i.xiwME MARTIENNE

et, qu'il nous est actuellement impossible de tenter de pnreillcs déterminations avec quelque chance dj succès. Cependant, la célèbre théorie du professeur Lowell repose entièrement sur cette supposition que toute leau nécessaire à la végétation provient de la fonte des neiges polaires. Tel serait, du moins, le résultat de ses observations. Le principal caractère des canaux, et d une façon générale de la surface de la planète, est certainement la variabilit,é. Rien, en effet, ne paraît stable sur ce monde voisin ; la teinte des détails, leur intensité, leur visibilité, tout cela paraît soumis à des changements perpétuels. Ces changements s'opèrent, sans doute, en vertu d'une loi qui nous échappe encore, mais que M. Lowell a entrepris d'élucider.

Après avoir réuni tous ses dessins, l'astronome américain fut frappé de ce fait que tous les canaux ne. sont pas visibles à la fois, et l'époque de l'apparition de chaque canal pendant l'année martienne paraît d'autant plus tardive que l'objet se trouve plus loin du pôle tourné vers le Soleil ; d'où il résulterait que le développement des canaux serait gouverné par une force synchronique dans son début avec la fusion des glaces polaires. Or, cette force se propage peu à peu, de latitude en latitude, jusqu'au c'élà de l'équateur. Tels sont les faits que M. Lowell (i) prétend avoir constatés pendant l'opposition de 1903. Quelle explication en donne-t-il ?

(i) Bulletin de la Société lieli^e d'Astiononiic : Les Cartouches de Mars. — \'. également, dans The Cctituiy illuslraled Monthly Magazine, différents articles publiés en iquy et 1908 sous le titre général : Mars as the abode of life.

l68 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

Sur la Terre, la végétation, pour apparaître, a besoin de deux facteurs principaux : le soleil et Peau. 1,'cau ne fait . défaut presque nulle part; il sutiit donc de l'apparition d'un soleil plus ardent au printemps pour voir se manifester la vie végétale. Sur Mars, au contraire, l'eau est excessivement rare, si' rare (ju'après chacfue hiver elle se trouve presque complètement reléguée aux deux pôles, oii nous h» vovons à l'état solide. Dès lors, pour que les végél;iux puissent renaître à la vie, il faut que les neiges et les glaces polaires soient fondues et que l'eaj ainsi libérée aille arroser les régions fertiles de la planète. Cette fusion ne peut se produire (jue sous l'action d'un soleil plus chaud, par conséquent assez élevé au-dessus de l'horizon. Les régions polaires ser;iient alors les premières à être irriguées et à montrer les traces de la végétation. Puis, peu h peu, cette eau s'écoulerait vers l'équateur, donnant partout naissance, sur son passage, à une vie végétative intense, se traduisant pour nous par l'apparition successive des canaux. Mais, comme aucune loi physique ne peut expliquer l'écoulement de cette eau vers l'équateur, surtout à travers un sol desséché, M. Lowell en conclut que les taches appelées canaux s^nll entretenues artificiellement.

M. Lowell avait espéré confirmer toutes ces vues par l'obtention de photographies du disque de la planète. Malheureusement, au foyer des plus grands instruments, Mars nous apparaît comme un disque bien faible sur les plaques photographiques. Sans contester les résultats obtenus, et qui font grand honneur à la persévérance des astronomes de Flags-

oc.,

'Sa "^

E oi

l'énigme martienne 169

taff, nous devons avouer que les épreuves, même agrandies, ne peuvent constituer un progrès dans la connaissance de la planète. Ce que l'on voit facilement sur les clichés, ce sont les détails importants, au sujet desquels nulle contestation n'est possible.

Tous les astronomes qui ont étudié la planète depuis quarante'ans sont d'accord sur les grandes configurations, les seules que montrent les photographies.

Le dédoublement des canaux, que M. Lowell prétend voir sur ses épreuv^es, me paraît bien sujet k caution. J'ai eu ses clichés entre les mains et je dois avant tout à la vérité d'affirmer que je n'ai jamais constaté de dédoublement aussi net que sur ses dessins. Il existe bien des canaux élargis, mais aucun n'est vraiment double.

Je n'insisterai pas sur la fragilité des hypothèses basées sur l'examen de la visibilité des lignes fines aperçues par M. Lowill. Il m'a cependant paru opportun de faire connaître dans une vue d'ensemble l'œuvre entreprise à Flagstaff.

Il serait maintenant bien superflu d'essayer ^e dégager des conclusions certaines relatives à la climatologie de la planète Mars.

L'enscmblf des travaux une nous avons exposés, avec la plus giand<' impartialité possible, nous montre que, dans le domaine de l'Aiéographie, tout reste à faire ; nous commençons seulement :i en aborder l'ûtiidi- nous en sonimt^^ aux premières pages.

)7("' l'ES ENTGMF.S DE J,A SCIENCE

Cette question d'Astrononne physique est encore loin de recevoir une solution satisfaisante ; les raisons nous en pai'aissent faciles à concevoir.

D'une part, le sujet se rattache aux problèmes les plus ardus de la Physique moderne, à ceux qui, à peine posés d'hier, soulèvent déjà les plus ardentes polémiques.

D^autre part, une théorie n'est satisfaisante qu'à une condition : celle de g'rouper autour d'une idée g-énérale un très grand nombre de faits.

Or, il ne faut pas craindre de l'avouer, dans l'étude de la planète Mars, ce sont précisément les faits qui nous manquent ; et par là nous entendons dire les faits scientifiques, rigoureusement constatés et contrôlés.

Cela n'a rien qui doive nous étonner, l'Astronomie est encore bien mal outillée pour étudier un disque apparent aussi faible que celui de la planète Mars ; à chaque opposition, notre science n'augmente donc que d'une infime quantité, et personne ne pourrait prévoir le jour où l'abondance àcs faits les mieux établis nous permettra d'arriver à d'intéressantes et légitimes conckisions.

Ce n'est certes pas une raison pour abandonner la partie. Ce qui arrive pour l'étude de la planète Mars se produit journellement dans tous les domaines de la science. A mesure que nous serrons de plus près une question, quelle qu'elle soit, nous sommes amenés tout naturellement à traiter les sujets les plus divers ; l'horizon s'élargit dès que nous avançons et nous avons vite fait d'atteindre ce que ' Lord Kelvin se plaisait à appeler " les limites de notre science ".

Comment on a mesuré

la distance

de la Terre au Soleil

L'é^ altiation précise de la distance de la Terre au Soleil constitue, à vrai dire, le problème capital de toute l'astronomie moderne. Son importance apparaîtra sous son vrai jour, si nous disons que de sa solution dépendent non seulement les ^ raies dimensions du système solaire, mais encore celles de l'Univers que nous connaissons.

La distance du Soleil à la Terre sert en effet à l'astronome d'unité de mesure, si bien qu'une erreur dans l'évaluation de cette grandeur se transmet dans toutes les directions, affectant aussi bien les distances qui nous séparent des planètes de notre propre système que celles des astres les plus voisins, ou celles des étoiles composant les plages étincelantes de la Voie lactée.

Il n'est pas jusqu'au calcul des masses qui ne soit affecté par cette évaluation : la quantité de matière contenue dans un corps céleste est déterminée effectivement à l'aide de la distance, d'après les immortelles lois de Newton, et comme la distance entre

généralement dans les équations à la troisième puissance, la moindre erreur de l'unité linéaire vient troubler les résultats d'une quantité très forte.

Cette unité fondamentale mieux connue nous permettrait aussi une évaluation plus certaine et plus précise du moment de tel ou tel phénomène astronomique.

Ces quelques considérations suffiront pour justi-* fier l'opinion du grand astronome Airy qui soutenait que la distance du Soleil à la Terre est « le plus important problème astronomique » (i).

Mais c'est aussi l'un des plus difficiles, car les quantités cjui entrent dans les données sont si faibles que leur détermination exacte exige toutes les ressources de la science moderne.

Au fond, la solution du problème repose entièrement sur la détermination de la parallaxe du Soleil, c'est-à-dire sur l'évaluation du demi-diamètre angulaire de la Terre vue du Soleil.

Imaginez un triangle ayant pour base un rayon terrestre et pour sommet le centre du disque solaire : l'angle au sommet sera ce que les astronomes appellent la parallaxe du Soleil.

Au premier abord, la mesure de cet angle ne semble pas d'une difficulté insurmontable. On imagine aisément deux observateurs placés aux deux extrémités d'un rayon terrestre, cette dernière grandeur ayant été plusieurs fois déterminée très exactement. Si les deux observateurs visent le centre du Soleil en même temps, ils pourront, chacun séparément,

(iX Airy, Monthly Notices, vol. XVII, p. 210.

déterminer la valeur des angles à la base de notre triangle. L'angle au sommet s'en déduira par là même — ainsi que la distance — et le problème sera réduit à une simple question de trigonométrie éli'mentaire. '

Pratiquement, la somme des deux angles ainsi déterminés ég;ile de bien près deux angles droits et on trouve que l'angle au sommet (parallaxe) est très faible et voisin de neuf secondes d'arc ! Ce qui signifie que la base est très petite comparée à la hauteur du triangle.

Quant un géomètre sur la terre veut mesurer la dislance d'un point à un autre inaccessible, il choisit aussi une base mesurée soigneusement et il s'estime bien peu favorisé si cette base n'est que le dixième de- la distance totale. Or l'astronome se Trouve dans une position autrement critique et difficile, car sa base d'opérations est comprise entre le i/iiooo et le 1/12 000 de la distance à mesurer.

Notre astronome est en tout point comparable à un arpenteur qui chercherait la distance d'un point éloigné de 16000 mètres avec une base d'opération de I m. 50 environ.

Pour donner une idée de l'erreur introduite'^dans les mesures, disons que le moindre écart, ne fût-ce ({ue de un dixième de seconde, fausse la distance de un centième en plus ou en moins ; or un dixième de seconde est l'arc sous-tendu par un cheveu \u à 240 mètres !

En supposant la parallaxe égale à 8", 80, ce qui est très près de la vérité, on trouve pour la distance du Soleil : 149741 000 kilomètres ; et cependant une

variation de 1/20 de seconde donnera une diflerence de un millier de kilomètres.

On voit qu'il importerait d'obtenir le centième de seconde, mais la méthode directe est loin d'offrir un si beau résultat.

Aussi le problème a-l-il de tout temps été abordé indirectement.

C'est l'histoire de ces méthodes indirectes de détermination, la plupart très ingénieuses, que nous allons retracer brièvement.

Avant l'ère chrétienne, Aristarque de Samos avait imaginé une méthode si ingénieuse et si jolie, qu'elle était digne de réussir. Mais les observations, fondées sur l'examen des phases de la Lune, ne comportaient pas une grande précision, surtout à cette époque. Aristarque avait, en effet, conclu que le Soleil est environ ig fois plus éloigné que la Lune.

Hipparque, se fondant sur l'observation des éclipses de Lune, ne réussit pas davantage. Ptolémée, reprenant cette méthode, tenta de mesurer la dimension de l'ombre de la Terre à la distance de l'orbite de la Lune, telle qu'on la voit pendant une éclipse. Il obtint ainsi une valeur de 170", soit 250" pour la parallaxe solaire.

Plus tard Copernic et Tycho Brahé, à l'aide du même raisonnement et des mêmes observations, ne furent pas plus, heureux et obtinrent 2'55" et 3',o. La dernière de ces déterminations donnerait comme distance du Soleil : 7 400 000 kilomètres et pour le diamètre de cet astre environ 69000 kilomètres.

Er! -:omme, le chiffre de la parallaxe resta le même pendant douze siècles jusqu'à ce que Kepler eût dé-

DISTANCK DE LA TERRE Air SOl.EII. 175

montre que sa \alcur ne pouvait dépasser j\ ce (jui veut dire que la distance de la l'erre nu Soleil était reportée à environ 20 millions de kilomètres.

Il y a loin de ces mesures k celles obtenues par Flamsteed et Cassini, entre 1670 et 1680, au moyen d'une méthode nouvelle pour l'époque, l^ mesura de la parallaxe de !\fars (i).

Cette ^dée de se, servir de la parallaxe d'une planète pour obtenir celle du Soleil est .une conséquence de. la troisième loi de Kepler, et il était difficile qu'elle vînt à l'esprit des astronomes ava^it la date de cette découverte.

Kepler était enfin parvenu, après dix-sept années de laborieuses recherches, à découvrir (15 mai 1618) ce qu'il cherchait avec tant d'acharnement : une proportionnalité entre les carrés des révolutions sidérales des planètes et les cubes des distances moyennes au Soleil.

Le plan du système solaire était désormais donné ; il s'agissait d'en trouver l'échelle.

La découverte de Kepler ouvrait des champs inexplorés h l'astronomie. Pour ce qui est en particulier de la détermination "de la distance du Soleil à la Terre, on conçoit qu'il suffise dès lors d'obtenir la parallaxe d'une planète quelconque.

Supposons en effet que la parallaxe de Mars soit déterminée, nous connaissons exactement la durée respective de la révolution sidérale de la Terre et de Mars. La loi de Kepler nous donnera aussitôt le

(i) J. D. Cassini, Histoire ahréf^ée de la parallaxe du Soleil, 1772.

rapport des distances de la Terre et de Mars au Soleil. Ce rapport avait déjà été évalué dans les temps anciens d'une façon très exacte. Les distances sont entre elles comn^e i est à 1,52. Si donc nous prenons la distance du Soleil à la Terre comme unité, celle de la Terre à Mars sera 0,52.

La parallaxe de Mars, qui est plus rapproché de nous que le Soleil, sera donc plus g-rande que celle du Soleil dans ce même rapport de i h 0,52. Il suffira, on le voit, d'obtenir la parallaxe de Mars pour avoir immédiatement celle qui correspond à i, c'est-à-dire celle du Soleil, par conséquent sa distance.

D'autre part, on a des chances de déterminer facilement la parallaxe de Mars, car à son opposition fax'orablc (|ui a lieu tous les 15; ans, la planète est à peine à 56 millions (le kilomètres, c'est-à-dire beaucoup plus rapprochée que le rentre de notre svstème.

Cette méthode offre en même temps un second avantag"e. Le disque de Mars est un objet autrement facile à observer que le- disque du Soleil, et les mesures sont moins affectée. J' erreurs résultant de l'irradiation.

Ce fut précisément par cette méthode appliquée à une opposition de Mars que Richer à Cayenne, en 1672, de concert avec Cassini à Paris, obtint la première approximation raisonnable de la distance du Soleil. La parallaxe scolaire parut alors très voisine de q",5. Du même coup le Soleil prenait place à une distan( r d.- 1 ;8 millions de kilomètres environ.

De ses observations personnelles Flamsteed crut

pouvoir conclure à une parallaxe de 10", ce qui nous

rapprochait à 130 millions, mais la différence insignifiante pour l'époque semblait montrer qu'on était dans la bonne voie.

Cependant quelques notes discordantes s'élevaient encore : L'abbé Picard avait trouvé une valeur exactement égale à la moitié de celle de Flamsteed (parallaxe 20"), soit une distance de 66 millions de kilomètres, tandis que La Hire de son côté soutenait que le Soleil était ou moins à 219 millions de kilomètres (1), si bien que l'incertitude continuait à être comprise dans d'énormes limites.

En 1676, LIalley avait été envoyé à l'île Sainte- Hélène pour y faire des observations astronomiques, et c'est là qu'il put étudier le passag'e de Mercure sur le Soleil (28 octobre 1677). C'est sans doute h cette occasion qu'il conçut l'idée de faire servir le passag'e des planètes inférieures à la détermination de la parallaxe. La méthode grossièrement appliquée h l'observation de INIercure donna un résultat si proche de la vraie valeur, (|ue HalK-y fonda de belles espérances sui unr méthode aussi ingénieuse ; et en 1716, il crut pouvoii' en exposer le principe (2), proposant son application aux prochains passages de Vénus annoncés pour 176J et 1769. Il savait bien qu'il ne pourrait lui-même vérifier la valeur de cette méthode nouvelle ; aussi la mentionnait-il avec prière à la postérité de se souvenir que l'idée venait d'un Anglais.

(i) J. D. Cassinî, Flist. (thrt't^. ilr In f'aralhixe du Sleil, 1772, p. 122.

(2) Philosofhical Transactions pour 1716.

f 7>'^ l-ES ÉNIGMKS DE l.A SriENCK

Entre tcmtps (1752), Lacaille avait làxé la parallaxe k 10", valeur oorrespondant à 132 millions de kilomètres. Il semblait qu'on approchât du but. Hétlas ! 11 n'en était r-ietî.

De toutes parts on se préparait à l'observation x]cs passagfes de Vénus et on en attendait les mciliburs résultats. A l'époque de sa conjonction inférieure, cette planète se trouve assez près de la Terre, v-à peine à 42 millions de kilomètres ; mais en raison ■de sa forte inclinaison sur le plan de l'écliptîque, elle passe tantôt au-dessus, tantôt au-dessous du Soleil. Dans ces conditions, le voisinage de l'astre brillant rend ..toute observation impossible. Cependant il peut arriver que Vénus se projette sur le disque solaire ; elle peut se détacher alors comme un point noir facilement observable. Ces « éclipses partielles du Soleil par Vénus », suivant la pittoresque expression de Encke, sont malheureusement très rares. Elles se suivent par paires, h 8 ans de distance et chaque couple est séparé -du suivant par des intervalles variant alternativement de 105 ou 121 années environ.

Les deux premiers passages calculés avaient eu lieu en 163 1 et 1639 et c'étaient les retours de 1761 et 1769 qui <ilevaiei^t servir à la mesure de la parallaxe.

Le principe de la méthode de Halley est théoriquement simple : il exige deux postes d'observation aussi éloignés que possible en latitude ; pour simplifier, supposons qu'ils soient distants (sur un même méridien de part et d'autre de l'équateur) d'une yaîeiar de 60 degrés ; ils seront donc séparés

1 LSIAlNCL Uli LA XKKKIi AU bUl.ElL I Jy

exactement par la longueur d'an rayon terrestre. Au moment du passage de Vénus sur le Soleil, la planète située entre la lYrre et le Soleil se projettera sur le disque solaire, pour chacun des observateurs, en deux points différents ; \'énus paraîtra décrire des cordes distinctes et inégales et la longueur des cordes sera dans les deux cas déterminée minutieusement au moyen du temps des passages. On pourra donc en déduire la distance angulaire qui sépare ces cordes parallèles.

Nous aurons alors deux triangles semblables ayant pour bases, l'un la distance angulaire des deux cordes, l'autre le rayon de la terre; et pour hauteurs respectives, le premier la distance de \'énus au Soleil, le second la distance de Vénus à la Terre.. Mais évidemment les basés sont entre elles comme les hauteurs. Or le rapport des hauteurs est un nombre connu par la troisième loi de Kepler, il est égal à 0,733/0.277; on pourra donc en déduire la valeur vraie de la distance des deux cordes, puisque le rayon de la' Terre est connu ; et, par un calcul élémentaire, l'angle sous lequel un observateur placé au centre du Soleil verrait, le ra)'on terrestre, ce qui est précisément la parallaxe cherchée.

Un phénomène comme le passage de Vénus semblait donc de prime abord offrir une grande certitude pour la fixation de la distance de la Terre au Soleil. Il s'agissait, somme toute, de déterminer la latitude des observateurs d'une façon précise, opération délicate, mais déjà possible à la fin du xvjir siècle. Au reste, il n'est pas nécessaire que les observations soient faites en des points exactement dis-

iSo LES ENIGMES DE LA SCIENCE

tants de 60 degrés comme nous l'avons admis ; une distance arbitraire ne peut que compliquer les calculs, mais quel astronome recule devant une difficulté algébrique ? En fait, on reconnut que la précision devait être d'autant plus grande que les postes seraient plus éloignés. Restait donc à déterminer les moments exacts des passages. Là était l'écueil que personne n'avait prévu. Vénus offrant à la lunette un disque très appréciable, Halley avait recommandé de noter le moment des contacts extérieurs et surtout l'instant précis où le disque solaire et le disque de Vénus seraient tangents intérieurement ; il comptait sans des pliénomènues d'irridiation et de diffiaction (ju'il est difficile, même actuellement, de soumettre au calcul.

Lors des passages de 1761 et de 1769, dans la plupart des stations, la planète, au moment des contacts intérieurs, montra un ligament (connu en astronomie sous le nom de goutte noire), au lieu de présenter l'aspect d'un disque rond touchant nettement le bord du Soleil ; si bien que le contact réel fut soumis à une incertitude de 10 ou 15 secondes de temps.

Ce ligament ne peut en aucune façon être évité. A l'œil nu, en vertu de l'irradiation, le bord d'un objet brillant est indéterminé. Dans les lunettes, l'image d'un point lumineux n'est jamais un point, mais un disque de diamètre variable suivant les instruments. C'est ainsi que les étoiles nous paraissent d'autant plus petites que l'appareil est plus parfait et plus puissant, mais jamais leur diamètre ne peut être réduit à zéro.

Deux points lumineux allant l'un vers l'autre doivent donc nous paraître se toucher bien avant le moment des contacts, et les défauts de définition augmentent encore le phénomène.

L'expérience du ligameni noir est facile à réaliser. Placez le pouce et l'index à lo ou 15 centimètres de votre œil en les tenant en contact ; dès que vous les séparerez, vous pourrez observer que les deux surfaces sont réunies par une lig^ne sombre de grande largeur.

L'expérience réussira mieux encore en \ous plaçant devant une fenêtre et en faisant passer l'un derrière l'autre deux objets quelconques, votre doigt et un crayon par exemple.

Cette double occasion offerte aux astronomes, à huit années de distance, pour leur permettre de fixer la grande unité astronomique, ne se trouva ainsi d'aucune utilité ; les espérances qu'ils avaient conçues s'envolèrent une à une et le passage de 1769 les laissa grandement, désappointés. L'incertitude sur la distance du Soleil que l'on comptait réduire à quelques centaines de milliers de kilomètres restait encore comprise dans les mêmes limites qu'auparavant.

Et cependant rien n'avait été négligé pour assurer la réussite de la campagne.

Poussés par un héroïque dévouement à la science dont Halley avait tant de fois donné l'exemple, les astronomes s'étaient répandus sur toute la terre.

L'un d'eux, entre autres. Le Gentil de la Galaissière, parti de l'Inde au mois de mars 1760 et empêché par la guerre que nous soutenions avec les

l82 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

Anglais, eut k courag-e d'attendre pendant huit années à Pondichéry le passag-e de 1769, risquant ainsi sa position officielle à l'Académie des sciences, où, faute de nouvelles sur son compte, on finit par le remplacer ; perdant son patrimoine qu'il avait déposé enlre c\ts mains infidèles ; et, pour comble de malheur, manquant le but de son voyag-e. Lors du passage de 1761, il n'avait pu, en effet, que constater le phénomène du pont de son navire sans pou; voir l'observer, et en 1769 un ciel chargé de nuag-es rendit impossible toute observation.

L'abbé CJiappe d'Auleroche, en 1769, n'a\ait pas été plus heureux. Après avoir observé le passag-e de 17O1, en Sibérie, il alla mourir de la fièvre jaune en Californie, le i"'" août 1769, à l'âge de 41 ans.

Le P. Hell et Planmann s'étaient rendus alors, l'un en Sibérie, l'autre en Finlande, pendant que Green, Kook et Solander partaient pour Taïti ; Dymond et Wales pour la baie d'Hudson. Cassini, Messier, Bernouilli, Du Séjour, Maskeline, Dohère, etc., devaient observer, soit à Paris, soit à Londres, soit à Saint-Pétersbourg, et même à Pékin.

Dès qu'on eut rassemblé tous les matériaux, plusieurs mathématiciens se mirent à l'œuvre et combinèrent d'une manière variée les différentes séries des observations. Le résultat fut loin de répondre à leur attente : on obtint en effet une suite de valeurs s'étageant depuis 7", 5 jns(|u'à 9", 2, sans qu'on pût décider à quel chiffre il fallait s'arrêter.

En 1822, Encke, alors directeur de l'Observatoire de Seeberg-, près de Gotha, entreprit une revision approfondie de tous les travaux accumulés par les

DISTANCE DE LA TERRE At^ SOLEIL 183

i)b.scrvations des passag"es de Venus. Il obtint comme résultat le plus probable, la valeur ^^"',5776. Ses conclusions eurent un g-rand i^etentissemcnt lorsqu'elles furent publiées en 1824 (i).

Ln quatrième décimale surtout parut imposante ; la discu: ::ion qui avait permis de l'obtenir ayant été laborieuse devait., pensait-on, être à l'abri de tout •eproche, si bien que la valeur de Eneke resta incontestée et classique pendant des années. La distance du Soleil paraissait désormais fixée à 153 680 000 kilomètres.

La trêve dura exactement trente ans. Le cri d'alarme, suivant l'heureuse expression de Miss Clerke, tut jeté par Hansen, en 1854 ; voici à quelle occasion. Hansen avait constaté l'existence d'un léguer déplacement mensuel apparent du Soleil dans le ciel, d'environ 6", 4, dij à ce fait que la Terre et la Lune tournent autour de leur centre de g'ravitè commun. Depuis, on a souvent fait usage de ce mouvement apparent pour déterminer la masse de la Lune par rapport à celle de la Terre, en employant comme donnée la distance supposée connue du So'leil ; mais nous pouvons connaître la masse de la Lune par d'autres moyens, par l'étude des marées en particulier ; nous pourrons donc en déduire la parallaxe solaire en termes de l'équation lunaire du mouvement du Soleil.

Or, il se trouva que les mouvements observés de la Lune ne s'accordaient pas du tout avec la valeur de la parallaxe universellement admise, et la théorie

(i) Month. Not., vol. XV, p. g.

réclamait une diminution de la distance" du ^ Soleil à la Terre d'au moins 6 millions de kilomètres.

En 1857, Hansen reprenait la question sous un autre aspect et montrait que certaines différences entre les positions observées et calculées de Vénus et de Mars s'évanouiraient en modifiant la parallaxe dans le sens indiqué (i).

Ce n'était pas la première fois qu'on faisait intervenir des théories g-ravitationnelles dans le calcul de la parallaxe solaire. Le do^otieur Matthevv Stewart d'Edimbourg- avait conçu l'idée dès 1763 d'appliquer à cette recherche les perturbations causées par le Soleil sur la marche de notre satellite. Son essai était demeuré infructueux (2) ; un peu plus tard Tobias Mayer de Gôtting-en n'avait pas réussi davanlagfe, mais Laplace dans son Traité de viécawqiir céleste (3) (|ui fut publié de 1799 <' 1^25, aborda le problème avec toute l'ampleur désirable.

Sa méthode était fondée sur Vinéi^nlilé parallacliqitc lunaire : c'est le nom donné •'i une irrégularité de mouvement dépendant de ce f;iit <jue l'action perturbatrice du Soleil .sur l:i j.une diffère sensiblement de ce qu'elle serait si Ui distance de l'nstre central était infiniment grande au lieu d'être réduite à quatre cents fois environ la distance de la Lune à la Terre. Il est difficile d'entrer ici dans 'les détails de la méthode ; qu'il nous suffise de faire remarquer, que,

(i) Monfh. Not.. vol. XXXV, p7~^6.

(2) llw Distance of ihe Sun frnni llir tlir Ktirth deterniined hy llic Theory of Gravity, Edunbourg, 1765.

(3) Œuvres de Laplace, t. III, p. 326.

grâce à l'attraction solaire, l'intervalle entre la nou- \cllr l.imc et le premier (|uartier est tle 8 iniiiiilcs |)lns loiii^- (|ue l'intervalle entre le premier quarlier et la pleine Lune. Or, cette différence dépendant du rapport des tiistanees respectives de la Terre h la Lune et au Soleil, 11 suffira d'observer exactement cette différence pour connaître ce rapport. Mais, d'autre part, la distance de la Lune étant comme avec une grande approximation, nous aurons facilement la distance du Soleil. Malheureusement, la théorie qu'on pourrait appliquer si la Lune était un simple point, se heurte à plus d'une difficulté dans la pratique et comporte des sources d'erreurs, bien que la méthode soit en elle-même très parfaite.

Chose assez étrange, par un hasard malencontreux, Laplace avait employé des données imparfaites qui l'avaient conduit au résultat admis par Lncke à la suite de la discussion des passages de \'énus.

Cette courte discussion nous aidera à comprendre plus facilement quels troubles les travaux de Hansen apportèrent aux esprits endormis dans la f|uiétudc d'une solution quasi oflicielle.

Ce fut bientôt au tour de Le Verrier d'entrer dans la lice, lui 1849, Le Verrier avait commencé à reprendre les théories des mouvements planétaires et en 185S (i), il donnait une méthode nouvelle fondée sur les perturbations séculaires apportées par la Terre aux mouvements de Vénus et de Mars, et qui sont surtout la cause des changements de leurs

(i) Conipîes Rendus, t. XLVI, p. 882.

^ i86 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

nœuds et 'de leur périhélie. Ces perturbations qui s'accumulent avec le cours des siècles seront de plus en plus connues par l'observation et nous permettront de déterminer très exactement le rapport entre les masses du Soleil et de la Terre. Mais ce /apport suffit pour calculer la distance du Soleil. On sait, en effet, que la masse du Soleil peut être déterminée en comparant la distance parcourue pa;- la Terre tombant sur le Soleil pendant une seconde (distance mesurée p;ir hr courbure de son orbite) avec l'inteosité de la pesanteur terrestre ; mais dans ce problème, le rayon dé' l'orbite terrestre entre comme donnée nécessaire. Si donc, inversement, nous trouvons, par un procédé quelconque, la masse du Soleil comparée k celle de la Terre, leur distance deviendra l'inconnue et nous pourrons la déduire des mêmes équations.

Le Verrier avait une telle confiance en cette méthodç qu'il la considérait comme seule digne de valeur ; à ce point, qu'il refusa de vérifier les opérations faites lors du passage de Vénus en 1874. D'après lui, tous les autres moyens 11'étaient que travaux dépensés en pure perte. Il n'est pas douteux que la méthode des perturbations soit d'une valeur incontestable et qu'elle constitue vraiment la « méthode de l'avenir », car, selon le mot de Le Verrier lui-même, « elle diffère de toutes les autres en ce qu'elle a le temps pour elle » (i) ; c'est bien le cas d'appliquer ici les paroles de Laplace au sujet du procédé des perturbations : « Il est très remar-

(i) Month. Not., \'o]. XXXV, p. 401.

piSTANCF, 11E I.A TF.RRK Ali St)l.F,II, 1 S7

quablo qu'un astronome, sans sortir de son observatoire, en comparant seulement ses observations à l'analvse, puisse déterminer exactement la g-randeur, l'aplatissrment de la Ti-rre cl sa distance au Soleil e1 à la l.unc, élcmcnts dont la connaissance i été le fruit de lomys et pénibles voyages dans les deux hémispbères ».

Quoi qu'il i^n soit, l'application de la métbode de Le Verrier semblait prématurée, car la parallaxe obtenue s'élevait h 8",q5.

Ces résultats, d'accord avec ceux de Hansen, montraient tout simplement que le chiffre xle ^'\~-,7 *^^tail vraiment troo faible. Plus tard l'évaluation de Le Verrier fut corrig-ée par Stone (pii obtint 8", 91 (1), et Le Verrier lui-même en 1872 adopta 8",S6 (2).

Le calcul repris par Newconib ces dernières années a donné une valeur plus faible : 8",7'59 j:o", 10. '< La petitesse de cette valeur ainsi obtenue, dit Young, est presque aussi embarrassante à l'beure actuelle que la grandeur de la a alcur calculée au moyen des passages de Vénus. »

L'année 1862 fournit aux astronomes l'occasion de déduire une nouvelle valeur à l'aide d'une opposition favorable de Mars. Llle conduisait séparément Stone et Winnecke à cette conclusion que la distance du Soleil à la Terre devait être fixée à un peu plus de 146 millions de kilomètres. Mais, à la suite de la campagne organisée en 1862 et à laquelle prirent part un grand nombre d'observatoires dans les deux

(i) Monih. Naf.. vol. XXViH, p. 25 I-) Cowp!t\'< Rriuhis. t. LXXV, p. 165,

iSR T.F.S ÉNIGMES DF. TA SCTENCF

hf^misphères, M. Nowromb c)ui lil In rt'dnrtion de tous les travaux (l(~)nna à la parallaxe une valeur de S",H55; (i), c'est-à-dire (|ue la distance supposée parut très voisine de 14S millions de kilomètres, chiffre qui prévalut pendant quelques années.

Ce résultat allait recevoir une importante confirmation due cl une méthode d'un genre absolument différent de tout ce que l'on avait imaginé jusque 1;\ : une méthode purement physique basée sur la vitesse de la lumière.

Les observations des éclipses âe:^ satellites de Jupiter t(ui se font tantôt en avance, tantôt en retard, sui\ ant la position de la Terre sur son orbite, avaient conduit Rômer en 1Ô75 h la détermination de la vitesse de la lumière. La solution élégante trouvée par le mathématicien danois, et que tout le monde connaît, repose sur la valeur du rayon de l'orbite terrestre. Dès lors, on conçoit que si les méthodes physiques nous permettent d'évaluer d'une façon précise la vitesse de la lumière, nous pouvons résoudre le problème inverse et connaître ainsi la distance du Soleil h la Terre.

Au temps de Rômer il ne pouvait être question de cette dernière méthode, et c'était au contraire la valeur très indéterminée et oscillante de la parallaxe qui fixait la vitesse de la lumière. Depuis, les perfectionnements apportés aux instruments permirent au génie inventif des Fizeau (2) et des Foucault (3)

(i) Wash. Obs., 1865, App. U, p. 28.,

(2) Comptes Rendus, t. XXIX, p. 90.

(3) Ihid., t. XXX, p. 551.

DTSTANCF PF TA TFPPF ATI S(~.r FTT, j8g

de mesurer rette vitesse d'une façon indf^pendante fl diierle. ]\u 1H62, Foiicaull ri[)pli(|ii:i à ces recherihfs la méthodes des miroirs tournants de Wheatstone et annonça an monde saxanl (|uc la lumière vovag-eait plus lentement qu'on ne l'avait supposé (i). La distance du Soleil devait donc être diminuée proportionnellement.

j.e temps que met la lumière pour venir du Soleil a reçu île nom adéquation de la lumière et on le déli rmine par l'observation des éclipses des satellites (le Jupiter.

Théoriquement, il suffit de multiplier la vitesse de la lumière par ce temps, qui égale 499 secondes I- 2 pour avoir la distance du Soleil indépendamment de toute connaissance des dimensions de la Terre.

Pratiquement, l'approximation n'est guère sidfisante car la détermination du moment précis (.U^^ éclipses des satellites de Jupiter constitue à elle seule un problème presque insurmontable, et d'aTitre part toute la méthode repose sur cette hypothèse que la lumière voyage dans l'espace interplanétaire avec la même vitesse que dans nos expériences terrestres, après avoir tenu compte du retard connu dû ;') la réfraction de l'air. Quoi qu'il en soit, le même principe permit d'aborder le problème sous une autre face.

Le rayon lumineux émané d'une étoile compose sa vitesse avec celle de la Terre sur son orbite et la direction dans laquelle nous apercevons l'étoile n'est que la résultante de ces deux mouvements. Ce phé-

(i) IbicL, t. LV, p. 501.

iqO I-ES ENIGMES DE T.7\ SCIENCE

nomène est connu sous le nom d'aberration et fut découvert par Bradley en 1727. Le rapport des vitesses composantes peut grossièrement être évalué de 10 à 10 000 environ, mais il est susceptible de recevoir une détermination précise. La constante de l'aberration déduite de l'observation des étoiles est connue avec une exactitude beaucoup plus grande que l'équation de la lumière et peut être représentée par le chiffre de 20", 47 ; dans notre parallélogramme des vitesses nous connaissons donc la résultante dotinée par la constante de l'aberration, l'une des composantes qui n'est autre que la vitesse de la lumière obtenue expérimentalement ; la deuxième composante (vitesse de la Terre par seconde sur son orbite) s'en déduira immédiatement.

Il nous sera dès lors facile d'obtenir la grandeur de l'orbite terrestre et son rayon moyen. Cette méthode donnerait àcluellement pour la valeur de la parallaxe ^^''i^o^, nombre très concordant avec les dernières observations d'Eros. Mais n'anticipons pas sur les événements.

A l'époque oh. nous en sommes restés, bien qu'on ne put déterminer d'une façon exacte le chiffre de la parallaxe, il v avait un tel ensemble de preuves en faveur de son augmentation qu'une correction s'imposait ; si bien qu'en février 1864, au Meeting anniversaire de la Roval Astronomical Society, lu réduction de la distance du Soleil à la Terre fut la première question inscrite au programme. Cette distance fut, à l'unanimité, diminuée de quatre millions de milles. Mais afin de ne pas effrayer le public et poui' n>- pas enlever tout crédit k l'exactitude des

bîSrANCE DÉ LA TERRE AU SOI-EIL 19}

fiiéthcHk's astronomiques, on prit soin de bien montrer que ce changement dans la parallaxe correspondait à peine à la largeur d'un cheveu vu à 125 pieds (i).

Bien que l'ensemble des déterminations témoignât qu'on avait eu raison d'opérer ce grave changement, l'incertitude régnait encore sur la vraie valeur à adopter et on comptait sur le prochain passage de 1874 pour lever tous les doutes (2).

D'innombrables précautions furent prises pour écarter toutes les sources d'erreurs ; on imagina des méthodes et des moyens nouveaux ; la chambre noire devait être partout employée et .on comptait sur l'impartialité de la plaque photographique pour résoudre le problème. On fit aussi des expériences préliminaires sur des passages artificiels. Bref, chaque observateur eut sa fiche et son équation personnelle. Les résultats ne pouvaient être que merveilleux. Les expéditions répandues sur toute la terre furent favorisées généralement par les conditions atmosphériques.

Le 8 décembre 1874 n'était pas terminé, que de partout on lançait des télégrammes enthousiastes sur les brillants résultats de la campagne. Cet engouement dut, hélas ! bientôt diminuer à mesure que se firent les réductions, et peu à peu, il devint évident qu'il fallait aban<lonner l'espoir d'une conquête définitive.

Le ligament noir avait sans doute apporté moins

(i) Month. Not, vol. XXIV, p. 103. (2) Month. Not., vol. XVII, p." 208.^

de perturbations qu'on auiait cru ; mais on ne pouvait tcjut prévoir et l'examen des photographies montra qu'on allait se heurter à une diiticulté insurmontable due à l'illumination de ratmot>phère de Vénus : l'anneau lumineux entourant la planète faussait tous les résultats.

Il fallut alors s'avouer que la g^rànde unité de longiieur astronomique n'avait rien gagné en certitude par l'effort combiné des observations de 1874.

Quelques mois auparavant, M. Proctor estimait que l'incertitude s'élevait à 2329800 kil. (i) et qu'elle serait réduite après 1874 au chiffre de 160000 kilomètres environ ; or, après le passage, toutes les réductions étant soigneusement faites et contrôlées, le professeur Harkness jugea qu'elle était encore de 2 536 200 kil. (2) ! Le but était donc loin d'être atteint.

Personne cependant ne se découragea ; l'expérience devait servir à quelque chose : il devenait nécessaire de chercher d'autres moyens que les méthodes connues. On allait entrer dans une phase nouvelle d'activité.

Le 5 septembre 1877, Mars se trouvait à une opposition favorable et Sir David (îill entreprit une détermination de la parallaxe par une 'méthode nouvelle.

A vrai dire, cette méthode avait été recommandée en 1S57 par Sir George Airy (3), mais on ne l'avait

(i) Transits of Venus, p. Sq.

(2) Aui. Journ. of. Soc, vol. XX, p. 393.

(3) Monlh. Not., vol. XVII, p. 219.

j;iin;iis him essayée Son prin(-i]-)c ronsiste à suhstitiicr (les observations faites le matin cl le S(jir en un même lieu i'i des obser\ ations sinuillanées opérées en (les lieux éloignés ; la rotation de la Terre étant suffisante pour obtenir un déplacement sensible. Ce proeédé est connu aujourd'hui sous le nom de niéîhodi- diurne des parallaxes.

(lill se rendit à l'iU- de l'Ascension pour exécuter ses mesures ; il obtint cnxiron 350 positions de la pl.anrlc, cl tous les Observatoires prirent part à ec tra\ail en déterminant avec la plus g^rande précision la place des étoiles qui devaient servir de termes de comparaisf)n. En i8<S4 il donnait S'^jS-^ ±. o",oi5 comme \aleur de la parallaxe (i).

On se servit égalemenl des petites planètes (2). I.a première emplovée dans ce but fut Flora, qui porte le numéro S, et qui fut découverte par Uind le 18 octobre 1847. Sa distance moxcnne au Soleil est de 2,2013g, alors r|ue cette même valeur pour Mars est de 1,52369.

Galle avait obtenu :'i l'aide de l-'lora 8", 87 en 1873 (3). Des observations de Junon, plus éloig"née encore, dill et Lindsav axaient déduit le chiffre de 8", 77. Sir David Gill, de l'Observatoire ck' Viclori;ij, en 1894 trouva 8 '',80.

Ax'cc la même petite planète en 1897, le docteur Auwers conclut à 8", 82. De nouveau Gill déduisit 8", 80 d'observations de Sapho faites à la même époque, tandis qu'avec celle même planète le docteur

fi) Mem. Roy. Astr. Soc. vol XLVI, p. 163. ^

(2) Astr. Nnchr.. n" iSqy.

(3) Hilfiker, Beni. MittheUiingen, 1878, p. 109.

Auwers en 1897 trouvait 8", 63. - Enfin le docteur Elkin obtint 8", 81 et Auwers 8", 77 des observations d'Iris en 1897.

La nToycnne cic ces déterminations est 8",7(j \-tleur proix'iblement très proche de la vérité.

Entre temps on collectionnait de volumineuses données ; les observations de la petite planète X'icloria n'occupèrent pas moins de 21 observatoires pendant quatre mois ; les travaux directs de triang'ulatit)n immobilisèrent à peu près quatre liélioniètres pendant la plus grande partie d'une année, et les calculs difficiles qui suivirent durèrent trois ans h l'Observatoire du Cap .et remplirent dc\ix énormes volumes (i).

Et" résultat final de Gill publié en 1S97 fut une parallaxe de 8", 802 équivalant à une distance solaire de 149 454 500 kil.

En 1873-74 de nouvelles expériences sur la vitesse de la lumière permirent à Cornu de placer la parallaxe solaire entre 8", 78 et 8", 85 (2), et en 18S2 la discussion du dernier passag'e de Vénus par les missions belges au Texas et au Chili donna le chiffre de 8", 907 avec une erreur probable de

T,a discussion par M. Cruls, direcieur i\c l'Observatoire de Rio-Janeiro, des observations brésiliennes ilu même passaq^e conduit à la valeur de

(1) AiiiKils i:j Use Ciipr ()h.\nv(il(<n\ vol. \1, \ 11. (j) i\'}tif^lrs Rnuliis. t. EXX\'l, ]>. 33S. {]) Annules ^tle lOJ'Mi^uitnirf Rnydl (]r lh-n\clJi's, t'î^S.}. 'Bujl. de l'Acail. 1. \l, j.. S42

DISTANCE DE LA TERRE AU SOLEIL i 93

.S",8o.S ()). Les observations anglaises donnaieuL une valeur un peu différente en 18S2, soit : 8", 832 ± o",024 (2).

Une nouvelle méthode de discussion appliquée par M. brbrecht aux observations photographiques obtenues par les missions françaises sur le passag'e de Vénus de 1874 (3) a donné 8", 80-0", 06, valeur qui se rapproche beaucoup du chiffre 8", 794 qui a été calculé à l'aide d'une nouvelle détermination de rèquation de la lumière par M. Newcomb.

Tout récemment, à la suite d'une étude approfondie de la constante de l'abberration. Chandler trouva 8", 78 (4). ^ .

Enfin Herr B. Weinberg-, de l'Université d'Odessa, a réuni environ 130 des valeurs les plus sérieuses de la parallaxe splaire obtenues par différents observateurs avec diverses méthodes depuis 1875. De cette discussion, il ressort qu'on peut adopter 8", 804 ; o", 00243 comme valeur finale pour cette constante (5).

Telle est la conclusion qui s'impose des travaux du XIX'' siècle ; nous allons voir les- astronomes du XX® entreprendre une campagne autrement sérieuse et mener k bonne fin la solution d'un problème aussi passionnant.

(i) Annales de l'Observatoire Impérial de Rio-de-Janeiro, 1887.

(2) Transit of Venus, 1882, 111-4". — Montli. Not., vol. XLVIII, p. 2or.

(3) Comptes Rendus, t. CV.

(4) Astrophysical Journal, n° 529.

(5) Astr. Nachr., n» 3866.

ig6 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

Le 19 avril 1898, M. Witt, de l'Observatoire Urania, de Berlin, découvrait sur l'une de ses photoj^raphies stellaires une petite planète à laquelle on donna dans la suite le nom d'Eros.

La même nuit, quelques heures plus tôt, M. Charlois, de l'Observatoire de Nice, photographiait exactement la même rég'ion du ciel. Mais comme il remit à plus tard le développement e't l'examen de ses clichés, il ne reconnut la petite planète que deux jours après M. Witt.

Si Elros avait été un corps céleste appartenant au groupe des astéroïdes situés entre Mars et Jupiter, la perte n'eût pas été bien grande pour M. Charlois. Chaque année, en effet, depuis l'application de la photographie k l'examen du ciel, c'est par douzaines qu'on découvre les petites planètes, et la trouvaille d'un astre de ce genre n'est plus un événement. M!\L Charlois et Palisa en ont pour leur propre compte découvert des centaines.

D'après la loi de répartition des grandes planètes, il semble qu'Un vide existe à la distance Mars-Jupiter. Il y a place pour un monde qui n'existe pas. Cependant, une observation attentive montra à Piazzi un astre minuscule auquel fut donné le nom de Cérès. C'était le 1''"' janvier 1801. Depuis, les astronomes en ont découvert bien d'autres. Chaque année la liste s'accrlit de nouveaux noms, et au i"'" janvier 1901, dans l'intervalle d'un siècle, 471 petites planètes étaient découvertes. Toutes celles du voisinage f|u'on mentionnera maintenant n'auront qu'un intérêt restreint. Mais alors, pourquoi la découverte d'Eros. était-elle aussi inattendue qu'extraordinaire?

inblANCK l)K I.A TERKli AU SOLIÎIL T(j7

C'est qu'lùos n'appan'u'nL pas à ce groupe d'aslcroïdes. 11 .se tiouvc siuic, non cintre Mars et Jupiter, mais en deçà de la planète Mars et du côté de la Tene, de telle sorte qu'à certaines époques, il saiiproelie de nous plus près qu'aucune autre planète; grosse ou petite.

A son plus grand voisinage, il n'est qu'à 20 800 000 kilomètres, tandis que Mars dans les mêmes circonstance's se trouve encore à 56000000 de kilomètres et Vénus à 40000000. On comprend mieux par ces nombres la valeur et la portée de la trou\ aille de M. Witt.

En elle-même la planète n'a rien de remarquable ; elle mesure tout au plus 30 kilomètres de diamètre, et, dans les plus grandes lunettes, munies de leurs plus forts grossissements, elle n'apparaît que comme un très petit point brillant, sans disque appréciable. Cette petitesse même n'est pas sans a\oir de sérieux avantages pour les astronomes. Elle permet soit au télescope, soit sur la placiue pbotographique, de mesurer la position tle l'astre a\cc une extrême exactitude. C'est ce qui fait d'I^ros, à ce point de vue, une \aleur non négligeable du svstème solaire.

Lros et la Tei'iX' ne sont pas cependant toujours très voisins. Fn raison rie la dillérence tir Kur> temps de révolution, la position des deux planètes change énormément. La Terre rexient à son périhélie en une année, tandis qu'Kros met (142 jours à accomplir un tour entier autour du Soleil, de sorte que si nous étions placés au centre du système solaire et ()ue nous regardions les planètes partir d'un même point apparent de la sphère céleste, nous verrions la Teire prendre peu à peu de l'avance sur Kros, à tel pcjint

qu'elle aurait déjà accompli les trois quarts d'uno seconde révolution, quand Eros reviendrait pour la première lois seulement à son point de dépari.

Au bout de deux années un tiers environ, la Terre rejoint Eros ; mais cette conjoaction n'est pas toujours très favorable en ce sens que les points occupés par les planètes S^ur leurs orbites ne sont pas nécessairement k l'endroit du plus grand voisinage de ces orbites.

Ce n'est que tous les trente-sept ans que se produisent les conjonctions les plus favorables : tous les trente ans à peu près la Terre se trouve donc relativement proche de ce petit monde.

Si les éléments de l'orbite d'Eros n'ont pas varié sensiblement par suite de l'attraction de quelque planète, la dernière conjonction avec distance minima a dû se produire en 1880 ; la prochaine devait avoir lieu seulement en 1917. Il est vrai qu'en ]f}io il s'est produit une autre conjonction relativement iavorable.

Dès la découverte de M. \\Stt, on eut l'idée d'eniplover Eros à la mesure (!■ la parallaxe, et sous l'initiative de M. Loewy, le directeur de l'Observatoire de Paris, on décida à la Conférence internationale de Paris, en igoo, cju'on n'attendrait pas les oppositions beaucoup plus favorables de igio et de K)i7, mais qu'on profiterhit immédiatement des avanlages offerts par la situation très proche d'Eros pour essayer une détermination nouvelle de la parallaxe solaire (i).

(1), Rap^arl sur l'état de l'Observatoire de Paris pour 1900, p. 7.

Aussitôt des circulaires furent envoyées à tous les observatoires, leur demandant de prendre part h ce travail. QuarantCjsept observatoires de tous les points du g-lobe se déclarèrent prêts. La trajectoire de la planète fut calculée pour la période où elle était proche de nous, et une liste de plus de 700 étoiles placées près de cette trajectoire fut dressée afin d'avoir dés étoiles de l'fepère. Là position de ces dernières fut déterminée à la hmette méridienne dans treize observatoires : ceux d'Abbadia, de Greenwich, de Koénigsberg, de Lisbonne, de Lick, de Marseille, de Nice, de Paris, de Rome, de Toulouse, de San Fernando, de Strasbourg;, prirent part au travail.

Les résultats de ces mesures ont déjà été publiés et ont même servi pour les réductions des photographies prises à l'heure actuelle.

On résolut ensuite de déterminef les positions des étoiles plus faibles qui se trouvent le loiig- de la trajectoire de la planète et qui devaient servir à fixer cxactehient cette trajectoire. Plusieurs observatoires se partag-èrent cette tâche et firent une centaine de photographies.

On aVait décidé à î'orig-ihe de mesurer toutes les étoiles jusqu'à la douzième g-lrandeur se trouvant dans une zofie de lo' de chaque côté de la trajectoire d'Eros. De plus, on devait mesurer sur toutes les |)îaques contenant la planète toutes les étoiles compri.scs dans un carré de 20' autour d'elle. Mais le travail était si considérable qu'on reconnut biehtôt l'impossibilité de l'exécuter dans sOrt entier. On se rdnlf'nta de publiei^ inu" li-^le des positions appri «rhécc;

(les ('loiU-s rtîcfîmmtiU ciiiployét'.s il'npri.s li-.s rapports (les observatoires.

Restait à déterminer la position de la planète an niilien de ces étoiles. Ces déterminations furent faites, soit photoi4"raphirpiement, soit an micromètre h la limette.

Pour les photoo;"raphîes, on ne se contenta pas de faire une seule exposition sur la même plaque. Dans certains observatoires on lit jusqu'à cinq poses différentes siu- le même clicbé ! dans l'oculaire du rberclieur (lé la lunette se trouvait un réticule à lils tins formant un petit retian^le que l'on pki(;ait au cent ri' du champ de la |)hotOi4rapbie. La première exposition était de cinq minutes avec l'étoile s^uide h l'anj^"Ie nord du rectan<^ie ; la seconde, d'une minute avec l'étoile i^ulde à l'an^^le est ; la troisième, de deux minut(\s avec l'étoile tj"uide k l'anole sud ; et la quatrième d'une minute à l'ang'le ouest ; enlin la ein(|ui('Mue expositioTi, d'une <lurée de cinq minutes a\fc l'étoile g'uide de nouxcau à l'ang^le nord. La [)remi("'re et la cinquième image de l'étoile guide devaienl doîic être superposées, mais en raison du déplacement d'Eros durant la pose totale, les images de la planète — la première et la dernière — n'étaient ])Ius en eoïnciden(^('. 11 devenait donc facile d'identifier la j)lan('te au mili(.'u des étoiles \<^isines.

11 y a à peine plus de trois ans (|ne commen<;a rette campagne internationale pour tléterminer la distance du Soleil à la Terre, et les résultats h l'heure aciuelle sont déjà prodig"ieux.

Voici comment dans son rapport amuvel pour 1903,

La grande lunette méridienne de l'Observatoire de Paris "

paru récpninicnt, M. I.oinvv, directeur <k> !'( )l,.servatoire de Paris, ri'siinic Ivs Iraxaux (rcn.snnhlc :

" Nous M.nuuL-s parvenus, dil-il, à Icnnincr la m.surc cl la rcduclion du la masse énorme de dcjcuments se rapportanl à Ja campai^ne internationale de ujoo-icjoi concernant la parallaxe du Soleil. Tous ces résultais li-ureront en irrande partie dans iTT onzième circulaire dont Timpression est ea cours d'exécution. l/()I)servaloire de Paris était particulièremenl tenu, dans cette circonstance,- à s'acquitter sans délai des enoag-ements contractés dans la Conférence internationale de 1900 et à fournir à T.euvre commune la C(Mitribution la plus efficace. L'inspection du tableau qui, dans cet ordre d'idées, résume notre activité, permettra au conseil de juo-e,- que nous ne sommes pas restés au-dessous de notre tâche :

'< i66r obserxations méridiennes pour déterminer les positions des étoiles de repère destinées à faire connaître les coordonnées célestes qui correspondent aux imag-cs stellaires contenues dans les clichés ; '

« 10858 obserxations ph(Jlooraphif,ues des étoiles -le comparaison, des étoiles de repère <'t ' d'astres voisins de la trajectoire d'Eros ;

" -^^^ positions équaloriales^ de la planète luos émanant des divers observatoires associés, et obtenues soil par des mesures microniél ri,,ues directes, soit par l'emploi de la méthode photographique, où! dans les deux cas, Jes astronomes se sont efforcés d'atfemdre le plus haut de-ié d'exactitude, fournira une occasion exceptionnelle de se ren.lre compte de

la valeur relative de ces deux modes d'opération.

« Il me semble de toute opportunité de fournir quelques renseignements sur l'état d'avancement de cette importante entreprise internationale, car on n'a pas cessé d'émettre des doutes sur la possibilité de faire paraître, dans un délai admissible, toute cette quantité énorme de documents accumulés par un" si g'rand nombre de collaborateurs. L'histoire de la science dans le passé semblait bien, en effet, autoriser des inquiétudes h ce sujet. Je suis heureux de priuvoir dissiper ces craintes et d'affirmer que l'apparition de la onzième circulaire va encore apporter un nouveau conting'ent considérable de matériaux homogènes et susceptibles d'être immédiatement utilisés sans qu'on soit contraint de se livrer à ces longs et fastidieux travaux préliminaires, toujours nécessaires autrefois pour ren.dre comparables les diverses données. Une seule publication supplémentaire suffira probablement pour mettre à la disposition des savants la presque totalité des travaux effectués dans celte mémorable entreprise qui a si bien mis encore une fois en lumière l'esprit de solidarité qui, depuis plus d'un siècle, anime les astronomes de tous les pays ( i) ».

Ainsi que l'annonçait INI. Loewy, la onzième circulaire vient de paraître ; elle forme un volume in-4 ' de plus de 400 pages. La première était ■de 6 pages ; l;i einf|iiième de 14 ; la septième de 67 ; la neuvième

(i) Rapport- annuel Snc l'état de l'Observatoire de Paris pour 1903, par M. Lœwy. directcur^de l'Observatoire p. 10.

d*: J(Jo, et la dixième, parue l'année dernière, avait 220 pages de texte, plus un appendice de 98 pagres de lable.

(~)n peut 11 ' .ans injustice pour personne, c'est M. Loewy qui a assumé la responsabilité de cette tâche i^ig-antesque et qui a donné à cette œuA're tout son crédit. Nous ne devons pas oublier non plus que c'est l'Académie des Sciences de Paris qui supporte ''es frais considérables -de cette publication.

Et maintenaTit, quels seront les résultats?

Il serait téméraire de donner des conclusions positives sur la valeur de la parallaxe solaire. Il, faut attendre les réductions de toutes les observations, mais d'ores et déj:\ on peut faire quelques prévisions sur les chiffres qu'on obtiendra.

On a commencé la réduction d'un certain nombre de photog"raphies. C'est ainsi que !\T. Wilson, de Northfield Observatory, à déjà publié les résultats qu'il a obtenus d'après les mesures prises sur 67 clichés posés |>endant la période de l'aulomne et de l'hiver igoo-igoi (1). ^

« La seule conclusion que nous puissions tirer de cet examen, dit-il, est que la parallaxe solaire est très voisine de 8".,8o, probablement entre 8", 80 et 8", 81. Il ne serait pas convenable cependant de tirer une solution rig'oureuse de ces seules données, car il est nécessaire de réunir une masse d'observations beaucoup plus grande afin d'éliminer plus complètement les erreurs accidentelles. »

M. Hinks, de Cambridge Observatory, a publié

(i) Popidar Astrououiy, 1904, mars.

dans Ifs Monthly Notices de la Brilish Royal ,Astronomical Society les résultats d'une réduction des mesures de 295 photograpliies d'Eros fournies jiar neuf Observatoires. Il a obtenu (-omine \aleur de la jjarallaxr solaire ^^",7966 o",oo47, ce (jui don-

nciait, dans \c cas d'une erreur posilixr, S",Soi3 (1).

i )(• toutes façons les (\t-u\ valeurs différent peu l'une <le l'autre. 11 est aussi intéressant <]e noter (|ue ces résultats concordent 1res bien avec ceux obtenus par le docteur Weinberg, comme moyenne de toutes les observations <lepuis ^i^2~, : S",So| ' o",oo2.};',, ainsi qu'avec ceux obtenus par le docitnn" dill au cap de Bonne-Espérance, d'après les luesures héliométrif|ues des astéroïdes \'icloiia et .Sapho en 1889 (2).

11 est donc assez facile de. caltMder entre (|uelles limites est comprise la distance du .Soleil à la Terre.

En supposant que 8", 80 est la vraie parallaxe et que () 377 k'ilomètres <'st la \'aleur du rayon équato-

(i) 'llic Observatory, sept. 1905. — Monthly Notices, juin 1904.

(2) L 'héliomètre, instrument employé pour mesurer des distances ang'ulaires depuis quelques minutes jusqu';\ im ou deux deg-rés, est un des plus irriportants parmi les instruments modernes de précision. 11 avait servi au dél)Ut à mesurer le diamètre du soleil, de là son nom ; il remplace avantageusement les micromètres filaires.

(•'est un micromètre à double image, obtenu en divisant l'objert^if d'une lunette suivant un diamètre. La i)artie supérieure est fixe, tandis que la partie inférieure peut I glisser sut la première et le déplacement e§t mesuré par un tambour gradué.

rlal de la Terre, la distance du Soleil est donnée par la proportion suivante :

(/ : 6 377 :: 1 : 8,<So sin i"

Le calcul donne pour valeur de cl: 149471000 kilomètres, lui adoplani un rayon de 6\378 kilomètres, d'après Clarke, on aurait 140404000 k'ilomètre.s.

Si la parallaxe atteignait S", Si, la distance serait tliminuée de 1 70*000 kilomètres. 11 y a donc encore une incertitude de <)() 000 kilomètres sur la distance exacte <]u Soleil à la 'l'erre.

En sf)m"nie, lors(|Ue les astronomes mesurent cette distance, ils obtiennent un résultat plus précis que nous pourrions nous fhitter de l'obtenir en mesurant à l'aide de notre mètre la larçeur de notre chambre.

Sonoez en effet qu'une erreur de 90 000 kilomètres sur 149471000 kilomètres, c'est exactement la proportion de I h 1660. Pourrions-nous, en mesurant la larçeur de notre fenêtre, supposée ég"ale à i'"65 environ, prétendre obtenir cette dimension à / /////liènie près ? Quel est le g-éomètre qui, avec une chaîne d'arpenteur, mesure une base de 1660 mètres à \\n mètre près?

Kt cependant c'est l'exactitude avec laquelle nous pouvons apprécier la distance du Soleil, et l'incertitude sera encore diminuée de moitiç quand nous pourrons recommencer la campagne de 1900-1901. La distance du Soleil sera connue ;'i 12 000 hi-ues \nhi>. C'est un résultat dig-ne des efforts tentés dans cette g-igantesque entreprise.

La Vie et la Mort du Soleil

Des milliards de cratères en ignition, d'où s'échappent (les panaches tordus de vapeurs brCdantes ; un océan de feu vomissant des tonnes de projectiles au milieu d'éclairs fulgurants ; une tempête assourdissante où font rag-e toutes les forces déchaînées .de la nature ; un éblouissant chaos où se mêlent les éléments chimiques confondus ; une déflagration perpétuelle de milliards de tonnes d'explosifs lançant leurs produits de combustion h une distance plus grande que l'intervalle nous séparant de la Lune ; tout ce que l'imagination la plus fantastique, la plus échevelée peut concevoir dans l'ordre infernal : telle apparaît la surface aveuglante du Soleil aux yeilx éblouis de l'astronome contemplant la fournaise solaire derrière les lentilles habilement disposées de ses télescopes.

Vn incendie, dévorant chaque minute im million et demi de Terres comme la notre, rayonnant la chaleur obtenue par la combustion de 700 millions de milliards de tonnes de charbon, et cela depuis des millions d'années, telle est la puissance incroyable de l'ardent foyer qui verse aux planètes et h la Terre le bienfait -de ses vivifiants rayons.

Devant ces chiffres formidables que les phénomènes terrestres n'ont pas acoutumé de >placer sous

LA VIE ET LA MOKl DU SOLEIL 20/

nos yeux, en face de ce gaspillage inusité d'énergie, devant cette folle prodigalité, le profane reste anéanti et son esprit ne sait ce qui doit davantage l'étonner, ou de ces chiffres dont l'énormité confond nos sens, ou de la puissance des métiiodes qu'utilise l'astronome pour peser les mondes, supputer leurs distances, mesurer leur grosseur, prédire leurs positions futures, ou même, remontant la séri'e des âges, reconstituer l'histoire de leurs successives révolutions.

Les problèmes que nous pose le Soleil ne datent pas d'aujourd'hui ; ils sont liés au développement de toutes les branches de la science, et j'oserai dire — peut-être parce que j'ai passé une partie de ma vie à les étudier — ^ ils sont de ceux qui intéressent le plu6 l'humanité..

Comment artrou pu apprécier la chaleur du Soleil ? Où cet astre central, i 300 000 fois plus gros que la Terre, puise-t-il son énergie ? Quel est l'âge probable de ce brasier nous iiiondant de ses feux, à près de 150 millions de kilomètres de distance ? Comment a-i-G:B pu retracer son histoire passée ? Est-il parvenu au plus haut stade de son développement ou au déclin de sa vie ?

Autant de questions auxquelles nous allons essayer de répondre.

Procurons-si'ious un thermomètre extrêmement sensible, dont le réservoir sera noirci afin d'absorber complèteuK'Ut la chaleur solaire, et, au moyen d'un ballon sonde, portons l'instrument danà les couches élevées de l'atmosphère, régions sereines où le Soleil d^rde ses rayons sous un ciel perpétuellement transparent. Supposons que notre thermomètre ex-

2o8 LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

pose au Soleil une surface de un cejilimètre carré : il est bien évident que l'élévation de température constatée en un temps donné nous permettra d'éxaluer immédiatement, par ime simple multiplication, la f|uantité totale de chalein- que la surface terrestre reçoit dans le même temps.

La moyenne des expériences, fort délicates d'ailleurs, montre que le Soleil envoie par minute à la Terre, sur chaque centimètre carré exposé bien en face de lui, une quantité de chaleur suffisante pour augmenter de un degré la température de deux ornuimcs d'eau. C'est peu, direz-vous ; et cependant, si vous calculez le nombre de centimètres carrés contenus dans un cercle ayant le diamètre de la Terre, vous verrez que la puissa'nce calorifique du Soleil est énorme.

Plus d'un inventeur a déjà esayé de l'utiliser.

Le jour où l'homme parviendra à capter la chaleur solaire, il n'aura que faire de la houille noire et de la houille blanche ; le calcul indique en effet que, mise en réserve, cette chaleur alimenterait chaque année im nombre de machines à vapeur dont la puissance totale ne fournirait pas moins de 300 000 milliards de chevaux !

Et ces nombres ne sont rien en comparaison deloute la chaleur, émise par Taslre-roi. De l'intensif rayonnement qu'il lance dans loutes les dircci ions, les planètes ne captent qu'une tics faible portion. J7a Tcire, pour son propre compte, n'en inlerceple que la demi-milliardième partie. Faisons en effet le calcul du total.

Nous connaissons la grosseur du Soleil ; les mesu-