POSITION ET RÔLE DU SOLEIL DANS LE » SYSTÈME PLANÉTAIRE

Mouvement diurne apparent du Soleil ; lever, coucher, passage au méridien. — Mouvement apparent de translation annuelle ; réalité des mouvements de la Terre. — Le Soleil est le foyer commun des orbites des planètes. — Énumération des trois groupes de planètes du monde solaire et de leurs satellites.

Ce qu’est le Soleil pour la Terre, pour les êtres animés qui en peuplent la surface, nous venons de le voir : sa chaleur, sa lumière, l’activité chimique de ses rayons, ces conditions essentielles de tout mouvement, de toute vie animale ou végétale, nous les avons étudiées, sans connaître par elle-même la source d’où elles émanent incessamment, sans savoir ce qu’est l’astre qui nous communique ainsi comme une parcelle de sa puissance. C’est la physique seule que nous avons interrogée jusqu’ici; et déjà, à l’aide de cette science, nous avons pu soulever un coin du voile qui nous dérobe la cause de l’influence du Soleil, influence au demeurant bienfaisante et féconde. Les effets eux-mêmes, avant qu'on les eût soumis à

une étude rigoureuse, étaient fort imparfaitement connusde tous ; désormais, on peut dire de quelle manière se lient les principaux d’entre eux aux divers ordres de radiations solaires : on sait quels rôles différents jouent les rayons du Soleil, selon qu’ils se manifestent à nous comme lumière, comme chaleur, ou enfin comme agents d’activité chimique.

Maintenant nous devons aller plus loin et faire appel à un autre ordre de connaissances. Adressonsnous à l’astronomie, et demandons- lui, non plus quelle fonction remplit le Soleil à la surface de la Terre, mais ce qu’il est dans le ciel, à quelle distance il se trouve et de notre globe et des autres astres, quelles sont ses dimensions, quelle est sa forme, quels sont ses mouvements, quelle est, en un mot, sa constitution physique. Plusieurs de ces questions sont aujourd’hui résolues, d’autres sont pendantes entre des hypothèses encore dépourvues de preuves suffisamment concluantes, d’autres enfin sont à peine entrevues comme susceptibles d’une solution plus ou moins lointaine.

A la vérité, le nombre est bien petit des esprits qui se préoccupent de tels problèmes. On voit le Soleil tous les jours ou à peu près, se levant, se couchant, parcourant son cercle journalier, plus ou moins haut, selon les saisons; on l’accueille avec joie, ou on le subit avec peine, en se plaignant de l’ardeur de ses rayons ; mais c’est tout. On passe sa vie entière sans se demander le comment ni le pourquoi de tant de phénomènes que leur retour régulier, perpétuel finit par rendre vulgaires. Il en est du reste de ceci comme de bien d’autres choses qui n’excitent la curiosité qu’après réflexion, ainsi que

l’exprimait fort bien d’Alembert dans Y Encyclopédie. « Ce n’est pas sans raison, dit-il, que les philosophes s’étonnent de voir tomber une pierre, et le peuple, qui rit de leur étonnemènt, le partage bientôt lui-même, pour peu qu’il réfléchisse. » Réfléchissons un peu, en observant ce qui se passe autour de nous; interrogeons les phénomènes, et nous aurons souvent lieu de nous étonner comme les philosophes. .

Commençons par indiquer nettement la position du Soleil relativement à la Terre et aux astres semblables à la Terre, c’est-à-dire par rapport aux planètes.

Nous voyons tous les jours de l’année, dans nos latitudes, le Soleil se lever à l’horizon oriental, s’élever peu à peu dans le ciel, jusqu’à une hauteur maximum qui varie selon le jour de l’année, mais qui, chaque fois, marque le midi au milieu du jour ; puis à partir de ce point, sommet de sa trajectoire diurne, l’astre s’abaisse et va se coucher à l’horizon occidental. En cela, le Soleil est soumis aux mômes apparences que les étoiles et la Lune; et aujourd’hui personne n’ignore que ce mouvement d’ensemble des astres n’a rien de réel, qu’il est une cunséquence du mouvement de rotation de la Terre d’occident en orient. Le globe terrestre tourne sur lui-même, autour d’un axe de position invariable, avec une vitesse uniforme, en 23 h. 56 m 4* 1 .

1. C’est la durée du jour sidéral ; le jour solaire moyen est plus long de 3 minutes 56 secondes, puisqu’il renferme 24 heures. Voyez dans le Ciel, livre I, ou dans nos Eléments de Cosmographie (p. 97), la raison de cette différence de durée.

Quand le Soleil se lève, c’est donc en réalité notre horizon qui, entraîné par la rotation de la masse dont il fait partie, s’abaisse à l’orient au-defant de lui; quand il se couche, c’est le même horizon qui finit par masquer le disque radieux en s’élevant vers l’occident.

Un second mouvement apparent, qu’on peut constater facilement pour peu qu’on soit familiarisé avec l’aspect du ciel étoilé, entraîne aussi progressivement le Soleil, mais dans un sens précisément inverse de son mouvement diumç, c’est-à-dire d’occident en orient. Voici comment on peut vérifier ce second mouvement. A une époque quelconque de l’année, notons quel est, à minuit, l’aspect des constellations ; par exemple, considérons les étoiles qui à cette heure se trouvent dans le plan méridien, c’est-à-dire dans le plan même où se trouve en ce moment le Soleil, mais à l’opposé. Dans les nuits suivantes, à la même heure de minuit, les mêmes étoiles se trouveront avoir déjà dépassé le méridien vers l’occident, et leur avance sera d’environ 4 minutes d’un jour à l’autre (3 m 56*). Gela revient à dire que les étoiles opposées au Soleil sont des étoiles plus orientales que les premières, ou que le Soleil lui-même occupe dans le ciel, relativement à la Terre, des constellations de plus en plus orientales. En une année, il semble ainsi faire le tour entier du ciel, dans un plan qui est incüné sur le plan de l’équateur terrestre, de 23° 27’ environ.

En réalité, ce n’est point au Soleil qu’appartient ce mouvement. Tout le monde sait depuis Copernic 1

1. Tout le monde sait est une façon de parler qui n’est point d’accord avec l’histoire. Il suffira de se rappeler la

que c’est la Terre qui se transporte ainsi, dans l’intervalle d’une année, en décrivant autour du Soleil une orbite à peu de chose près circulaire. La durée exacte de cette révolution est de 365 j. 2564, de sorte qu’après ce temps, la Terre et le Soleil se retrouvent en ligne droite avec la même étoile.

Ce n’est pas le lieu de dire comment les deux mouvements de rotation et de translation de la Terre suffisent à expliquer les alternatives des jours et des nuits, l’inégalité de leurs durées aux diverses latitudes, leurs variations dans le cours de l’année et enfin les changements de hauteur du Soleil sur chaque horizon, selon la saison de l’année.

Mais ce que nous voulons en retenir, c’est la situation du Soleil relativement à la Terre : notre planète décrit, nous venons de le dire, une courbe presque circulaire. Cette courbe ou orbite, dont le plan se nomme le plan de l’écliptique, est en réalité une ellipse, courbe ovale, symétrique relativement à deux axes inégaux et ayant son centre C à l’intersection commune des axes (fig. 5). Le Soleil occupe un des points du grand axe, mais non pas le centre : il est situé en S, à l’un des deux foyers de la courbe. Il en résulte que la distance de la Terre au Soleil est constamment variable dans le cours de l’année. En

persécution dont Galilée fut la victime, pour comprendre avec quelle réserve les esprits même éclairés accueillirent les idées - nouvelles des deux mouvements de la Terre. Jusqu’au milieu du xvm® siècle, en France même, non en Italie et en Espagne, ces deux pays de l’inquisition, les écrivains hésitèrent à se prononcer ; ils n’osaient présenter le système de Copernic que comme une hypothèse. Voyez, dans les Comptes Rendus de l’Académie des sciences, la discussion qui s’est élevée, l’an dernier, au sujet des travaux scientifiques de Newton et de Pascal.

T, à l’extrémité du grand axe la plus voisine du foyer où se trouve le Soleil, la Terre est au périhélie , ce qui arrive vers le 1 er janvier; à l’extrémité T’, au

1 er juillet, elle est à

l'aphélie ou à sa plus grande distance ; enfin aux extrémités du petit axe, quand la Terre est en T’ et T’”, la distance du Soleil est moyenne entre les deux distances extrêmes , ce qui arrive vers

Hg. b. — Orbite elliptique de la Terre; aphélie et périhélie.

le 1 er avril 1 er octobre.

et le

La Terre n’est pas le seul astre qui circule ainsi autour du Soleil. 134 corps, planètes ou satellites lui font cortège. (C’est du moins le nombre de ceux qu’on connaît aujourd’hui.)

Ce sont, en premier lieu, 8 planètes principales qu’on peut partager en deux groupes : le groupe des planètes moyennes qui sont, dans l’ordre de leurs distances au Soleil, Mercure, Vénus, la Terre et Mars; et le groupe des grosses planètes, Jupiter, Saturne, Uranus etNepune. Entre ces deux groupes circulent une multitude de planètes fort petites, qu’on ne voit qu’à l’aide des télescopes, dont le nombre s’accroît chaque année par de nouvelles découvertes, et, à l’heure qu’il est (février 4869), se trouve déjà de 108. Outre ces 416 planètes, il faut compter 48 satellites : la Lune qui tourne autour de la Terre

et, avec la Terre, autour du Soleil ; les 4 satellites qui accompagnent de même Jupiter, les 8 satellites de Saturne, les 4 d’Uranus, et celui de Neptune.

Tel est, dans son ensemble, le système planétaire. Chaque planète décrit une orbite autour du Soleil relativement immobile, orbite elliptique, comme celle de la Terre, de sorte que le Soleil occupe le foyer commun de toutes ces courbes. Ces orbites sont sensiblement planes et peu inclinées les unes sur les autres. Disons rapidement, en passant, que les durées des révolutions planétaires croissent avec les distances moyennes des diverses planètes au Soleil, suivant une loi dont la découverte est due à Képler ; que ces durées sont comprises entre 88 jours, année de Mercure, et 165 ans, durée de la révolution de Neptune. Ces données vont nous suffire pour que nous puissions nous faire une idée de la situation qu’occupe le Soleil au milieu de ces astres secondaires, auxquels il distribue sa chaleur et sa lumière.

Le monde planétaire vu de l’espace; ses dimensions en longueur et en largeur. — Jusqu’où s’enfoncent les comètes

dont la période est approximativement calculée.

Imaginons un observateur qui s’éloigne dans les profondeurs du ciel à une distance assez considérable du monde planétaire pour embrasser d’un coup d’œil tout son ensemble. Si la direction qu’il a prise est contenue dans le plan de l’orbite terrestre ou dans celui de toute autre orbite planétaire, il verra une étoile brillant d’un vif éclat, et de chaque côté une centaine d’étoiles plus petites, les unes pour ainsi dire perdues dans les rayons de l’étoile centrale, les autres assez éloignées pour s’en distinguer, toutes

d’ailleurs infiniment moins brillantes que le Soleil i, et variant d’éclat selon leurs distances apparentes „ à ce dernier. Tous ces satellites du Soleil sembleront osciller de part et d’autre de son disque, décrivant en apparence des lignes presque droites, comme on voit les satellites de Jupiter se mouvoir de chaque côté de la planète centrale. Les uns paraîtront se mouvoir avec une assez grande rapidité : ce seront les étoiles les plus voisines, Mercure, Vénus, la Terre et Mars ; les autres parcourront de plus en plus lentement les portions de leurs trajectoires. L’ensemble aura l’aspect d’un amas lenticulaire d’étoiles, ou, si la distance est assez grande pour qu’il y ait difficulté à distinguer les divers points lumineux, présentera l’aspect d’une étoile entourée d’une nébulosité de forme allongée.

Les dimensions du système planétaire, tel du moins que nous le connaissons, embrassent en diamètre 60 fois la distance du Soleil à la Terre, près de 9 milliards de kilomètres (8 890 millions). Si nous voulons nous faire une idée de cette immense étendue, apprécions-la par les temps que divers mobiles mettraient à la parcourir. La lumière qui a une vitesse de 298 000 kilomètres par seconde traverserait de part en part le système planétaire en 8 heures 47 minutes ; mais un boulet de canon, s’il pouvait conserver sa vitesse uniforme de 450 mètres par seconde ne mettrait pas moins de 626 ans à faire le même trajet ; le son, pas moins de 845 ans !

1 . A vrai dire, un grand nombre seraient réellement invisibles, les unes à cause de leur petitesse, les autres parce que leur lumière se confondrait avec celle du Soleil. Mais il s’agit là d’une hypothèse.

L’étendue, en épaisseur, du monde planétaire est beaucoup moindre. En l’ évaluant dans un sens perpendiculaire au plan de l’orbite terrestre, on la trouve de 19 à 20 fois moindre que l’étendue diamétrale, c’est-à-dire environ de 470 millions de kilom.

Dans tout cela, il n’est pas question des comètes. Ces astres se meuvent comme les planètes, autour du Soleil ; mais leurs orbites, beaucoup plus allongées, ont toutes les inclinaisons possibles sur le plan de l’écliptique. De plus, le sens des mouvements est rétrograde chez les unes, direct chez les autres. Si l’on s’arrête aux comètes dont les éléments elliptiques ont pu être calculés, qui, dès lors, sont des astres appartenant complètement au système solaire, les dimensions de ce dernier deviennent beaucoup plus grandes que celles du monde planétaire proprement dit, qui est circoncrit par l’orbite de Neptune. En effet, tandis que le rayon vecteur de Neptune vaut 30 fois en moyenne la distance du Soleil à la Terre, la distance aphélie où la comète de 1844, dont la période est de 100 000 années, va se perdre dans les espaces extraplanétaires, est près de 4 000 fois la même distance.

Il n’est pas douteux que, parmi les nombreuses comètes dont les orbites très-allongées semblent, dans leur portion visible, être des arcs de parabolé, il en est qui s’éloignent plus encore du Soleil. Mais, sans sortir du domaine du connu et du déterminé, on voit que le monde solaire s’étend, à partir du foyer commun, jusqu’à six cents milliards de kilomètres, ou cent cinquante milliards de lieues, et probablement beaucoup plus loin encore. D’un point de l’espace aussi prodigieusement éloigné que

celui où parvient la comète de cent mille ans à son aphélie, le Soleil n’apparaît plus que comme une étoile, dont l’éclat surpasse encore, il est vrai, celui des plus brillantes étoiles connues, mais dont le diamètre est à peine d’une demi-seconde.

Il nous suffit, pour le moment, de voir ce qu’est le Soleil au milieu des astres qui circulent autour de lui dans des orbites fermées, et à quelle distance s’étend la sphère de son activité; plus loin nous auronsl’occasion de dire quelle est sa position parmi les étoiles, et quelles relations il entretient sans doute avec le monde sidéral. Nous verrons alors qu’il est partie intégrante d’une association d’innombrables soleils semblables à lui, et qu’un mouvement de translation l’entraîne avec tout son cortège, lui faisant décrire une orbite immense autour de quelque centre encore inconnu.

Quelle est la forme du disque solaire? — Le Soleil à l’horizon ; sa forme doublement elliptique ; formes bizarres dues à la réfraction des couches de vapeur. — Divers moyens d’observer le Soleil, sans que la vue soit blessée ; hélioscopes. — Projection du disque du Soleil dans la chambre obscure.

La lumière du Soleil est si éblouissante qu'il est à» peu près impossible — tout le monde le sait par expérience — d’observer l’astre à l’œil mi, quand il brille au milieu d’un ciel sans nuages, et à une certaine hauteur au-dessus de l’horizon. A l’horizon même, c’est-à-dire au moment où le Soleil vient de se lever ou quelque temps avant qu’il disparaisse à son coucher, la difficulté n’existe plus, et l’on peut, sans îâsquer d’avoir la vue blessée, se rendre

compte de la forme apparente de l’astre. L’affaiblissement considérable que subit près de l’horizon l’intensité lumineuse des rayons solaires s’explique très-simplement. Tout rayon de lumière qui, venant de l’espace, arrive au sol, doit traverser l’atmosphère ; il se trouve absorbé par les couches d’air

Fig. 6. — Déformation du Soleil par la réfraction. — Forme elliptique du disque & l’horizon.

dont celle-ci est formée, dans une proportion d’autant plus forte que le trajet est plus long, et que les couches traversées sont plus denses. Or, si l’on admet que la hauteur verticale de l’atmosphère est de 100 kilomètres, un rayon de lumière qui vient du zénith n’a que cette distance de 100 kilomètres à

franchir pour arriver au sol, tandis qu’à l’horizon son trajet est de 1 130 kilomètres et s’effectue principalement à travers les couches les plus denses de l’air. Aussi Bouguer a-t-il trouvé que l’intensité de la lumière solaire est 1 000 fois moindre , à une hauteur de 1° au-dessus de l’horizon, qu’à celle de 40° : ce résultat n’est d’ailleurs qu’une moyenne ou un à peu près, car il dépend beaucoup de l’état de l’atmosphère, de sa pureté plus ou moins grande.

Quoi qu’il en soit, on n’éprouve aucune difficulté à examiner le Soleil, quand il est très-voisin de l’horizon. On voit alors qu’il a l’aspect d’un disque nettement terminé sur tout son contour. Mais ce disque au lieu d’être un cercle parfait, comme nous verrons qu’il doit être, est aplati, surtout dans la partie inférieure de son contour : c’est un ovale qui

n’est pas même régulier, se trouvant formé de deux moitiés d’ellipses ACB, ADB, ayant le même grandax e AB, mais ses petits axes CO OD, inégaux. Cette déformation est due à la réfraction de

Fin. 7. — Fi pruro doublement elliptique du

Soleil à son lever ou & son coucher. la lumière par les

couches atmos phériques, réfraction dont l’effet est de relever les divers points du contour du disque, d’autant plus fortement qu’ils sont plus rapprochés de l’horizon 1 .

\ . « Sur les hautes montagnes, et sur les hauteurs situées

Parfois, le défaut d’homogénéité des couches, irrégulièrement mélangées, est tel que la déformation du disque solaire par la réfraction le rend méconnaissable. La figure 8 représente quelques-unes des apparences observées au bord de la mer, à

Fig. 8. — Apparences singulières «lu Soleil à l'horizon. — Observations de MM. Biot et M.ithieu, à Dunkerque.

Dunkerque , par MM. Biot et Mathieu. Certes, ce n’est pas dans de telles circonstances qu’il faudrait se placer, pour avoir une idée exacte de la véritable forme du Soleil. Indiquons donc rapidement les cas où cette forme peut être nettement observée, et décrivons aussi à cett' occasion les procédés artificiels employés par les astronomes pour l’étude aussi minutieuse et aussi prolongée que possible des diverses parties de son disque.

De légers nuages, ou mieux des brouillards suffisamment épais absorbent quelquefois une telle prosur les bords dé la mer, cet aplatissement paraît trèsconsidérable ; il va quelquefois jusqu'à un cinquième du diamètre apparent du Soleil. Le disque de la lune présente les mêmes phénomènes. » (Biot, Astronomie physique.)

portion de la lumière solaire qu’on aperçoit, au travers, le disque de l’astre d’une netteté parfaite, d’une forme rigoureusement circulaire; sa couleur, . le plus souvent d’un jaune rougeâtre, est parfois d’un blanc mat si peu éblouissant, que l’œil nu en supporte l’éclat sans aucune fatigue. S’il est alors une heure du jour assez avancée pour que le Soleil soit très-élevé au-dessus de l’horizon, la réfraction

ï’.g. 9. — Verre noirci 4 la fuméo (l’une chandelle pour l'observation du Soleil dans les éclipses.

atmosphérique ne le déforme que faiblement ; et, à moins qu’on s’en assure par des mesures rigoureuses, cette déformation est insensible.

Voici maintenant un procédé très-simple qui produit en tout temps le même effet que les nuages ou les brouillards, et dont on se sert très-fréquemment quand on veut observer à la vue simple une éclipse de Soleil. On prend un fragment de vitre ou mieux un

morceau de glace à faces bien planes et parallèles; puis on le tient quelques instants au-dessus de la flamme d’une chandelle ou d’une lampe. La couche de noir de fumée qui se dépose de la sorte sur la lace exposée est suffisante pour affaiblir l’éclat des rayons solaires : mais il est difficile d’obtenir une couche ayant sur tous les points la même épaisseur, de sorte que le disque du Soleil n’a point l’uniformité d’éclat convenable. Aussi préfère-t-on l’emploi de verres colorés.

On se servait de verres colorés pour observer le Soleil avant l’invention des lunettes. « Apian nous apprend dans V Astronomicum cœsareum, imprimé ep 1540, que de son temps quelques personnes faisaient usage de diverses combinaisons de verres colorés, collés ensemble par les bords. » Arago s’étonne avec raison, en citant ce fait, « qu’une méthode si simple ait tant tardé à devenir générale, et particulièrement qu’après l’invention des lunettes un astronome tel que Galilée n’y ait pas eu recours. Les verres colorés auraient probablement préservé cet homme illustre des maux d’yeux dont il souffrit si souvent, et de la cécité complète qui affligea ses dernières années. » S’il est, en effet, dangereux de regarder le Soleil à l’œil nu, le danger est bien autrement grand , dès qu’on emploie une lunette, n’eût-elle qu’un très-faible pouvoir grossissant. Nous verrons tout à l’heure quels procédés on emploie dans ce cas.

A l’œil nu, on peut encore regarder le Soleil à travers un trou d’épingle percé dans une carte : la quantité de lumière qui pénètre dans une aussi petite ouverture est si faible que l’éclat de l’image

est énormément diminué ; mais cette image est loin d’être nette. La réflexion à la surface d’une nappe d’eau, ou mieux d’un liquide coloré en bleu ou en noir, affaiblit aussi beaucoup l’intensité de

s . la lumière so-

laire. Mais la mobilité d’un miroir de ce genre, dont la moindre agitation ride la surface, en rend l’emploi

Fig. 10. — Affaiblissement de la lumière solaire par peUCOmmod.e.

des réflexions multiples. IT ... .

Un œil placé

en O derrière deux morceaux de glace noirs placés parallèlement, reçoit les rayons du Soleil qui, tombant sur le premier, sont renvoyés sur l’autre et se réfléchissent deux ou plusieurs fois à la surface de ces miroirs : il y a quatre réflexions en I, I’, I” et 1’” (fig. 10). L’absorption de la lumière par chaque

plaque affaiblit assez l’éclat du Soleil pour que l’œil ne souffre point en percevant son image.

Les opticiens disposent ces glaces dans une boite à parois noircies, et en font un petit appareil avec lequel on peut observer les éclipses. Pour le même objet,

Fig. II. — Hélioscope à biseau.

ils fabriquent aussi d’autres hélioscopes, formés par l’assemblage de deux prismes , ou lames de verre taillées en biseau, l’une blanche et transparente, l’autre en verre noir ou coloré, disposées comme le montre la figure 11. L’image du Soleil vue à travers les lames de cet hélioscope est d’autant plus affaiblie qu’elle correspond à des épaisseurs plus grandes de la lame noire ; en S’E, elle est plus brillante qu’en SE : on peut donc à volonté suivre l’éclipse dans toutes ses phases, en choisissant le degré d’absorption qui convient à la vue.

M. Babinét, dans une Notice sur l'éclipse de Soleil de juillet 1860, donne un autre mode d’observation « des éclipses qui n’exige pas même, dit-il, que l’observateur se tienne au Soleil ou sorte de son appartement. Un valétudinaire, sans quitter son lit, peut , être spectateur de l’éclipse. » Ce moyen consiste simplement à placer en plein soleil un fragment de miroir qui renvoie par réflexion les rayons de l’astre sur le plafond ou sur les murs de l’appartement.

Une méthode bien préférable, parce qu’elle donne une image plus nette et plus vive, sans être trop éblouissante , est celle qu’employait Fabricius sur les travaux duquel nous reviendrons bientôt. Elle consiste à recevoir les rayons solaires par le trèspetit trou d’une chambre obscure, sur un écran de papier blanc, disposé de manière à recevoir normalement les rayons. On voit alors sur l’écran une image renversée du Soleil, d’autant plus grande que le papier est plus éloigné de l’ouverture de la chambre, mais aussi d’autant moins brillante. Galilée, Scheiner, se sont servis de ce moyen d’obsertion : c’est aussi celui qu’employa Gassendi pour

suivre le pas-sage de la planète Mercure sur le disque du Soleil, le 7 novembre 4631.

Observation du Soleil dans les lunettes et les télescopes. — Danger pour la vue. — Emploi des verres colorés ; méthode de W. Herschel. — Hélioscopes polariseurs. — Le sidérostat de M. Léon Foucault. — Objectifs argentés.

Si l’œil nu a de la peine à supporter la lumière solaire , à moins qu’elle ne se trouve affaiblie par quelque procédé naturel ou artificiel, c’est bien autre chose encore s’il s’agit de l’image du Soleil, telle quelle se forme au foyer d’une lunette ou d’un télescope. La concentration des rayons de lumière et de chaleur qui se réunissent pour former l’image focale accroît l’intensité de son éclat en proportion de la puissance de l’instrument : même en se servant d’une lunette de faible ouverture, on aurait l'œil ébloui, brûlé, si l’on ne prenait la précaution d’affaiblir considérablement la lumière de l’astre. Les premiers observateurs , Fabricius , Galilée , Harriot par exemple, n’observaient le Soleil avec les lunettes récemment découvertes, qu’à l’horizon, ou à travers des brouillards, des nuages suffisamment épais. Encore étaient-ils obligés à certaines précautions: Fabricius recommandait de ne recevoir d’abord qu’une petite portion de la lumière du Soleil, et d’accoutumer peu à peu l’œil à supporter celle du disque entier. Ils visaient encore l’image du Soleil après sa réflexion sur une nappe d’eau ou sur un miroir peu réfléchissant» Cependant, dès 4611, Scheiner se servait de verres colorés : il mettait en avant de l’objectif de sa lunette un verre plan, bien pur, poli et à faces bien parallèles, afin que la régularité de l’image focale ne fût point altérée.

Même avec ces précautions, l’étude assidue du Soleil est dangereuse pour la vue des astronomes : Galilée, Cassini sont morts aveugles. W. Herschel, qui était observateur consommé autant que profond dans ses vues théoriques, a fait des recherches sur le choix des substances propres à affaiblir l’image du Soleil dans les instruments et à préserver la vue. Il reconnut que la couleur du verre est d’une grande importance : le rouge absorbe bien les rayons les plus lumineux, mais il laisse passer une grande quantité de rayons calorifiques, qui amènent à la longue des inflammations graves de l’organe de la vue; les verres verts absordent la chaleur, mais laissent passer trop de rayons de lumière. Herschel proposa de substituer aux verres colorés de l’encre noire, étendue d’eau et filtrée : ce liquide a la propriété d’absorber également les rayons de diverses couleurs dont se compose, comme on sait, la lumière solaire, de sorte que, vue au travers, l’image de l’astre a une blancheur parfaite. De plus, la majeure partie des rayons calorifiques se trouvent éteints. Le liquide était contenu dans un petit récipient qu’on plaçait en avant de l’oculaire. L’appareil d’Herschel n’a pas été adopté.

Aujourd’hui, les astronomes emploient des verres noirs ou d’une teinte noire bleuâtre, qu’ils adaptent aussi à la lunette en avant de l'oculaire. On leur donne ordinairement l mm 5 ou 2 mm d’épaisseur. Mais l’emploi de ces verres a toujours de graves inconvénients : comme l’étude détaillée des accidents qu’on aperçoit à la surface du disque solaire exige des instruments d’une grande puissance optique, pour peu que l’observation se prolonge, le verre

noir s’échauffe au point de se briser, exposant ainsi aux inconvénients que nous avons signalés plus haut, l’œil de l’observateur.

Sir J. Herschel a suggéré le premier l’idée d’utiliser la polarisation de la lumière et l’extinction de rayons lumineux qui résultent de ce genre de phénomène, pour construire des oculaires propres à l’étude du Soleil. Les hélioscopes polariseurs construits par Porro, parMerz, ont réalisé les vues de l’illustre astronome : ils ont surtout cet avantage que, n’ayant pas de. verres colorés, l’image du Soleil conserve, dans les télescopes auxquels on les adapte, sa couleur naturelle.

Castelli, élève de Galilée, avait imaginé un procédé qu’on emploie aujourd’hui encore avec de grands avatanges : il consiste à projeter sur un papier blanc les rayons du Soleil, après leur sortie de l’oculaire de la lunette. C’est ce procédé, analogue à la projection dans la chambre obscure, perfectionné et appliqué à une lunette équatoriale, qui a servi aux observations si nombreuses et si intéres-

santés de R. Carrington, dont il sera question plus loin : les images du Soleil avaient sur l’écran un diamètre de 28 à 30 centimètres. Le P. Secehi l’a aussi employé pour mesurer les intensités relatives du bord et du centre du Soleil : il obtenait ainsi, avec un objectif de 6 pouces, une image solaire qui, reçue sur un oculaire diagonal à réflexion et projetée sur un écran de papier blanc, n’avait pas moins de 2 mètres de diamètre.

M. Léon Foucault avait imaginé, pour l’étude continue de la surface du Soleil, et en général d’un astre quelconque, un appareil qu’il nommait sidérostat ,

et que sa mort prématurée ne lui a pas laissé le temps de réaliser. Voici, d’après M. H. Sainte- Claire Deville, quelle est la disposition de cet appareil : « Le sidérostat se compose essentiellement 1° d’un éniroir plan argenté, mû par une horloge, de manière à renvoyer dans une direction horizontale constante les rayons de l’astre qu’on veut observer; 2° d’un appareil objectif fixe, réflecteur ou réfracteur (c’est-à-dire télescope ou lunette astronomique), qui concentre ses rayons en son foyer. Ce foyer se trouve à l’orifice d’une chambre obscure, dans laquelle l’astronome se livre à son aise, sans fatigue et sans souffrances, à toutes les expériences et à toutes les mesures qu’il désire exécuter. 1 .... Une des applications les plus intéressantes du sidérostat était celle qu’en voulait faire M. Foucault à l’étude permanente du Soleil. Dans une des salles les plus fréquentées d’un observatoire, il voulait disposer un appareil donnant sur un écran quadrillé une image fixe et amplifiée du| Soleil. L’apparition et la forme des taches, le passage d’un astéroïde sur le disque solaire auraient été un sujet d’études continuelles, faites sans danger pour les yeux, par toutes les personnes que leurs occupations amènent sans cesse à traverser cette salle. »

Enfin, pour terminer ce que nous voulions dire des moyens d’observer le Soleil sans danger pour la vue, mentionnons le procédé qu’a également imaginé M. Léon Foucault, mais qui, plus heureux que l’invention du sidérostat , a été soumis à l’épreuve de l’expérience. Ce procédé ne s’applique qu’aux lunettes astronomiques ou réfracteurs : il consiste à argenter la surface extérieure de l’objectif. « Par ce

moyen, l’instrument est protégé contre l’ardeur des rayons solaires, qui sont réfléchis presque totalement vers le ciel, tandis qu’une minime partie de lumière bleuâtre traverse la couche de métal, se réfracte à la manière ordinaire, et va former au fo^er une image calme et pure, que l’on peut observer sans danger pour la vue. » L’essai de ce moyen d’observation du Soleil a été fait à l’Observatoire de Paris sur un objectif de 25 centimètres de diamètre et a parfaitement réussi. Il n’a qu’un inconvénient, celui d’exiger le sacrifice momentané d’un instrument, mais cet inconvénient n’existe pas pour les observateurs qui se livrent exclusivement à l’étude du Soleil.

Forme rigoureusement circulaire du disque du Soleil

— Ses dimensions apparentes, à diverses époques do

l’année.

Je me suis étendu, un peu longuement peut-être, sur cette question du mode d’observation du Soleil. Mais cette digression était nécessaire pour éviter quelques tâtonnements et les accidents qui en pourraient être la suite, à ceux de mes lecteurs disposés à étudier le Soleil ou du moins à inspecter par simple curiosité la surface du disque.

Revenons maintenant à cette étude. On a vu plus haut que le disque a l’aspect d’un cercle lumineux. C'est rigoureusement un cercle, sauf la déformation apparente due à la réfraction. On s’assure, en effet, par des mesures faites à l’aide des instruments qu’on nomme héliomètres, de la parfaite égalité des diamètres du disque. Aucun indice d’aplatissement dans un sens quelconque n’a pu encore être constaté.

Les dimensions apparentes ou angulaires du disque

du Soleil 1 sont à peu près celles de la Lune 2 . Son diamètre est un peu plus grand qu’un demi-degré; mais il varie selon l’époque de l’année où l’on se trouve, parce que la Terre, décrivant autour du

Fig. 12. — Dimensions apparentes du disque solaire aux époques du périhélie, de l'aphclic et de lu distance moyenne.

Soleil une courbe elliptique, la distance des deux astres varie constamment. Vers le 1 er janvier, cette distance est la plus courte possible, la Terre est à son périhélie, et le disque solaire a ses dimensions apparentes les plus grandes, environ 32’ 35”, 6 ou 1955”, G. Au contraire, à l’aphélie, vers le- 1 er juillet, la distance est la plus grande, et le diamètre du Soleil le plus petit possible : il mesure alors 31’ 31”, 0 ou 1891”, 0. Enfin, ses dimensions moyennes sont de 32’ 3”,64 ou 1923”, 64, quand la Terre est à sa moyenne distance, ce qui arrive vers le 1 er avril et les 2 ou 3 octobre. Alors, -la circonférence de l’hormon* comme «elle de tout autre grand cerclé de la sphère céleste, serait entièrement remplie par 673 disques semblables au disque solaire, placés de

1. Voyez dans la Lune, page 22, ce qu’on doit entendre par dimensions apparentes d’un objet éloigné.

2. Tantôt plus petites, tantôt plus grandes ; c’est ce qui fait que les éclipses de Soleil produites par l’interposition du disque obscur de la Lune nouvelle devant le Soleil, sont tantôt totales, tantôt annulaires.

façon à être tangents l’un à l’autre aux extrémités de leur diamètre horizontal. Il en faudrait 685 à l’aphélie, et 662 seulement à l’époque du périhélie.

A son lever et à son coucher, le Soleil paraît plus gros qu’à des hauteurs plus grandes au-dessus de l’horizon : plus il se rapproche du zénith, plus il semble petit. C’est là un effet qu’on pbserve dans tous les objets célestes : la Lune, les constellations nous semblent prendre, à l’horizon, des dimensions démesurées. Comme j’ai dit, à propos du disque lunaire, quelles explications on donne de cette illusion, pour ne pas avoir à me répéter, j’y renverrai le lecteur (V. Lune, p. 26).

La variation que nous venons de signaler entre les dimensions apparentes du Soleil aux diverses époques de l’année nous touche de près ; car l’intensité intrinsèque de la lumière et de la chaleur de la source restant la même, quand la distance augmente, il en résulte que la chaleur et la lumière reçues à la surface de la Terre varient avec la superficie apparente du disque. Un calcul facile montre que cette variation est représentée par les nombres 10 335, 10 000 et 9 663. Ainsi vers le 1 er janvier, la Terre reçoit du Soleil plus de chaleur et de lumière qu’au 1" avril ou au I e » - octobre, dans la proportion de 335 dix millièmes : c’est l’inverse au 1 er juillet. Il y a là quelque chose qui paraît en contradiction avec les variations de chaleur qui constituent les saisons, puisque l’époque où la Terre reçoit le plus de chaleur du Soleil coïncide à peu près avec celle des plus grands froids de l’hémisphère boréal, et celle où elle en reçoit le moins avec l’époque des températures les plus élevées sur le même hémisphère. Expliquer

Fig. 13. — Le Soleil vu des différentes planètes. — Dimensions relatives apparentes de son disque aux époques de leurs moyennes distances k l’astre.

cette apparente anomalie nous entraînerait à donner la théorie astronomique et physique des saisons et nous ferait sortir de notre sujet. Pour y rester, disons un mot des dimensions apparentes sous lesquelles on voit le disque du Soleil, à la surface des autres planètes*

C’est de Mercure, la planète connue la plus voisine du Soleil, que cet astre est vu sous les dimensions les plus grandes, de Neptune, la plus éloignée, qu’il est vu sous les plus petites. Pour éviter de donner des nombres que la mémoire retient difficilement, nous mettons en regard dans la figure 13 les grandeurs comparatives du disque solaire vu de chacune des planètes principales, à leurs distances moyennes du Soleil. Il est bien entendu que chaque orbite étant de forme elliptique, les distances de chaque planète au foyer commun varient dans le cours d’une même révolution, comme nous venons de voir que cela a lieu pour la Terre : de là des variations correspondantes dans les diamètres apparents du Soleil, qui paraissent maxima à chaque périhélie, minima à chaque aphélie.

Si l’on ne tient compte, pour évaluer les intensités comparées de la lumière et de la chaleur rayonnées par le Soleil sur chaque planète, que des dimensions apparentes de l’astre, un calcul facile donne pour résultats, ên prenant pour unité la lumière et la chaleur reçues par la Terre, les nombres suivants :

Mercure 6. 673 Sylvia 0. 082

Vénus 1. 910 Jupiter 0. 037

La Terre 1. 000 Saturne 0. Otl

Mars . , 0. 430 Uranus . . ... 0. 003

Flore 0. 206 Neptune . . .-.O. 001 '

Ainsi, pour Mercure, la chaleur et la lumière du

Soleil ont une intensité 6 673 fois aussi grande qu’à la surface de Neptune ; Mercure est chauffé et éclairé sept fois autant que notre Terre. N'oublions pas toutefois que, tout réduit que se trouve le disque solaire vu des confins du monde planétaire (son diamètre n’y est plus que de 1’ 4”), l’astre radieux brille encore à cette distance autant que 44 millions d’étoiles de première grandeur.

A la vérité, pour comparer les intensités calorifiques et lumineuses du Soleil à la surface même des planètes, c’est-à-dire pour des points de leur sol, il faudrait connaître la constitution de leurs atmosphères, savoir dans quelle proportion les ondes de lumière et de chaleur se trouvent absorbées par leur passàge au travers des enveloppes gazeuses |ou vaporeuses dont nous parlons. On a vu quelle influence le pouvoir absorbant de l’atmosphère terrestre a sur l’intensité des radiations solaires : à l’horizon, cette intensité est considérablement diminuée. Peut-être que Mercure, par exemple, a une atmosphère d’une densité et d’une composition physique et chimique telle, que le sol de la planète ne reçoit pas directement plus de chaleur rayonnante que le sol terrestre; peut-être aussi en reçoit-il beaucoup plus que ne l’indique le tableau précédent. On a encore peu de données sur les atmosphères des planètes, et sur la question que nous venons de soulever on est à peu près réduit aux conjectures : si nous en parlons, c’est précisément pour que, de données imparfaites ou mieux incomplètes, on ne tire pas des conséquences hasardées.

Qu’est-ce que la parallaxe d’un astre? — Mesure d'une distance inaccessible ; parallaxe horizontale. — Mesure de la parallaxe du Soleil : méthode d’Aristarque de Samos; oppositions de Mars ; passages de Vénus. — La distance du Soleil déduite de la vitesse de la lumière et de la constante « de l’aberration. — Temps que mettraient , à parcourir la distance du Soleil à la Terre, divers mobiles : la lumière, le son, un boulet de canon, un train de chemin de fer.

Quand vous affirmez, devant une personne étrangère aux sciences mathématiques, que les astronomes sont parvenus à mesurer la distance qui sépare un astre quelconque de la Terre, il est rare que cette personne n’accueille point votre affirmation par un sourire d’incrédulité. A moins que, se fiant sur parole à votre probité intellectuelle, elle n’accepte ce résultat comme un véritable tour de force, une sorte de miracle de science auquel elle croit, parce que tant de merveilleuses applications de la science moderne dont elle est journellement témoin l’ont disposée à tout croire.

C’est cependant, en réalité, une question d’une grande simplicité théorique, facile dès lors à comprendre, mais, ne l’oublions pas, presque toujours d’une exécution difficile et compliquée. Ainsi, à ce sujet comme en pas mal d’autres, c’est le contrepied de l’opinion vulgairement répandue qu’il faut prendre. Essayons de le prouver à propos de la distance du Soleil à la Terre, distance qu’il nous faut connaître, si, des dimensions apparentes de l’astre radieux, nous voulons passer à ses dimensions vraies ou réelles. D’ailleurs, c’est une donnée très-importante pour toute l’astronomie que la distance du

Soleil : c’est l’unité qui sert de mesure à toutes les autres distances, soit dans le monde solaire luimême, soit pour des régions du ciel beaucoup plus éloignées appartenant à ce qu’on a coutume d’appeler l’univers ou le monde sidéral.

Avant tout, je veux définir un mot qui revient toujours dans le langage des astronomes, quand ils parlent de distances célestes. Ce mot est celui de parallaxe. On dit : la parallaxe de la Lune, la parallaxe solaire, la parallaxè d’une étoile... Qu’est-ce donc que la parallaxe d’un astre ? Le voici :

Pour mesurer une distance quelconque comprise entre, un point dont l’accès n’est pas permis — c’est bien le cas du Soleil, de la Lune, des étoiles — et le beu où se trouve l’observateur, ce dernier fait d’abord choix d’une base. L’observateur est en A, il trace à partir de A sur le terrain une ligné droite AC.

AC est la base de l’opération, qui n’a besoin de remplir d’autre condition que d’être une ligne droite mesurable, et aux extrémités A et C de laquelle il soit facile ou possible à l’observateur de se transporter

. . t-, A .1 Fig. 14.— Mesure de la distance

successivement. En Aj il d’un point inaccessible, mesure l’angle que fait avec

la base le rayon visuel mené de ce point à l’objet inaccessible B. En C, il mesure de même îangle du rayon visuel C B avec la base. Il est clair que ces mesures pourraient avoir lieu simultanément ; il suffirait pour cela d’avoir deux opérateurs, postés

l’un en A, l’autre en C, et visant au même instant l’objet B.

Tout le monde comprend maintenant que le triangle ACB est connu par un de ses côtés AC et par deux de ses angles, l’angle A, l'angle Ç; et qu’il n’y a plus, pour résoudre la question de la distance, qu’à en construire un semblable sur le papier. En mesurant ensuite, à la même échelle que AC, soit la ligne AB, soit la ligne BC, on saura, sans s’être transporté le moins du monde au point B, quelle est exactement l’une ou l’autre de ces distances. C’est là un problème que les ingénieurs, que les géomètres ou arpenteurs résolvent à chaque instant, lorsqu’ils veulent mesurer une distance sans se donner la peine de la parcourir.

Revenons maintenant au triangle ACB. Ses trois angles, comme dans tout triangle, valent, comme on sait, 480°. Dès lors, les deux angles A et C étant mesurés, et leur somme retranchée de 480°, la différence donne la valeur de l’angle en B. Or, qu’est-ce autre chose que l’angle B, si ce n’est l’angle visuel sous lequel un observateur qui aurait l’œil précisément en B, verrait la base AC? C’est aussi, si l’on veut, l’angle dont l’objet B paraît se déplacer sur le fond du tableau, quand ^observateur se rend de A en C : c’est cet angle que les astronomes appellent plus particulièrement la parallaxe de l’objet, de l’astre, Lune, Soleil, étoile, dont ils veulent calculer la distance.

Soit T la Terre, E l’astre en question. Ce qu’il faut trouver, c’est ET, distance du centre de l’astre au centre de la Terre. Si l’observateur est d’abord en A, sur la ligne ET, il voit l’astre à son zénith ; s’il s’é-

loignait jusqu’en B, ou si au même instant un second observateur se trouvait en B, mesurant la distance angulaire qui sépare E de son zénith, ou l’angle EBZ, il en conclurait l’angle EBT. D’ailleurs l’angle ATB est connu : c’est la différence en latitude des deux stations, si celles-ci sont sur le même E méridien. Le rayon TB de la Terre est aussi connu, c’est la base du triangle. >

Un calcul simple ferait donc trouver \\

TE. Quant à la parallaxe ou angle !'

TEB, elle serait d’autant plus grande 1 ’ t que B serait plus loin de A, jusqu’au | \ /*

point G où l’astre est vu à l’horizon, ! >

ce qui fait donner alors à la parallaxe 1 /

le nom de parallaxe horizontale. j V

C’est cette parallaxe horizontale \

que les astronomes, par des opéra- \

tions plus ou moins compliquées sui- f 7 'H vant les circonstances, calculent pour ( j j chaque corps céleste, et de laquelle ils déduisent la distance. On voit qu’on peut la définir ainsi : l’angle luxe " horizontale sous lequel un observateur posté dans d un astre ‘ l’astre même verrait de face le rayon de la Terre.

Il est maintenant facile de comprendre que plus l’astre est éloigné, plus sa parallaxe est petite, ce qui revient à dire : plus le rayon de la Terre, vu de l’astre, paraît faible ; vérité d’observation aussi bien que de géométrie, dont nous vérifions tous les jours l’exactitude sur des objets situés à la surface de la Terre, leurs dimensions apparentes étant d’autant plus petites que les objets sont à des distances de nous plus considérables.

Les astronomes anciens s’étaient posé comme les modernes le problème de la distance du Soleil, ou si l’on veut, puisque cela revient au même, de la détermination de la parallaxe solaire. Mais le problème étant , pratiquement parlant , très-délicat, parce que la parallaxe du Soleil est un angle trèspetit, ils avaient essayé de tourner la difficulté, en comparant la distance du Soleil à la distance de la Lune. Celle-ci étant beaucoup plus rapprochée de la Terre, était approximativement connue, du moins

Fig. 16. — Mesure de la distance du Soleil; méthode d'Aristarque de Samos.

du temps d’Hipparque, astronome grec qui vivait à Alexandrie il y a 2 000 ans. C’est ainsi qu’Aristarque de Samos (260 ans avant l’ère vulgaire) avait remarqué très- justement que le centre du Soleil, le centre de la Lune et l’œil d’un observateur posté à la surface de la Terre sont les trois sommets d’un triangle LTS, dont l’angle en L est droit, quand la Lune est en quadrature, c’est-à-dire quand la séparation de l’ombre et de la lumière sur le disque de notre satellite est rigoureusement une ligne droite. Observant cet instant précis à l’époque soit

diT premier , soit ^du dernier quartier, Aristarque avait mesuré l’angle LTS de la Lune au Soleil, et conclu de là le rapport de la distance TS du Soleil à la distance TL de la Lune. Mais cette méthode n’était pas susceptible de précision ; et la distance du Soleil trouvée par Aristarque était beaucoup trop petite. Il en fut de même de celle qu’Hipparque et, après lui, Ptolémée calculèrent en mesurant le diamètre de l’ombre de la Terre dans les éclipses de Lune. Jusqu’au xvn e siècle, on ne fut pas plus avancé : on regardait la parallaxe solaire comme égale à 3’, ce qui mettait le Soleil à une distance de 1 146 rayons terrestres de la Terre, ou seulement à 1 645 000 lieues anciennes à peu près. Nous allons voir qu’il est beaucoup plus éloigné.

Képler, Riccioli, Vendelinus, sans cesser d’employer la méthode d’Aristarque, mais pourvus de moyens d’observation supérieurs, réduisirent la valeur de la parallaxe du Soleil, successivement à 2’, à 28” et à 15”. Ce dernier nombre est encore de près du double trop fort.

Cependant, c’est Képler qui rendit possible une détermination plus exacte. Ce grand génie découvrit les trois lois qui portent son nom, lois qui régissent les mouvements de toutes les planètes autour du Soleil, et dont l’une établit un rapport entre les durées de leurs révolutions et les distances moyennes de chacune d’elles au foyer commun.

Avant donc de connaître ces distances d’une manière absolue, avant de pouvoir les exprimer par des unités déterminées, en lieues par exemple, on put calculer avec précision leurs valeurs relatives. Ainsi, la distance du Soleil à la Terre étant considérée comme

l’unité, celle de Vénus est 0,723, celle de Mars 1,524. Il résulte de là qu’une seule distance planétaire connue peut faire trouver toutes les autres ; un calcul arithmétique suffit. Au lieu de chercher directement la distance de la Terre au Soleil, ou la parallaxe solaire, on a essayé de déterminer par l’observation et le calcul la parallaxe de Mars, ou celle de Vénus, aux éqoques où ces planètes se trouvent à leurs plus petites distances de la Terre, .c’est-àdire quand Mars est en opposition ou Vénus en conjonction.

A l’aide des observations de Mars dans les deux derniers siècles, la parallaxe du Soleil fut trouvée de TO” par Cassini, de 6” par La Hire, de 10” par Maraldi, de 9” à 12” par Pound et Bradley, de 10”, 5 enfin par Lacaille. Je donne ces divers résultats pour montrer de combien il s’en fallait encore à ces époques qu’on connût avec quelque précision la distance du Soleil.

Une méthode nouvelle conduisit enfin à des données plus certaines. Vénus, en 1 761 et en 1769, passa au-devant du Soleil, et l’illustre Halley avait d’avance averti les astronomes de l’intérêt qu’ils auraient à 'observer ces passages pour le calcul de la parallaxe du Soleil. Cela nous mènerait trop loin que d’exposer en détail la méthode imaginée par Halley et mise en pratique par les astronomes du xvm e siècle. Il suffira de comprendre que Vénus, quand son mouvement l’amène en conjonction entre le Soleil et la Terre, est notablement plus rapprochée de nous que le Soleil. Sa parallaxe est donc plus grande que la parallaxe solaire et dès lors plus facile à observer. Des observateurs postés en des

points très-éloignés à la surface du globe terrestre, ne verront pas le point noir traverser le disque du Soleil aux mêmes points; pour les uns, Vénus se projettera en V et décrira la corde BV A ; pour les autres, elle se projettera en V’ et paraîtra décrire la corde DV’C. Ces cordes étant inégales, la durée du passage ne sera point la même pour les différents observateurs. Or, de la différence de ces durées, on sait déduire la différence des parallaxes de Vénus et du Soleil, et, comme déjà on connaît leur rapport, il est aisé de calculer chacune d’elle L

Quand nous disons il est aisé , il ne faut pas croire que le calcul en question se fasse par un trait de plume. Il faut au contraire un calcul assez pénible et laborieux. Ce que nous voulons dire, c’est que la difficulté n’est plus alors qu’une question de calcul mathématique, dont l’exactitude dépend seulement de la précision avec laquelle les observations ont pu être faites.

L’astronome Encke, en reprenant les données des passages de Vénus du dernier siècle, avait trouvé pour la parallaxe du Soleil le nombre 8”, 57, généralement adopté jusqu’à ces dernières années, et qui fournissait, pour la distance moyenne du Soleil

1. Voyez, pour plus de détails à ce sujet, le livre III de notre ouvrage le Ciel, 4« édition.

Fig. 17. — Parallaxe di) Soleil déterminée par le passage de Vénus.

à la Terre, environ 24 000 rayons équatoriaux de notre planète. Mais les savants ne sont jamais satisfaits. A une précision, ils veulent substituer une précision plus grande, et c’est ainsi que la science progresse, sans s’arrêter jamais.

La parallaxe du Soleil, se déduisant, par certaines méthodes, de la théorie du mouvement de la Lune, et aussi des perturbations des planètes, quelques géomètres, parmi lesquels il faut citer M. Le Verrier, crurent devoir adopter une valeur plus grande que celle trouvée par Encke, ce qui réduit la distance du Soleil à la Terre.

D’autre part, M. Léon Foucault ayant mesuré directement à la surface de la Terre la vitesse de propagation de la lumière et l’ayant trouvée de 298 000 kilomètres par seconde, voici la conséquence qu’on tire de cette mesure.

Un phénomène céleste bien connu et mesuré avec une très-grande précision par divers astronomes, l’aberration, est une conséquence du mouvement de la lumière et du mouvement de translation de la Terre dans son orbite. Or, un nombre que les géomètres nomment la constante de l’aberration prouve que la vitesse de la lumière dans l’espace est exactement 10 000 fois la vitesse moyenne de la Terre. La Terre parcourt donc en moyenne, si les expériences de M. Foucault sont exactes, 29 k ,800 mètres par seconde. Cela posé, calculer le chemin qu’elle fait en une année, c’est-à-dire la longueur de son orbite en kilomètres, est chose facile. Mais enfin, cette orbite connue, son rayon moyen ou la distance moyenne du Soleil à la Terre en est une conséquence mathématique.

On trouve de la sorte un nombre auquel correspond 8”, 86 pour la parallaxe du Soleil.

En résumé, les passages de Vénus ont donné à Encke 8”, 57 ; la mécanique céleste, certaines observations de Mars fournissent le nombre 8” ,95; la vitesse de la lumière 8”, 86. Il y a encore, on le voit, une certaine incertitude , qu’on espère dissiper en observant, en 1874 et 1882, les prochains passages de Vénus sur le Soleil.

Nous ne nous éloignerons pas beaucoup de la vérité en adoptant provisoirement la parallaxe 8”, 9. En doublant ce nombre, nous aurons 17”, 8, angle sous lequel le diamètre de la Terre serait vu par un observateur placé au centre du Soleil : cet angle est si petit, qu’à cette distance notre planète ressemblerait à une étoile dont l’éclat ou la grandeur apparente dépasserait probablement un peu l’éclat de Saturne, en supposant toutefois que les surfaces de ces deux corps célestes aient, pour la lumière, le même pouvoir réflecteur. Mais revenons à la distance du Soleil.

La parallaxe 8”, 9 suppose que le Soleil est éloigné de la Terre de 23 189 fois la longueur du rayon équatorial de notre planète, c’est-à-dire de 147 910 000 kilomètres. En nombre rond, comptons 23 200 rayons terrestres ou 148 millions de kilomètres. Mais ces nombres représentent la distance moyenne, celle où le Soleil se trouve vers les premiers jours d’avril et d’octobre. Les distances extrêmes diffèrent entre elles d’environ 778 rayons de la Terre, ou de 5 000 000 de kilomètres : en hiver, nous sommes de 1 250 000 lieues plus près du Soleil qu’en été. En résumé, on a :

I En rayous équatoriaux.

Aphélie 23 580

Moyenne 23 190

Périhélie 22.800

En kilom.

Il ne faut pas attribuer à ces nombres une exactitude qu’ils ne comportent point; mais, à la vérité, ils ne s’écartent beaucoup, ni les uns ni les autres, des valeurs réelles des distances du Soleil. L’essentiel ici est qu’on se fasse une idée suffisamment juste de ces distances, rapportées à celles que nous avons l’habitude de considérer à la surface de la Terre, de l’immensité de l’éloignement du Soleil, eu égard à la planète que nous habitons. Plus loin, nous verrons que cette distance énorme s’évanouit comme un point imperceptible devant les dimensions de l’univers sidéral, du moins de la portion de cet univers accessible aux télescopes. Quelques comparaisons familières vont rendre sensible le premier de ces deux points de vue.

Nous ne nous faisons point aisément une idée des quantités que représentent les grands nombres. Une distance de 148 millions de kilomètres nous apparaitsans doute comme une dimension considérable, mais nous ne nous la figurons que difficilement dans l’espace. En lui associant le temps, par exemple celui que mettraient à la parcourir des mobiles animés de vitesses connues, l’idée deviendra pour nous, sinon beaucoup plus précise, du moins plus accessible à notre imagination.

Considérons la lumière, qui se propage en ligne droite, en parcourant uniformément 298 000 kilomètres par chaque seconde de temps. Du Soleil à la Terre, elle met 496*, 35, c’est-à-dire 8 m 46’ ,35,

à franchir l’intervalle moyen de 148 millions de kilomètres qui les sépare.

Un boulet de canon de 12 kilogrammes, chassé de l’arme par 6 kil. de poudre, se meut avec une vitesse de 500 mètres dans la première seconde. S’il conservait cette vitesse uniforme jusqu’au Soleil, il lui faudrait 9 années {- pour y parvenir.

Si l’espace compris entre le Soleil et la Terre était susceptible de transmettre un sop avec la vitesse uniforme de propagation de 340 mètres à la seconde, — c’est sa vitesse dans l’air à 15°, — il faudrait à l’ébranlement sonore 13 ans ~ pour franchir cette distance. Il y aurait donc bien près de 14 ans que l’explosion qui lui aurait donné naissance à la surface du Soleil aurait eu lieu, au moment où le son viendrait frapper notre oreille à la surface de la Terre.

Imaginons un chemin de fer reliant en droite ligne notre planète et le Soleil ; un train express et direct voyageant à la vitesse constante de 50 kilomètres par heure, sans s’arrêter jamais, n’arriverait à destination qu’après un voyage de 337 ans et demi. Parti au 1 er janvier 1869, un tel convoi ne terminerait sa route que vers les derniers jours de l’année 2206 !

§ 4. — DIMENSIONS RÉELLES DU SOLEIL. — SA MASSE, SA DENSITÉ. — INTENSITÉ DE LA PESANTEUR A SA SURFACE.

Diamètfe du Soleil : combien il vaut de fois le diamètre de la Terre. — Surface du globe solaire ; son volume, r— Représentation en miniature du Soleil et des planètes.

Pour que le Soleil, malgré sa prodigieuse distance, nous apparaisse sous la forme d’un disque ayant un aussi grand diamètre angulaire, il faut que

ses dimensions vraies soient réellement énormes. Le globe solaire — nous verrons bientôt que la forme circulaire du disque accuse une forme sphérique — a, en effet, un diamètre qui n’est pas moindre de 108 fois le diamètre équatorial de la Terre. On peut se rendre compte très-facilement de cette proportion des deux astres : la parallaxe solaire doublée donne le diamètre apparent de notre planète vue du Soleil, c’est-à-dire 17”, 8, et le diamètre apparent moyen du Soleil vu de la Terre, c’est-à-dire de la même distance, étant 32’ 3”, 64, ou 1923”, 64, il suffit de diviser ce second nombre par 17,8 pour connaître le rapport très-approché des diamètres réels. En faisant le calcul trigonométrique exact, on trouve :

Si l’on passe maintenant aux dimensions du Soleil exprimées en kilomètres pour les longueurs, en kilomètres carrés pour les surfaces, en kilomètres cubes pour les volumes, voici ce qu’on trouve :

Le rayon du Soleil a 690 000 kilomètres, 172 000 lieues kilométriques, environ; la circonférence d’un de ses grands cercles mesure 4 330 000 kilomètres, ou 1 083 000 lieues kilométriques. C’est toujours, comme on voit, à peu près 108 fois les dimensions correspondantes de la Terre.

La surface de l’astre, celle de l’enveloppe lumineuse qui nous éblouit, n’est guère inférieure à 12 000 fois la surface de notre Terre; ou, si l’on veut, est égale en nombres ronds à six millions de millions de kilomètres carrés.

Son volume évalué en kilomètres cubes se mesure par le nombre 1 374 300 000 000 000 000.

Pour se faire une idée de ce qu'un tel nombre re-

présente, il faut le rapporter au volume même de la Terre, qui vaut déjà plus d’un milliard de kilomètres cubes. On trouve ainsi que le globe du Soleil vaut à lui seul, en volume, autant que 1 372 000 globes terrestres. La Terre, il est vrai, n’est pas, tant s’en

Fig. 18. — La circonférence du globe du Soleil comparée h l’orbite de la Lune.

faut, la planète la plus volumineuse, puisque Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont respectivement 1 230, 685, 74 et 85 fois aussi grosses qu’elle. Mais réunit-on toutes les planètes et leurs satellites, on trouverait encore que le volume du Soleil équivaut à 600 fois au moins le volume résultant de cette agglomération. La Lune est éloignée de nous de 60

rayons de la Terre, environ. Eh bien, si l’on supposait que le centre du Soleil vint à coïncider avec celui de notre globe, non-seulement toute l’orbite lunaire resterait à l’intérieur de l’immense sphère solaire, mais il faudrait en outre s’élever au-delà de cette orbite de 48 rayons terrestres, pour atteindre la surface extérieure de l’astre lumineux. C’est ce que montre la figure 18.

On comprend mieux l’importance du rôle qu’un astre comme le Soleil joue dans monde de corps célestes gravitant autour de lui , quand on se représente dans des proportions exactes les dimensions vraies et les valeurs relatives justes des grosseurs et des distances de tous ces corps. (Voyez la figure 19, au titre du volume.) Voilà pourquoi j’insiste sur des comparaisons familières, pourquoi j’ai cru bon de multiplier les images propres à donner à nos sens et par suite à notre esprit l'idée précise de tels rapports. ,

Représentons-nous le Soleil comme une sphère d’un décimètre de diamètre; la Terre sera un grain de moins d’un millimètre, qu’il faudra reculer à la distance moyenne de 21 m ,50 pour mettre sa distance au Soleil enharmonie avec ses dimensions. Si la Terre avait, comme les globes géographiques de dimensions moyennes, 30 centimètres de diamètre, c’est à 3 kilomètres et demi environ qu’il faudrait l’éloigner du globe solaire, et celui-ci n’aurait pas moins alors de 32 m ,45 de diamètre. En un mot, imaginez un ballon sphérique assez volumineux pour s’élever au-dessus du sol à la moitié de la hauteur des tours Notre-Dame à Paris : c’est le Soleil. Placez un autre globe de 3 décimètres de diamètre à

une distance de 3 500 mètres du premier : ce globe figurera la Terre. Jupiter, la plus volumineuse de toutes les planètes, serait une boule de 3 m ,30, qu’il faudrait placer à 18 kilomètres de distance; Saturne aurait un diamètre de près de 3 mètres et serait reléguée à 33 kilomètres.

Combien pèse le Soleil? — Une idée de la balance des astronomes. — Combien il faudrait de Terres pour équilibrer le Soleil. — Ce que pèsent les corps sur le Soleil. — Sa masse comparée aux masses réunies de toutes les planètes.

Telles sont les dimensions de Soleil. Passons à l’évaluation d’un autre élément, à celle de sa masse, ou de la quantité de matière que renferme ce volume immense, disons en un mot quelle réponse l’astronomie fait à cette question, dont l’énoncé seul provoque, à bien plus juste titre que la question des distances célestes, l’étonnement et même l’incrédulité :

Combien pèse le Soleil 9

Quelle est la masse de l’astre, comparée à la masse de notre globe terrestre ? Si l’on imaginait une balance assez vaste et assez rigide pour qu’un de ses plateaux fût capable de soutenir le^ globe solaire, combien faudrait-il mettre de Terres dans l’autre plateau pour qu’il y eût équilibre?

Ce n’est point ici le lieu d’expliquer par quelle méthode, par quelle suite de déductions et d’observations, de raisonnements et de calculs, les astronomes sont parvenus à résoudre ce point si curieux de la mécanique des mondes, à peser le Soleil, la Terre, la Lune, lçs autres planètes et leurs satellites. Je rap-

pellerai seulement le principe qui leur a servi de point de départ et me bornerai ensuite à montrer comment le problème est possible.

Ce principe est celui de la gravitation universelle dont Newton a eu la gloire de formuler la loi, et auquel il a rattaché comme de simples conséquences les trois lois qui portent le nom d’un autre immortel astronome, de Képler. Deux points matériels quelconques, a dit Newton, tendent ou gravitent l’un vers l’autre avec une force qui est proportionnelle à leurs masses et qui décroît comme les carrés de leurs distances augmentent.

Le Soleil, les planètes, en un mot les différents corps du système solaire ayant tous, à peu de chose près, la forme sphérique, chacun d’eux agit sur tous les autres comme s’il était réduit à un point qui est son centre, et comme si toute sa masse s’y trouvait concentrée. C’est une seconde vérité dont la démonstration est encore due au géomètre anglais.

Une planète, telle que la Terre, en circulant autour du Soleil, peut être considérée comme soumise à deux forces, l’une la gravitation, en vertu de laquelle elle tend à se réunir au Soleil, l’autre qui l’en éloignerait indéfiniment si elle agissait seule. Leur combinaison incessante produit le mouvement elliptique que nous connaissons, et dont Képler a trouvé la loi pour toutes les planètes. En négligeant, comme de beaucoup inférieures, les actions des autres corps du système, en réduisant par la pensée ce système au Soleil et à la Terre seule, sauf à y revenir pour corriger les premiers résultats, voici comment le rapport des masses du Soleil et de la Terre a pu être calculé.

Que faut-il pour comparer ces deux masses ? Arriver à connaître quelle serait la force avec laquelle chacune d’elles agirait sur une même masse en vertu de la gravitation, pourvu que cette masse fût placée en chaque cas à des distances égales des deux autres. Et comme cette force peut se mesurer par l’espace parcouru pendant la première seconde, la question revient à celle-ci :

Quel serait pendant la première seconde l’espace parcouru par un corps, qui tomberait sous l’action de la masse de la Terre, à une distance égale, par exemple, à celle du Soleil à la Terre ? Quel serait, de même, l’espace parcouru par un corps qui, d’une distance égale, tomberait vers le Soleil sous la seule action de la masse solaire ?

Or, les expériences des physiciens nous montrent qu’à la surface de la Terre, à la latitude de Paris, un corps tombant librement dans le vide sous l’action de la pesanteur, c’est-à-dire sous l’action de la masse de notre globe, tout entière rassemblée à son centre, parcourt un espace égal à 4” ,9047 dans la première seconde de sa chute. La distance au centre est ici approximativement 6 367 kilomètres. Qu’on transporte le corps à la distance moyenne du Soleil, et, d’après la loi de la gravitation, l’espace parcouru par la chute du corps vers la Terre en une seconde sera réduit dans le rapport inverse du carré des deux distances 6 367 et 447 910 000, et il en sera de même de la vitesse acquise qui serait égale alors au nombre 0 m ,000 000 018 176 8.

Il faut savoir maintenant de combien un corps placé à la distance de la Terre tombe vers le Soleil sous l’action de la masse de cet astre, en une seconde

de chute. La connaissance des dimensions de l’orbite terrestre, de la vitesse moyenne de la Terre dans cette orbite permet d’effectuer ce calcul dont nous ne donnerons pas ici le détail, et l’on trouve 0 m ,003 007 25 pour la chute vers le Soleil en une seconde, ou 0 m ,006 014 50, nombre double, pour la vitesse acquise au bout du même temps.

La comparaison des masses de la Terre et du Soleil est la conséquence immédiate de ces deux résultats : la masse du Soleil contient la masse de la Terre autant de fois que le nombre 0,006 014 50 vaut 0,000 000 018 176 8. Une simple division donne pour ce rapport 330 890.

Le nombre auquel nous arrivons ainsi par une méthode élémentaire, qui a pour but seulement de taire comprendre la possibilité de la solution, et néglige dès lors des éléments d’une certaine importance, n’est pas celui auquel on s’est arrêté. Disons qu’on a trouvé la masse du Soleil égale à 325 000 fois environ la masse de notre globe. Voici donc la réponse à la question posée plus haut et qui paraît d’abord si étrange.

325 000 Terres feraient équilibre au Soleil.

Maintenant, tout le monde sait que par différentes méthodes on est arrivé à évaluer la densité moyenne du globe terrestre, laquelle est égale à 5,44 environ. La Terre pèse ainsi 5,44 fois autant qu’un pareil volume d'eau. En multipliant ce poids par 325 000, on trouvera le poids total du Soleil, qui, évalué en tonnes de 1 000 kilogrammes, donne le nombre vraiment effrayant de

La masse du Soleil étant connue, en la divisant par

son volume, on trouve la densité de la matière dont il est formé, laquelle est 0,25436, la densité de la, Terre étant d’ailleurs prise pour unité. Cela revient à dire qu’à volume égal, le poids de la matière du Soleil n’est guère plus du quart du poids de la matière qui compose le globe terrestre. Rapportée à l’eau, la densité du Soleil est 1 ,3l-7. La houille la plus compacte a pour densité 1,36; celle du phos-* phore est 1,77. Ainsi le Soleil pèse un peu plus qu’un globe de houille de mêmes dimensions, beaucoup moins qu’un globe de phosphore.

Comme le Soleil est, après tout, le corps prépondérant de tout le système d’astres qui gravitent autour de lui, il est bon de le comparer à chacun d’eux, du moins aux principaux, sous le rapport de ses élé ments, masse, dimensions, densité, etc. Nous donnons dans ce but un tableau où se trouvent résumés tous les nombres nécessaires à cette comparaison :

Soleil

Diamètres.

Diam équatorial de la Terre = 4.

Volumes.

Celui

de la Terre = 1 •

Masses.

Celle

de la Terre = 1 .

Densité.

Celle

de la Terre = 1.

Pesarfteur à la surface.

Terre = 1

108. ia 5 11.117 9.400 4.390 4.206 1.000 0.954 0.536 0.373 0.273

Jupiter

Saturne

Neptune

Uranus

La Terre

Vénus

Mars

Mercure

La Lune —

Il ressort de ce tableau plusieurs considérations intéressantes :

En additionnant les volumes de toutes les planètes principales, on voit qu’elles donnent un total égal à 2 077 fois le volume de la Terre : en y joi-! gnant les planètes télescopiques et les satellites de Jupiter, de Saturne, d’Uranus et de Neptune, on ne trouverait certainement pas plus de 2 080, qui est compris 612 fois dans 1 273 000. Ainsi, comme nous l’avons déjà dit plus haut, le volume du Soleil surpasse 600 fois les volumes réunis des astres qui gravitent autour de lui. 1

Si l’on fait le même calcul pour les masses, on trouve que leur somme équivaut à 432 fois environ la masse de la Terre, ce qui ne produit guère que la 740 e partie de toute la masse du Soleil.

Les quatre grosses planètes ont des densités qui se rapprochent beaucoup de celle du Soleil, tandis que les quatre planètes moyennes de la Lune sont formées de substances beaucoup plus denses ; leur densité moyenne est 0,940, nombre qui est bien près de quatre fois aussi fort que le nombre qui exprime la densité du Soleil.

Il y a une cinquième colonne dans notre tableau, où se trouvent indiquées les intensités de la pesanteur à la surface de chaque planète et à la surface du Soleil. Voici ce qu’indiquent ces nombres :

A la surface de la Terre, un corps librement abandonné à lui-même tombe dans le vide avec une vitesse accélérée, qui, au bout d’une seconde, est de 9 m ,8094. L’espace qu’il a pacouru jusque-là est moitié moindre ou égal à 4“ ,9047. C’est cette vitesse acquise qui sert de mesure à l’énergie de la pesan-

teur terrestre : elle dépend de la masse de la Terre, laquelle est invariable ; elle dépend aussi de la distance du corps ou du point de départ de la chute au -centre de la Terre. Or, le même élément étant calculé d’après les masses connues des planètes et leurs dimensions, on obtient les nombres de la 5° colonne, qui permettent de calculer quelle serait la vitesse acquise par un corps grave, après une seconde de chute à la surface de chaque corps céleste.

A la surface du Soleil, cette vitesse acquise étant 27,366 fois celle d’un corps tombant à la surface de notre planète, serait de 268“, 45. L’espace parcouru pendant la première seconde de chute serait moitié ou 134 m ,225.

Ainsi les corps, à la surface du Soleil, pèsent plus de 27 fois autant qu’à la surface de la Terre, 29 fois autant que sur Vénus, plus de 50 fois autant que sur Mercure, mais seulement 11 fois autant que sur Jupiter. Cela veut dire que si l’on transportait sur le Soleil un poids de 1 kilogramme, qui sur la Terre tend le ressort d’un dynamomètre jusqu’à la division marquant 1 kilogramme, ce poids y tendrait le même ressort jusqu’à la division correspondant à 27 k ,366. « Les projectiles de l’artillerie, dit M. Liais, n’y auraient donc que très-peu de portée. Ils décriraient des lignes présentant une grande courbure et toucheraient le sol à quelques mètres de la pièce. » Il faudrait donc une charge de poudre beaucoup plus grande pour obtenir une portée égale à celle des pièces d’artillerie terrestres.

Sur la Terre, la force centrifuge due à la rotation du globe diminue la pesanteur dans une proportion qui va en croissant à mesure qu’on s’approche de

l’équateur. Sur cette ligne, la diminution totale est de j-f;. A la surface du Soleil, la force centrifuge à l’équateur n’est guère que la 48 000* partie de la gravité. Il faudrait que le Soleil tournât sur luimême 133 fois plus vite, pour que la gravité y fût contre balancée et que le poids d’un corps y fût nul. Un mouvement de rotation 17 fois plus rapide suffirait, sur la Terre, pour produire le même résultat. La faible valeur de la force centrifuge à l’équateur du Soleil, quand on la compare à l’intensité de la gravité, suffit à expliquer l’absence ou du moins la petitesse de l’aplatissement du globe solaire, dont tous les diamètres, mesurés de la Terre, semblent rigoureusement égaux.