V€N US

partant point de mesure possible. D'ici à l'astre du jour, il y a près de douze mille l'ois le diamètre de la

terre! C'est r-omme si l'on prétendait construire un triangle cri prenant pour un côté une ligne de 1 millimètre de longueur seulement, de chaque extrémité de laquelle on mènerait deux lignes droites jusqu'à un point placé à 12 mètres de distance. On voit fjue ces deux lignes seraient presque parallèles, et quo

LA A AT LUE

les deux angles qu'elles formeraient à la base du triangle seraient vraiment deux angles droits.

II a donc fallu tourner la difficulté, et c'est ce qu'a fait l'astronome Halley au siècle dernier, en proposant d'employer pour cette mesure les passages de Vénus sur le disque solaire. Cette méthode consiste à constater que, pour deux observateurs assez éloignés l'un de l'autre sur la terre, Vénus n'occupe pas au même moment le môme point sur le soleil, et à mesurer la distance de points notés par chaque observateur.

Supposons que deux observateurs soient placés aux deux extrémités d'un diamètre terrestre, chacun d'eux vetra Vénus suivie une route différente devant le soleil. C'est là une affaire de perspective. Kn étendant la main et en levant l'index verticalement, il nous masquera tel objet en fermant l'œil gain lie et regardant de l'œil droit, et tel au Ire objet en fermant l'œil droit et regardant de l'œil gauche. Pour l'œil droit, il se projettera vers la gauche; pour l'œil gauche, il se projettera vers la droite. La différence des deux projections dépend de la distance à laquelle nous plaçons notre doigt. Dans cette comparaison familière, dont je demande humblement pardon au lecteur, la distance qui sépare nos deux rétines représente le diamètre de la terre; nos deux rétines sont nos deux observateurs; notre index représente Vénus elle-même, et les deux projections de notre index représentent les places différentes auxquelles les astronomes verront la planète sur la surface du soleil. Pour que la comparaison soit complète, il serait mieux, au lieu d'étendre le doigt, de tenir une épingle à grosse tète à une certaine distance de l'œil, de telle sorte que sa tète se projetât sur un disque placé à plusieurs mè',rcs, puis de faire voyager cette tète d'épingle devant le disque, en la regardant successivement de l'un et de l'autre œil.

Considérons un instant les positions respectives du soleil, de Vénus et de la terre dans l'espace à l'heure du passage. Deux observateurs placés à la surface de la terre, aussi éloignés que possible l'un de l'autre, ob.-ervcnt Yéuus; pour chacun d'eux, comme nous l'avons vu, elle se projette sur un point différent de la surface du soleil. Joignons ces deux points par une ligne droite. Cette ligne mesure la distance qui les sépare l'un de l'autre sur le soleil. Maintenant, de ces points abaissons une ligne droite qui, passant par Vénus, ira aboutir à chacun des observateurs terrestres. Nous vêtions de construire deux triangles (fig. 5).

Le premier de ces triangles a sa b ise sur le soleil, formée par la ligne de jonction des deux points. Les deux autres côtés vont de ces deux points à Vénus, sommet du triangle.

Le second triangle a également son sommet à Vénus, mais en sens opposé du précédent. Les deux grands côtés vont de Vénus à la terre, au lieu d'aller de Vénus au soleil. Son troisième côté ou sa base est formé par la ligne qui joindrait les deux observateurs terrestres.

Dans ces deux triangles, la distance rectiligne qui sépare les deux observateurs terrestres est connue, puisqu'on connaît maintenant les dimensions de la terre. La troisième loi de Kepler démontre, d'autre part, que les côtés des deux triangles sont entre eux dans un certain rapport déterminé, lequel est égal à 0,57 pour le triangle qui a sa base sur la terre. La distance r.ctiligne qui sépare les deux observateurs terrestres e^t les 37 centièmes de la ligne de jonction, qui réunit les deux points de la projection de Vénus sur le disque du soleil. Le problème se réduit donc en définitive à mesurer cette ligue de jonction au«îi exactement que possible. Supposons qu'on la trouve égale à 48 secondes d'arc. Cette valeur prouverait que le diamètre de la terre, vue à la distance du soleil, mesu-e 48"x0,57, c'est-à-dire 17"7C. C'est précisément là le chilfre cherché.

La parallaxe du soleil n'est donc autre chose que la dimension angulaire sous laquelle on verrait la terre à la distance du soleil. Qu'est-ce qu'une seconde d'arc ? C'est la grandeur apparente d'un mètre, ou d'un objet quelconque, éloigné de l'œil à 200,255 fois sa longueur. Un objet qui est vu sous un angle de 17 secondes 70 centièmes est donc éloigné de l'observateur d'une quantité égale au cluifre que je viens de transcrire, divisé par 17,76. Si donc la terre vue du soleil sous-tend un angle de 17", 70, c'est tpie la distance d'ici au soleil est de ^-fr^-jp, c'est-àdire de 1 1,614 fois le diamètre de la terre.

ParJon de tous ces chiffres ! Mais, à vrai dire, il serait aussi difficile de traiter ce sujet sans chiffres que de faire de la peinture sans couleurs. Je n'ai donné que l'indispensable, et seulement pour faire concevoir l'e>prit de la méthode, car en réalité les calculs sont bien autrement compliqués. J'ajouterai même qu'au lieu de mesurer la distance qui sépare les points de projection, ce qui est assez difficile, on tourne encore la difficulté eu transformant l'espace en temps, c'est-à-dire en observant avec soin la durée du passage et principalement les instants de l'entrée et de la sortie de la planète aux différents points d'observation.

Au lieu du diamètre entier de la terre, on exprime les valeurs précédentes par le demi-diamètre ou le rayon, ce qui du reste ne change rien aux proportions. Si le chiffre précédent (que j'ai choisi pour plus de simplicité) était exact, la parallaxe du soleil s'exprimerait donc par le chiffre 8", 8 8, angle sous lequel on verrait le rayon, de la terre à la distance du soleil. Ku réalité, le chiffre adopté actuellement est 8",91, qui correspondu 23,200 rayons équatoriaux de la terre, c'est-à-dire 148 millions de kilomètres.

Telle est la méthode de triangulation employée pour mesurer la distance qui nous sépare du soleil. La parallaxe adoptée actuellement de 8", 91 correspond, disons-nous, à une distance de 37 millions de lieues. Il y a encore plus de 400,000 lieues d'incertitude sur ce chilfre. C'est cette incertitude que l'observation du prochain passage de Vénus, im-

patiemment attendue par les astronomes de tous les pays, doit faire cesser. Avec la précision des méthodes d'observation que nous possédons aujourd'hui, on est assuré d'obtenir par le passage du 8 décembre prochain le nombre cherché à IpOO d'approximation, c'est-à-dire que la distance de la terre au soleil sera mesurée ce jour-là à 75,000 lieues près sur 57 millions. Camille Flamwamom.