LA PARALLAXE DU SOLEIL

(Suite et lin. — Voy. p. 6.)

Tour obtenir la parallaxe solaire avec toute l’appréciation désirable, autrement dit, pour justifier les préparatifs faits en vue de cette détermination, il iaudrait pouvoir noter à une seconde près l’instant de l’entrée ou de la sortie de la planète sur le disque du soleil. Si les observations déféraient de dix, vingt et même trente secondes pour un même lieu, comme c’est arrivé en 1709, tous ces immenses préparatifs, ces dépenses, ces fatigues, ces dangers auront été assurément peine perdue pour la scieuce. Or, il est difficile de décider si vraiment les observations ont pu être faites avec le degré de précision indispensable au calcul. Que l’on s’en souvienne, la parallaxe du soleil est aujourd’hui connue à quelques centièmes de seconde d’arc près : elle est de 8"90 avec une erreur possible, qui 11 e peut aller jusqu’à un dixième de seconde. On sait déjà qu’elle ne peut pas être inférieure à 8"85 ni supérieure à 8"95. C’est donc sur des quantités fort petites qu’a porté la vérification, et elle n’a été faite que si l’appréciation des contacts a été donnée à une ou deux secondes près, ou, à la dernière limite, à moins de 5 secondes. Aussi était-ce là dans ces derniers temps la plus grande préoccupation des astronomes.

M. Edmond Dubois, examinateur delà marine, qui vient précisément de publier un petit traité spécial sur ce fameux passage, a étudié relativement à ces instants du contact l’influence de la réfraction at-

mosphérique, laquelle abaisse, comme on le sait, tous les astres dans le ciel et nous les fait voir audessous de leur position réelle. Cette influence a dû être inférieure à 67 centièmes de seconde. Si l’on examine maintenant les contacts de la planète avec le soleil, on remarque qu'il y en a quatre ; le premier lorsque Vénus arrive à toucher le bord du soleil avant d’entrer sur son disque. C’est un contact externe ; le second lorsque Vénus, entièrement dessinée comme un petit cercle noir sur le soleil, sc détache du bord par lequel elle est entrée: c’est un contact interne; le troisième s’opère lorsque la planète arrive au bord du disque solaire ; et c’est encore un contact interne; le quatrième quand elle a entièrement traversé ce bord occidental et que l’échancrure disparaît.

De ces quatre contacts, les internes sont ceux qui peuvent être notés avec la plus grande précision. J’ai dit plus haut toutefois que l’observation du passage de Mercure m’avait convaincu qu’on ne pouvait les constater qu’avec une incertitude de plusieurs secondes. Voici la cause principale de cette indécision.

Considérons le moment où le petit cercle noir de Vénus ayant échancré et traversé le bord oriental du soleil va se dessiner entièrement sur le disque solaire qu’il doit traverser. Il semble qu’à l’instant précis où le second bord de Vénus arrive en dedans du bord du soleil, ou devrait voirsimplementet nettement un petit cercle noir bien dessiné sur le grand disque blanc du soleil, et le touchant à peine au point de contact. Mais au lieu de se séparer immédiatement du bord du soleil et de laisser voir subitement un filet de lumière constatant la séparation, le petit cercle noir de Vénus, qui continue à avancer sur le disque solaire, entraîne derrière lui un ligament noir, comme une goulte d’encre visqueuse qui lui reste attaché jusqu’à une certaine distance, s’étire comme du caoutchouc, et enfin sc rompt brusquement. Avant la sortie, c’est-à-dire au moment du second contact interne, le même effet se produit, mais en sens inverse, et quelquefois sans que les ligaments de l’entrée et de la sortie aient les mêmes dimensions. Pendant ce temps-là, le pendule a battu bien des secondes, et comme on n’a su à quel moment décider de l’instant réel du contact, l’observation s’est passée sans donner les résultats précis nécessaires à la solution du problème.

On conçoit qu’il ait été de la plus haute importance de ne pas s’embarquer pour l’observation du passage avant d’avoir appris à éviter autant que possible cette cause d’erreur. Deux astronomes de l'Observatoire de Paris, MM. Wolf et André, ont voulu faire des expériences à ce sujet en imitant artificiellement le passage de Vénus devant le soleil. Pour représenter le soleil on a découpé dans un écran opaque une ouverture circulaire d’un diamètre déterminé par la distance à laquelle on devait observer et l’on éclaira fortement cette ouverture à l’aide d’une source de lumière très-vive. Puis on fit mouvoir un petit disque opaque et noirci devant celte ouverture, à l’aide

d’un chariot d’une machine à diviser; il venait toucher le bord du soleil et disparaissait ensuite derrière l'écran figurant le fond du ciel. Les observateurs ont constaté par là que le phénomène de la goutte noire n’est pas un effet d’irradialion, mais qu’il est produit par une aberration un peu forte due aux objectifs des lunettes. Ils ont ensuite entrepris des expériences pour bien définir les circonstances dans lesquelles il faut se placer pourobserver le moment du contact réel avec la précision requise. La mire représentant le soleil et Vénus a été placée dans une salle de Luxembourg, à 1,300 mètres de l’Observatoire, où les lunettes étaient disposées. La conclusion a été qu’une éducation spéciale était nécessaire pour amener un observateur à estimer d’une manière constante le phénomène des contacts; qu’après cette éducation il persiste toutefois entre les différents observateurs des dilférences à peu près constantes et assez considérables, et qu’un observateur exercé peut, par des circonstances atmosphériques favorables et à l’aide d’un excellent objectif d’environ 20 centimètres d’ouverture, apprécier les contacts intérieurs à 2 dixièmes de seconde près. Si l’atmosphère est onduleuse, l’erreur commise peut aller à quatre ou cinq secondes.

D’autre part, M. Airy, directeur de l’Observatoire de Greenwich, et M. Stone, astronome au même observatoire, ont étudié la même question des contacts et donné les indications nécessaires pour que l’erreur d’observation soit atténuée le plus possible.

Quant aux contacts externes, il ne semblait pas qu’on pût les observer avec une précision suffisante, lorsque le P. Secchi, directeur de l’Observatoire du collège romain, et M. Zollner, astronome allemand, ont proposé chacun une méthode basée sur l’emploi du spectroscope et qui permet de fixer avec précision le point du contact géométrique en montrant le tour du soleil, son atmosphère, sa chromosphère, ses protubérances, régions gazeuses visibles au spectroscope par les raies spectrales qu’elles y dessinent, et qui ont dû être masquées lorsque Vénus s’est trouvée dans le voisinage du soleil sans encore l’atteindre. Malgré ces efforts toutefois, les contacts externes ont dù être encore plus difficiles à déterminer exactement que les contacts internes.

Ce n’est pas tout. Une nouvelle cause d’erreur a été révélée dernièrement par l’observation journalière du soleil. Le contour apparent du soleil n’est pas stable. Il s’y produit constamment des variations, des affaissements, des gonflements, des dénivellations; on l’a constaté en lui apjdiquant l’admirable méthode d’observation découverte par M. Janssen. Cette dénivellation peut accélérer ou retarder l’apparition du filet de lumière, et produire des différences s’étendant jusqu’à dix, vingt et trente secondes. 11 réside donc dans ce fait une cause d’erreur plus terrible que toutes les autres ; car on n’entrevoit pas le moyen de s’en affranchir.

Ainsi, en examinant minutieusement le sujet, on voit quelles difficultés du détails ont pu empêcher

les mesures d’être aussi sûres, aussi absolues qu’on le désire. Si les contacts ont été fixés à moins de 5 secondes près, on n’aura eu qu’une répétition de ce que l’on sait, sans plus d’approximation. S’ils ont été fixés à une ou deux secondes près, on a eu le résultat désiré. Souhaitons que les immenses préparatifs faits dans ce but ont pu réaliser le 8 de ce mois les espérances des astronomes.

Camille Flammarioh.