NOMBRE DES ÉTOILES DE CHAQUE GRANDEUR

Constellations boréales

— moyennes

— australes

Totaux

En tout, 5354 étoiles auxquelles il faut ajouter 41 étoiles variables, 19 amas d'étoiles et 7 nébuleuses, également visibles à l'œil nu, ce qui fait, en définitive, un nombre de 5421 objets célestes distincts visibles sur l'horizon de Munster, qui est à peu près celui de Berlin. En comparant les nombres du D"" Heis avec ceux d'Argelander, on voit qu'ils sont à peu près les mêmes, comme cela devait être, pour les cinq premières grandeurs ; c'est en arrivant à la dernière que la différence devient tout à coup considérable, puisqu'elle s'élève à 2103 étoiles. Ce sont principalement des étoiles comprises ' entre la 6^ et la 7^ grandeur.

En ne considérant que l'hémisphère céleste boréal, M. Heis trouve 3968 étoiles, de sorte que, en supposant qu'il y en eût un pareil nombre dans l'hémisphère austral, on aurait 7936 ou, en nombre rond, 8000 étoiles visibles à l'œil nu dans le ciel entier. Mais cette hypothèse de l'égalité des deux hémisphères sous le rapport de leur richesse sidérale ne parait point exacte. Le D' Gould a recensé les étoiles visibles à l'œil nu du ciel austral, et le catalogue qu'il a publié sous le nom à' Uranometria argentina ne renferme pas moins de 6400 étoiles des six à sept premiers ordres de grandeur entre l'équateur et le pôle sud. Il évalue à 11000 le nombre total

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pour les deux hémisphères. Le premier de ces nombres, ajouté à celui du D' Heis, ferait en effet 10368 étoiles. Il reste à savoir si cette supériorité du ciel austral tient à la pureté de l'atmosphère de Cordoba, où le catalogue a été dressé, ou à une densité spéciale aux régions célestes explorées. •

Quoi qu'il en soit, l'ancienne évaluation qui donnait un nombre maximum compris entre 5000 et 6000 étoiles environ pour le ciel entier doit être rectifiée : c'est de 10000 à 11000 étoiles qu'il faut dire. Mais il ne faut pas oublier qu'il s'agit là des vues de personnes habituées aux observations astronomiques et effectuant une telle révision par les nuits les plus pures. Quand l'atmosphère est éclairée parla Lune, par le crépuscule, ou, comme il arrive dans les grands centres de Fig. 259. Un coin popi^ilatiou, par l'illuminatiou des maisons et des de la constei- r^ies, Ics dcmières grandeurs s'effacent et le nom-

lation des Gé-

meaux vu à bre dcs étoilcs visibles est beaucoup plus limitée Du reste, plus la scintillation est vive, plus il est facile de distinguer les très-faibles étoiles.

Un mot maintenant du nombre des étoiles qu'on ne peut

1. Sans l'illumination atmosphérique, les étoiles seraient visibles en plein jour, ainsi que cela doit arriver à la surface de la Lune, dont l'atmosphère, si elle existe, est d'une rareté extrême. La visibilité des étoiles en plein jour, à l'aide des télescopes, constatée pour la première fois en 1638 par Morin, a eu pour effet d'accroître considérablement la possibilité et le nombre des observations astronomiques : cette visibilité s'explique fort bien, ainsi qu'Arago l'a démontré, par l'afiaiblissement de la lumière des particules atmosphériques résultant du grossissement lui-même, et par l'accroissement d'intensité du point lumineux provenant de la concentration de toute la lumière que reçoit l'objectif. A l'œil nu, l'éclat de l'étoile est éteint par celui du champ atmosphérique qui l'entoure ; dans une lunette, l'image de l'étoile prédomine assez sur celle de l'atmosphère pour être perceptible. Pour donner une idée de cette puissance des instruments d'optique, rappelons que divers astronomes, Struve, Wrangel, Encke, ont observé, en plein jour, l'étoile de 9' grandeur qui est un satellite de la polaire. Quant à la possibilité de voir de jour les étoiles les plus brillantes sans lunettes, elle est attestée par nombre

apercevoir sans le secours du télescope. Là, nous allons retrouver ces nombres prodigieux de points lumineux que notre imagination nous fait voir, à tort, à la vue simple.

Selon l'illustre directeur de l'Observatoire de Bonn, Arge-

Fig. 260. Un coin de la constellation des Gémeaux vu au télescope. Reproduction, sur une petite échelle, d'une des cartes de l'Atlas écliptique dressé par J. Chacornac.

lander, la septième grandeur comprend à peu près 13 000 étoiles, la huitième 40000, la neuvième enfin 142000. Les évaluations de W. Struve portent à plus de 20 millions le nombre total des étoiles visibles dans le ciel entier à l'aide du télescope de 20 pieds construit par William Herschel. Mais, sans aucun doute, ces nombres approximatifs sont bien au-

de témoignages, depuis Aristote jusqu'à de Saussure ; mais des observateurs comme Humboldt n'ont pu réussir. Cela n'est possible d'ailleurs qu'au fond des puits de mines, ou sur le sommet des très-hautes montagnes.

dessous de leur valeur réelle ' . On verra d'ailleurs plus loin que la richesse en étoiles des diverses parties du ciel est fort inégale. La grande zone brillante connue sous le nom de Voie Lactée en contient à elle seule, suivant Herschel, dix-huit millions. Rien n'est plus curieux que d'examiner, d'abord à l'œil nu, puis à l'aide d'une lunette, un même champ de la surface du ciel. Là, où l'œil distingue à peine quelques rares étoiles, le télescope en montre successivement des milliers. Les deux dessins ci-dessus (fig. 259 et 260) permettront à ceux de nos lecteurs qui n'ont pas en leur possession de lunette un peu puissante, de juger de la surprise qu'on éprouve à faire cette expérience". Ces dessins représentent le même coin de la constellation des Gémeaux (dans un carré de 5 degrés de côté). L'œil nu permet d'y compter sept étoiles. Or, le même espace céleste, vu à l'aide d'un télescope de 27 centimètres d'ouverture, ne renferme pas moins de 3205 étoiles, depuis la troisième jusqu'à la treizième grandeur. C'est un véritable foui'millement de points lumineux. Que serait-ce donc si, appliquant à la même région les instruments beaucoup plus puissants encore, dont la science peut actuellement disposer, l'œil y découvrait à des profondeurs pour ainsi dire infinies toutes les étoiles des ordres inférieurs ?

1. M. Cliacornac considère cette évaluation comme bien inférieure à celle des étoiles comprises entre la première et la treizième grandeur : « Pour ma part, nous écrivait-il, d'après les jauges de sir W. Herschel et celle des cartes écliptiques, j'évalue à 77 millions le nombre des étoiles comprises dans les treize premiers ordres de grandeur, si l'on prend la moyenne indiquée dans la préface du catalogue des zones de Bessel réduites par Weiss. « Que seraitce, si l'on pouvait joindre à ces énumérations, déjà si prodigieuses, toutes les étoiles qui forment les amas stellaircs et les milliers de nébuleuses résolubles aujourd'hui connues !

2. Pourvu, toutefois, qu'ils n'oublient pas que plus l'instrument employé est puissant, et augmente le nombre des étoiles, plus le grossissement en un mot est considérable, plus aussi se trouve diminué le champ ou l'espace céleste embrassé à la fois.

§ 1. ANCIENNES CONJECTURES SUR LES DISTANCES DES ÉTOILES. PREMIÈRES TENTATIVES DE MESURE.

Les anciens n'avaient et ne pouvaient avoir aucune notion un peu précise sur la distance des étoiles. Et en effet, dans l'hypothèse de l'immobilité de la Terre au centre du monde, une seule méthode eût été à leur disposition pour déterminer cette distance, celle qui consiste à prendre pour base du triangle aboutissant à une étoile quelconque, une distance terrestre, par exemple le diamètre de notre globe. C'est la méthode qui leur réussit pour trouver approximativement la distance de la Lune ; mais l'imperfection des moyens de masure ne leur permit déjà plus de l'appliquer à la distance du Soleil, et elle devenait illusoire pour celle des étoiles.

Quand Copernic eut découvert et démontré le mouvement annuel de la Terre, la question changea de face. La base du, triangle se trouva agrandie dans le rapport du rayon de la Terre au rayon de son orbite. L'immensité du déplacement de l'observateur, passant d'un point de la courbe au point diamétralement opposé, devait produire, dans les positions apparentes des étoiles, soit en longitude, soit eu latitude, des différences qu'il ne s'agissait plus que de mesurer avec pré-

cision. Le problème avait à cette époque un intérêt d'autant plus grand, qu'une solution favorable eût été un témoignage de plus de la réalité du mouvement de translation de la Terre et de la vérité des idées astronomiques nouvelles.

Malheureusement toutes les mesures prises ne donnèrent d'abord aucun résultat. Copernic trouva une parallaxe inférieure aux erreurs des observations de son temps. Rothman, Hooke et plus tard J. Cassini trouvèrent au contraire des résultats évidemment exagérés. C'est que les observations se trouvaient alors influencées par des mouvements apparents encore inconnus, tels que ceux dus à l'aberration de la lumière et à la nutation : cette remarque s'applique aux tentatives de Picard, d'Horrebow, de Flamsteed. Plusieurs astronomes comparèrent les positions d'étoiles très-voisines et d'inégal éclat, mais sans résultat, parce qu'ils étaient tombés sur des étoiles formant systèmes, et par suite à peu près également distantes du Soleil.

Les mesures directes furent donc infructueuses, et l'on aborda le problème par d'autres voies. Il faut citer en premier lieu une conjecture de Kepler, qui, ayant trouvé que la distance de Saturne est égale à environ 2000 rayons du globe du Soleil, s'imagina qu'une loi d'harmonie céleste devait pareillement donner 2000 rayons de l'orbite de Saturne pour la distance des étoiles fixes, soit 4 millions de rayons solaires \ Huygens, qui avait trouvé insensible la parallaxe de Mizar (^ Grande-Ourse) en comparant cette étoile avec sa voisine Alcor, employa une autre méthode pour évaluer celle de Sirius ; il compara photométriquement l'éclat de Sirius à la

1. C'est évidemment là une rêverie du grand astronome. Il est curieux néanmoins de reconnaître qu'en appliquant à Neptune le calcul que Kepler avait fait pour Saturne, on tombe sur un nombre qui ne diffère pas beaucoup de la distance des étoiles de première grandeur les plus rapprochées de nous. Cette dernière distance, évaluée en rayons de l'orbite de Neptune, donne à peu près 6700; or, la distance de Neptune équivaut à 6400 rayons solaires.

lumière du Soleil, et en conclut que sa distance, qu'on sait aujourd'hui beaucoup plus considérable, égale 28 000 rayons de l'orbite terrestre. Chéseaux trouva de la même façon 20000 rayons. Lambert, Mitchell, par des procédés semblables appliqués à Mars et à Saturne, dont ils avaient comparé l'éclat à Sirius, obtinrent des nombres différant peu de ceux qu'on a eus depuis directement, et correspondant à des parallaxes de 1" ou de 0".5 au maximum; Lambert pensait que les étoiles de première grandeur sont plus éloignées du Soleil que 425 000 fois le rayon de l'orbite de la Terre.

En 1781, Herschel s'attaqua au problème si difficile, si délicat, de la détermination des distances stellaires, par la méthode différentielle, celle qui consiste à comparer les variations annuelles de position de deux étoiles en apparence très-voisines, méthode déjà indiquée par Galilée, Gregory et Huygens, et appliquée pour la première fois, mais sans succès, par le D' Long. Herschel trouva une parallaxe insensible.

Ainsi, malgré les progrès de l'astronomie théorique et pratique, qui du temps de Bradley permettaient déjà d'observer avec une précision de l" d'arc, les distances des étoiles échappaient aux tentatives de mesure. Non-seulement le rayon de notre globe s'évanouissait comme un point mathématique devant l'immensité de ces distances, mais la nouvelle unité choisie , près de 24 000 fois aussi grande que ce rayon , paraissait nulle elle-même en comparaison de la longueur des lignes joignant notre Soleil aux étoiles qu'on pouvait supposer les plus rapprochées.

Dans cette première période des recherches relatives aux parallaxes stellaires, on n'obtint donc qu'une limite inférieure de la distance : aucune étoile n'était moins éloignée que de 206163 fois (parall. 1") la distance du Soleil à la Terre. Il restait à trouver une limite supérieure, et cette solution était réservée à notre siècle.

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