révolution de notre satellite, libration par suite de laquelle la Lune nous montre toujours la même face. Si la Lune était exactement sphérique, cette libration serait simplement optique ; mais d’Alembort (né à Paris en 1717, mort en 1763) a montré que, si la Lune s’écarte

1. Le mot de libration a été donné à de petits changements qii’on aperçoit dans la position du globe lunaire, indiquée parla situation de ses taches. La nature et la cause de ces petits balancements varient.

518 HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

tant soit pou de la forme sphérique, il devra y avoir une cause physique, matérielle, de cette libration'. Et, en effet, Newton avait déjà émis l’idée que l’équateur lunaire doit, par suite de l’attraction terrestre, être allongé dans le sens du diamètre qui va de la Lune à la Terre, en même temps que la rotation de la Lune autour de son axe en aura fait un sphéroïde aplati aux pôles. Lagrange, tout en admet- ' tant, avec Newton, que la Lune est un sphéroïde allongé vers la Terre, trouva k qu’elle doit faire autour de son axe une espèce de balancement par lequel sa vitesse de rotation est tantôt accélérée, tantôt retardée, et qu’alors elle doit nous montrer à peu près la même face, quoiqu’elle ait pu recevoir dans l’origine une rotation dont la durée ne serait point, par elle seule, égale à celle de la révolution, Le Mémoire de Lagrange fut couronné par l’Académie des sciences, en 1764.

La théorie de la libration de la Lune a été perfectionnée depuis par Laplace, Bouvard, Poisson, et plus récemment par Bessel et Maedler.

Cause de la précession des équinoxes. — La nutation de l’axe* de la Terre et de Taxe de la Lune.

La précession des équinoxes, dont la découverte fait la gloire d’Hipparque, est un mouvement dont la cause n’a été bien expliquée que de nos jours. Cette explication a montré en même temps que les mouvements de la Lune sont liés, comme autant de fils attractifs, aux mouvements de la Terre.

Copernic essaya le premier d’expliquer, ainsi que nous l’avons vu, la précession des équinoxes par l’hypothèse que l’axe de rotation de la Terre ne reste pas exactement parallèle à lui-même , et il simplifia le mécanisme des mou-

1. Recherches sur le système du monde, II® partie, art. 363 et suiv.

ASTRONOMIE MODERNE

vements célestes en faisant tourner les pôles du monde (extrémités de Taxe de la Terre prolongé) autour des pôles de l’écliptique ; mais il ignora la cause de ce mouvement. Newton rattacha cette cause à la gravitation universelle, en la faisant dépendre de l’aplatissement du globe terrestre. D’Alembeit en donna la démonstration mathématique ; il montra « que la partie rcnüée de la Terre, formant une sorte de bourrelet au-dessus de la sphère qui a pour diamètre la ligne des pôles, doit éprouver de la part du Soleil un mouvement rétrograde qui imprime au globe terrestre un mouvement général, en vertu duquel l’axe polaire revient après une révolution complète aux mêmes étoiles, en 25 000 à 26 000 ans. »

Mais le mouvement de précession des équinoxes ne s’effectue pas aussi simplement que l’avaient pensé Copernic, Newton et leurs successeurs. Après une série d’observations fort délicates, Bradley découvrit, en 1747, ([Lie l’axe de rotation de la Terre, au lieu de se mouvoir uniformément autour des pôles (le l’écliptique pour décrire un cercle régulier, décrit, en s’inclinant tour à tour en avant et en arrière, par une véritable nutation, une courbe ondulée comprenant, dans une révolution complète, environ 1400 ondulations. En faisant cette importante découverte, Bradley eut un double mérite : il sut d’abord déterminer avec précision une très-petite quantité de ce mouvement ondulatoire, dont le plus grand effet est seulement la moitié de celui de l’aberration de la lumière (environ 10 secondes), et se trouve réparti, non plus sur une seule année, mais sur près de 19 ans; puis il assigna au phénomène sa véritable cause, à savoir la position variable de l’orbite de la Lune par rapport à l’équateur terrestre; d’où il résulte que les nœuds de l’orbite lunaire (les points d’intersection avec l’écliptique) se déplacent de manière à. accomplir une révolution entière dans un laps de ^18 ans et 8 mois, — ce qui donne l’explication de la fameuse période du Saros et de Mé-

520 HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

ton, — Or, c’est là juste le temps que met l’axe de rotation terrestre, pendant son lent mouvement autour des pôles de l’écliptique, à décrire, de son côté, une de ces ondulations que nous venons de signaler. Ainsi, pendant que le Soleil, par son action sur le ménisque équatorial ou sur la partie renflée de la Terre, produit le mouvement ondulé de la précession, la Terre produit, par une action analogue, sur son satellite, la nutation de l’axe de la Lune, et une rétrogradation des nœuds lunaires tout à fait semblable à la précession dos équinoxes. Euler et Laplace ont donné la solution mathématique, complète, du problème de mécanique céleste posé par Newton.

Constitution physique de la Lune.

Robert Hooke s’était flatté de l’espoir de construire des lunettes avec lesquelles on arriverait non-seulement à connaître la constitution physique do la surface lunaire, mais à y distinguer des habitants, qui seraient de la taille de ceux de la Terre. C’était se bercer d’illusions; car, encore aujourd’hui, on est obligé de reconnaître qu’en forçant le pouvoir amplificatif des télescopes, aussi bien que des microscopes, on perd plus par l’affaiblissement de la lumière qu’on ne gagne par le grossissement des objets. Aussi, pour faire de bonnes observations, faut-il s’en tenir à des grossissements modérés. Il importe aussi d’adapter à l’instrumontune monture parallatique à mouvement d’horlogerie, concomitant avec le mouvement de rotation terrestre, pour que les objets qu’on vise ne quittent pas trop rapidement le champ optique ; car le télescope rapproche, pour le rappeler, non-seulement les objets matériels, mais leur mouvement.

Parmi les astronomes qui, depuis Galilée, Hévélius et Riccioli, ont le plus contribué aux progrès de la séléno-

graphie, il faut citer Dominique Gassini. Dès 1673 et dans les années suivantes, ce célèbre directeur de l’Observatoire de Paris fit dessiner par Patigny toutes les phases de la Lune, marquées de jour en jour. L’artiste se servait pour cela de la lunette de 34 pieds que l’on conserve encore à l’Observatoire*. A la suite de ces dessins, D. Gassini donna, en 1692, d’après ses propres observations, une carte de Pleine Lune de très-grande dimension ; mais on n’en a tiré qu’un très-petit nombre d’exemplaires. Gette carte se trouve réduite à une petite échelle, et accompagnée d’un texte explicatif, dans les Mémoires de ' l'Académie des sciences^ année 1692.

La Hire, qui lui-même était fort bon dessinateur, voulut faire une carte semldable. Il lit aussi construire un globe lunaire tel qu’Hévélius l’avait proposé. Go globe, et ► la carte do La Hire, qui avait 12 pieds de diamètre, changèrent plusiev\rs fois do propriétaire.

L’exemple do Gassini et de La Hire fut suivi par T. Mayer, directeur do l’observatoire de Gœttingue. Sur la carte que Meyer avait entrepris de faire, l’hémisphère visible do la Lune était divisé en douze segments. Mais lino mort prématurée l’empêcha de terminer son ouvrage".

Lambert drossa avec soin, d’après ses propres observations, une carte de Pleine Lune dans les Épîiémérides de Berlin pour l’année 1775. Elle no représente, comme

1. Malheureusement ces dessins, habilement faits au crayon, sont restés inédits. Lalande les vit, à l’époque de la Révolution, entre les mains du comte Gassini, fds de Gassini de Thury.

2. Le volume des Œuvres inédites de T. Mayer, publiées par Lichtenberg, contient une carte de Pleine Lune d’environ 8 pouces de diamètre : toutes les taches y sont rapportées aux méridiens et aux parallèles de la Lune, suivant leurs positions, dans les librations moyennes, avec un catalogue de quatre-vingt-neuf taches portant les noms d’Hévélius et de Riccioli. G’est la carte lunaire la plus exacte qu’on eût publiée iusqu’alors.

HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

celle de T. Mayer, publiée par Lichtenberg, que l’état des moyennes librations. Il manquait encore des cartes spéciales , assez détailléccs pour donner une idée de la constitution physique du globe lunaire, lorsc^ue cette lacune fut, en pai;tie, comblée par F. H. Schroeter, dans les dessins qui accompagnent ses Selenotopographiscken Fragmente; Gœttingue, 1791, 2 vol. in-4“.

Enfin, do nos jours, Lolivmann, de Dresde, a publié une Sélénograpliie, qui fut bientôt suivie do l’important ouvrage de Beer'’ et Maedler''^, intitulé: Mappa selenogfapliica; Berlin, 1834-1836, 4 feuilles in-4“. C’est le meilleur atlas lunaire qui ait paru jusqu’à présent. Il est accompagné d’un texte explicatif fort détaillé [AUgemeine vergleichende Selmograpliie; Berlin, 1837, in-4“). Le travail do Beer et Maedler a servi de base à tous les ouvrages sélénograpbiques publiés depuis lors.

Tout récemment, la photographie s’est occupée avec succès de la sélénograpliie. Les figures photographiées de M. Warren de la Rue donnent une représentation fidèle de l’aspect montagneux de la Lune.

Malgré ces travaux multipliés, il règne encore beaucoup d’incertitude sur la constitution pliysicpio de la Lune. Les seuls points sur lesquels on soit parfaitement d’accord, c’est la hauteur, relativement énorme, des montagnes de notre satellite, leur forme généralement arrondie et leur caractère volcanique. On y remarque un grand nombre de vallées circulaires, semblables à d’immenses cratères dont le centre est quelquefois occupé par

1. Guillaume Beer (né à Berlin en 1797, mort en 1850) était fils d’un banquier de Berlin et frère du célèbre compositeur de musique Meyerbeer. Un autre frère, Michel Beer (mort en 1833 à Munich), se fit un nom comme poète dramatique.

2. Henri Maedler, né à Berlin en 1794, fut depuis 1840 directeur de l’observatoire de borpat. Parmi ses nombreux travaux on remarque scs mémoires sur Le soleil central, sur Les étoiles fixes et son Astronomie populaire.

ASTRONOMIE MODERNE. 523

des pics ou des dômes. Ges cratères, par leur grandeur, laissent bien loin derrière eux les cratères de nos volcans, Ainsi; les cratères du pic de Téuérilïe et du Vésuve, transportés à la Lune, seraient à peine visibles au télescope.

Les grandes taches grises, qu’on peut apercevoir à l’œil nu et qui donnent à la Lune sa physionomie particulière, ont reçu de Riccioli et Grimaldi, comme nous avons vu, des noms de mers. Cependant il paraît certain qu’il n’y a pas d’eau sur la Lune, et ces taches sont probablement des plaines d’une composition spéciale , encore inconnue.

Les rainures d’un aspect brillant, qui ne furent pour la première fois aperçues que par Schroeter, en 1788, paraissent avoir été formées postérieurement aux grands cratères; ce ne sont pas, comme on l’a prétendu, des lits desséchés d’anciennes rivières. Quant aux villes et aux constructions que Gruithuisen * , se fondant sur l’aspect de certaines lignes parallèles, de la face lunaire, assure avoir vues à la surface de la Lune, et qui témoigneraient de l’existence d’une véritable race de Sélénites, rien n’est venu jusqu’à présent confirmer une pareille opinion. Si la Lune est sans atmosphère , comme le pensaient déjà La Hire, D’Isle, T. Mayer, il n’est guère admissible qu’eUe soit habitée par des êtres vivants analogues aux nôtres; mais l’opinion contraire ne manque pas de partisans. Dominique Gassini, Euler, Rianchini , Rosco^vich , Duséjour , Haller , Schroeter , croyaient à l’existence d’une atmosphère lunaire, confinée dans les cavités et ravins profonds dont la Lune est sillonnée, et ne s’élevant pas au-dessus du niveau supérieur des montagnes lunaires. Les habitants de notre satellite seraient alors des espèces de Troglodytes.

1. Gruithuisen, Naturgeschichte des gestirnlen llimmels, p. 188.

HISTOIRE DE l’astronomie.

La lumière cendrée^ qui constitue la nuit de la Lune, éclairée par la lumière de la Terre, paraît plus vive dans le décours de la Lune que pendant la Lune* croissante. C’était déjà l’opinion de Galilée. Scliroeter l’admit aussi, et il l’expliqua. « La lumière cendrée est, dit-il, plus forte un peu avant la Nouvelle Lune, parce qu’elle est alors produite par la lumière du Soleil que rélléchissent les continents de l’Afrique, de l’Europe, d’une partie de l’Asie et de l’Amérique, tandis qu’après la Nouvelle Lune, elle est produite principalement par l’océan Pacifique et l’océan Atlantique, qui réllécliisscnt moins de lumière que les continents.

Distance de la Terre à la Lune. — Parallaxe lunaire.

Si les anciens avaient sérieusement réfléchi sur le fonctionnement naturel de la vision , ils seraient arrivés de prime saut à des résultats inattendus. La distance apparente ne nous donne jamais la distance réelle dos objets; c’est ce que chacun peut aisément vérifier à la surface de notre globe. Il y a donc là un travail de rectification à apporter au perfectionnement do notre appareil visuel. Or, si cela est vrai pour les distances des objets terrestres, pourquoi no le serait-il pas aussi, toute proportion gardée, pour les distances des corps célestes? Si le Soleil et la Lune se montrent à nous à peu près sous le même angle visuel, comment pourra-t-on parvenir à démontrer que ces deux astres se trouvent cependant à des distances fort inégales par rapport à nous ? Enfin, si la même illusion originelle, qui nous trompe sur les distances des objets terrestres, s’étend aussi, — ce qui est indéniable, — aux espaces célestes , comment faut-il s’y prendre pour la corriger?

Encore une fois, si dès l’origine les anciens s’élaient bien posé ces questions-là, ravénement de la science

ASTHOXU.MIK MODERNi-: .

n’anrîtil. ])as été ro tardé par de vaines théories. Ges grands philosophes cpii, dans l’ordre moral, prêchaient à riioinme la nécessité de corriger ses passions, auraient reconnu cpic, dans l’ordre physi([ue, il est également nécessaire de rectifier les aberrations do nos sons pour a])procher de la vérité ; bien plus, ils auraient découvert, avec autant de bonheur que do surprise, que l’intelligence, qui doit se gouverner elle-même ainsi que tout son outillage, non-seulement réussit à corriger les erreurs de la vision (pour ne citer que cet exemple), mais qu’elle trouve, comme récompense do son travail, dans ces errcurs-là mômes le moyen de mesurer les distances d’objets matériellement inaccessibles. Ainsi , les objets diminuent de grandeur, ils se rapetissent à mesure (|ue ]ious nous en éloignons; voilà l’erreur de notre sons. Mais l’intelligonco a fini par s’apercevoir que cotte erreur est telle que, à une distance double, triple, quadruple, etc., de la première d’où l’objet s’était présenté à notre vue sous un angle (angle visuel) mesurable, — ce qui est l’affaire de nos instruments do précision, toujours perfectibles par notre travail, — ce même objet paraîtra deux fois, trois fois, quatre fois, etc., plus petit. Le même rapport existera, bien entendu, pour tous les multiples et sous-multijiles de l’angle visuel. Or qui ne voit là le moyen de mesurer la distance d’un objet inaccessible ou trop éloigné pour être atteint par nos moyens d’arpentage direct ?

Dans un pareil sujet, les choses les plus élémentaires ont une importance capitale et doivent être sans cesse présentes à l’esprit. Rappelons-nous donc que, pour que deux lignes visuelles, aboutissant aux deux bords opposés d’un objet, par exemple aux deux extrémités d’un mètre, puissent se rencontrer dans l’œil de manière à y former un angle appréciable, il faut que l’observateur soit placé à une distance naturellement déterminée ; il ne doit être ni trop rapproché ni trop éloigné de l’objet. Si l’œil s’y

HISTOIRE DE L’ASTRÜNOMIE.

trouvait immédiatement appliqué, les deux lignes visuelles, étant situées sur la même longueur, ne formeraient qu’une ligne droite , conséquemment pas d’angle véritable ou, si l’on aime mieux, elles formeraient un angle de 180®. S’il se trouvait, au contraire, à une distance telle que l’oJqet, C[ue le mètre (qui devait former la base d’un triangle dont les lignes visuelles seraient les deux autres côtés) ne se réduirait plus qu’à un point, suivant cotte aberration originelle de la vue bumaine qui diminue la grandeur des objets avec leur distance, les deux lignes visuelles, applic[uées parallèlement l’une à l’autre, ne formeraient aussi qu’une droite, et conséquemment ne donneraient pas non plus d’angle véritable. Le premier cas ne se présente jamais dans la pratique, tandis que le dernier SC rencontre souvent en astronomie, notamment pour l’appréciation de la distance (parallaxe) des étoiles.

G’est entre ces deux extrêmes que s’agite la question de l’angle sous lequel s’aperçoit un objet éloigné, angle véritable qui change (d’où le nom de parallaxe, du grec TrapdcXacrorw, je change) proporlionnelkment avec les distances. Il faut que l’objet sous-teude un angle d’un peu plus d’une minute (d’environ 80 secondes) pour qu’il soit visible à l’œil nu pour l’immense majorité des liommes. C’est donc sous cet au gle (de 80”) que se voit encore un mètre qu’on aurait, 2575 fois la même longueur, éloigné de l’œil. Partant de là, rien n’est plus facile que d’établir les rapports qui existent entre le diamètre de l’objet visible et la distance qui le sépare de l’observateur.

Une fois bien pénéti’é de ces idées, on pouvait se hasarder do faire ce qui paraissait d’abord au-dessous de la puissance humaine, on pouvait songer à mesurer la distance de la Terre aux astres, à commencer par celle de notre planète à la Lune L

On savait depuis longtemps ({ue le diamètre angulaire

1. Sur les tentatives faites par les anciens pour déterminer la dis-

ASTRONOMIE MODERNE

de la Lune, c’est-à-dire que l’angle visuel donné par le diamètre de notre satellite, est variable. Que conclure de ce fait? Évidemment que la distance de la Terre à la Lune varie. Les perfectionnements apportés au micromètre , fixé dans les lunettes, ont permis de mesurer exactement les diftérentes longueurs du diamètre de la Lune, et de constater, dans chaque lunaison, un maximum et un minimum de distance de la Terre à la Lune, correspondant, le premier au minimum du diamètre lunaire (apogée), et le second à son maximum (périgée). Il ne s’agissait plus dès lors que de rendre les valeurs de ces distances (apogée et périgée) en unités connues, par exemple en lieues ou en kilomètres, et d’en déduire la distance moyenne. Pour obtenir ce résultat, on usa de l’artifice que voici. En se transportant, par la pensée, au centre de la Lune, on se demandait sous quel angle, variable dans les proportions indiquées, on verrait de là. le diamètre ou le demi -diamètre (rayon) du globe terrestre dont la valeur est connue. C’est cet angle qui a reçu , pour le répéter, le nom de parallaxe de la Lune.

Supposons que , . sous un même méridien et aux extrémités A B d’un grand arc de ce cercle (fig. 12), deux observateurs pointent en même temps Fig 12.

la Lune L, et qu’ils mesurent

sa hauteur, en tenant compte de la réfraction : ils auront le triangle A L B, dont la base A B sera la corde de l’arc

tance à la Lune, voyez Schubert, Astronomische Nachrichten [Notices astronomiques), année 1818-

HISTOIRE DE 1/ ASTRONOMIE

([ui mesure la distance des deux observateurs, et dont les angles à cette base sont donnés. En effet, ces angles se composent chacun de l’angle de la hauteur de l’astre el de celui que fait la corde de l’arc avec la ligne horizontale ou la tangente cet arc. Le calcul le plus simple donnera donc l’angle au sommet AB L. Bamener enfin, par une partie proportionnelle, la valeur de l’angle en L au cas où la ligne A B serait vue perpendiculairement gt égale au rayon de la Terr'e, tel était le problème ([lie les astronomes s’étaient proposé de résoudre au commencement du dix-huitième siècle.

Le baron do Krosigk (mort en 1714) fit des dépenses considérables pour faire déterminer par la métliocie t[ui vient d’être indiquée la parallaxe de la Lune. Le cap de Bonne-Espérance et Berlin lui parurent les lieux les plus [iropres à remplii- le but proposé ; ces deux lieux sont , en effet, à peu près sous le même méridien, et à 86® 26' l’un de l’autre en latitude, ce qui donne un arc de méridien très-considérable. Deux astronomes furent chargés d’y faire les observations nécessaires. Pierre Kolbo partit, en 1704, pour le Gap, et Guillaume Wagner se rendit à Berlin. Ce dernier remplit sa mission avec conscience; mais Kolbe manqua la sienne.

Le même projet fut repris en 1751, et conduit à bonne fin par deux astronomes français. L’abbé Lacaillo fut envoyé au Gap, et Lalande à Berlin par l’Académie des sciences. Leurs observations , faites simultanément et avec toutes les précautions nécessaires, donnèrent une moyenne de 57 minutes ou 3420 secondes pour la parallaxe de la Lune’. On n’a qu’à chercher dans des Tables calculées d’avance (Tables de sinus) à quelle distance d’une base il faut se placer pour que cette base, égale ici au rayon de la Terre (1594 lieues), sous-tende un angle de 57'; on trouvera 60. La distance moyenne de la

]. Mémoires de l’Académie des sciences, année 1752.

ASTRONOMIE MODERNE

Terre à la Lune ou la parallaxe lunaire est donc de 60X1594=95 640 lieues'.

Ce résultat donne en même temps la valeur des diamètres réeU des deux astres. Si, en ell'et, le rayon do la Terre, vu do la Lune, sous-tend, à sa distance moyenne, un angle de 57', le double rayon ou le diamètre soustendra le double de ce nombre, soit 114 minutes ou 1“54'. Telle serait la grandeur apparente sous laquelle se présenterait notre globe, s’il était transporté à la distance do la Lune. Or nous savons qu’à cette distance la Lune sous-tend un angle d’environ 32 minutes, et qu’à la même distance (la distance de la Terre à la Lune est évidemment égale à celle de la Lune à la Terre) les diamètres réels sont comme les angles sous-tendus. Le diamètre réel de la Terre est donc au diamètre réel de notre satellite comme 114 est à 32, ou, en nombres ronds, comme 4 est à 1 ; en d’autres termes, le diamètre de la Lune n’est que le quart du diamètre de la Terre (qui est de 3188 lieues), c’est-à-dire seulement de 797 lieues =

Il serait trop long d’entrer ici dans les détails dos travaux auxquels se sont livrés Bradley, Wargentin, Lalande, Zanotti, Gassini de Tiiury, Tricsnecker, Burckhardt, pour déterminer exactement la parallaxe de la Lune. Ces tra-' vaux ont été, en partie, réunis et discutés par l’astronome danois Olufsen, dans les Notices astronomiques de Schubert t. XIV, p. 210 et suiv.)®.

1. Supposé que les observateurs se fussent trompés d’une seconde,

cette seconde d’erreur n’aurait pas très-sensiblement affecté le résultat final : ce n’aurait été qu’une différence de d’environ 28 lieues

sur la distance moyenne exacte de la Terre à la Lune.

2. Voyez Jahn, Histoire de r Astronomie depuis le commencement du di.x-huitième siècle jusqu’en 1842 (en allemand) , p. 149.

HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

Masse de la Lune.

Les astronomes qui se sont occupés de la détermination de la masse lunaire, sont arrivés à des résultats fort divergents. Ainsi, la masse de la Tei're étant prise pour unité, Delambre trouva Maskelyne Pas-

quich y-i-g, Laplace Lindenau -g^, pour le poids total do la Lune. Ces divergences tiennent, en grande partie, à la dilïérence des méthodes employées. Le résultat qui no fait de la masse (poids) de la Lune que la 88" partie de celle de la Terre, et qui est aujourd’hui généralement adopté, a été déduit par Lindenau de la constante de nutation (8", 938,.

Le Soleil.

L’astre du jour, ce Dieu des peuples primitifs et des sauvages, a en tout temps, comme nous l’avons vu, fixé la curiosité humaine. Mais des difficultés, en apparence insurmontables, se sont dressées en face des problèmes qui ont été successivement soulevés, à commencer par la distance qui sépare le siège de toutes nos observations et contemplations, qui sépare, en un mot, notre planète de l’astre central, régulateur, pondérateur de tous les rouages de notre monde.

Parallaxe du Soleil.

Jusque vers le milieu du dix-huitième siècle il régnait encore la plus grande incertitude sur la vraie distance de la Terre au Soleil, à cause de la petitesse de l’angle que donne le rayon terrestre, vu du Soleil. Copernic et

ASTRONOMIE MODERNE. 531

Tycho, d’accord avec Ptolémée, supposaient cette distance égale à 1200 rayons terrestres. Kepler la triplait à peu de chose près , en la portant à 3500 fois le rayon terrestre. Biccioli doublait la valeur donnée par Kepler, tandis que Hévélius ne l’augmentait que de moitié. Ces évaluations diverses étaient purement arbitraires.

Cependant on sentit de plus en plus la nécessité de déterminer exactement la parallaxe du Soleil, c’est-à-dire l’angle sous lequel un observateur, placé au centre du Soleil, verrait de là le rayon de la Terre. Depuis le milieu du siècle dernier, trois modes de détermination furent mis en pratique.

Le premier mode consistait à observer les passages de Vénus sur le Soleil. Mais, outre que ce moyen n’est pas à la disposition de tous les astronomes, — les deux ])assages consécutifs (à 8 ans d’intervalle) ne se reproduisent qu’après plus do cent ans, — les observations des passages de Vénus, en 1761 et 1769, sur le disque solaire ne donnèrent pas (surtout celles du premier passage) les résultats cp’on espérait V

1. Les observations cia passage de 1761, faites au cap de Bonne- Espérance, en Laponie etàTobolsk en Sibérie, donnèrent pour l’angle que sous-tend le rayon terrestre, vu du Soleil, à la distance moyenne, une valeur d’environ 9 secondes. Pour l’observation du passage de 1769, l’abbé Chappe (qui avait déjà fait le voyage de Sibérie pour le passage de Vénus de 1761) se rendit en Californie, où il mourut. Le capitaine Cook et l’astronome Green abordèrent à Taïti "dans l’océan Austral. Drymond et Wales s’établirent près de la baie d’Hudson, dans l’Amérique septentrionale, et Call à Madras, dans l’Hindostan. Le P. Hell fut envoyé par le roi de Danemark à Wardhuis, à l’extrémité septentrionale du continent d’Europe; l’astronome Planman, Suédois, prit station à Cajancnbourg en Finlande, et l’Académie de Saint-Pétersbourg envoya des astronomes dans divers lieux de la Laponie russe. La moyenne de ces observations, faites sur différents points du globe, donna 8",.')9 pour la parallaxe du Soleil.

N’oublions pas ici la louchante histoire de l’astronome Legenlil (mort en 1792), (jui, par ordre de l'Académie des sciences, devait observer le passage de 1761 à Pondichéry. Il s’embarqua le 26 mars

HISTOIRE DE L’astronomie'

En discutant les observations des passages de Vénus de 1761 et 1769, Encke ' trouva 8'’ 58 (angle sous-tendu par le rayon équatorial de la Terre), ce qui implique une distance égale cà 23 984 rayons terrestres (équatoriaux) correspondant à 38 230 496 lieues (de 4000 mètres) ; il pensait en môme temps que la parallaxe solaire pourrait osciller entre 8", 54 et 8", 61, et que les observations des futurs passages de Vénus, en 1874 et 1882, confirmeraient peut-être la fixité de ces limites

Le second procédé pour la détermination de la parallaxe solaire consistait dans l’emploi de la parallaxe de Mars en opposition (qui est d’un peu plus de 21 secondes). Mais il est impossible de répondre ici d’une demiseconde, même pour des observations de distances zénithales, mesurées dans les circonstances les plus favorables, et l’erreur d’une demi-seconde fausserait la parallaxe du Soleil de près d’un quarantième du total. Il n’y a donc rien d’é tonnant à ce que les observations de Lacaille, faites en 1751 , au cap de Bonne-Espérance, dans les conditions les plus défavorables, aient donné une parallaxe de 10",71.

1760 et atterrit à ITle de France le 10 juillet suivant. Mais à raison de la guerre, qui avait éclaté entre la France et l’Angleterre, Lef.'entil dut attendre cinq mois qu’une frégate française osât se risquer dans les mers de l’Inde; en arrivant devant Pondichéry (le 24 mai 1761), il trouva cette ville au pouvoir des Anglais, et il ne put observer, le 5 juin, qu’e'n pleine mer, sur le pont vacillant d’un navire, le phénomène céleste, qui était le but de son voyage. L’observation était manquée. Il prit alors la résolution héroïque d’attendre huit ans, dans les parages de l’Inde, le passage de 1769. Mais, par une nouvelle fatalité, un petit nuage cacha le Soleil, juste au moment du passage de Vénus.

1. François Encke (né à Hambourg en 1791) eut pour maître Gauss àGœttingue, et fut, en 1826, appelé à diriger l’Observatoire de Berlin. Il eut une grande part à l’élaboration de l’Atlas des cartes célestes et publia beaucoup d’importantes notices dans l’Annuaire astronomique de Berlin. L’une des comètes périodiques porte le nom d’Encke.

2. Encke, dans les Mémoires de l’Académie de Berlin, année 1835, p, 309.

ASTRONOMIE MODERNE

Enfin le troisième procédé avait pour fondement les ])crturbations des planètes et de la Lune, calculées analytiquement et comparées aux observations. Laplace, en se servant de ce procédé, a fait ici la réflexion suivante : « Il est très-remarquable qu’un astronome, sans sortir de son observatoire, en comparant seulement scs observations à l’analyse, eût pu déterminer exactement la grandeur et l’aplatissement de la Terre et sa distance au Soleil et à la Lune, éléments dont la connaissance a été le fruit de longs et pénibles voyages dans les deux hémisphères. 3> Le résultat obtenu par Laplace ne s’éloignait pas beaucoup de ceux que Delambre (8", 8) et Zach (8", 7) avaient déduit de leurs tables du Soleil*.

Nous avons vu que, pour la parallaxe de la Lune, l’erreur d’une seconde n’a pas une grande importance. Mais la même erreur est loin d’être négligeable quand il s’agit de la parallaxe du Soleil*, pour laquelle le nombre de 8", 57, conclu du passage de Vénus, en 1769, avait été généralement adopté. Les meilleurs astronomes admettaient encore une incertitude d’environ 500 000 lieues.

On continuait ainsi à se préoccuper de la question, lorsque la détermination de la vitesse de la lumière, par MM. Fizeau et Léon Foucault, fit naître une nouvelle méthode, plus 'exacte que les anciennes, pour déterminer notre distance du Soleil.

D’après les observations précises de L. Foucault, la vitesse de la lumière est de 293 millions de mètres (298 000 kilomètres ou 74500 lieues) par seconde’. La

1 . Ce résultat s’accorde aussi sensiblement avec celui que M. Le Verrier a déduit, en 1873, de plusieurs séries d’observations relatives aux mouvements des planètes, particulièrement de Mars et de Vénus.

2. L’erreur d’une seconde aurait pour résultat d’introduire dans la distance de la Terre au Soleil une différence d’environ un huitième, c’est-à-dire une erreur de-presde cinq millions de lieues.

3. Depuis Rœmer on avait adopté le nombre de 77 OÜO lieues (environ 308000 kilomètres par seconde). Le résultat obtenu par L. Fou-

HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE

distance de la Terre au Soleil, évaluée à 38230 496 de lieues, devra ainsi subir une diminution de c’est-àdire de plus d’un million de lieues (1 261 000 lieues de 4 kilomètres). La parallaxe solaire sera donc de 8", 86, c’est ce qui résulte aussi d’une nouvelle discussion (1864) des observations du passage de Vénus en 1769.

Le procédé de Léon Foucault fut communiqué à l’Académie des siences, vers la fin de septembre 1862, par Babinet. « Nous conservons encore, disait l’habile physicien, le mot de parallaxe, quoique, dans le procédé de M. Foucault, il ne soit besoin d’aucune mesure d’angle et que la distance de la Terre au Soleil y soit directement déterminée ainsi qu’il suit : M. Foucault mesure la vitesse de la lumière ; l’astronomie, par la mesure de l’aberration nous dit que la vitesse moyenne de la Terre autour du Soleil est un dix-millième de celle de la lumière. Prenant donc la dix-millième partie du nombre trouvé pour la vitesse de la lumière, j’ai la vitesse de la Terre, c’est-à-dire le chemin qu’elle parcourt en une seconde de temps. Multipliant ce nombre de mètres par le nombre de secondes qu’il y a dans l’année sidérale, j’obtiens le contour du cercle entier de la Terre. Divisant par le rapport connu (-rt) de la circonférence au diamètre, j’ai le diamètre même de l’orbite annuelle de la Terre, dont enfin la moitié est la distance de la Terre au Soleil »

D’après les Tables du Soleil de Piazzi, Zacli, Delambre, Garlini et Bessel, et surtout d’après les travaux de Laplace, le diamètre apparent du Soleil, à une distance moyenne de la Terre, est de 32T",8, ne dépassant que de

cault a été confirmé tout récemment (en 1873) par les expériences de M. Cornu.

1. L’aberration se mesure par l’angle d’un triangle, dont deux côtés sont représentés par la vitesse de la Terre dans son orbite et par la vitesse de la lumière. L’angle maximum d’aberration a été trouvé égal à 20", 44.

2. Comptes rendus de l'Académie des sciences, septembre 1862.

ASTRONOMIE MODERNE

54", 8 celui do la Lune ; au périhélie il augmente jus- (|u’à 32'34",6, et à l’aphélie il diminue jusqu’à 3l'30",l. Combinant ces données avec celles do la parallaxe, on a trouvé que le diamètre réel du soleil est de 146 600 myriamètres, ou 112 fois plus grand que le diamètre de la Terre.

Masse du Soleil.

D’après les calculs d’Encke, prenant pour hase la formule que Sabine a donnée, la masse du Soleil est égale à 359 551 fois la masse de la Terre, ou 355 499 fois les masses de la Terre et de la Lune réunies. La densité du Soleil n’est donc qu’un quart (plus exactement 0,252) de celle de la Terre ' .

W.Herschel et Wurm ont supposé au Soleil un aplatissement moyen de 2^ dans le sens du diamètre horizontal.

Suivant les travaux, plus récents, de Galle, le volume et la masse du Soleil sont 738 fois plus grands que le volume et la masse de toutes les planètes réunies.

Mouvements du Soleil.

Si le Soleil peut-être considéré comme immobile, relativement aux astres qui accomplissent autour de lui leurs révolutions périodiques, il tourne, en réalité, luimême autour du centre de gravité de tout le système, et ce point, situé dans l’intérieur du Soleil, quels que soient les changemcRts qui ne cessent de se produire dans les positions respectives des planètes, est lui-même transporté dans l’espace, avec une vitesse relative d au moins 619 000