Fhilosopliical Transactions, année 1863 et suiv

HISTOIRE DE L’ASTRÜEüMIE.

notre globe où elle constitue le mécanisme de la circulation aérienne des eaux, entourant notre enveloppe de nuages et fournit la pluie cjui retombe sur le sol. Seulement ici la cause est externe ; il faudrait remonter aux temps les plus reculés, à l’époque où la croûte terrestre était encore chaude, pour établir une assimilation plus complète',

Ces deux astronomes ont réuni autour de leui-s idées des partisans et des adversaires animés ü’un même zèle. La vérité jaillira peut-être , es])érons-le , du conllit des opinions contraires. Pour cela il importe de ne pas oublier qu’il s’agit ici d’une question toute mécanique, de la dynamique des gaz, soit qu’on adopte l’idée des courants éruptifs, ascendants ou descendants, soit qu’oii choisisse l’idée de simples mouvements gyratoires, nés dans la photosphère. Seulement, pour arriver à conclure légitimement de ce qui se passe sur notre planète à ce qui a lieu sur le Soleil, il faudra tout à la fois s’armer de toutes les données de la chimie et de l’optique, et tenir grandement compte des différences fondamentales qui existent entre ces deux globes. Il n’y a sur le Soleil ni courant horizontal, venant des pôles, ni courant venant de l’équa- ,teur. Ce fait, bien constaté, joint à l’absence d’un sol solide sur le Soleil, voilà ce qui constitue la difiérence mécanique entre les mouvements solaires et les mouvements de l’atmosphère terrestre.

En attendant qu’on parvienne à s’entendre sur la question mise à l’ordre du jour, on pourra admettre comme démontré que le Soleil est une étoile, comme on l’avait depuis longtemps soupçonné, et qu’à raison do la périodicité de ses taches, il appartient très-probablement à la classe assez nombreuse des étoiles variables.

1. M. Faye, dans ï Annuaire du Bureau des longit. de 1873, p. 517.

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Éclipses. — Leur c(ii<le pour coiiiiaitre la constîtU' tion physique de la Lune et du Soleil.

Depuis un siècle et demi on s’est attaché à observer avec soin les éclipses pour perfectionner les Tables de la Lune et du Soleil, mais surtout pour mieux approfondir la constitution physique de ces deux astres. Théoriquement, la Lune en s’éclipsant devrait être complètement invisible lorsqu’elle pénètre dans le milieu du cône d’ombre de la Terre. Cependant il n’en est pas ainsi en réalité ; la Lune, tout on perdant Son éclat, reste visible, en prenant des teintes variées, ])armi lesquelles domine le rouge sombre. Ces teintes tiennent à la réfraction que la lumière du Soleil éprouve dans l’atmosphère terrestre si variable, et qui se réfléchit de là sur la Lune. Quelques astronomes, au nombre desquels se trouvait W. Herschel, supposaient à notre satellite la propriété d’émettre de la lumière. Si cette hypothèse était fondée, la Lune ne devrait jamais devenir totalement invisililc. Or on cite dos cas où la Lune disparaissait en totalité; tel fut, entre autres, le cas de l’éclipse du 10 juin 1816 : la Lune disparut, suivant Beer et Maedler, entièrement à Londres et à Dresde. Pour expliquer ce fait, il suffit d’admettre que les régions de l’atmosphère terrestre que doivent traverser les rayons solaires susceptibles de parvenir à la Lune, peuvent être couvertes d’épais nuages.

L’éclipse totale du Soleil du 18 juillet 1860 remit sur le tapis l’existence problématique d’une atmosphère lunaire, à cause de la forme arrondie et tronquée qu’avaient les cornes du croissant solaire au commencement et à la fin de l’éclipse*. Cependant le fait d’une atmosphère lu-

1. Voyez le Mémoire et les dessins de M. Warren de la Rue sur l’éclipse totale du 18 juillet 1860.

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naire paraît contredit par l’occultation des étoiles : l’étoile qui passe derrière la Lune conserve tout son éclat, à son entrée aussi bien qu’à sa sortie ; ce passage est instantané, comme l’avaient déjà observé Halley et Jacques Gassini, en 1718 et 1720; ils avaient tiré de ià la conséquence importante que le diamètre apparent d’une étoile, même de première grandeur, est, à cause de son extrême éloignement, à peu près nul.

Nous venons de voir (p. 540) quel jour a répandu sur la constitution physique du Soleil l’éclipse totale de 1868, observée dans l’Inde par M. Janssen.

Étoiles filantes (bolides, acrolitlies).

Ces corps lumineux, errants (bolides), que la Terre rencontre dans sa course annuelle autour du Soleil et qui y tombent quelquefois, sous forme de masses pierreuses (aérolitlies), leur nature et leurs mouvements ont en tout temps fixé l’attention des observateurs. Les chutes d’aérolithes, qu’on a notées comme des événements rares, seraient probablement reconnues comme très-fréquentes , si les hommes étaient, sur toute la surface du globe, également attentifs à un phénomène qui peut, comme l’a remarqué M. de Reichenbacb, se présenter très-souvent sou5 la forme d’une véritable poussière cosmique.

Cbladni (né à Wittemberg en 1756, mort à Breslau en 1827) fit le premier voir, dans son ouvrage Sur les météores ignés (Vienne, 1819), que les relations de masses pierreuses tombées du ciel ne sont pas des contes comme on l’avait longtemps supposé, mais des observations d’un phénomène réel, et que ces météores ne tirent pas leur origine de la Terre *. Il fut suivi dans cette voie par

1. L’analyse chimique a constaté dans les aérolithes, qui sont la

Benzenberg (Die 5lern5c/mwppm; Hambourg, 1839, in-8°), Bigot de Morogues, Hoff, Kaemtz, Quctclet, etc., qui ont dressé des catalogues de bolides.

Les étoiles filantes ont été, dans ces derniers temps, l’objet d’une étude spéciale de la part de M. Goulvier-Gravier. Ses observations ont confirmé que, dans deux mois de l’année, aux environs du 10 août et du 12 novembre, le nombre des étoiles filantes est souvent plus que décuple du nombre de celles qui apparaissent aux autres époques de l’année. Ces apparitions périodiques semblent osciller entre un maximum et un minimum. Considérablement affaiblies depuis 1834, elles ont, depuis 1862, suivi une marche ascendante et ont. atteint, en 1867, un nouveau maximum, comme l’avait longtemps auparavant prédit Ülbers.

Prenant pour base de ses recherches les observations de M. Coulvier-Gravier, M. Schiaparelli est arrivé à' établir que les étoiles filantes sont animées de vitesses comparables à celles d’une comète venant des profondeurs de l’espace L Partant de cette idée, l’astronome de Milan examina l’action qu’un corps comme le Soleil ou une planète peut exercer sur un essaim de corpuscules cosmiques, et il trouva que le Soleil peut le changer en un courant parabolique, tandis qu’une planète le changerait en un courant annulaire, elliptique. S’appuyant ensuite sur les centres d’émanation des étoiles filantes, observées en si grand nombre, vers le 10 août et vers le 12 novembre, il calcula les orbites décrites par les deux essaims qui se montrent à ces deux époques, et constata l’identité de l’orbite de l’essaim d’août avec l’orbite de la grande comète de 1862 ; de même que M. Peters fils constata l’identité de l’orbite de l’essaim de novembre avec celle de la

plupart magnétiques, particulièrement la présence du fer, du manganèse, du nickel, du cobalt, du chrome, du cuivre, du soufre, du phosphore et de l’oxygène.

1. Lettre de M. Schiaparelli au P. Secchi, datée du 25 août 1866.

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comète découverte par M. Tempel, à Marseille, au commencement de l’année 1866. M. Le Verrier, familiarisé depuis longtemps, par ses recherches sur la comète de Lcxcll, avec les changements de forme cpie les orbites des comètes peuvent éprouver de la part des planètes, attribua l’origine de l’essaim de novembre à l’action de la planète Uranus, près de laquelle celui-ci a dû passer en l’an 126 de notre ère ^ Suivant M. Schiaparclli, cette origine est due, non pas à l’action d’Uranus, mais à celle de Jupiter ou de Saturne.

Lumière zodiacale.

Dans les belles soirées de mars et d’avril on aperçoit quelquefois, du coté où le Soleil s’est couché, une lueur opaline sous la forme d’un cône dont la base s’appuie sur l’horizon et le sommet se dirige vers les constellations du zodiaque; c’est la lumière zodiacale. Ghildrey, auteur d’une Histoire naturelle de l'Angleterre, publiée vers 1659, passe pour l’avoir le premier observée. Fatio do Duillier, D. Gassini, Mairan, Euler, Laplace, A. de Humboldt , ont étudié la lumière zodiacale sous différents points de vue. D. Gassini la comparait à la queue d’une comète, que la lumière crépusculaire suffirait pour faire disparaître. A. de Humboldt l’observa dans les régions tropicales de l’Amérique, oùeUe est d’une intensité lumineuse beaucoup plus grande que dans nos climats.

Qu’est-ce que la lumière zodiacale? Les opinions sont encore partagées là-dessus. Suivant Laplace , c’est une zone de matière subtile, provenant de la nébuleuse primitive qui , par ses condensations , a donné naissance au Soleil et aux planètes de notre monde. D’après l’hypothèse la plus probable, c’est un anneau vaporeux, aplati,

1. Comptes rendus de l’Académie des sciences, 21 janvier 1867.

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entourant le Soleil à une certaine distance, et dont la direction, tantôt coïncide avec le plan de l’orbite terrestre, tantôt fait un angle avec récli])tique, comme l’ont observé récemment M. Heis à Münster, et M. Jones au Japon. Quoi rpi’il en soit, ce brillant phénomène reste encore à expliquer d’une manière complète et satisfaisante.

Los Planètes.

Relativement à la Terre, à laquelle se rapportent toutes nos observations, les planètes ont été classées en internes ou inférieures, et en externes ou supérieures.

Ces deux groupes sont neUement caractérisés, le premier (comprenant Mercure et Vénus) par l’absence de tout satellite, par une rotation moins rapide et par une densité plus forte ; le second (comprenant Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune), parla présence de satellites plus ou moins nombreux, par une rotation plus rapide et une densité beaucoup moins grande. Mais dans cette classification on a laissé de côté la Terre et les petites planètes situées entre Mars et Jupiter.

La division des jilanètes en anciennes et en modernes, c’est-à-dire découvertes à notre époque, est plus conforme à l’ordre historique. C’est celle-là que nous adopterons.

Planètes anciennes.

Mercure. — Parmi les planètes connues des anciens, la plus rapprochée du Soleil, c’est Mercure. Cotte planète est si difficile à distinguer dans nos climats à horizons brumeux, que bien de nos astronomes ne l’ont jamais aperçue, et l’on raconte que Copernic, sur son lit de mort, exprima le regret de ne jamais avoir vu Mercure.

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Aussi Mercure fut-il pendant longtemps fort mal connu. Ce n’est guère que depuis les Tables de Mercure^ publiées au commencement de notre siècle par Lalande, par Triesnecker, par Lindenau et surtout depuis les travaux de Harding, de Schroeter, de Flaugergues, de Laplace, et ])lus particulièrement depuis les travaux récents de M. Le Verrier^, que l’on a une connaissance plus exacte des éléments de cette planète, dont la distance moyenne au Soleil est de 0,387, qui tourne en 24 heures 5 minutes et demie autour d’elle-même, et qui met près de trois mois (87 jours 23' heures 15 minutes) à parcourir son orbite, formant avec l’écliptique un angle de 7“ 0' 8". Le maximum de sa distance apparente au Soleil (élongation) ne dépasse pas 30 degrés.

Mercure passe comme un globule noir sur le disque du Soleil (où il ne sous-tend qu’un angle d’environ 12'' dans sa conjonction inférieure) toutes les fois que sa latitude ne dépasse pas le demi-diamètre de l’astre radieux. C’est là ce qui permet de calculer et d’annoncer longtemps d’avance les passages de Mercure.

Depuis Gassendi, en 1631 on ne compte guère, jusqu’au milieu de notre siècle, qu’une vingtaine de ces observations, à cause des circonstances atmosphériques, qui sont rarement favorables. Le premier passage complètement observé à Paris le fut, le 5 novembre 1793, par Maraldi et Cassini; il s’écoula 4'’ 30"' entre l’entrée de la planète et sa sortie du disque du Soleil. De nos jours (le 8 mai 1845), le phénomène a été observé dans son entier aux États- Unis par M. Mitchell (à Cincinnati), et aux îles Marquises par M. Gaussin (à Noukabiva); sa durée a été de

1. Investigatio nova orhitæ a Mercurio circa Soîem descriptæ, 1813.

2. Théorie du mouvement de Mercure, mémoire publié en 1845. Le travail de M. Le Verrier embrasse environ deux cents observations complètes, faites à l’Observatoire de Paris dans l’intervalle de 1836 à 1842.