DÉCOUVERTE DE NEPTUNE. — LES VULCAINS

Si la théorie de la gravi la lion, en permettant aux géomètres d'évaluer les masses des corps célestes, leurs densités, la pesanteur à leur surface, a des conséquences d'un grand intérêt pour les questions de physique astronomique, elle en a de bien plus im])ortantes encore au point de vue de l'astronomie planétaire, j'entends au point de vue du perfectionnement des théories et des tables qui représentent toutes les circonstances des mouvements des corps du système. Les masses planétaires sont des éléments indispensables de ces théories : déterminer ces éléments avec une précision pins grande est donc un progrès qui influe sur tout le reste de la science. Lorsque, en décembre 1874, de nombreuses missions scientifiques sont allées observer le passage de Yénus, d'où se déduit la parallaxe du Soleil et, par suite, la distance de la Terre à cet astre, c'est beaucoup plus la conséquence relative à la masse de notre planète que la question de distance qui préoccupait les astronomes géomètres. On a vu, en effet, que dans la méthode de calcul de ces masses la distance des deux astres entre comme élément essentiel.

Il faut ajouter que quelques-uns d'entre eux, et des plus éminents. Le Verrier par exemple, pensaient que la masse du Soleil pouvait être déterminée avec plus de précision par la théorie et la discussion des observations antérieures, que par les observations du passage de Vénus; à ses yeux, la parallaxe solaire devait se déduire de la valeur de la masse, non celle-ci de la première. Cet élément, la masse d'nn corps céleste, a la plus haute importance dans les recherches de mécanique céleste ; et les perturbations qui résultent des influences réciproques des masses ont déjà joué un grand rôle dans les progrès de l'astronomie planétaire et de l'astronomie sidérale. C'est ce que nous allons montrer par quelques exemples.

Une des coiifirnialiuns les plus éclatantes de la loi de gravitation a été sans contredit la découverte de la jdanète Neptune. Si, en effel, c'était déjà un triomphe que de résoudre le problème de déterminer les masses des planètes connues par la connaissance des perturbations observées, et d'en déduire ensuite les positions futures avec toutes leurs inégalités périodiques ou séculaires , cela parut autrement étonnant de découvrir, à l'aide de perturbations inexpliquées, des corps jusqu'alors inobservés, et de détermine]' avec une certaine approximation les éléments de leurs orbites.

Tel fut le cas pour Neptune, qui, inconnu jusque-là des observateurs, fut trouvé en septembre 1846 par un astronome de Berlin, dans la région du ciel que les prévisions d'un calcul tout théorique avaient assignée à la planète nouvelle. L'histoire de cette découverte fameuse, qui a fait époque dans les aimales de l'astronomie, ne peut être développée ici; nous rappellerons seulement que la comparaison des observations d'Uranus faites dans le dix-huitième siècle et dans la première moitié du dixneuvième avait dévoilé aux astronomes l'existence de perturbalions dont ne pouvaient rendre compte les planètes connues. L'idée d'attribuer ces anomalies à un astre inconnu avait été déjà conçue par un savant français, Bouvard; mais à cette époque les données étaient insuffisantes pour aborder la quesl!<*u. Quand elles furent complétées, et qu'il fut bien démontré que la marche d'Uranus était soumise à des troubles que l'on ne pouvait attribuer aux erreurs des observations, deux géomètres entreprirent simultanément et isolément de résoudre le pro- Idème, qu'on peut })oser en ces termes :

Étant données les perturbations (Vun corps céleste, calculer Vorbite et la masse de la planète pertiirbatrice, et indiquer approximativement sa position dans le ciel à une époque fixe.

Deux savants, Le Verrier en France, Adams en Angleterre, eurent la gloire de parvenir au but, et l'on sait que c'est notre compati'iote qui publia le premier les résultats de son calcul et qui indiqua à M. Galle la position où la planète supposée

DÉCOUVERTE DE VULGAIN.

devait être trouvée. Le nouvel astre fut en effet observé et son mouvement reconnu dans les derniers jours du mois de septembre 1846. Il ne faut pas s'exagérer du reste la précision des éléments calculés, qui sur plusieurs points se trouvèrent notablement inexacts, et dont les observations de la planète nouvelle permirent bientôt de rectifier les valeurs. Mais il faut admirer la sûreté de la méthode et la beauté d'une théorie qui rend possibles de telles découvertes.

L'hypothèse de l'existence d'une ou de plusieurs planètes circulant entre le Soleil et Mercure a un double point de départ : l'un, qui est historiquement le plus ancien, consiste dans une série assez nombreuse d'observations de passages de points noirs sur le disque du Soleil, dans des conditions d'aspect, de mouvement et de durée qui ne permettaient pas de confondre ces points avec des taches solaires. Depuis le milieu du siècle dernier, plus de trente observations de ce genre avaient été faites, sans qu'on y attachât une grande importance; en tout cas, elles n'avaient été l'objet d'aucune discussion approfondie. Les astronomes paraissaient plutôt portés à considérer ces passages comme appartenant à des comètes, ce qui peut être vrai de quelques-unes. Méchain disait en 1804, à propos d'une observation faite en 1798 pai" le chevalier d'Angos : « Est-ce que ce corps, observé pendant plus de vingl minutes avec deux lunettes, et qui a une forme ronde et un mouvement propre, ne devrait pas être compté parmi les comètes? Ou était-ce une planète inférieure que nous ne connais- - sons pas encore? On sait combien de temps Mercure fut inconnu, même aux astronomes. Copernic mourut sans l'avoir vu. »

On peut croire que la question de l'existence d'une planète inlramercurielle serait ainsi restée longtemps dans le vague, et l'interprétation des observations laissée aux conjectures, sans la coïncidence heureuse de l'observation faite en 1859 par notre compatriote le docteur Lescarbault, d'Orgères, et la publication par Le Verrier de sa théorie des planètes inférieures.

Là est le second point de départ que nous voulions signaler, cl à partir duquel le problème s'est posé d'une façon toute nouvelle et surtout plus heureuse. Dans ses recherches sur la planète Mercure, Le Verrier s'était trouvé longtemps arrêté par la difficulté de concilier les observations et la théorie; en ne tenant compte que des actions des ])lanètes connues, les nombreux passages de Mercure observés jusqu'à nos jours ne pouvaient être représentés avec exactitude. C'est en vain qu'il chercha d'abord à faire disparaître cette difficulté par l'hypothèse de quelque ellipticité de la masse du Soleil, ou par celle de la résistance de l'éther, ou enfin par l'action d'une atmosphère solaire s'étendant jusqu'à Mercure et entraînée dans un mouvement plus rapide que la planète. L'illustre géomètre parvint toutefois à reconnaître que le désaccord entre la théorie et les observations disparaissait à une condition, celle d'augmenter de 38" le mouvement séculaire du périhélie de Mercure. Alors les observations des passages sur le Soleil se trouvaient représentées avec une exactitude supérieure à celle qu'on avait jusqu'alors obtenue dans les théories astronomiques les plus précises.

Une telle correction était-elle légitime?

Il fallait, il est vrai, justifier cette correction, afin d'éviter le reproche de correction empirique que quelques savants lui adressaient. En un mot, il fallait en trouver l'explication phy- -sique. C'est ce que fit Le Verrier en attribuant l'accroissement du périhélie de Mercure à l'action de corps planétaires inconnus circulant entre Mercure et le Soleil.

« Considérons, disait-il, pour fixer nos idées, une planète qui serait située entre Mercure et le Soleil, et, connue nous n'avons pas remarqué dans le mouvement du nœud de l'orbite de Mercure une variation pareille à celle du périhélie, imaginons que la planète supposée se meu\e dans une orbite peu incHnée à celle de Mercure. Admettons même, vu l'indétciinination du problème, que l'orbite soit circulaire. La planète hypothétique devant imprimer au i)érihélie de Mercure un