LES MONDES ET LES UNIVERS LOINTAINS

I^ous allons, dans ce chapitre, passer rapidement en revue les travaux qui, franchissant les limites de notre système planétaire, ont pour but de nous donner une idée des mondes lointains, en apparence tout à fait indépendants du nôtre. Ces mondes ne sont plus représentés à nos yeux que par leurs centres, poiqts ptincelauts, dont Tétude compose V Astronomi& stellaire.

Pistauçe des étoiles.

C’est par une illusion optique, dont s’étaient déjà défiés les anciens, que nous voyons les étoiles projetées sur une surface sphérique. Galilée n’hésita pas à déclarer que leurs distances sont tellement variées, qu’il y a des étoiles qui sont deux, trois fois, etc., plus éloignées les unes que les autres^.

Quelle est la distance qui nous sépare de l’étoile sup-

1, Œuvres de Galilée, t. XII, p. 205 (édition de Milan).

posée la plus voisine de notre Terre? Pour résoudre cette question, Galilée, Gregory, Huygens , Robert Lelong, W. Herschel, proposèrent diverses méthodes qui toutes sont fondées sur la comparaison des intensités dissemblables de deux étoiles très-rapprochées l’une de l’autre. Mais ces méthodes furent bientôt abandonnées.

Pour arpenter l’espace qui sépare notre monde de tous les autres mondes, on a pris pour mesure la plus grande base qui ait été mise à la disposition de l’homme, le grand diamètre de l’orbite terrestre. Encore cette base , de 75 millions de lieues, est-elle insuffisante; car, vue de l’étoile supposée la plus proche, elle ne sous-tendrait qu’un angle d’une fraction de seconde, et cet angle qui n’est exagéré qu’avec de mauvais instruments, diminue encore à mesure que la vision armée se perfectionne. On peut donc dire, d’une manière générale, que le grand diamètre de l’orbite terrestre s’évanouit devant la distance qui nous sépare des étoiles.

Néanmoins diverses tentatives furent faites pour évaluer cette distance. Ainsi, Herschel trouva pour le diamètre angulaire de a (Wéga) de la Lyre^, et pour Arcturus ^ de seconde, obtenu avec son micromètre à lampe et avec un grossissement de 1000 fois. Si ces mesures angulaires étaient réelles, la -première étoile aurait 14 millions de lieues de diamètre, et la seconde 8 millions, ce qui est probablement fort exagéré. Des résultats semblables ont été obtenus parBesscl (0",35), en observantdc 1837 à 1840, à Kœnigsberg, la 61" dx; Cygne; par Henderson et Mac- Lear (0‘',91), en observant, de 1832 à 1839, a du Centaure, au cap de Bonne-Espérance ; puis par Otto Struve à Dorpat, par L. Peters à Poalkova, etc.

On a essayé de donner une idée dos distances stellaires, en prenant pour mesure le temps que la lumière mot I pour nous venir du Soleil (environ 37 millions de lieues I en 8 minutes). Ainsi on a trouvé que la lumière meti trait plus de 3 ans pour nous venir de a du Centaure,

plus de 9 ans pour la 61' du Cygne, plus de 25 ans pour Arcturus, plus de 71 ans pour a de la Lyre, etc.

Si la cpantité dont la Terre se déplace dans son mouvement annuel, peut être considérée comme beaucoup trop ])ctite pour servir de mesure à la distance des étoiles, il ii’en sera sans doute pas de même de la quantité dont le Soleil, suivi de son cortège de planètes, se déplace, d’après Bessel, avec une vitesse d’au moins dix-sept lieues par seconde (plus du double de la vitesse de translation de la Terre autour du Soleil). Des siècles d’observations, soigneusement continuées, montreront peut-être comment les mouvements parallactiques se combineront avec les mouvements réels ; comment, dans certaines régions, les premiers annuleront les seconds ; comment telle étoile paraîtra immobile, qui ailleurs semblera se mouvoir rapidement, par l’effet des deux mouvements dans le même sens. Enfin, ces observations réunies pourront suffire pour fournir une base suffisante à la détermination exacte de la parallaxe des étoiles les plus voisines de notre monde.

Mouvement propre des étoiles.

A la question précédente se trouve intimement liée celle du mouvement 'propre des étoiles. On ne pouvait songer à cette difficile étude avec quelque chance de succès, tant que les instruments appliqués aux lunettes et destinés à mesurer les angles ne donnaient pas des fractions de se conde d’arc avec une précision extrême. Aussi Halley se bornait-il encore, en 1717, à comparer les positions indiquées sur les catalogues modernes avec les positions du catalogue d’Hipparque, comprenant un intervalle de temps de 1844 ans : ce fut par les différences qu’il y remarquait, qu’il se crut fondé à attribuer des mouvements

ASTRONOMIE MODERNE

propres à trois étoiles principales, à Sirius, Arcturus et Aldébaran

Le travail de Halley ne portait que sur des variations en latitude. Jacques Cassini s’est le premier occupé des variations en longitude. Mais ce n’est que depuis W. Hersclicl, en 1783, et surtout depuis les travaux de Bessel et d’Argelander, qui ont comparé leurs propres catalogues avec les positions observées par Bradley, que datent les premières déterminations numériquement exactes. Il en résulte qu’il y a des étoiles qui se déplacent annuellement* depuis ^ de seconde jusqu’à près de 8 secondes, et que ce sont, non pas toujours les étoiles les plus brillantes, mais le plus souvent des étoiles de 5®, 6' et 7® grandeur, qui présentent les mouvements les plus sensibles L

Sans doute ces quantités angulaires sont très-petites ; mais elles deviennent relativement très-considérables en s’accumulant. C’est ainsi que, par exemple, Arcturus, dont le mouvement propre annuel est de 2", 25, s’est déplacé, depuis vingt siècles, d’une fois et demie le diamètre apparent de la Lune, et ix de Cassiopée (dont le mouvement annuel de 3'', 7 4) s’est déplacé, dans le môme espace de temps, de c^iatre fois et demie le diamètre lunaire. Yoilà comment à la longue toutes les constellations finiront par se déformer. Ce sera donc à la postérité de résoudre le grand problème de la translation do notre monde dans l’espace, ou de l’orbite que le Soleil parcourt avec son cortège de planètes , problème que nous no pouvons encore que poser comme d’une existence certaine®.