CARTES MENSUELLES DU CIEL

LAPNS CINÉRTIE LÉ ASRIION 149

que le premier est défini par le mouvement du Soleil. Nous avons vu (chapitre VI) que le jour sidéral était plus court que le jour solaire. de minutes (exactement 3!56"). Les étoiles, dans leur mouvement diurne, avancent donc sur le Soleil de 4 minutes par jour, ce qui fait { degré d'angle en ascension droite. Donc, au bout de l’année, leur avance sera d'une circonférence entière. En « temps », cela fait 120 minutes ou 2 heures par mois; au bout de 12 mois, l'avance est donc de

24 heures ou d'une journée entière.

150. Scintillation. — Une caractéristique de l'aspect des étoiles, et qui les différencie des planètes au premier coup d'œil, c'est la scintillation.

Les étoiles, ainsi que chacun a pu l'observer, n'ont pas un éclat apparent constant, mais perpétuellement variable ; elles paraissent lancer des feux, à la façon d'un diamant que l’on fait mouvoir sous un lustre chargé de lumières et qui les réfléchit et les réfracte par ses facettes multiples.

La lumière des étoiles semble, par suite de cela, un peu tremblante, alors que les planètes nous renvoient une lumière parfaitement régulière et tout à fait fixe.

C’est ce phénomène qui constitue la scintillation.

Cette scintillation peut même s'accompagner de variations de couleur, variations qui se font également par soubresauts, par «accès », quand l'étoile est voisine de l'horizon et que les rayons qu'elle nous renvoie ont été forcés ainsi de faire, à travers les couches basses de l'atmosphère, un parcours assez considérable.

La cause de la scintillation des étoiles réside, non dans l'étoile elle-même, mais dans l'atmosphère terrestre, dans la couche gazeuse qui enveloppe la Terre, et qui est souvent le siege d'un phénomène appelé le frouble optique.

Tout le monde a pu observer, au moins une fois, cette ascension de l'air qui se produit autour d'un tuyau de poële bien allumé : le gaz, échauffé par le contact du tuyau brülant, monte le long de celui-ci, chassant l'air froid qu'il rencontre au cours de son ascension. Il se fait de la sorte, le long de la surface du tuyau, un incessant mélange de deux gaz, qui réfractent inégalement la lumière, puisqu'ils sont inégalement denses ; aussi le profil terminal du tuyau parait, pour un observateur placé dans son voisinage, vaciller de droite à gauche et, par instants, se déplacer latéralement. C’est ce qui constitue le /rouble oplique.

Ce «trouble optique » se produit naturellement,surtout pendant l'été, au-dessus des grandes plaines échauflées par les rayons ardents du Soleil; on voit alors l'horizon qui semble parcouru par de véritables vagues. On l’'observe également au-dessus de l'Océan

pendant les grandes chaleurs, surtout quand l'observateur est peu élevé au-dessus du niveau de la mer.

trouble optique qui cause la scintillation desétoi-

les. De son fait, les

C'est ce

couches atmosphé riques, inégalement rélringentes et tou joursen mouvement, imprimentau rayon lumineux qui nous est envoyé par l'étoile observée une « danse » perpétuelle qui cause, précisément,ces variations apparentes dans son éclat et qui constituentlascintillation,

Cela n'a lieu que

les étoiles e ' Les ONDULATIONS de l'air autour d'un tuyau POUR oiles et n

de poële chaud en changent la RÉFRACTION et en troublent la TRANSPARENCE

se produit pas pour

les planètes, Poui

Phot. L. Rudaux Image du Soleil au voisinage de l'horizon, DÉFORMÉE par les couches atmosphériques INEGALEMENT échauffees

quoi? La réponse à la question est bien simple. Cela tient à la distance colossale qui nous sépare des étoiles, même les plus proches, tandis que les planètes sont, relativement, à de petites distances de la Terre. Elles ont donc un diamètre apparent, alors que les étoiles, même vues dans les télescopes les plus puissants, ne nous apparaissent jamais que comme de simples points géométriques, c'est-à-dire sans dimensions apparentes.

Les planètes, au contraire, ayant un diamètre apparent, nous apparaissent sous la forme de petits cercles, de petits disques lumineux. 11 en résulte que les scintillements élémentaires, dus aux divers points de la surface de leurs disques, se superposent dans une image résultante circulaire, d’un éclat à peu près uniforme : ce n’est qu'au voisinage immédiat des bords de ce disque que pourrait se manifester une très légère variation d'éclat.

Au contraire, les étoiles, toujours aperçues comme de simples points lumineux sans dimension apparente, présentent toujours le phénomène de la scintillation. Et quand elles sont voisines de l'horizon, le long trajet qu'elles ont à eflectuer au travers des couches basses de l'atmosphère peut produire sur elles, non seulement des phénomènes de réfraction, mais encore des phénomènes de dispersion, et les couches atmosphériques peuvent décomposer leur lumière à la façon d'un prisme. De là les apparences de changements subits dans la coloration des étoiles scintillantes.

On a une confirmation de ces vues en remarquant que la lumière de certaines sources artificielles, celle des phares à leu fixe alimentés par des lampes à huile, par exemple, peut par faitement paraitre «scintiller » malgré la fixité de la source lumineuse, quand les conditions atmosphériques s'y prètent, étant donné que les rayons lumineux qu'ils envoient à un obser vateur, généralement peu élevé au-dessus du niveau de la mer, ont eu à traverser les couches basses de l'atmosphère, presque toujours inégalement échautlées,.

151. La distance des étoiles et leurs dimensions. — Les étoiles, avons-nous dit, ne se présentent généralement à nos veux, sauf de très rares exceptions, que sous la forme de points lumineux sans dimensions apparentes, quel que soit le gros sissement de l'instrument employé à leur observation,

Cette apparence tient à l'éloignement prodigieux des étoiles; la plus proche de la Terre, x du Centaure, est encore à une distance telle que sa lumière met environ quatre ans et demi à nous parvenir, On conçoit que des sphères, même très grosses, placées à de pareilles distances, ne soient vues que comme des points géométriques sans dimensions apparentes.

Comment, dans ces conditions, a-t-on pu déterminer leur distance à la Terre?

Pour résoudre le problème, on a commencé par déterminer la parallaxe de celles des étoiles pour lesquelles la chose à ét possible,

Comme nous l'avons déjà dit pour la Lune et le Soleil, on

astre l'angle sous lequel, de cet astre, on 1 . Mais, quand il s'agit d'étoiles dont st -me,“l'angle’sous lequel-on verrait, dans . le rayon du globe -terrestre sérait infiniment petit, étant données les faibles dimensions ‘de notre planète. On prend'dont, pour définir la parallaxe des étoiles, non pas le rayon du globe terrestre, mais celui de l'orbite terrestre. On*considère (fig. 119) la Terre à son aphélieen T et à son périhélie en T' : la distance T T' est le diamètre de l'orbite de la Terre autour du Soleil S. On appelle alors parallaxe d'une étoile E la moitié de l'angle TE T! sous lequel un observateur, placé dans l'étoile E, verrait le diamètre de l'orbite, ou, si l'on veut, l'angle sous lequel il verrait le rayon T S de cette

£roïle (X au Centeure

Terre au .

So/sfice d'Eté)

> Z e Terre au fe Ferresir ( r)

So/sfhice da'Hive

F1G. 119. — Principe de la mesure des PARALLAXES des étoiles.

orbite. Pour l'étoile x du Centaure qui, nous le répétons, est la plus voisine de la Terre, cet angle T ET’, déterminé par deux visées de l'étoile faites d’un point de la Terre à six mois d'intervalle, n’est que d'une seconde et demie d'arc.

Pour nous faire une idée de la petitesse de cet angle, matérialisons l'angle d’une seconde. Un angle d'une seconde intercepte sur la circonférence une longueur égale à la 206 265° partie du rayon de cette circonférence ; en chiffres ronds, la deux cent millième.

Si donc nous voulons réaliser un angle d’une seconde, ilnous faudrait prendre une règle de 200 mètres de longueur, la placer sur un plan bien horizontal et soulever d'un millimètre l’une des extrémités de la règle; celle-ci serait alors inclinée sur le plan d’un angle égal à une seconde d'arc. On voit combien cette inclinaison est faible : 1 millimètre pour 200 mètres.

C'est donc un angle très petit que la parallare des étoiles; aussi ne faut-il pas s'étonner que cette parallaxe ne soit connue que pour quelques étoiles seulement, celles qui sont relativement les plus rapprochées de nous. Pour les autres, cet angle est tellement petit que les erreurs d'observation en dépassent la valeur.

Disons qu'avec des micromètres installés dans les oculaires des lunettes astronomiques, on peut mesurer des angles jusqu'à 1/50 et mème 1/100 de seconde ; mais c'est là l’extrème limite de la précision.

Connaissant la parallaxe d’une étoile, on connaît sa distance, car, dans le triangle T E T', on connait la base T T' qui est le diamètre de l'orbite terrestre et les deux angles en TetenT, dont la somme est égale à deux angles droits, moins le double de la parallaxe. On peut donc calculer la distance T E.

On a fait cette détermination pour un certajn nombre d'étoiles du ciel, un nombre assez petit, d'ailleurs. On croyait autrefois que les étoiles les plus brillantes étaient les plus rapprochées de nous et que leur surcroit d'éclat provenait précisément de leur rapprochement : il n’en est rien.

Dans le tableau suivant, où sont indiquées les distances de quelques étoiles par ordre d'éloignement croissant, toutes les grandeurs sont réunies. Ainsi une petite étoile de 6° grandeur, qui porte le n° 21185 dans le catalogue dressé par Lalande, occupe le second rang, et sa lumière ne met que sept années à nous parvenir.

Inversement, Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel, est plus éloignée que ne pourrait le faire prévoir son éclat.