Struve
Peters.
Brûnnow.
Id.
Id.
Les astronomes se sont attaqués à d'autres étoiles de première grandeur : Sirius, la Chèvre, Wéga de la Lyre, Arc-
1 . Nous donnons ici trois valeurs de la parallaxe de cette étoile, valeurs Lien différentes les unes des autres, comme on voit, parce que nous ne sachions pas que la discussion les ait pu ramener à une valeur moyenne. Au contraire,
turus ont été l'objet de leurs recherches, et ils ont réussi à déterminer approximativement leurs distances. Il faut citer aussi la Polaire^ qui n'est que de seconde grandeur, et une petite étoile de T grandeur, marquée du n" 1830 dans le catalogue de Groombridge, que la rapidité de son mouvement propre avait désignée comme probablement assez voisine de notre système, et qui cependant paraît avoir une trèspetite parallaxe. Nous donnons ci-dessus le tableau des principales parallaxes, des distances des étoiles mesurées en rayons de l'orbite terrestre, calculées en milliards de kilomètres, et enfin évaluées au moyen du temps que la lumière met à venir de chaque étoile au Sojeil ou à la Tei^re. En consultant ce tableau, on voit qu'il ne faut pas moins de trois années à la lumière pour franchir la distance qui nous sépare de l'étoile la plus proche de nous. De Wéga, de l'étincelant Sirius, la lumière met plus de vingt ans à nous parvenir ; de la Polaire, il lui faut près d'un tiers de siècle. Enfin, pour traverser l'espace qui sépare la Chèvre du monde où nous vivons, ou si l'on veut, pour franchir 165 800 milliards de lieues, c'est 70 ans et demi qu'il faut à ce courrier si étonnamment rapide : la vie tout entière d'un homme ! Voulons-nous nous faire, à
les jaarallaxes des sept étoiles qui précèdent et aussi celle de la Chèvre sont, pour les quatre premières et la Polaire, les moyennes déduites de la discussion et de la comparaison des mesures effectuées par divers astronomes, pour la Chèvre, Arcturus et i Grande-Ourse, celles trouvées par Peters qui les a seul calculées. Les trois dernières parallaxes indiquées ont été nouvellement -déterminées par M. Briinnow. Les nombres du tableau, quoique exprimés en millièmes de seconde, ne sont pas pour cela calculés avec cette précision; il faudrait, à chaque détermination, joindre l'erreur probable, qui atteint assez souvent le chiffre des dixièmes. Il y a aussi à faire une distinction entre ce qu'on nomme les parallaxes absolues, trouvées par l'étude des variations en latitude, et les parallaxes relatives obtenues par la comparaison des positions de l'étoile avec celles d'une étoile voisine, que l'on considère provisoirement comme située à une distance infinie. Il est aisé de comprendre que ces dernières parallaxes ne donnent qu'une limite inférieure des distances. Nous reviendrons sur ces points dans la Troisième partie du Ciel.
un autre point de vue, une idée de ces distances? Supposonsnous placé à l'ime des extrémités de la ligne qui joint notre Soleil à l'étoile Alpha du Centaure. De ce point, le rayon tout entier de l'orbite terrestre serait caché par un fil d'un millimètre de diamètre, reculé à une distance de deux cents mètres de notre œil; autrement dit, une ligne de trente-sept millions de lieues, vue de face à cette distance, n'apparaît plus que comme un point imperceptible.
