DE LA TERRE

En 1675, Rœmcr trouvait qu'il faut un certain temps à la lumière pour se transmctlre à distance et calculait approximativement, sinon la vitesse absolue de cette transmission, du moins celle avec laquelle un rayon lumineux franchit de part en part le diamùlrc de l'orbite terrestre. Cinquante ans après cette découverte mémorable, c'est-à-dire en 1725, un astronome anglais, Bradiey, trouvait dans un phénomène céleste beaucoup plus général que des éclipses de satellites la confirmation des résultats obtenus par Rœmer. Vabenmtion est en effet une conséquence immédiate de la vitesse de la lumière combinée avec la vitesse de translation de la Terre autour du Soleil.

Pas plus que Rœmer, en abordant l'étude des éclipses des satellites de Jupiter, ne songeait au problème de la transmission de la lumière, Bradiey n'avait en vue, quand il entreprit de mesurer les petits déplacements de quelques étoiles zénithales, l'importante conséquence qu'il tira de ses observations. Il s'agissait pour lui de savoir si ces étoiles avaient une parallaxe sensible, c'est-à-dire si, parle seul fait de la translation annuelle de la Terre, elles éprouvent le changement de position apparente qu'indi(pu* la géométrie, et qui est en dépendance immédiate du mouvement de la Terre et de la distance de l'étoile à notre système. Profitant de l'inslallalion récente, faite à l'observatoire d(* Kew par Molyneux, d'un excellent instrument construit par (irahani pour ce but spécial, Bradiey observa l'étoile y de la constellation du Dragon pendant le mois de décembre 1725. H reconnut bientùt que cette étoile avait un mouvement Vers

le Sud, mouvement dont les erreurs instrumentales et l'incertitude des observations ne pouvaient donner l'explication. D'ailleurs ce mouvement était précisément en sens contraire de celui qu'aurait dû donner la parallaxe. 11 continua jusqu'en mars, oii il atteignit 20'', quantité dont l'étoile s'était éloignée du pôle pendant ces trois mois. L'étoile reprit alors sa marche vers le Nord et, en juin, elle se retrouva au point de départ de décembre. En septembre, elle était de 20*' plus au Nord, puis elle revint vers le Sud pour reprendre une seconde fois en décembre sa position primitive. Ni l'hypotlièsc d'une nulation de l'axe de la Terre, ni la réfraction atmosphérique ne permirent à Bradiey d'expliquer ces oscillations. Enfui, il eut l'idée de chercher si de tels mouvements ne seraient pas dus à la vitesse avec laquelle les rayons de lumière viennent frapper l'observateur, qui est lui-mônie transporté dans l'espace par le globe sur lequel il est placé, avec une vitesse à la vérité beaucoup moindre que celle des rayons lumineux. Telle est en effet la vraie raison du phénomène découvert par Bradiey, phénomène qu'il reconnut bientôt être commun à toutes les étoiles, et que rillustre savant anglais nomma aberration.

Voyons en effet ce qui se passe quand un rayon de lumière pénètre dans le tube de l'instrument qui sert- à observer l'étoile considérée, si l'on tient compte, à la fois, de la vitesse de la lumière et de la vitesse de la Terre.

Soit ET la position de l'axe de la lunette au moment où l'œil de l'observateur vise l'astre. Cet axe indique la direction apparente des rayons lumineux, de sorte que l'étoile est vue en e sur la voûte céleste. Pendant que le rayon lumineux a parcouru la longueur BT, la Terre s'est elle-même déplacée de B en C, et, avec elle, la lunette aussi bien que l'œil de l'observateur. La véritable route suivie par le rayon est la ligne TC, qui dès lors représente la vraie direction des rayons émanés de l'étoile. La position réelle de cette dernière sur la voûte céleste est donc en E; c'est là que serait vue l'étoile, si la Terre était immobile-. En un mot, la direction apparente n'est autre chose que la

Fig. 22. — IMuMioiiu'mî d(î ralicrnition. Composition dos vilc^iscs de la luniièir.

vi de la TciTi*.

direction de la résultante des deux mouvements de la lumière d'une part, de la Terre de l'autre ; c'est la diagonale du parallélogramme formé par deux lignes proportionnelles aux deux vitesses, et menées dans les directions des deux mouvements. Ainsi les vitesses simultanées de la lumière et de la Terre doivent causer et causent en effet une déviation dans la direction des rayons lumineux émanés d'un point qui ne participe pas au mouvement de notre globe. C'est cette dévialion, cet angle KTCj qui constitue l'aberration, et que Bradley a mise en évidence par Tobservation des étoiles zénithales.

La vitesse de la lumière est constante; celle de la Terre ne varie que dans de faibles limites. Les deux côtés BC et CT du triangle ne changent donc pas, mais il n'en est pas de même de l'angle qu'ils forment entre eux, à moins qu'on ne considère une étoile située au pôle de l'éclip tique ou à peu de distance de ce pôle. Une semblable étoile E (fig. 23) sera vue en e quand la Terre est en T sur son orbite, en e\ e\ ('"'quand elle occupe successivement les positions T', r, T".

En un mot l'étoile est toujours en avant de sa position réelle de l'angle craberration, de sorte qu'en un an elle semble décrire un cercle parallèle à l'orbite terrestre, avec cette particularité que l'étoile est toujours en avance de 90" sur la Terre. L'angle d'aberration maximum est d'un i)eu jjIus de W. Les dernières mesures,

Fig. S3. — Aberration annuelle.

dues à Otlo Struve, donnent 20'',445, de sorte que le diamètre du cercle est de 4(y,89. Pour des étoiles situées hors du pôle de récliptique, on trouve qu'elles décrivent annuellement des ellipses dont le grand axe, parallèle à Técliptique, mesure aussi 4(y,89, et dont le petit axe diminue avec la latitude de l'étoile. Sur le plan de Técliplique, ces ellipses se réduisent à des lignes droites, et quand la Terre se trouve à Tune ou à l'autre extrémité du diamètre qui aboutit à l'étoile, l'angle d'aberration est nul. Cela se conçoit : alors la direction du mouvement de la Terre est précisément opposée à celle des rayons lumineux, ou bien elle coïncide avec cette dernière.

■ — — fc ■-'V-'v -i^ r^

Pour bien faire comprendre le phénomène de l'aberration de la lumière et sa cause, nous allons montrer l'analogie qui existe entre ce phénomène et des faits qu'on peut aisément observer à la surface de lâ Terre.

Considérons un navire qui se meut dans la direction AB avec une vitesse déterminée. De la côte, une batterie lui envoie un boulet qui vient frapper en a son bordage et continue sa route sans que le premier choc ait changé sa direction, ah.

Si le navire était immobile,

le boulet percerait en b le bordage opposé, et la ligne ab qui joindrait les deux ouvertures pratiquées par le projectile marquerait précisément la direction du tir, celle de la bouche à feu ; mais, pendant que le boulet parcourt ah, ou traverse le navire, ce dernier s'est avancé de AB en ^^B^ : le point qui eût été frappé dans l'hypothèse du navire immobile, s'est avancé en b\ et le boulet perce un point du bordage en arrière du

Fig, 24. — Déviation apparente d*un projectile qui frappe un navire en marche.

premier de la dislancc bb'. Au lieu de la direction ba qui est la direction vraie, l'observateur, situé sur le vaisseau, jugera de la direction du coup par la ligne ta, et le boulet lui semblera provenir du point c'. La déviation aba, est due à la combinaison des vitesses du projectile et du navire : c'est un effet d'aberra* tion. Si le boulet fût venu par l'avant ou par l'arrière du navire, dans la direction même de sa marche, la déviation serait évidemment nulle.

Un phénomène du môme genre peut s'observer en via^on quand tin examine la direction des gouttes en cas de pluie. Supposons, pour plus de simplicité, que la pluie tombe verticalement. Si le wagon est en repos, le voyageur verra de l'intérieur

Fi;;. Sb. — Dc'triuliiin apiiarcnlc ilus goiUlci clf |ihiii> ; \,vap>u imiuobik--, S, \tjgon

Fig. 26. — Di'viation appai^nte Jcs goullcs de pluie. Eiplica-

les gouttes tomber dans une direction parallèle à celle des bords de la portière, comme elle l'est en effet. Mais le convoi se met-il en marche, aussitôt l'apparence change : la pluîe parait tomber ubliquemcnt, comme si elle était chassée par un vent venant du point de l'horizou vers lequel marche le train, et l'obliquité des goullcs sera d'aulant plus furie que la vitesse sera plus granilc. On comprend aisément qu'une goutte a, qui serait Uiuibée suivant ub parallèlement au côté de la portière, tombe bien en effet dans i'es|iace suivant celle ligne; mais quand elle arrive au bas de sa course, le wagon et la portière elle-même se sont avancés di^ AH et la goutte lonibe au point b de cette dcrnièi-e : elle a sendilé au voyageur suivre la ligne a'b. Un piéton qui resterait immobile, protégé |iar un parapluie

conire une pluie tombant vcrlicalemcnl, ne recevrait pas une goutte ; qu*il se mette à courir dans une direction quelconque, il se trouvera atteint et croira recevoir la pluie obliquement, précisément en sens opposé à celui de la direction qu'il suit en courant. Si l'on suppose qu'il parcourt ainsi toute une circonférence de cercle, la pluie lui fouettera le visage comme si elle venait successivement de tous les points de l'borizon. C'est un pbénomène de tous points analogue a celui de l'aberration de la lumière, et dont les maximums et les minimums vai-ici aient do môme, si l'on supposait que la pluie , au lieu de tombei veilicalement, prenait en réalité toutes les directions possibles d'obliquité à l'Iiorizou La Terre reçoit eu tout temps, dans toutes les directions, des rayons de lumière émanés de

toutes les parties de la voûte éloilce; c'est une pluie continue de molécules, ou, si l'on préfère, d'ondes lumineuses.

L'aberration est un phénomène commun à tous les astres, étoiles, soleil, planètes. Les astronomes, pour coimaîlre la position vraie de ces corps, doivent donc, entre autres correclious, tenir compte des altérations qui en résultent pour les coordonnées auxquelles ils ont coutume de rapporter ces positions, ascensions droites et déclinaisons, longitudes cl latitudes.

Puisque l'aberration dépend à la fois de lu vitesse de la lumière et de celle de l'observateur, c'est-à-dire du globe où il se lient, il en résulte qu'outre l'aberration relative au mouvement de

Fig. 27. — Phùnomciie analogue à l'aberration.

translation de la Terre, il y a aussi une déviation analogue due au mouvement de rotation. Mais ce mouvement est beaucoup moins rapide que le premier, puisque à l'équateur, où sa vitesse est maximum, elle ne dépasse pas, elle n'atteint même pas 500 moires par seconde, c'est-à-dire qu'elle n'est guère que la 650 000"" partie de la vitesse de la lumière. Aussi l'angle maximum d'aberration diurne ne dépasse guère trois dixièmes de seconde; on le considère comme négligeable.

Enfin, il y a une troisième cause qui doit nécessairement intervenir dans le phénomène de l'aberration pour en modifier la valeur, et qui ne paraît pas négligeable. Les astronomes ont reconnu, en discutant l'ensemble des mouvements propres des étoiles, que le système solaire tout entier se déplace dans l'espace, que le Soleil, entraînant avec lui les planètes, leurs satellites et les comètes du svstème, est affecté d'un mouvement de progression vers un point du ciel situé dans la constellation d'Hercule. S'il en est ainsi, la Terre, outre la vitesse de ses deux mouvements de rotation et de translation, possède une vitesse de déplacement parallèle au déi)lacement de tout le système ^ Dès lors le mouvement absolu d'un observateur situé à sa surface se trouvera en cherchant à chaque instant la résultante de ces trois mouvemonls. L'aberration d'une étoile, telle qu'elle a été calculée en tenant compte seulement des deux premiers (ou plutôt du seul mouvement de translation, celui de rotation étant négligeable), doit donc varier aux diverses époques de l'année; les valeurs mininia ou maxima de ces variations doivent dépendre et de la situation des étoiles et des directions relatives du mouvement de la Terre dans son orbite et (lu mouvement de translation du svsième solaire. 11 reste à savoir si l'observation confirme ces vues théoriques, dont l'exactitude est évidente. M. Yvon Villarceau, qui les a exposées à

i. D'après les n'clirrclies de M. Struvo, la vilosso de translation du système solairo dans la direction de l:i constellaliMU d'Hercule serait égale à 7»^'',fi environ par seconde. C'est k quart de la vitesse moyenne de la Terre auttiur du Soleil, et dès lors environ la 40000* pa^ lie de la vitesse de la lumière.

diverses reprises» a appelé sur cette question intéressante Fattention des astronomes.

On a vu que la méthode employée par Rœmer pour mesurer la vitesse de la lumière ne donne point cette vitesse en grandeur absolue. Elle permet seulement de calculer le temps qu'une onde lumineuse met à traverser le rayon de Torbite de la Terre. Pour en conclure le chemin parcouru en une seconde, il faut connaître ce rayon, il faut avoir mesuré la distance de la Terre au Soleil, ou, si Ton veut, connaître la parallaxe de ce dernier astre. Du temps de Rœmer, cet élément n'était pas mesuré, avec quelque précision du moins; il Ta été depuis, bien qu'il reste encore des incertitudes sur les derniers chiffres qui l'expriment. Mais ce que l'on a pu calculer, c'est le rapport de la vitesse de la lumière à la vitesse de la Terre. On trouve ainsi que la première vitesse est égale à 10 190 fois la seconde.

La mesure de l'angle d'aberration conduit aussi aisément au calcul du même rapport, et, en adoptant le nombre d'Otto Struve, on obtient 10100 fois la vitesse moyenne de la Terre pour celle de la lumière. Les résultats obtenus par les deux méthodes sont donc concordants à 1 centième près.

On confond quelquefois avec l'aberration un phénomène de déviation qui en est distinct, puisqu'il provient, non du mouvement de l'observateur, mais au contraire de celui de l'astre observé et de sa distance, tandis que l'aberration est indépendante de la distance de l'astre d'où la lumière est émanée. Voici de quoi il s'agit :

Considérons une planète. Au moment où l'astronome l'observe au foyer de sa lunette, il note une position apparente qui doit être corrigée de l'aberration pour obtenir la position vraie, ou» ce qui est plus exact, pour avoir la direction vraie du rayon lumineux qui en est émané. Mais ce rayon est parti de la planète à une époque antérieure, puisque la lumière a dû mettre un temps déterminé pour franchir la distance qui sépare l'astre de la Terre. Pendant ce temps, la planète, qui a un mouvement

propre, s'est en réalité déplacée sur son orbite, et sa posiliou \raic à l'instant physique de l'observation n'est déjà plus celle que Tobservateur enregistre, môme après l'avoir corrigée de l'aberration. Pour les diverses planètes, la différence de temps dont nous parlons varie dans des limites assez considérables, puisqu'elle dépend des dislances de chaque planète à la Terre; mais elle varie aussi pour la même planète, puisque, dans le cours d'une de ses révolutions synodiques, celle-ci change continuellement aussi de distance. Voici un tableau qui marque les maxima et les miiiima de ces inégalités. II renferme encore l'angle d'aberration pour chaque planète, angle qui varie nécessairement d'une planète à l'autre, puisque, la vitesse de la lumière étant constante, la vitesse de l'astre sur son orbite va en décroissant à mesure qu'on s'éloigne du Soleil.