FLORA

Galle 8,873

La moyenne des déterminations modernes est 8", 92 2; à cette parallaxe correspond une distance du Soleil égale à 23 125 rayons terrestres, et en prenant le rayon terrestre égal à 6377898 mètres, on trouve pour cette distance 1 47 467 000 kilomètres .

Avant les dernières recherches, la parallaxe acceptée était celle de Eiicke (8", 578); mais Hansen et Le Verrier reconnurent qu'elle était trop petite et qu'il fallait la porter à 8", 91; en conséquence, on a diminué la distance du Soleil d'environ ~^. Cette différence d'environ 5 millions de kilomètres ne représente pourtant, en parallaxe, que l'épaisseur d'un cheveu vu à la distance de 4o mètres. La divergence des résultats venait principalement du choix des observations fait })ar les calculateurs et du peu de confiance qu'on avait dans celles du P. Ilell, qu'on soupçonnait d'avoir été arrangées après coup. Ce soupçon a été propagé par Lalande, qui, n'ayant pu obtenir du P. Hell les observations immédiatement, comme il le désirait, formula contre l'observateur cette odieuse insinuation. Mais Delambre assure que le retard avait pour motif les ordres reçus par l'astronome du gouvernement danois de ne communiquer ses chiffres que par la voie officielle. Du reste, les leuilies originales du registre de Hell, retrouvées par M. de Littrow, montrent bien quelques corrections, mais insignifiantes, et il est prouvé qu'elles furent écrites sur

place, (lommc cette observation, si on reni[)loie, contluit au résultat actuellement reçu, la réputation de son auteur se trouve justifiée (' ).

§ IV. — Confirmations de la nouvelle valeur de la i)arallaxe

solaire.

Outre les moyens directs, on a, pour déterminer la distance du Soleil, des moyens indirects qui peuvent servir à la contrôler.

La première vérification est fournie par la mesure de la vitesse de la lumière. Cette quantité ne pouvait autrefois se déterminer que par les observations astronomiques, la rapidité avec laquelle se propage la lumière étant telle que toute distance terrestre est parcourue dans un instant imperceptible. Mais les physiciens Foucault et Fizeau avant trouvé récemment le moyen de déterminer cette vitessse avec des distances mesurables sur la Terre, on a pu en conclure la distance du Soleil. Par les observations des satellites de Jupiter, on sait que la lumière emploie 8'"i 7%8 = 497%8 pour arriver du Soleil à la Terre, à sa distance moyenne. La vitesse de propagation de la lumière fut trouvée par M. Fizeau, en 18/42, de 3i 5ooo kilomètres, par Léon Foucault, en 1862, de 298000 kilomètres, et par M. Cornu, en 1875, de 3oo4oo kilomètres par seconde. En prenant comme le plus exact le résultat de M. Cornu, il s'ensuit pour la distance du Soleil le chiffre de i48 millions de kilomètres, qui s'accorde avec celui trouvé plus haut, et une parallaxe de 8", 86.

Une autre confirmation de ces résultats se tire du déplace-

(') Fo<> Delambre, Histoire de l'Astronomie au y.^i\\^ siècle, p. 556.

ment apparent des étoiles, qu'on appelle aberration. L'observateur étant en mouvement autour du Soleil, sa vitesse de translation AB (fig- 248) dans l'orbite se compose avec le mouvement de la lumière CA, et il en résulte une déviation dans la direction apparente des étoiles suivant la diagonale AD. Cette déviation est évaluée à 20", 4 2 par les meilleures observations. On connaît donc le côté AC, ou la vitesse de la lumière dans une seconde, par les expériences rapportées cidessus, et l'angle CAD, qui est mesuré par l'observation astronomique. On peut dès lors calculer l'arc AB et de là remonter au rayon de l'orbite dont il fait partie. La valeur

Fig. 2.',8.

du rayon de l'orbite terrestre qu'on trouve ainsi conduit à la parallaxe donnée ci-dessus.

Ces deux déterminations ne peuvent avoir le même poids que l'observation directe des déplacements parallactiques dès planètes, car les sources d'erreur, inévitables dans la mesure de la vitesse de la lumière, sont encore trop nombreuses pour en tenir compte exactement. Cependant il y a là une éclatante confirmation des résultats obtenus par les méthodes directes.

On peut dire la même chose des valeurs de la parallaxe déduite des mouvements de la Lune et des inégalités planétaires. Le calcul des perturbations, comme les appellent les astronomes, avait fait reconnaître la nécessité de rapprocher

la Terre du Soleil, et la valeur qui satisfaisait le mieux à la théorie était, d'après Hansen et Le Verrier, 8", 9 1 . On pouvait ainsi corriger la parallaxe de Encke en lui substituant celle de ces deux astronomes. Toutefois on ne saurait considérer cette détermination nouvelle comme rigoureuse et directe; car le nombre des perturbations et celui des inconnues qui entrent dans les calculs est très-grand, et, quoique la Mécanique céleste soit très-avancée, ses théories no donnent [)as la certitude absolue que la correction de la parallaxe soit le seul moyen de satisfaire aux observations. Par conséquent, si ces résultats sont excellents pour confirmer la nouvelle valeur de la parallaxe, on ne saurait se flatter de fonder sur eux seulement la détermination définitive de la distanie du Soleil à la Terre.

Somme toute, nous pouvons être convaincus que la valeur de la parallaxe ne pourra plus subir de changement notable, et que la discussion définitive des observations du passage de 1874 réduira l'incertitude à quelques centièmes de seconde. Il est permis d'espérer que lors du prochain passage de 1882, en profitant de l'expérience acquise dans le dernier, on achèvera d'établir pour les astronomes futurs cet élément avec le degré de précision qui est nécessaire à la Science : ce sera un des plus beaux triomphes de notre génération.