LA TERRE

Supposons-nous traverser une vaste pl.ai„e entourée d'arbres. Par suite de notre marche, les arbres changeront de positron respective vis4-vis de nous. A mesure que nous avançons, les arbres qui sont devant semblent s'écarter les uns des autres, ceux de côté semblent reculer, ceux de derrièr e ^nrblerit se resserior de plus en plus. Ce mouvement apparent des arbres, immobi'es en réalité, provient de notre seule marche ; les plus rapprochés passent devant les plus éloignés emportes par mi mouvement opposé au nôtre, les plus éloi-rués’ restent imniobiles. Si, arrivés à une certaine distance de notre point de de|rart, nous revenons à celui-ci pour recommencer le même mouvement, le même phénomèiie se reproduira dans la translation apparente des arbres. Ce (ait vulgaire, dont (mit le monde a pu être témoin, nous aidera i comprendre com-

AI’PEXDICE.

ment on peut calculer la distance de certaines étoiles, et pourquoi on ne peut déterminer celle de beaucoup d'autres.- En vertu du mouvement elliptique annuel de la Terre sur son orbite autour du Soleil, les étoiles les plus rapprochées de nous agissent comme les arbres dont nous venons de [cirler : elles ont un déplacement apparent dans le ciel. Elles décrivent une certaine ellipse sur la sphère céleste. Tandis que les plus éloignées restent immobiles, les plus proches se font reconnaître par un dé|.lacemcnl d’autant plus grand .|n'clles sont plus rapprochées de nous. Cela posé, voyons par quelles méthodes on arrive à déterminer la disUnce des étoiles à la

Terre. • , ■ i •

Représentons l'orbite terrestre par la courbe circulaire

suivante. Soit S, le Soleil, situé au centre; :>oit TST' le diamètre de l'orbite terrestre ; soient T la position de la Terre à une certaine époque de l’année, T' sa position six mois plus ^ard, et, par conséquent, à l’e.vtrémité du même diamètre, soit, enfin, E l'étoile dont on veut mesurer la distance.

Imaginons que l’observateur en T mesure d’aliord l'angle S ri', puis que parvenu en T' il mesure ensuite l’angle ST'E.

, CAlXi:i, DK LA DISTA.NCK DES ÉTOILES. 409

On s;iit que dans tout triangle la somme des trois angles est égale à deux droits, c’est-à-dire à 1 8ü“. Si donc on lait la somme des deux angles inesuiés STE et ST'E, et si l'on retranche cette somme de 180“, on aura la valeur de l’angle T'ET, troisième angle du triangle. La valeur de ret angle sera connue aussi exactement que si l’on avait pu se transporter dans l’étoile E et le mesurer directement.

L*i moitié de cet angle, ou l’angle SET, est l’angle sous lequel on voit, de l’étoile, le rayon de l’orbite leiTestre. On appelle cet angle h parallaxe annuelle de l’étoile E.

En prenant toujours des observations correspondantes à deux points diamétralement opposée de Torbile terrestre, on pourra obtenir, dans le cours de l’année, un grand nombre de mesures de la parallaxe annuelle de l'étoile E. Dans notre exemple, nous avons supposé que la ligne ES est perpendiculaire sur la ligne TT' et que par conséquent l’étoile est située au pôle de l’écliptique. I^a méthode est lu même pour les autres cas, quoiqu'un peu moins simple, et notre exenqde suflit pour faire comprendre la nature de ces sortes de déterminations.

Lu parallaxe annuelle d’une étoile, c’est donc l'angle sous lequel, étant placé sur l'étoile, on verrait de face le rayon de l'orbite terrestre. Cet angle est plus ou moins grand, suivant que l’étoile est plus ou moins rapprochée. y

Voyons maintenant comment on procède dans la pratique pour déterminer la parallaxe.

' Reportons-nous à ce qui a été dit plus haut sur le mouvement apparent des étoiles causé par le déplacement annuel de la Terre autour du soleil. La courbe décrite pr l’étoile sur la sphère céle^te est une petite ellipse semblable à celle que décrit la Terre dans son orbite, lorsque I étoile observée se iiouvc au pôle de l’éclipiiqiie. Dans toutes les positions comprises entre ce pôle et l’écliptique ellc-méme, on observe que ces ellipses.

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Al-PKNDICE.

dont le grand axe reste constant, se rétrécissent de plus en plus, et que pour les étoiles situées dans le plan de l'écliptique, elles deviennent des lignes droites égales an grand axe. '

Or la parallaxe annuelle d’une étoile étant, comme nous l'avons dit, l'angle sous-tendu à l'étoile parla moitié du grand axe de l'orbite terrestre, on voit que cette parallaxe est, en même temps, précisément égale à l’angle sous-lendn à la Terre par la moitié du grand axe de l'ellipse décrite par l'étoile.

Il est évident par là que de la connaissance du mouvement annuel de l'étoile, on pourra déduire immédiatement celle de la parallaxe.

C’est à Bessel, astronome de Kœnigsberg, que l’on doit le* premières recherches et les premières déterminations relatives à la jMi'allaxe des étoiles.

Cet astronome ayant remarqué qu'une étode de la constellation du Cygne, la 61', était animée d'un mouvement propre, supjjosa qu’elle devait être l'uin- des moins éloignées, — comme dans l'cxcmple-des arbres dont nous pariions. Il chercha donc à reconnaître quelle est l'étendue du déplaeenieiit ■|)ériodique qu’elle subit par suite du mouvement de la Terre, et pour cela il la compra, aux diverses époques de l’année, à deux étoiles voisines, non animées de mouvements propres, et par conséquent enfoncées loin d’elle dans les eicux. Les observations nombreuses et extrêmement précises auxquelles s’adonna cet homme laborieux, lui {lermirciit de déterminer d’une manière incontestable, le mouvement aniipel et périodique de la Cl' du Cygne, dû an déplacement de la Terre autour du Soleil. Pendant six mois de l’année cette étoile se rapprochait constamment de l’une des deux auxquelles il la conijiarait ; pndant les six mois opposés elle se rapprocliait de l'autre. Ix n-siiltat de ces compraisons fut que l’angle sous-tendu pr le demi-gi'and axe de l’ellipse est égal à ü",ôô. Ces observations étaient faites en 1838. Depuis cette époque le résultat obtenu