LA PARALLAXE DU SOLEIL

La méthode de mesure des distances inaccessibles, et son application dans le prochain passage de Vénus à la détermination de la distance qui nous sépare du soleil, n’est pas la seule qui puisse servir à la solution du même problème ; nous nous proposons ici de lui comparer les autres méthodes et d’étudier la parallaxe du soleil considérée en elle-même. Nous l’avons dit, la parallaxe du soleil, c’est la dimension angulaire à laquelle on verrait la largeur de la terre en s’éloignant jusqu’à la distance do. l’astre du jour. Or, on peut déterminer cette valeur par l’étude de la lumière, et c’est ce qui se fait actuellement à l’Observatoire de Paris.

O 11 sait que la lumière emploie un certain temps pour se transmettre d’un point à un autre, et que pour venir, par exemple, do Jupiter à la terre, elle emploie de 50 à 40 minutes, suivant la distance de la planète. En examinant les éclipses des satellites de Jupiter, on trouve qu’il y a 16 minutes de différence entre les moments où ils arrivent lorsque Jupiter se trouve du même côté du soleil que la terre et lorsqu’il se trouve du côté opposé. Lalumière emp’oie donc 16 minutes pour traverser le diamètre de l’orbite terrestre, c’est-à-dire la moitié ou 8 minutes pour venir du soleil situé au centre. Or, comme les physiciens français Foucault et Cornu ont mesuré directement cette vitesse à Paris, et qu’ils l'ont trouvée égale à 298,600 kilomètres par seconde, on en conclut que la distance d’ici au soleil est d’environ 148 millions de kilomètres.

^Jne autre méthode peut également donner cette distance ; elle est fondée aussi sur la vitesse de la lumière. Un exemple familier nous la fera comprendre tout de suite. Supposons-nous placés sous une pluie verticale; si nous sommes immobiles, nous tiendrons notre parapluie verticalement ; si nous marchons, nous l’inclinerons devant nous, et si nous courons nous l’inclinerons davantage. Le degré d’inclinaison de notre parapluie dépendra du rapport de la vitesse de notre marche avec celle des gouttes de pluie. On observe le même effet en chemin de 1er parles lignes obliques que trace la pluie sur les portières, et dont l’obliquité est la résultante du mouvement du train combiné avec la chute des gouttes. Le même effet se produit pour la lumière. Les rayons de lumière tombent des étoiles à travers l’espace ; la terre se meut avec une grande vitesse, et nous sommes obligés d’incliner nos télescopes dans la direction dans laquelle la terre se meut ; c’est le phénomène de l’aberration de la lumière, lequel montre que la vitesse de la terre égale - lff ,Vod cc ^ e de lumière. On peut donc calculer par là, la vitesse do la terre, que l’on trouve ainsi être de 50 kilomètres par seconde ; on peut calculer la longueur de l’orbite parcourue en 565 jours, et finalement le diamètre de cet orbite, dont la moitié est précisément la distance du soleil.

Une quatrième méthode est fournie par les mouvements de la lune. La régularité du mouvement mensuel de notre satellite autour de la terre est combattue par l’attraction du soleil, et comme l’attraction est d’autant plus faible que la distance est plus grande, on conçoit qu’en analysant scrupuleusement l’action du soleil sur la lune, on puisse arriver à connaître la distance du soleil. C’est ce qu’ont fait Laplace et Hansen.

Une cinquième méthode peut se déduire des mas- , ses des planètes dont les mouvements sont intimement liés à la masse du soleil et à sa distance. Eu effet, déjà l’étude des musses des grosses planètes a I conduit à une détermination très-prccise de la paral- I laxe du soleil.

Une sixième méthode, est offerte par l’observation de la planète Mars, relativement aux étoiles fixes.

| Appliquée en 4862, cette méthode a donné d’excellents résultats, et l’on va même prochainement l’étendre à l’observation des petites planètes situées entre Mars et Jupiter.

Voici les chiffres obtenus par chaume de ces méthodes, comme expressions en secondes d’arc, de la parallaxe du soleil, c’est-à-dire de l’angle sous lequel paraît le demi-diamètre de la terre, vu à la distance du soleil:

Passage de Vénus en 1769. . . . 8", 91

Vitesse de la lumière 8,86

Aberration de la lumière 8,87

Mouvement de la lune 8,92

Masses des planètes 8,86

Observations de Mars 8,85

Ces diverses méthodes se vérifient l’une par l’autre et n’empêchent pas l’utilité pratique de la première, de celle qui est fondée sur l’observation des passages de Vénus. Examinons maintenant en détail les conditions du prochain passage.

Nous avons vu que la détermination de la distance du soleil s’obtient en examinant la différence des positions notées par des observateurs disséminés sur différents points du globe. Le calcul du passage de la planète devant le soleil, no se fait pas pour le centrede la terre. Ainsi, pour un observateur supposé placé au centre de la terre, l’entrée de Vénus sur le disque du soleil aura lieu le 9 décembre prochain, en temps de Paris, à 2 h. 40 m. 4 5 s. du matin ; la traversée durera 4 h. 4 4 m. 42 s.; et la sortie aura lieu à 6 h. 24 m. 57 s. Mais comme la terre n’est pas réduite à sou centre, et qu’elle offre une certaine dimension, la position des observateurs à sa surface influe sur l’heure du passage qu’ils observent. Il y a des points pour lesquels la durée du passage sera plus longue, d’autres pour lesquels elle sera plus courte. Ici l’entrée ou la sortie de la planète sur le disque solaire arrivera plus tôt; là, elle sera retardée. L’affaire importante est de chercher les points pour lesquels les différences seront des plusgrandes. Prenons un exemple :

A l’ile Amsterdam, située dans l’océan Indien, par 57“41'46" de latitude sud et 75°4'56" de longitude

orientale, Vénus entrera sur le soleil à 7 li. 5 m. 16 s. | du matin, heure du pays (il sera alors 2 li. Am. 56 s. à Paris). Le disque solaire s’éehancrera légèrement i vers l’est, c’est-à-dire à sa droite ; au bout de quel- | que temps, cette petite échancrure augmentera et l’on apercevra, à 7 h. 55 m. 48 s. un petit disque noir d'un diamètre 45 fois plus petit que le diamètre du soleil, qui fera tache sur l'astre brillant et sera tangent intérieurement au br rd du soleil. Celte petite tache ronde s’avancera peu à peu vers l’ouest, et arrivera, à 11 h. 4 m. 54 s., à être tangente au bord occidental du soleil, l’échancrera, et disparaîtra à 1 1 h. 34 m. 4‘2 s., en laissant le disque solaire aussi net que le matin. La durée du passage sera de 4 h. 29 m. 18 s. Prenons maintenant un autre pays situé dans l’hémisphère nord, soit Yokohama, au Japon. A 11 h. 0 m. 42 s. heure du pars (il sera alors 1 h. 51 m. 21 s. à Paris), on verra une échancrure entamer le bord orienta, du soleil, c’est-à dire à sa gauche. La planète sera tout à fait entrée à 1 1 h. 27 m. 42 s. Elle s’avancera vers l’ouest, atteindra le bord opposé j du soleil à 3 h. 22 m., l’échancrera, et disparaîtra tout à fait à 3 h. 49 m. 42 s. Le passage aura duré 4 h. 49 m. (19 minutes de plus qu’à l’île Amsterdam), aura commencé 13 minutes plus tôt et fini 6 minutes plus tard.

Il existe, par le fait, deux méthodes pour déduire la parallaxe solaire de l’observation du passage. La ! première, celle de Ilalley, repose sur la différence j des durées de passage observées dans deux stations choisies de manière que cette différence soit la plus grande possible. La seconde due à l’astronome français de Lisle, repose sur la différence des heures des contacts apparents, ramenés en terme moyen du premier méridien, déterminées dans deux lieux choisis de telle sorte que eesdilférencessoientégalement aussi grandes que possible.

Au point de Yue de l’exactitude de l’observation et pour s’affranchir des influences de la réfraction et des ondulations des images, il faut, en outre, que les lieux d'observation soient choisis de telle sorte que le soleil ait une certaine élévation au-dessus de l’horizon. Aussi est-ce sur ce choix que les astronomes ont, depuis plusieurs années, arrêté leur attention, afin que les fameuses différences dont nous venons de parler deviennent aussi grandes que possible.

Si le soleil était visible à la fois de tous les points de la surface de la terre, et si cette surface était partout solide, on déterminerait facilement les deux points opposés où il faudrait s’établir pour le plus grand succès du calcul; mais il y a deux conditions inévitables à satisfaire: il faut que les deux stations aient le soleil au-dessus de leur horizon, c’est-à-dire qu’il y fasse jour ; il faut de plus que l’on puisse s’installer sur la terre ferme et non pas sur la surface ondoyante de la merqui couvre, comme on sait, les trois quarts du globe.

D’après l’avis de la commission nommée à cet effet par le bureau des Longitudes, les astronomes français sont établis à Yokohama, à l’îlo Saint-Paul,

à Nouméa, à Mascate, à Suez, à la Réunion et à Pékin. Les astronomes anglais se distribuent à Alexandrie, aux îles Kerguelen, Rodrigues, Sandj xvich et Auckland, et jusqu’au cercle polaire antarctique. Les stations de la Nouvelle-Zélande sont reliées à l’Australie avec Sydney et Melbourne dont les longitudes sont bien déterminées. Les Allemands ont envoyé des observateurs au Japon, aux îles Kerguelen, Auckland et Maurice. Le gouvernement russe a fait des préparatifs considérables, et n’a pas choisi moins de vingt-sept stations qu’il serait trop long de mentionner ici, et qui sont disséminées tout le long de la Russie, de la Sibérie, du la Chine et du Japon. Les deux Amériques, qui seront comme la France pendant la nuit, à l’heure du passage, sont représentées par des observateurs échelonnés dans les îles de l’Océan pacifique et jusqu’en Asie ; par exemple, sur le territoire russe de Wladisvostok, par 43° de latitude et 8 h. 38 m. de longitude orientale.

Pour subvenir aux frais de toutes ces expéditions,

; les différents gouvernements ont volé des crédits spé- | eiaux, qui leur sont affectés ; l’Assemblée nationale ! de France a accordé, le 26 juillet 1872, une somme de trois cent mille francs. Les Etats-Unis d’Amérique ont voté, pour leurs observateurs, une somme de ! sept cent cinquante mille francs. Le gouvernement anglais une somme de cent vingt-cinq mille francs,

! etc. Si nous avons bien compris la méthode exposée j plus haut, nous comprenons l’importance du choix de ces stations disséminées jusqu’aux régions du globe les moins fréquentées. Il est sensible que toute la réussite de la détermination exacte de la parallaxe du soleil, reposera sur la précision avec laquelle on déterminera en ces diverses stations les instants où le disque de Vénus sera tangent intérieurement ou extérieurement au disque du. soleil. Mais est-il possible de constater ces instants avec une précision mathématique ? J’en doute fort.

Le 5 novembre 1868, la planète Mercure est passée devant le soleil. J’ai observé ce passage avec le plus grand soin. L’entrée était invisible, le soleil n’était pas encore levé à Paris à l’heure où elle s’est elfcctuée. La sortie seule a été visible, et voici ce que j’éci i vais dans la relation de ce passage :

« C’est vers 9 h. 9 m. 30 s. que la planète arriva en contact interne avec le limbe lumineux du soleil et commença sa sortie. Je ne donne pas cet instant comme rigoureusement déterminé, et surtout je me garde bien d’inscrire des dixièmes de seconde, car l’observation soigneuse de ce phénomène, de même que celle du contact externe, m’a convaincu qu’il est absolument impossible d’être sùr de l’instant précis de l’un ou de l’autre contact à moins de plusieurs secondes près. L’esprit hésite pendant longtemps avant d'être bien assuré que le disque solaire est entamé ou que l’échancrure persiste encore. C’est vers 9 h. 11 m. 50 s. que la planète cessa d’échancrer le limbe solaire et parut tout à fait sortie. »

Camille I'laumaiuo.v.

— La suite prochainement. —

LA NATUIlE

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