MOUVEMENTS PROPRES DES ÉTOILES

Pendant des siècles les étoiles ont été regardées comme fixes. Les observateurs anciens, qui croyaient réel le mouvement diurne du ciel, avaient imaginé une sphère solide au firmament, dans laquelle les étoiles étaient incrustées comme des pierres précieuses, et ils expliquaient de cette manière l’invariabilité des distances que ccs astres conservaient entre eux. Dans ce premier âge de l’astronomie, les positions des étoiles étaient obtenues par une série de triangles, qui les reliaient les unes aux autres ; mais, plus tard, on a cherché à déterminer leurs positions en les comparant avec certains grands cercles de la sphère.

Ce système de coordonnées est extrêmement simple. Pour l’appliquer le plus avantageusement, il faut posséder une bonne lunette dont l’axe optique décrive un plan vertical passant par le pôle. On sait qu’alors la déclinaison d’une étoile se déduit simplement de sa hauteur au-dessus de l’horizon, en retranchant de celle-ci un arc constant qui ne change pas d’une étoile à l’autre, et que l’intervalle des temps de passage de deux étoiles par ce plan qu’on nomme le méridien, est précisément égal à la dilférence des ascensions droites des deux étoiles.

Malheureusement, de si grands avantages sont balancés par quelques inconvénients. Le plan de l’équateur n’est pas immobile dans l’espace, il est soumis à des déplacements causés par le défaut de sphéricité de notre globe. L’attraction du Soleil, de la Lune et des planètes produit un balancement de l’axe terrestre qui se traduit pour l’équateur en une variation de son inclinaison sur l’écliptique et un déplacement de la ligne des nœuds (intersection de l’équateur et de l’écliptique). Les lois de ces déplacements ont été l’un des principaux objets des recherches des astronomes de ce siècle, et les formules qui les font connaître sont aujourd’hui bien établies; les différentes constantes, qui entrent dans ces formules et que l’on a dû déterminer par l’observation des étoiles, sont même connues avec une précision très-grande.

Ainsi, dans l’état actuel de l’astronomie stellaire, on sait déterminer fort exactement les divers déplacements apparents que subit une étoile, par les différentes causes qui suivent :

La rotation diurne de la terre autour de sou axe ;

Les mouvements oscillatoires de l’équateur terrestre dans l’espace (précession et nutation ) ;

L’influence de l'atmosphère sur la marche des rayons lumineux, qui nous viennent des étoiles (réfraction) ;

Et, enfin, le déplacement apparent (pie subit la direction de ces rayons lumineux, par suite de la vitesse de la lumière combinée avec le mouvement de la Terre (aberration).

Quand la position d’une étoile a été corrigée do tous ces déplacements purement apparents, et (pie l’on compare cette position avec une autre observation de la même étoile, faite longtemps avant, un siècle, par exemple, également corrigée et rapportée aux mêmes cercles delà sphère, il n’est pas encore permis de dire que le déplacement constaté est effectivement un mouvement réel de l’étoile. 11 existe encore deux déplacements apparents, dont il n’a pas été tenu compte et qui dépendent du mouvement de révolution de la Terre autour du Soleil et de la progression de tout le système solaire dans l’espace. Le premier de ces déplacements est excessivement petit; les quelques mesures qui ont été prises par de bons observateurs, sur des étoiles choisies à cause de leur grand éclat ou de leur déplacement rapide, semblent indiquer que la parallaxe annuelle n’atteint pas une seconde d’arc dans les circonstances les plus favorables; comme d’ailleurs le déplacement qui en résulte est périodique, il est permis de le regarder comme provisoirement négligeable dans les recherches du mouvement propre des étoiles. Il n’en est pas de même de la seconde cause d’erreur : la progression du Soleil dans l’espace produit un déplacement des étoiles, qui s’accroît chaque année ; ce mouvement séculaire se combine avec le mouvement propre de l’étoile, et c’est aux observations, discutées par une analyse rigoureuse, à faire connaître la part qui revient à chacun d’eux.

Si l’on fait attention en outre que les positions 1 avec les positions observées par Bradley, vers 1755. données dans les divers catalogues d’étoiles ne sont | Cette découverte des mouvements propres des pas rigoureusement exactes, mais qu’elles sont enta- étoiles est de la plus liante importance pour l’aslrochées ordinairement: 1“ D’erreurs systématiques, | nomie physique ; elle a fait connaître le mouvement qui embrassent l’ensemble des observations et qui qui emporte notre système solaire à travers les esdépendent de la bonté plus ou moins grande de l’in- i paees célestes, et même la direction dans laquelle strument employé et de la méthode de calcul qui a cette translation s’accomplit. Jamais nous n’aurions été adopté ; et 2“ d’erreurs accidentelles, qui sont rien su d’un tel phénomène, si le mouvement prod’autant plus fortes que les instruments sont moins gressif des étoiles avait échappé à nos mesures par sa

bons et que les observateurs sont moins exercés et | moins soigneux ; on en conclura, avec Ernest Quételet, qu’avant de pouvoir attribuer avec certitude un déplacement propre à une étoile, il faut se livrer à un examen minutieux de toutes les déterminations de position que l’on en possède.

Les premiers mouvements propres ont été découverts, il y a moins de deux siècles, par Halley. Depuis lors on doit citer parmi les astronomes qui ont le plus cultivé celle branche de l’astronomie: Mayer, l'iazzi, Bcssel, Struve, Herschel, Rümker, Johnson, Daily, Mædler, Quételet, Argelander, Main et Stonc.

L’étude des mouvements propres des étoiles se rattache d’une manière intime, dans l’histoire des sciences astronomiques, aux progrès des instruments : et des méthodes d’observation. Cette élude ne pou- ■, vait d’ailleurs être tentée avec fruit que depuis l'époque où l'on appliqua les lunettes aux instruments destinés à mesurer les angles; pas décisif, qu’il fallait franchir, avant de pouvoir faire succéder la précision d’une seconde, ou même d’une fraction de seconde d’arc, à la précision d une minute, qu’au prix des plus grands efforts, Tycho avait su, le premier, donner à ses observations. Sans cet immense progrès, nous n’aurions, aujourd’hui encore, qu’un moyen de trancher la question des mouvements propres : ce serait de comparer entre elles des observations séparées par une longue série de siècles. Telle fut, en effet, la marche suivie par llalley en 171 7. 11 rapprocha les positions modernes des positions du catalogue d’IIipparque, et par les différences qu’il trouva de cette manière, il se crut fondé à attribuer des mouvements propres à trois étoiles principales, Sirius, Arcturus et Aldebaran. L’intervalle de temps compris entre ces observations était de 1 844 ans. Mais, plus tard, la précision des travaux de Rcemer et la haute idée qu’on s’ était faite de la valeur des ascensions droites conservées dans le Tridurn de l’astronome danois déterminèrent successivement Tobie Mayer en 1756, Maskelyne en 1770 et l'iazzi en 1800, à se contenter du faible intervalle compris entre leur époque et celle de Rœmer, et à comparer leurs observations aux siennes. C’est ainsi que le phénomène des mouvements propres des étoiles a pu être reconnu, dans sa généralité, dès le milieu du dernier siècle. Mais les premières déterminations numériquement exactes datent seulement de 1785, et sont dues à W. Ilerschel, qui prit pour base les observations de . Flamsteed ; elles sont dues surtout aux admirables travaux de Bessel et d' Argelander, qui ont comparé leurs propres catalogues

petitesse même. 11 y a plus : les efforts inouïs qui ont été tentés pour déterminer ce mouvement en grandeur et en direction, pour mesurer la parallaxe des étoiles ou leurs distances, ont eu cette conséquence immédiate de porter l’art d’observer au plus haut degré de perfection, et de l’y maintenir, surtout depuis 1850, soit par les progrès incessamment stimulés des appareils micromctriques, soit par l’emploi de plus en plus intelligent des grands cercles méridiens, des grands héliomètres et des grandes lunettes montées parallatiquemcnt.

Ce ne sont point les étoiles les plus brillantes qui possèdent les plus forts mouvements ; ce sont des étoiles de 5 e , de 6 e et même de 7 e grandeur. Voici les plus remarquables sous ce rapport : Arcturus, 1™ gr., mouvement propre =2" ,2 5; a du Centaure, 1™ gr., 5", 58 ; p de Cassiopée, 6 e gr., 5", 74; l'étoile double 4 de l'Eridan, 5 — 4 e gr., 4", 08; l’étoile double 01 du Cygne ? — 0 e gr. 5", 125 (son mouvement a été reconnu par Bessel, en 1812, sur les observations de Bradley, comparées avec celles de Piazzi) ; une étoile située sur la limite qui sépare les Chiens de Chasse de la Grande-Ourse, et portant le n° 1850 dans le catalogue des étoiles circompolairesde Groombridge, 7 fl gr., G", 974, d’après Argclauder; e de l'Indien, 7", 74, d’après d’Arrest; 2150 de la Poupe du Navire, 6* gr. 7",871. Le mouvement propre d’Arelurus est considérable par rapport aux mouvements propres d’autres étoiles très-brillantes ; car celui d’Aldébaran n’est que de 0",185 (Mædler, Centralsonne, p. 11), et celui de Véga de 0",400. Parmi les étoiles de première grandeur, a du Centaure fait une très-remarquable exception. Opposons à ces résultats exceptionnels une donnée plus générale, en prenant la moyenne arithmétique des mouvements propres stellaires, pour toutes les régions du ciel où ces mouvements sont actuellement bien constatés ; Mædler n’a trouvé que 0",102. Camille Flammaiiiox.

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