CHAPITRE I

RECHERCHES SUR LES MOrTKME?(TS âFXEKAVX. — FORCES ATTRACTITES ET RÉFULSIYFS ÊXANEES DE L*ASTRE.

Premières découvertes dues aux Chaldèens, — Les premiers hommes ont eu naturellement du Soleil la conception qui est la plus simple ; ils ont vu en lui un Être surnaturel, dVssence vraiment supérieure, et Tout adoré comme une divinité bienfaisante. C'est pourquoi les premiers observatoires ont été des temples, dont les prêtres, consacrés au Soleil, assumaient la charge d'observer et d'annoncer les mouvements g;énéraux de Taslre, et leur accord avec les périodes de la végétation. Ces observations anciennes, transmises do génération en génération et conservées dans la caste des prôtros, ont donné d'ailleurs des résultats qui sont remarquables. Quatre mille ans avant notre ère, les Chaldéens ont reconnu les mouvemonls généraux du Soleil et de la Luno par rapport aux étoiles, et les grands cercles qu'ils décrivent autour de la Terre sur la sphère céleste. Ils ont posé des règles simples pour la prédiction des éclipses de Soleil et do Luno, règles qui sont encore utilisées de nos jours.

Or, à toutes les époques, les éclipses, colles du Soleil surtout, ont été considérées comme des phénomènes extraordinaires : elles ont

excité successivement la terreur, une très vive curiosité, et enfin, comme aujourd'hui, l'intérêt qui s'attache à une chose à la fois belle et utile; leur prédiction, même incomplète (comme elle rétait dans l'antiquité), a toujours fait grand honneur aux astronomes.

Les Chaldéens ont aussi reconnu, au moins grossièrement, un caractère primordial de ces mouvements qui implique leur complexité, et qui est l'inégalité des chemins successifs parcourus en 24 heures par la Lune et le Soleil sur la sphère céleste. Mais le relevé précis de ces inégalités et la découverte de leurs causes sont très difficiles et ont arrôto les astronomes pendant de longs siècles. Le problème, qui se relie évidemment d'une manière étroite à la prédiction des écUpses, n'a été résolu complètement que dans la première moitié du XlX^siècle; et c'est seulement depuis cette époque rapprochée que Ton sait prédire exactement, sinon la date des éclipses, au moins la trace exacte du cône d'ombre de la Lune sur la Terre.

Astronomie grecque. — L'astronomie des Grecs nous est mieux connue, grâce au livre do l'Ecole d'Alexandrie, YAlmageste (i4o ans après Jésus-Christ), qui, par les Arabes, est parvenu jusqu'à nous; mais, dans ce qui va suivre, il sera question surtout des idées et résultats sur le Soleil, qui forment le sujet principal de cette Notice.

Le grand mérite des Grecs a été d'organiser

des appareils el des calculs spéciaux pour la mesure des angles ; ce qui leur a permis de reconnaître des détails plus faibles et des inégalités plus petites dans le mouvement des astres. Mais, d'autre part, si l'on excepte Pythagore et ses élèves, ils ne se sont pas élevés au-dessus des premières apparences, et de la conception timide et étroite qui ramène tout à la Terre et en fait le pivot et le centre du Monde.

Dans leur système cosmogonique, appelé souvent système de Ptolémce du nom de l'auteur de VMmagcste, le Soleil, les planètes et les étoiles tournent autour de la Terre, et le Soleil est un satellite, au même titre que la Lune. Ils ignoraient, il est vrai, la dislance énorme des étoiles, et ils estimaient la distance du Soleil vingt fois plus faible qu'elle n'est en réalité, et donc le volume de l'astre 8000 fois plus petit que le volume réel.

Leurs idées sur la nature même du Soleil n'étaient pas plus larges. Si le Soleil n'était plus d'essence divine, il avait encore des qualités et une perfection que les corps terrestres ne peuvent atteindre. Le Monde était divisé par eux en deux parties, la partie sublunaire où les propriétés sont celles des corps terrestres, et la partie extralunaire, céleste, où l'éclat des corps est toujours constant, où la courbe circulaire, parfaite entre toutes, est la règle ; c'est ainsi que le Soleil a nécessairement une forme circulaire, et aussi, comme les étoiles, un mouvement circulaire et uniforme. Pour expli-

quer les inégalités solaires, Técole d'Alexandrie et Ptolémée ont dû supposer que le cercle décrit par le Soleil était un peu excentrique à la Terre. Cette hypothèse du mouvement circulaire, uniforme et excentrique, relativement simple pour le Soleil, conduit, comme on sait, à de grandes complications pour les planètes.

Copernic et Kepler. Mouvement elliptique des planètes. — Le système de Plolémée, qui.

sur les points principaux, est semblable à celui d'Aristote, a prévalu pendant quatorze siècles; il a fallu, pour Tabattre définitivement, une longue série d'efl'orls, de Copernic à l'école moderne.

Copernic (i473-i543) n'a pas fait d'observations spéciales ; mais il a soutenu avec énergie que la Terre devait tourner autour d'un de ses diamètres, et décrire en môme temps, comme les planètes, une courbe fermée autour du Soleil; car cette hypothèse explique les faits au moins aussi bien que la précédente et, de plus, est beaucoup plus simple. Ces idées n'ont pas été acceptées sans conteste; elles se sont imposées à tous plus tard par les vérifications que fournissent l'aberration de la lumière (Bradley, 1726) et la parallaxe des étoiles (Bossel, i838).

Tycho-Brahé (1546-1601), avec des appareils qui ne comportaient pas do lunettes, a accumulé les mesures de position, précises ou relativement précises, pour le Soleil et les planètes. Ses observations ont fourni une basesohde aux

recherches et aux calculs de Kepler sur la courbe exacte décrite par les planètes autour du Soleil. Kepler montre que les cercles excentriques de Ptolémée, décrits avec une vitesse uniforme, ne sont pas conciliables avec les observations, et, après 12 ans d'efforts, il arrive aux lois connues de tous, qui portent son nom: les planètes et la Terre ne décrivent pas des cercles, mais des ellipses dont le Soleil occupe un des foyers, les aires décrites par le rayon vecteur de la planète étant proportionnelles au temps.

Cette découverte mémorable de Kepler (i6'2o) marque la seconde étape dans la reconnaissance des mouvements réels ou apparents des planètes et du Soleil.

Newton, Explication des mouvements par l* attraction universelle. Distance et masse du Soleil, — Cinquante ans plus tard, Newton montre que le mouvement elliptique de Kepler implique une force attractive dirigée de la planète vers le Soleil, et finalement il arrive à la grande loi de l'attraction universelle, énoncée à peu près dans ces termes ; Tout se passe comme si les corps et les dernières particules de ces corps s'attirent proportionnellement à leurs masses et en raison inverse du carré des distances.

Au même moment, Cassini, en France, réalise la première mesure assez précise (à yô près) de la distance de la Terre au Soleil; la distance

trouvée est plus grande que dans toutes les mesures précédentes, et les nombres qui s'en déduisent pour la surface et le volume sont relativement encore plus élevés. La valeur de la distance, portée dans les formules deNewton, permet de calculer la masse du Soleil, qui est énorme (plus de Sooooo fois celle de la Terre). D*autre part, la densité moyenne, déterminée plus tard, a été trouvée relativement faible, et égale à i,4) la densité de Teau étant prise pour unité.

La loi ncwlonienne définit simplement la direction cl.la grandeur d'un lien nouveau invisible qui réunit tous les corps et dont la pesanteur terrestre n'est qu'un cas particulier; mais elle ne révèle pas la nature physique et la cause première de ce lien, qui restent à déterminer.

Sur quelques conséquences de la loi neu^tonienne, — Cette loi a donné la clef d'un grand nombre de phénomènes, jusqu'alors inexpliqués; il suffira, pour le but spécial de cette Notice, d'exposer les conséquences qui se rapportent à la prédiction précise des éclipses, au rôle et à la forme géométrique du Soleil.

Le mouvement elliptique de Kepler n'est pas le mouvement réel, beaucoup plus complexe ; il n*est qu'une première approximation, et l'on s'en est aperçu rapidement avec les mesures de position beaucoup plus précises que permet l'emploi des lunette?. Or, l'application intégrale

de la loi de Newton explique et prévoit cotte anomalie. Le Soleil et la planète décriraient chacun une ellipse autour de leur centre de gravité commun, s'ils étaient seuls; mais les autres planètes, les autres corps du système, ajoutent leur attraction et modifîent le mouvement simple primitif. Le calcul de toutes ces actions, ou perturbations, très long et très difficile, rentre dans une branche spéciale de l'Astronomie, la Mécanique céleste, qui fleurit depuis deux cents ans ; or, l'accord de ces calculs avec l'observation a été trouvé parfait. Ces résultats, complètement dégagés, au siècle dernier, f»)rment la troisième et dernière étape dans la connaissance des mouvements intérieurs du système solaire (*).

Les travaux précédents ont conduit à l'élablissement de Tables spéciales qui donnent, à tout instant, dans le passé et dans l'avenir, la position exacte de la Lune et du Soleil ; et c'est grâce à elles que Ton peut aujourd'hui prédire avec précision les éclipses dans leurs moindres détails.

D'autre part, le rôle prépondérant du Soleil dans notre système se comprend aisément avec la loi de Newton ; il est dû à Ténormité de sa masse comparée à celle des planètes, et ù Tat-

(') Cependant de petites anomalies da mouvement de Vénus et Mercore n'ont pas été expliquées, et cette étape n'est peut-être pas la dernière, La loi de Newton elle-même a ses limites.

Iraclion qui en résulle. Le Soleil lient les planètes sous sa dépendance non seulement par Ténergie rayonnante qu'il leur envoie, mais par le mouvement spécial qu'il l^ur impose.

Enfin, la forme sphérique des astres, qui a si fort étonné les philosophes de l'antiquité, s'explique aussi facilement ; elle est simplement la forme d'équilibre d'une masse gazeuse ou liquide, soumise à ses attractions mutuelles. La sphère est la forme des gouttes liquide? isolées, des masses liquides plongées dans un autre liquide non miscible et de môme densité.

Si la sphère liquide est en rotation, elle s'aplatit aux pôles, et c'est ainsi que les planètes et la Terre en particulier ont pris autrefois la forme aplatie qu'elles ont conservée.

Force répulsive émanée de l'astre. — L'attraction newtonienne explique la structure générale du système solaire, et règle la disposition des masses principales; or, il faut lui opposer une autre force, récemment reconnue, qui est, au contraire, répulsive, et qui règle la disposition des très petites masses, des particules, dans le système solaire. Cette force est la pression de radiation, ou la pression qu'un rayonnement lumineux quelconque exerce sur les corps, et qui est proportionnelle à son intensité. Cette pression répulsive, indiquée d'abord dans les équations de Maxwell, a été reconnue expérimentalement dans ces dernières années par Lebedew^, Nichols, Hull et Poynting.

Elle est proportionnelle non plus à la masse du corps frappé, mais à sa surface, et est naturellement en raison inverse du carré des distances. Très faible en réalité, elle n*agit pas d'une manière appréciable sur les corps d'un diamètre un peu grand; mais, si le corps est une particule suffisamment petite, elle peut égaler ou dépasser l'attraclion newtonienne, et les mouvements sont alors tout autres.

Cette force répulsive, dont la nature est beaucoup mieux connue que celle de l'attraction, explique bien les queues cométaires, et les formes rayonnantes do l'atmosphère solaire supérieure dont il sera question dans les Chapitres suivants.