I .a (juantité de chaleur contenue dans cette masse

L'É'NIGML i-'k. ^:ULr.L t-Li.MAXUi.'Juli. Jjt

vaporisée serait capable de faire fondre une niasse de fer dont le volume serait égal à 400 000 kilomètres cubes !

On voit maintenant le rôle que joue l'atmosphère, non seulement dans la répartition des températures, mais encore dans la régularisation de la chaleur émise par le Soleil.

Si la chaleur dépasse une très grande quantité, comme aux grands maxima de taches, l'activité solaire aura un effet inverse.

L'évaporation sera plus active ; les régions équaloriak'S auront une température un peu plus basse, les régions polaires auront probablement une température plus élevée.

Il y aura tendance à une régularisation des températures terrestres comme au moment de ces périodes ^'écologiques où l'atmosphère beaucoup plus dense qu'aujourd'hui, et fortement chargée de vapeur d'eau, emmagasinait toute la chaleur solaire et la rcpartissait d'une façon si uniforme qu'on ne connaissait même pas le jeu des saisons.

actuellement dans les latitudes intermétliaires, le phénomène devient très complexe. D'une façon générale, la température do^t s'abaisseV au maximum de taches vers les basses latitudes et il doit y avoir une oscillation concordant avec la période. Tl faudrait, en tout cas, de nombreuses eï nouvelles observations pour établir une loi. Mais, et c'est le point capital, 1,\ gîl la solution du problèiiie si complexe des températures.

F!n îqo2, pour éclairclr encore la (jucstion thi rapport entre le Soleil et les pluies, M. Lockyer résolut

de réduire les observations des protubérances faites par Tacchini à l'Observatoire du Collèg'e Romain flepuis 1H74. 11 y l'ut déterminé par les admirables pholograpliies des protubérances sur le disque polaire, pjLibliées par M. Haie, qui montraient la surface couverlc sur le disque. Un argument employé pour faire valoir l'inanité du raisonnement qui supposait une connexion entre les cbagements solaires et terrestres était celui-ci : « Autant qu'on peut juger par la grandeur des taches du Soleil, la variation cyili(|ue <le la grandeur de la surface solaire libre de taches est très petite comparée à cette surface ellemême ; et par conséquent, suivant un principe mathématique, l'effet produit sur les éléments des observations météorologiques pour la Terre entière doit être très petit. » Ainsi raisonnait !\T. I<^lliot en 1877.

Or, les photographies de M. Ilale inoiUrent que la surface affectée par les éléments protubérantiels était de beaucoup supérieure à la surface tachée et par conséquent d'ordre non négligeable. Parfois on constatait qu'un sixième du Soleil était en état de perturbation. Le permier travail sur la pluie indienne a^ait montré que non seulement il y avait une relation absolue entre la pression et la pluie, mais que la pression était l'élément le plus constant sur les différentes régions. Or, la comparaison des protubérances avec les pressions donne de merveilleux résultats.

En plus du maxima protubérantiel bien marqué et concordant avec le maximum de taches èe trouvaient d'autres maxima correspondant aux croisements tles lignes élargies et tous étaient reproduits pai^ les baromètres. Le cycle des taches de onze ans donnait

l.'ÉNIGMK DV. NdlRr', CI.IMATOLOGll", 25;^

lieu à un rvclc piotubcraulicl d'en viron 3 an.s 7/10 cl cVst pri-ciscnient rintcrvallc ([ui sépare mrnrr.ilcnienl les pressions dans l'Inde. On étendit peu à peu ces résultats à la 'i\'rre entière, grâce aux statistiques, ot on arriva à cette conclusion : que le (ïlobe pouvait éti'e (li\ isé en deux parties.- La réi^ion Indienne avec ses lluctuations s'étendant sur l'Australie, les Indes orientales, la Russie asiatique, l'Ile Maurice, l'Egypte, l'Afrique orientale et l'Kurupe, tandis que la région de Cordoba renfermait non seulenient l'Amérique méridionale et centrale, mais aussi les lùats-L'nis, le Canada et s'étendait même à l'ouest au delà d'Honolulu.

La (lécuu\'erte de cette vague barométrique conoborée depuis par le Professeur Bigelow était un i)rogrès important ; elle pi'rmettra, en outre, pour l'avenir, de g'rouper les régions qui ont des pressions semblables.

Ces faits prouvent que, s'il existe un rapport entre la Météorologie équatorialc et le Soleil (et aujourd'iuii l'ignorance seule excuserait les doutes), torce nous est de pousser plus loin nos conclusions et de les étendre à la Terre entière. Sans doute le problème devient excessivement complexe lorsque nous sortons de la ceinture tropicale où tout se passe d'une façon régulière ; mais d'autre part, nous saxons, grâce aux études de Brùkner, qu'il fan^t admettre, même pour nos régions, un cycle météorologi- (|ue de J5 ans environ. Les travaux de Brùkner a\ aient été entrepris sans idées préconçues et la déeoinerte de c« cycle repose sur des bases de statistiques purement météorologiques. Or, il se trouve

qu'en outre des cycles solaires éloig-nés de j i an& ou de 3, 7 ans, M. W. J. S. Lockyer a mis en évidence une longue période de 33 -ans environ concortlant assez bien avec celle de Brûckner qui, cyailleurs, n'axait pas été ^fixée définitivement. Vouloir "ne pas voir le rapprochement qui existe entre la grande période solaire et le cycle de Brûckner, c'est, comme nous le disions précédemment, se mettre un bandeau sur les veux.

M. Lockyer a publié, il y a quelques années, un tableau des pluies en différents endroits de la Terre depuis l'époque oii sont commencées ies observations. 11 est de toute évidence que l'action solaire se fail sentir non seulement dans les régions équatoriales, mais encore dans nos latitudes élevées. J'ai tracé uiie courbe analogue pour Paris en me servant des nombres donnés en 1885 par M. Renou du Bureau central, depuis 1800. La concordance avec la courbe moyenne des taches est frappante en ce sens que tout grand maximum a une influence sur la courbe des pluies dans les années qui suivent.

A Rothcsay, en Ecoç^e, l'accord est encore plus parfait, puisque non seulement la relation est évidente ejiitre la pluie annuelle et le nombre des taches, mais qu'on la retrouve avec plus ou moins de netteté dans les pluies tombées pendant certaines parties de l'année, en été. par exemple.

A Londres, comnu :'i Taris, la concordance n'^est pas aussi absolue ; il est difficile de trouver l'action de la période undécennale des taches sur la pluie, mais le cycle de Brûckner est très apparent. Si comme Ta fait M. Archibald Douglas en 1903, on

l'énigmk de notre climatologie . 255

tlispose les nombres qui représentent la (|uantité des pluies londonniennes depuis 1813, de la façon indiquée par Brïickner, on trouve que non seulement il existe une succession de périodes sèches et humides, mais que ces variations ont une influence sur le rendement des céréales dans les Royaumes-l^nis.

A Bruxelles, on retrouve les mêmes périodes sèches et humides. Il en est de même dans le centre de la France où j'ai pu tracer la courbe des pluies pour Bourges depuis plus de quarante ans.

En igo2, M. M. B. Subha Rao de l'Observatoire de Madras montrait que pour les pluies de Madras, de ATalabar, des Cihats occidentaux, de Ceylan, le mininium de pluie arrive presque exactement dans l'année de minimum de fréquence des taches, la différence étant seulement de une ajinée dans un petit nombre de cas. Il trouvait en plus que le maximum de pluie a lieu aussi quand se produit le maximum de fréquence des taches, toutefois la différence peut .s'élever à deux ou trois ans.

î.a même année, au mois de juin, M. I.ockyer Imuvait par l'examen des observations italiennes des protubérances sur le limbe du Soleil depuis 1871, f|u'en plus de la période undécennale il existe des mnxima et des minima secondaires h âvs intervalles de 3 ans et demi. Cette oscillation ne se retrouve pas dans la surface totale tachée fhi Soleil, mais elle se présente dans les latitudes des taches, de sorte qu'une auq^montation dans l'activité protubérantielle est associé-e :'i une diminni'"" -l»^ Inlitude de la surf-M^e tachée.

i>r, dans la courbe annuelle des pluies h Marlras,

256 l.F.S KNIGMF.S DF, l.A SCTENCF,

on i<'tr()ii\c cette pciiodc <lt' roiirti' cliurc plus apparente même (|iic la période undéfennalc.

Kn 1005, ]\T. IT. Cloiioh, du Hureau météorolog-i- (|ue de Wasliins^ton, arrivait à la ronclusion (pic h; cycle solaire et méléorolog^ique de 35 à ^(V aiUs va-rie en long-ueur pendant une période de 300 ans.

Déjà en juin 1902, M. Thos. W. King'smill a\ait remarqué une apparente coïncidence entre les périodes de taches et les périodes plus long"ues de la pluie et de la famine dans le nord de la Chine. Reprenant phrs tard la même étude en v ajoutant les observations faites dans le Sud de la Chine il arriva à i]vs conclusions Tort intéressantes :

« On trouve en effet dans les Annales des documents assez étendus sur la pluie, les famines et les taches <lu Soleil depuis l'année 620 jusqu'à l'année 1643, t-ouvrant une période de 1023 ans, documents recueillis par M. llosie en 1877. Evidemment les observations des taches, faute d'insliaunents, sont très frai^mentaires, ccpenilanl on \ découvre à première vue la période undécennale i\rs taches d'une durée movenne de 1 1 0S5 ans et (|ui, proloni^éc» pour les temps modi-rnes, se raccoi'de suflisamment bien avec les données européennes (]u siècle dernier.

« I/examen de ces documents solaires et météoroloq-iqu(;s coniluit à admettre plusieurs périodes de très longues durées.

Il l.a première semble couvrir les trois périodes de taches 664-697, bien qu'elle ne soit pas aussi apparente que les autres. La seconde couvie la période similaire du maxiimnn de 963 au maximum de 996 où en plus de deux années de sécheresse dans la

l'énigme de notre climatologie

Cliiiic septentrionale, 961 et 962, nous ne trumons pas moin,s de. 23 années sur 33 caractérisées par des sécheresçes excessives dans une ou plusieurs des provinces du nord.

'< La troisième couvre les périodej^ 1262-1 2()=,, où, en plus de l'année antérieure 1260, il faut noter 21 années de sécheresse dans les mêmes provinces.

« La quatrième est comprise entre les maxima de taches de 1561 et 1594 ; bien que moins marquée que la seconde et la troisième, cependant elle renferme 10 années de sécheresse en plus des années sèches préliminaires de 1557 et 1558.

« La cinquième période à longue durée doit donc couvrir le cycle de sécheresse également bien marqué qui, commençant vers l'année 1860, s'est continué jusqu'à la fin du siècle. »

Ce cycle de 300 ans correspondrait à 27 périodes undécennales de 1 1 ans et à 9 périodes de Brûckner.

Les grandes crues qui viennent d'éprouver si cruellement la France donnent à cette question de la périodicité des phénomènes météorologiques et de leur relation avec le Sf)leil un renouveau d'actualité.

Nous avons vu que dans la plupart <\cs stations tropicales, les périodes de sécheresse et d'humidité alternent selon un cvcle qui suit pas à pas.l'aclivilé solaire.

Comme je l'ai montré il y a quclc]ues années, aux latitudes élevées, surtout dans les grandes étendues continentales, moins soumises que les autres à l'influence d'un climat maritime, le transport de la vapeur d'eau, due h l'évaporation provoquée par le

ÉNIOMES DR TiA SCIENCE. 9

Soleil, met un temps notable à s'effectuer. Danj? ces contrées, les maxima de pluie, bien que séparés par un intervalle égal li celui du cycle solaire, ne coïncident pas avec les maxima de taches : il y a un relard dans les courbes, une sorte de décalage.

Au centre de la France, par exemple, oi^i j'ai pu réunir des observations depuis 1870, le phénomène est nettement marqué. Voilà pourquoi, soit dit en passant, le's inondations de la Loire, fleuve qui reste en entier dans le centre de la France, ne coïncident pas a.ec les maxima d'activité solaire, tout en présenta •■ des intervalles assez réguliers.

(■' 1 ainsi que le maximum des taches de iSiGa :\]V' :^' 'les crues ât la Loire en 1826 ; celui de 1820 ci: 18 ^r, ; (-chii de 1837 en 1846 ;.cclui de 1848 en : '5() ; celui de 1860 en 1866 ; etc., etc.

Ce rapport entre chaque pliase d'activité solaire et la quantité de pluie n'est cependant^ pas toujours aussi marqué. Kn examinant d'une façon générale les statistiques de pluies dans le monde entier, on s'aperçoit vite qu(^ c'est la grande période solaire ~rfe trente-cinq ans environ qui influe particulièrement sur le phénomène de la condensation pluvieuse, et par conséqiuMit sur le niveau des lacs et les inondations des fleuves.

La Seine va nous en donner un nouvel exemple. Les grandes crues de ce fleuve, celles de 1S02, 1807, 1817, 1850, 1872, 1876, 1879, 1-882, 1883, 1910 tombent toutes sans exception. pendant des périodes réglées par Tactivité solaire.

Après le grand maximum de 1870, il y a eu conuue une sorte de nulsnlinn pluvieuse à partir de 1879,

l'énigme de notre climatologie 259

Voilà pourquoi, dès 1903, alors qu'on attendait lugrand maximum des taches vers 1906, j'ai pu annoncer et prévoir la période humide qui nous a envahis.

Les crues de 19 10, si déplorables à tous égards, ne seront sans doute pas les seules que nous faisait prévoir l'activité du Soleil portée à son comble pendant les années 1905, 1906 et 1907.

Ces conclusions, je les ai publiées un peu partout : dans la New York Herald (janvier 1904), sous le litre L'activité solaire ci les pluies ; dans l'Almanach .Hachette de 1905. „ù j'ai donné la courbe des pluies en prévision.

« Le Soleil, diSais-je à cette époque, va subir comme dans la hèvre une hausse de température. L'évaporation des océans sera plus forte. Des 'précipitations aqueuses auront lieu et les pluies redoubleront d'intensité jusque vers 1918 avec un maximum vers 1912. »

Kn décembre 1903, jai Imi présenter à l'.Académie des Sciences une note dont j'ai encore le double et le reçu, et qui est restée dans les cartons d'un lionorable académicien, mort depuis, et qui n'eut jamais le temps d'en vérifier les calculs.

Bref, si toutes ces conclusions sont fondées, nous devons reconnaître que nous entrons actuellement dans une période sèche qui ne prendra fin qu'en 1935. Tels sont, résumés à grands traits, les progrès de cette question du rapport entre -les changements solaires et terrestres.

Comme nous le disions au commfencement de cette étude, la Météorologie sera une science le' jour où

26o LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

elle saura prévoir. C'est cette même idée que l'illustre Le Verrier émettait, il y a un demi-siècle, lorsqu'au moment de créer un service météorolog'ique international, il disait : « La Météorolog-ie ne paSsera à l'état de science que le jour où elle pourra prédire long-temps à l'avance la hauteur de la colonne barométrique. A l'heure actuelle, la Météorologie n'est qu'une collection de sciences reliées entre elles par des statistiques de toute nature. Il faut remercier les hommes dont nous avons cité les noms, comme MM. Stbnc, Meldrum, Balfour-Stewart, d'avoir entrepris, malgré certains métwjrologistes, de faire sortir la Météorologie de l'ornière où elle marche depuis un siècle.

(irace à la persévérance et au dévouement de sa- \ants comme M. Lockyer, on'peut dire que la véritable Météorologie vient de naître. Nous avons actuellement une base sérieuse d'opérations ; il la faut coUfServer à tout prix. La tâche est ardue sans doute, mais ne désespérons jamais. Apportons tous' les jours iK)tre pierre à l'édifice et disons-nous que derrière ces chiffres entassés sur nos registres, il y a une. cause en action, une. cause à peine soupçonnée sans (lonle, mais déjà entrevue, et qui saura un jour ou l'autre nous dicter les lois de la Météorologie de l'Avenir.

Où nous entraîne notre Soleil ?

Av^anl la dccouvcrlc de la graviLaliuii universelle la question du mouvement propre des étoiles et du Soleil n'était probablement jamais venue ti l'idée d'un astronome.

Théoriquement le lait ne pouvait même pas se supposer, et pratiquement, l'eijt-on admis (/ pi-iuri, il semblait dépasser tous les moyens d'investigation.

En réalité on avait, semblait-il aux observateurs, de bonnes raisons de croire à la fixité des points stellaires. Ptolémée n'avait-il pas indiqué plusieurs groupes <.le trois étoiles nettement alignées dans une même direction. Or, depuis les temps les plus reculés ces positions étaient restées idenliqvies, donc le ciel ne changeait pas.

Cette conclusion, Riccioli l'admettait presque à l'égal d'un axiome, car lui aussi avait trouvé bon nombre de combinaisons d'étoiles réparries suivant des (boites. Il en cite vingt-cinq qu'il avait observées pour sa part ; en y regardant de plus prés, il eût pu en déceler bien davantage.

Cette ignorance du mouvement relatif des corps célestes avait une excuse : toutes les observations étaient faites à l'œil nu, il était donc bien difficile d'arriver à une approximation môme grossière', ( i un changement de un tiegré dans les positions an-

ciennes fût certainement resté inaperçu clans tous les cas où la distance des astres observés aurait dépassé l'intervalle de 30 degrés.

La vieille croyance de la fixité absolue des étoiles semblait donc parfaitement fondée et même prouvée par l'observation. Aussi voyons-notis Copernic et Kepler eux-mêmes supposer les étoiles absolument

fixes.

Mais Newtoii vint et posa son fameux principe : les choses se passent comme si les corps s'attiraient en raison directe de leur masse et en raison inverse du carré des distances. Dés lors, théoriquement, aucune molécule de matière ne pouvait rester en repos dans l'univers., Les étoiles, le Soleil, tous- les astres devaient se mouvoir plus ou moins rapidement à travers l'espace. Mais ce qu'il était facile d'imaginer en théorie, il fallait le prouver par l'observation.

Halley, le premier, soupçonna, en 1678, les mouvements propres d'Aldébaran, de Sirius et d'Arcturus. En comparant les observations des premiers astronomes d'Alexandrie avec celles des temps plus récents, il fut amené à conjecturer que ces trois étoiles s'étaient avancées lentement vers le Sud.

Evidemment la conclusion de Halley ne p(ju\ait être bien précise étant donnée l'imperfection des nombres lui servant de base. Cependant l'idée était lancée, il ne restait plus qu'à accumuler les matériaux pour la confirmer. C'est ce que fit Jacques Cassini, en 1738. Dans un mémoire à l'Académie des Sciences il montra que la comparaison des observations de la latitude d'Arcturus faites par lui à l'Observatoire de Paris en 1738, avec les positions

trouvée; ; ir/Riclier dnu^ son xoya^c ,'i C";iy(iiiii . n ioj2, prouvait d'une iaçon certaine qu'en 66 ans Arcturus s'était rapproché de l'écliptique de 2' cnvirt)n. Les observations de Flamsteed à Gr<x;n\\irli en (')go ne firent que confirmer ces conclusions.

Toutefois lui doute rc^stait qu'il fallait lever à tout prix : l'intervalle entre Arcturus et récliptique ;ivnit diminué, cela n'était pas contestable : res;-nf :i ^1- \i)ir lequel des deux s'était déplacé.

C'est alors que pour trancher la question, Cassini eut l'idée d'en appeler à 'iVcho-Brahé. Sans doute k'S observations de cet astronome dataient de i5>"^4, environ, elles avaient été faites à l'ni] nu, mais e!l's étaient infiniment .supéri(>ures aux grossières aj)proximations de Ptolémée et de ses contemporains, pour cette raison que Tvcho-r>rahé s'était ser\ i d'iiist rinuents de mesure d'une précision ;mssi i^'rande ,que possible à son époque.

Cassini : observait en 773'"'. ^ ' l-à-diri; r 54 ans après Tycho-Brahé ; or, il fut manifeste que pendrmt ce long- intervalle la latitude d'Arcturus avait diminué de 5'3" tandis que l'étoile y, Rouvier située d.ins le voisinage n'avait éprouvé aucun déplacement si lisible dans le même espace de tenips. Ainsi, <lès lors que l'étoile de comparaison n'avait pas varié, il fallait conclure au déplacement réel d' Anlunrs cl non à celui de l'écliptique.

Cassini arrive à !,! même conclusion, pour l'étoile Sirius dont le déplacement avait été signalé' par Flalley. Il va même plus loin puisqu'il reconnaît dans plusieurs étoiles des variations de longitude. Il signale en particulier le cas curieux des trois plus

.belles étoiles de la conslcllation de l'Ait^le y, a, p, rangées presque en lig^ne droite par ascensions droites croissantes, la plus brillante étant au milieu dvs deux autres. Or y. s'éloigne de ^i pour se rapprocher de •;, si bien (jue dans un avenir éloigné, la disposition sera changée, on aura y. •; '^ ; la plus belle étoile sera devenue extérieure aux deux autres.

Ainsi, après les recherches de Cassini on ne peut plus douter que les étoiles soient animées de mouvements propres ou particuliers très différents les uns des autres. L'ancien dogme de la hxité des étoiles a sombré ; il ne reste plus qu'à accumuler les observations de position pour augmenter le nombre des mouvements propres connus. Dès lors le facteur temps devient une donnée fondamentale du problème au même titre que le facteur précision dans les observations.

Les mouvements propres des étoiles ont conduit les astronomes par une conséquence toiite naturelle à la découver1(> fhi mouvement réel de irotrc^ soleil dans l'espace.

Kn les étu<liant, il semble en effet naturel de se demander s'ils ne sont pas précisémeni ime consé- (|uence de notre propre déplacement.

O;- nous savons depuis longtemps que le mouvement de kl Terre autour du Soleil a ime répercussion sur toutes les étoiles : c'est l'aberration, phénomène en vertu duquel tous les astres paraissent décrire annuellement de petites ellipses dont le grand axe est constant. Cependant -à cet effet s'en ajoute un second dit de parallaxe annuelle séculaire, qui se poursuit toujours dans le même sens et qui dépend précisé-

ou NOUS ENTKAJNp LE SOLEIL -'')5

imiit (lu \ Cl iuiljlv cntrainfinciil (|uc suhil If .-.}. pleine sohiii-f à travers rcspace.

Le problème se complique donc étrangement (I il est facile d'en concevoir toute la difficulté.

Si le Soleil était seul en mouvement, les étoiles tlcmeuiant en repos, les résultats observés dans les (l*j»placem(Mits apparents de ces dernières sur la voûte céleste seraient simples et laciles à intcrpréti'r. (."Iiac|UL' étoilt". semblerait voyag^er yil arrière le long' d'un grand cercle de la sphère passant par deux, points opposés, l'un indiquant la direction vers laquelle tend le Soleil, l'autre celle d'oia nous venons. Ainsi toute:-, les étoiles sembleraient se diriger par un effet de perspective vers un même point du ciel ; et c'est l'endroit diamétralem.ent opposé, celui qu'on appelle apex ou point de mire solaire, qui nous indiquerait le point vers lequtT nous nous dirigeons.

Pour chaque étoile en particulier, la valeur du déplacement varierait alors en raison inverse de sa distance, et en raison directe du sinus de la distance angulaire de rapex>-^ax conséquent, en détermiriant la parallaxe annuelle, même d'une seiile étoile dérivant ainsi sensiblement, non seulement nous pourrions connaître la vitesse en kilomètres par seconde (.\u mouvement du Soleil, mais nous en arriverions à déduiie par un simple calcul, d'après la quantité relative de son mouvement apparent. le parallaxe de toute autre étoile dérivant d'une façon relative.

Malheureusement, les étj^les ne sont pas au repMJs ; 'lies ont des mouvements "propres souvent plus rapides que celui du Soleil ; les effets de perspective sont donc ainsi en grande partie masqués, et cependant

ils subsistent. Il est matliérnatiquemcnt certain que chaque étoile, quelle que soit sa vitesse propre, réfléchit le mouvement du Soleil suivant la position qu'elle occupe par rapport à lui. Dès lors, ce (|ue l'on appelle « h mouvement propre >' (.l'une étoile se eompose de deux'parties : l'uni' apparente et chu- au mou- \(Miu'nî ilu St)leil, l'autre apparltmant réellement à Téloile. C'est (ctte partie du mcnncniLiit <lue à la marche de notre Soleil dans l'espace qu'il s'ag'it de retrouver dans toutes les étoiles ayant un mouvement apparent "sensible. Le problème, on le voit, est extrêmement complexe et il a fallu le génie de William Hefschel pour en esquisser la solution.

Longtemps auparavant cependant, Fontenelle avait couru l'idée de la possibilité de ce mouvement lie translation du Soleil : " Toutes les étoiles fixes, dil-il, sont autant de soleils, centres, comme notre Soleil, chacun dans son 'tourbillon, mais centres seulement à peu près, et qui peuvent se mouvoir autour d'un autr(> point central général. Le Soleil pourrait lui-même se mouvoir de cette façon ».

Mais en 1 74S, Biadley fut beaucoup plus précis : (i Si l'on conçoit que notre système Solaire change de place dans l'espace absolu, il pourrait à la longue en résulter une variation apparente dans la distance^ angulaire des étoiles fixes ; alors, la position des ét'oiles voisines étant plus affectée que celle des étoiles très éloignées, leurs situations relatives pourront sembler altérées, bien que toutes les étoiles soient restées réellement immobiles. D'autre part si notre système est en repos et quelques étoiles animées d'ini mouv,e;nent, leurs positions app^/ente^ varieront

ou NOUS ENTRAINE LE SOLEIÎ. 267

réellement d'autant plus que les mouvements seront plus rapides, plus convenablement dirig-és pour être bien vus et que la distance des étoiles à la Terre.se trouvera moindre. Mais les positions relatives des ('•toiles sont ainsi soumises ii tant de causes de chang«'ment que, si l'on considère la distance énorme à laquelle certains astres sont placés, on adiiiellra sans ditlicullé f|ue la découverte des lois <lc ces chani^enienls apparents nécessitera les ()l)ser\ ations de beaucoup de siècles ».

Le mouvement du système solaire dans l'espace taisait, partie du système cosmique que Thomas \\'ri<4ht proposa dans sa théorie de l'L'nivers pu1)liéc en 1750. D'après lui. le Soleil avec son corlèi^e dt," planètes et toutes les étoiles chi lirmament, sont i-n continuel mouvement.

Bn 1760, Mayer pour la première fois essayait de déduire un résultat certain de l'examen des mou\emenls propres des étoiles ; ses recherches sur ce sujet sont contenues dans un mémoire coinmuniqué à rA(\-idémie des Sciences de Gottinj^en et inséré plus tard dans le premier volume de s<\s « Opéra inedita » paru en 1771. Après avoir dressé un cataloji^ue des mouxcments propres de 80 étoiles, il montre qu'on peut éjjalement expliquer ces mouvements, soit en imag-inant les étoiles animées de mouvements réels, soit en les supposant fixes et en admettant r|ue le .Soleil mobile entraîne avec lui la Terre et les autres planètes. Dans cette dernière hypothèse, les constellations vers Ic-squelles se dirige k- Soleil doivent augmenter graduellement de dimension, tandis que les constellations opposées diminuent. « C'est

ainsi, ajoute-t-il, que dans une forêt, les arbres à la rencontre desquels marche le promeneur lui semblent prog-ressivement s'écarter les uns des autres, alors que lès arbres situés à l'opposé paraissent au rontraire,se rapprocher ». Toutefois dans sa-conclusion il maintient que rien dans les mouvements propres observés ne fournil la preuve d'un déplareinent (juelconque cki Soleil.

L'année suivante (1761), Lambert dans ses Leiin-s cosmologiques, envisage la possibilité du fait (pie toutes les étoiles, y compris le Soleil, aient un mouvement dans l'espace ; mais pour lui le mouvement de rotation du Soleil sur son axe n'implique pas nécessairement un mouvement de translation. VA Merlan qui adopte les mêmes idées écrit en 1770 î « Comme le déplacement apparent des étoiles dépend du mouvement du Soleil aussi bien que de leur mouvement propre, il y aura peut-être un moyen de conclure de lii vers quelle région du ciel notre Soleil prend sa course ».

Lalande soutient avec raison que le mouvement de rotation ive va pas sans le mouvement de translation : « Le mouvement de rotation du vSoleil, dit-il, a dû être produit par une impulsion qui n'était pas dirigée vers le centre de gravité de l'astre ; mais une force aiiTsi dirigée n'engendre pas seulement un mouvement giratoire ,un mouvement de translation est la conséquence tout aussi nécessaire de son action, en supposant que le Soleil, déjà condensé dans sa forme actuelle, reçût un choc qui lui imprimât le mouvement de rotation ».

Kn 1783, William ITerschel étudie la question et

ou NOUS ENTRAINE LE SOLEIL 269

arrive à une conclusion diainétralement opposée à celle de Mayer. Ses recherches portent d'ailleurs sur les mouvements propres de sept étoiles brillantes, déterminés par Maskelyne : Sirius, Castor, Procyon, PoHux, Rég"ulus, Arcturus et Altaïr, Ces données semblaient indiquer que le système solaire s'av;incf vers la constellation d'Hercule en un point situé à 257" en ascension droite et + 25" en déclinaison, soit un peu au Nord de l'étoile À Hercule.

L'illustre astronome revint bientôt sur ses premières recherches. En 1805, il présentait à la Royal Societv un second mémoire sur le mouvement du système solaire. Son étude était basée cette fois sur !(• catalogue des mouvements propres de 36 étoiles publiés par Maskelyne en 1790. 11 fixa l'apex solaire en un point situé à 245" 52' 20" en ascension droite cl 49" 38' en déclinaison boréale. Ce résultat diffère ronsidérablement de celui auquel il était arri\é dans ses premières recherches : ces diverg-ences sont bien (]r nature à nous montrer la difficulté du proljlèn'ie.

Cependant la plupart des meilleurs astronomes de l'époque refusèrent d'adhérer aux conolusions d'Jlerschel. Biot dans la seconde édition de st^n Asti-onomic pJiysiqnc publiw; en i<Sri, après avoir étudié les mouvements propres de plusieurs étoiles, obtenus .par la comparaison des observations de Bradiey et Mayer avec celles de Maskelyne et Piazzi, fut amené à ronehne (|u'il n'existe pas de raisons suffisantes pour admettre que le système solaire se meut dms une direction déterminée.

Bessel dans ses Fitndaïuciiin AsI rnnotniœ publiés en 181S nrrivait'à la hiême cnncUi'^ion : il n'v aurait,

d'apri's lui, aucune évidence prépondérante en faveur de la direction supposée du Soleil vers un point de la constellrition d'Hercule. « On peut trouver, ditil, plusieurs points de la sphère céleste, assez élpii^nés les uns des autres, luêiTic diamétralotnent opposés,, vcr-s lesquels vont œnverg-er les directions de* moLivemen.is prf)pros d'un assez o^rand noniljrc d'éloiles ; mais il reste toujolirs trop ch- mouvements propres f-n dehors pour ciu'il soit possible de préférer avec certitude un point de concours aux autres ».

Burckhardt, Sir John Herschel et beaucoup d'autres, 'sans vouloir s'astreindre à démontrer la lég'i- 1 imité i\os C(mciUsions de "Rosscl, ]i:irta!^'-e:iient la mrme incrédulité.

Mais l'apparition en 1837 d"un(^ thèse présentée :\ l'Académie de .Saint-Pétershouri,"- par Aro-elander chang^ea l'aspect de la question. AV'illiam Mersdiel avait basé ses caler' ^ sur un très petit nombre d'étoiles ; Arî^elander • ■■;ul :i. sa disposition' 390 étoiles douées de mouven-- nts propres déterminés avec la plus scrupuleuse ex -ctiludc par la comparaison des observations de B'-i-.lley avec celles qu'il avait luimême exécutée- ■■ Abo en Finlande. Il trouva ainsi pour la position du point du ciel vers lequel le Soleil se dirii^e (rapportée à l'équinoxe moyen de 1792)

Ascension droite Déclinaison

Ce résultat déduit d'ime méthode fondée sur l'un dfs principes les plus délicats des sciences mathématiques, présente un tel accord avec la grossière détermination d'Herschel en 1783, qu'il fit en grande

im NOUS ENTRAINE LE SOLEIL '^ i

partie disparaître les doutes que certains nourrissaient encore au sujet des conclusions du g'rand astronome hanovrien.

Besscl, en 1843, à propos d'une bio^^rapiiie d'Herschel, abordait de -nouveau la C|uestion. Sans se rendre entièrement, il reconnut pourtant que le travail d'Argelander présentait de plus nombreuses ^'^aranties que toutes les déterminations antérieures.

Peu après, Otto Struve, en basant ses recherches sur les mouvements propres dv qoo ^étoiles environ, fut conduit à choisir coiume direction, de l'apex pour l'époque 179- :

Ascension droite iJéelinalson

« Le mouvement du système solaire dans l'espace, écrivait-il dans ses Etudes d'astronomie stellaire, est dij-ig-é vers un point de la voûte céleste situé sur la lig"ne droite qui joint les deux étoiles de troisième g'randeur t. et y. Hercule, h. un quart de la distance apparente de ces étoiles à partir de - Hercule. La vitesse de ce mouvement est telle que le Soleil, avec tous les corps qui en dépendent, avance annuellement dans la direction indiquée de 1,623 fois le rayon de l'orbite terrestre (ce qui donnerait d'après la valeur actuelle de la parallaxe solaire 242600000 kilomètres) avec une erreur de un septième en plus ou en moins ». D'après cet astronome, l'espace, parcouru par le Soleil en une année sous-tend un arc égal h o",33g2, vu à la distance moyemie des étoiles de première grandeur.

Or il fixe la parallaxe ntineniiL di:> ru»iltr> de

cette classe à o",209, ce qui lui permet de conclure que l'espace parcouru annuellement par le Soleil depasse le rayon de l'orbite terrestre dans la proportion de o",3392 à o",209. C'est ainsi qu'il trouve que l'espace absolu traversé par le système solaire dans le cours d'une année, est de 1,623 rayons de « rorl/ile terrestre, ce qui équi\'aut à 242600000 kilomètres.

Sans nous arrêter à parler de toutes les autres déterminations dont chacune se servait d'un groupe spécial d'étoiles et dont quelques-unes se servirent aussi des oncuvements stellaires observés dans l'hémisphère austral, qu'il nous suffise de rappeler ici que le mouvement splaire seul fut' suffisant pour rendre compte des mouvements propres des étoiles employées et qu'il convenait dis lors de rechercher s'il n'existait pas des mouvements systématiques des ' étoiles de nature à expliquer les discordances susdites comme ducs à la diversité même des groupes d'étoiles choisis.

De cette façon l'étude du mouvement propre du Soleil devenait d'une grande utilité pour la découverte des lois qui ont présidé à la construction de l'univers sidéral. On en vit une preuve, p. ex., en 1905 quand MM. Dyson et Thackeray à Cireenwich basèrent leurs recherches sur les mouvements propres des étoiles circumpolaires de Groombridge. Traitant séparément les étoiles du premier type spec- tral et du second type, ils obtinrent dans chaque cas des directions nettement différentes pour la route du Soleil.

Ainsi il existe dans le ciel des groupés particu-^

ou NOUS ENTRAINE LE SOLEIL 273

licTs dY'toiles de composition diverse, et qui suî- \ciU des directions propres ; nous allons voir que des études tout à fait Indépendantes des mouvements propres stellaires démontrent ce fait d'une façon en apparence irréfutable.

Au début du siècle, en effet, le professeur Kapteyn de Groning^ue, après une discussion approfondie des mouvements des étoiles de Bradley arrivait à cette conclusion que ri'nivers stellaire est formé de deux coyrants d'étoiles qui se pénètrent mutuellement et que toutes les étoiles examinées appartiennent à l'un ou l'autre de ces deux systèmes.

A la même époque et tout à fait indépendainment, M. H. C Plunimer, de l'Observatoire de l'Universrité d'Oxford, faisait remarquer que les faits connus indiquent l'existence de plus d'un univers.

Cependantj^ k l'Observatoire^ d€ Greenwicb, MM. Dyson et Thackèray faisaient une nouvelle réduction des mouvements propres des étoiles du catalogue de Groombridge. Le nombre des étoiles comprises dans ce catalogue est d'environ 4200, toutes sont situées dans une zone distante de moins de 38" du pôle nord. Devant cette masse de matériaux très précis, M. Eddington résolut de reprendre les recherches de Kapteyn. Il arriva ainsi à la conclusion que les deux courants de Kapteyn se retrouvent dans tous les cas et que toutes les étoiles, jusqu'au moins la grandeur 9,5, au nombre de plus d'un demi-million, sont comprises "dans la théorie. Les étoiles de l'un des courants semblent venir d'un point situé à 270° en ascension droite et -I- 18° en déclinaison, tandis que l'apex du- second courant devrait être placé

à 112° 30' en ascension droite et +58° en déclinaison. Notre vSoleil semble appartenir à ce second courant. M. Eddington a déterminé également le mouvement du Soleil par rapport aux deux courants combinés el a trouvé comme coordonnées de l'apex .solaire :

Ascension droite Déclinaison boréale

Cette position naturellement se trouvait très voisine de l'apex du pja;mier courant.

En 1908, le prol'es.seur Kobold, de l'Observatoire de Kiel, a repris le problème des courants stellaires et sa conclusion est venue confirmer d'une façon j^énérale les résultats précédemment obtenus.

Li'originalité de son travail a consisté surtout h mettre en lumière une erreur systématique introduite dans toutes les déterminations des savants qui avaient antérieurement recherché la position de l'apex, solaire. Il est évident que cette erreur doit être assez g'rande si le Soleil se meut en même temps qu'un courant d'étoiles, .sorte d'essaim voyageant de concert avec lui. Or, c'est précisément ce qui résulte de l'étude des' mouvements propres de 2 262 étoiles. La nouvelle méthode a permis de fixer la position de l'apex solaire au point qui a pour coordonnées

Ascencion droit Déclinaison boréale

Ce point est situé dans la Voie Lactée et très proclit du radiant de l'un des courante, du professeur Kapteyn.

ou NOUS ENTRAINE LE SOLEIL 275

Quanl à la vitesse avec laquelle le système solaire se dirig-e dans .lespace, la méthode suivie jusqu'en ees dernières années ne pouvait donner que des renseig-nements peu précis et subordonnés à diverses hy- OMihèses plus ou moins justifiées. Il fallait connaître, exemple, les distances des étoiles étudiées ; or, ces dis'tances ne pou\ aient être fixées que très précairement, et encore pour certaines classas d'étoiles seu-' Icnient.

(). Struve avait trouvé par l'examen des mouvements propres de 392 étoiles, que la distance parcourue par le Soleil en une année est égale à la distance moyenne des étoiles de première grandeur divisée par 600000. Or, la parallaxe moyenne des é'toi- Ics de la première grantk-ur serait d'après Elkin de (),o8c) seconde d'arc, ce qui correspond à une distanci- d(.' 2317500 fois environ la distance du Soleil à la Terre. Par conséquent la distance parcourue par le Soleil en une année serait environ quatre fois la distance du Soleil à la Terre ou à peu près les deux tiers de la vitesse- de la Terre sur son orbite autour du Soleil. Or, comme cette dernière vitesse est d'environ 29 kilomètres à la seconde, nous avons pour la vitesse du vSoleil dans l'espace environ 19,3 kilomètres par seconde. Avec la méthode dv vStruve, d'autres astronomes ont trouvé une vitesse variant de 10 à 50 kilomètres par seconde. I-â différence de ces résultats est due surtout à notre connaissance imparfaite des distances des étoiles de différentes grandeurs.

Toutefois, Kapteyn et Newcomb, après avoir très perfectionné les méthodes de leurs prédécesseurs,

s'accordaient à fixer à 16 kilomètres par seconde la vitesse approximative du voyage solaire.

Cependant, depuis une vingtaine d'années, on possède une méthode plus directe pour résoudre cet important problème. Cette méthode repose sur ce que l'on appelle en physique le principe de Doppler-Fizeau. Rappelons brièvement en quoi il consiste.

Christian Doppler, professeur do mathématiques à Prague, montra en 1842, que la couleur d'un corps lumineux, comme la hauteur du son émis par un corps, doit varier suivant que le corps s'approche ou s'éloigne. En voici la raison : la couleur et le son considérés subjectivement ne sont que des effets physiologiques, dépendant, non de la longueur d'onde absolue, mais (hi nombre d 'ondées entrant dans l'œil ou l'oreille dans un intervalle de temps donné. Ce nombre, il e^t facile de le voir, doit augmenter si la source lumineuse ou sonore s'approche de nous ; il doit au contraire diminuer si la distance de cette même source va en augmentant. Dans le premier cas, le corps vibrant pres.se les uries contre les autres les ondes qui émanent de lui, ces ondes se superposant d'une façon de plus en plus dense ; dans le second cas, le corps s'éloignant, les ondes se raréfient et l'espace occupé par un nombre idenli<|ur d'ondes se trouve ainsi augmenté.

Imi ce qui regarde le son, tout le monde peut se convaincre de la réalité de l'effet prédit par Doppler ; il suffit <l'écouter le siffiet d'une locomotive franchissant vme station en pleine vitesse. Le son, de plus en plus aigu, à mesure que la machine se rapproche, baisse ensuite très rapidement dès qu'elle s'éloigne.

ou NOUS ENTRAINE LE SOLEIL 277

Cependant Doppler ne réussit pas à appliquer son système au mcnivement des astres. L'étoile en se rappriH-hant, dexait changer de couleur, croyait-il ; perdre la lumière roug'i-, par l'xeniple, et dexcnir oraiig'éîe ou jaune; en s 'éloignant , au C()nlrair(\ elle perdait le violet (|ui tU'\'en;ut bleu ou vert ; d'où un rlian'g'<-ment général de couleur de l'étoile. Tliéoriv'|uement, le fait n'est pas douteux ; mais, en piatique, il est impossible d'appliquer le critérium au Soleil ou aux étoiles, parce qu'elles brillent d'une lumière continue. Leur spectre entier se déplace légèrement dans un sens ou dans l'autre sur l'échelle de réfrangibilité ; certains rayons normalement visibles passent dans l'ultra-xiolet ou l'infra-rouge ; d'autres, au contraire, invisibles en temps ordinaire, sont vus <^, l'une des (^trémités du spectre ; mais, de toutes t'aaons la somme totale dvs impressions sur la rétine restcî la même.

Fizeau, en 1848, montra cependant comment on pouvait appli(|uer le principe de Doppler. Dans le .*;prc1 II', lii-i! rem;ir(|uer, il n\ :\ p;is que les couleurs à 'Considérer ; nous obserxons encore une série de raies qui, normalement, 0(-cupent une certaine position facile h déterminer d'une façon très exacte ; (hms certaines conditions de mouvement, ces raies doivent suivre la dérivation g-énéral*:^ du spectre et se déplacer, soit vers Je rouge, soit vers le violet. Il suffit donc de mesurer ce faible déplacement poUr savoir de "combien le <-orps observé se meut vers nous ou flans une direction opposée.

En fait, 'le p'rincipe appliqué aux étoiles s'est montré, ces d.ernière;s années surtout, d'une très gfrande

utilité ; il nous a môme indiqué les vitesses radiales des astres, autrement dit, leurs mouvements sur li lig'ne de vision. Il permet ainsi, même pour les étoiles ayant un mouvement apparent perpendiculaire au noire, de détcnniner la composante réelle de oc mouvement.

Dans l'étude de la marche du Sok-il, ij était dés lors possible d'arriver à des chiffres absolus relative ment précis. II suffisait, m effet, de comparer la vitesse radiale moyenne d'un g'rand nombre d'étoiles situées dans la direction suivie par le Soleil avec la vitesse radiale des étoiles que nous lais.soris derrière nous. Les mouvements de rapprochement doivent, dans l'ensemble, dominer dans le premier cas ; les mouvements d'éloignement dons le second ;' la' moitié de la différence nioyenne représente alors la vitesse de transport de nôtre s^'stème relativement aux étoiles (Miiployées pour la comparaison. Peu importe d'ailleurs la distance des objets considérés ; les effets jjroduits par le rapprochement ou l'éloig-nement sur la lumière émise par, les astres en mouvement étttnt physiques et réels, la distance ne les modifie pas. Qu'ils s'effectuent aux confins de l'univers sidéral ou à la limite même de notre atmosphère, ils sont les mêmes pour des vitesses identiques et quand la source lumineuse est suffisante, on les découvre avec une égale facilité.

Malg-ré sa simplicité, cette méthode ne fut utilisée^ d'une façon efficace qu'au début de notre siècle. Si les premières expériences faites à Potsdam sur les vitesses radiales de 51 étoiles ne furent à proprement parler que des tentatives, l'application du prin-

Ù\i NOUS ENTRAINE LE SOLEtL ijij

clpe s'affirma néanmoins comme possible ot l'on fonda hur lui les plus belles espérances.

C'est ainsi que Vogel déduisit de cet essai un mouvement dt translation du Soleil égal à 12 kilomètres avec une erreur probable de 3 kilomètres en plui ou en moins. La vitesse propre de l'astre aurait, dès lors, été comprise entre le tiers et la moitié de celle tle la Terre sur son orbite >; il y avait là une certaine divergence avec les chiffres de Ot Struve et de L. Struve, qui, ,en employant les valeurs hypothétiques des distances des étoiles, avaient obtenu les i]vu\ tiers de cette vitesse.

On n'avait jusqu'à cette ép;oque observe aucun déplacement appréciable des nébuleuses ; la méthode spectroscopique, tout en donnant la possibilité d'aborder cette questicfn, pouvait en même temps fournir d'intéressantes données sur le problème de notre mouvement propre. C'est ainsi que Keeler, à l'Observatoire Lick, détermina en 1890-91 les vitesses radiales de 14 nébuleuses non résolubles en mesurant les fftibles déplacements de deux raies brillantes dans K^ur spectre. Corrigeant les observations en raison du mouvement de translation de la Terre, il a obk-nu les vitesses radiales, pour les 14 nébuleuses rapportées

au Soleil :

+ 18 kilomètres

kilomètres

fj

2So LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

Le signe I indique que la nébuleuse s'éloignr, le sig'nc — qu'elle se rapproehe : mais les ehiffies ne sont qu'une résultante, il faudrait .savoir de quelles (|uantités ils sont allectés par notre mouvement prf)pre de translation.

C'est précisément le proMème fjue Tisserand se proposa d'aborder : supposant connu le point de l'apex, il admet en principe {|ue les 14 \itesses particulières aux nébuleuses doiMut se (ompen.ser dans l'ense'mble, comme s'appliquanl à des moa\enients dirit;és dan.s les sens les plus divers : il arri\-a ainsi au chiffre de 15 kilomètres, ^peu différent en somme de relui -.qu'avait déduit Vogel dis \'itesses radiale,'? d'un certain nombre d'étoiles.

En 1901 le professeur Campbell ayant réuni a^ec le spectrograpbe Mills des matériaux suffisants, déduisit un mouvement solaire de 20 kilomètres environ par .çeconde vers un point situé à 227°3o' en ascension, droite et +20" en déclinaison. Cette vitesse se trouvait en parfait accord avec celle que venait d'obtenir M. Monck, de Dublin ; en comparant . les mouvements du Soleil à ceux de 2 000 étoiles du catalogue de Porter, ce dernier avait conclu en effet que la vitesse solaire est comprise entre t6 et 24 kilomètres par seconde..

. Cette vitesse de .:o kilomètres par seconde e.st regardée généralement comme exacte à un ou deux kilomètres près. Quant à la direction admise par Campbell, elle est plus sujette à caution parce que les 280 étoiles ayant servi de base au x^ calculs 'se trouvent, pom- la plupart, dans l'hémisphère Nord^ d'où un déplacement systématique .vers l'Equateur.

ou NOUS ENTRATNF. T. F SOLF.II 28 1

l^n icjio, le prof^sst'Lir Stroobant lil uiu' nouvelle (iétcrniination de vitesse du système solaire dans l'espace. Après avoir discuté les solutions antérieures du lirohlème, il adopta }n dernière valeur donnée par Xeweomb pour l'apex :

Ascension droite Déclinaison l)or('ale

et se l^asant sur les plus récentes déterminations des vitesses- radiales des étoiles, il calcula le déplacement du Soleil dans cette direction.

De la discussion de 49 étoiles situées près de l'apex supposé, M. Stroobant a trouvé 18,75 kilomètres comme vitesse de translation de notre système, tandis Cjue 15 étoiles entourant l'anti-apex lui ont donné 21,55 kilomètres par seconde. En combinant "ces résultats, il a trouvé que, en ce qui concerne les étoiles visibles à l'œil nu, le système solaire vovag'e \'ers l'apex supposé avec une vitesse de ig km. 40 par seconde. Cette valeur est un peu infériemc à relie (10 km. Sq T,52 km.) donnée par Campbeîl d'après l'apex (|u'il axait lui-niêmcî calculé ; elle rrprésente un déplacement annuel de 4,10 imités astronomiques. Dans son lra\ail très documenté et trè\i; consciencieux, M. Stroobant a classé de diverses façons les étoiles étudiées, donnant leurs positions, leurs g-randeurs, leurs types spectraux, etc. et il montre que les étoiles de types différents fournissent des valeur;^ diverses -pour la vitesse du svstème solaire ; ainsi 20 étoiles du type Orion donnent une valeur moyenne de 22,5 km. et semblent constituer , un svstème individuel dans l'univers stellaire.

28j LES ÉNIGMES DE LA SCIENCE

Vers la mcnic époque les piolcsseuis FrosL et Kapteyn publiaient la discussion d'une nouvelle valeur de la vitesse du Soleil à travers" l'espace : celle-cî avait été obtenue au moyen de la vitesse radiale des étoiles du type Orion. Les auteurs ne prirent que des étoiles peu éloignées de l'apex et de l'anti^apex, fixant î'apex à

Ascension droite Déclinaison bojéale

pour l'année 1875, o. Ils montrèrent en outre que les étoiles Orion sont en g-énéral à une grande distance de la Terre. Ce pourrait' être l'explication du fait que la vitesse obtenue esl de .^ kilomètres envirf)n pnr seeoiidr ])lus g"rande (|ue celle trouvée pnr Hough et Halni qui se son-t> servi d'im i:;frand nombre d'étoiles \'i)isines ; peut-être ces étoiles participent-elles jusqu'à un certain point au mou\'emeni du Soleil dnns respace.

!)ét;iil remarquable, la vitesse solaire relativement ;iux étoiles voisines de l'apex est d'une dizaine de kilomètres par seconde inférieure à la vitesse rapporter ;iu\ étoiles près de l'anli-apex, les solutions sépar-ées donnant r(\spectivemf'nt iS kilbm. 38 et 28 km. 38. D'après les auteurs cette différence serait due à ce que Iqs étoiles près de chaque point appartiennent aux deux grands courants stellaires. La valeur moyenne donnée comme résultat définitif de ec travail est de 23 km. 3 par seconde.

Le professeur Boss arrive même à un chiffre plus éle\é. Ses recherches qui ont porté sur les mouvcmenLç propres de plus de 5 ooo étoiles, uniformément

ou NOUS ENTRAINE LE SOLEIL 283

distribuées clans le ciel entier, lui ont permis de détt^rminer la position de l'apex solaire et de faire certaines corrections aux valeurs de Xewcomb pour les précessions et pour l'équinoxe de 1874. 11 fixe la position de l'apex pour 1S75, o à

Ascension droite Déclinaison boréale

Vo^52 -r i«,o8 à : i',53 +34<',28-ro°,9o à zi°,28

Comme ses devanciers il trouve des positions ditl"érentes suivant les étoiles choisies, les {grandeurs, les mouvements propres, etc., mais ces positions sont assez voisines les unes des autres.

Quant à la vitesse du Soleil dans l'espace, le pro lesseur Boss- trouve, que nous pouvons adopter le chiffre de 24 kilomètres par seconde.

Ce serait là une constante tout au plus provisoire, sans doute, mais assez approchée de la réalité.

D'après lui enfin la \aleur (19 km. 9) déduite des observations spectroscopiques est sujette à des objections inhérentes' à la méthode..

L'ensemble des résultats de son travail s'est montré tout à fait défavorable à l'existence des courants sLcllaires bien définis que croient avoir découverts Kapteyn et Eddington ; les mouvements propres feraient en fait dirigés dans tous les sens.

Quelles que soient ces diverg-ences sur des points secondaires dans le sujet qui nous occupe, nous pou- \ons conclure de la discussion de toutes les données que notre Soleil nous emporte dans la direction générale de la constellation de la Lyre, probablement dans le ^•oisinag•e de Véga et un peu au Sud de cette étoile.

Notre Soleil est animé d'uae vitesse comprise entre 20 à 24 kilomètres par seconde : le chemin parcouru en une année vaut donc environ 4 ou 5 fois la valeur du rayon de l'orbite terrestre.

Si Véga n'étaif pas plus éloignée que -y. Centaure notre plus proche voisine, il nous faudrait, pour l'atteindre, voyager pendant 70 000 années en admettant le chiffre minimum, pendant 56 000 ans seulement si l'on choisit la vitesse maxima.

Mais ce n'est là qu'une comparaison, car en lait \'ég;a est près de 6 fois plus loin que y. Centaure (5,8 environ) ; il faut donc augmenter les cliiiïrcs précédents dans la même proportion et nous pouvons dire que si Vé!«a restait à la même place dans le ciel nous arriverions dans son voisinage apiès un long voyage dont la durée serait comprise intir 325 000 et 400 000 ans.

Mais (jue sont 4 000 siècles dans l'histoire des ' cieux ! Si l'humanité existe encore à cette époque, lointaine pour nous, soyez certains qu'elle verra de nou\eaux cieux et (ju'elle pourra résoudre cette autre (|uestion que nous pouvons d'oras- et déjà nous l^oser : Quel genre de trajectoire décrivons-nous ?

Ouel(|ue solution (|Uc donne l'avenir à ce nouveau ^ problème, nous pmnons toutefois être assurés (|ue (\i[Uii 400000 ans les constellations de la voûte céleste n'nuront plus aucune ressemblance avec celles que nous .avons accoutumé d'admirer.

L'Enigme de nos Origines

lùi marge de l'Astronomie physique et de la Mécanique céleste, il existe une science assez peu connue et qui a nom Cosmogonie. Empruntant les données de la première et les certitudes mathématiques de la seconde, cette science qui ne tend rien moins qu'à surprendre les secrets de l'origine et de l'évolution de l'Univers, a reflété, depuis Kant, toutes les vicissitudes de nos théories sur la constitution de la matière et les lois qui la régissent.

Kant soutient, dans la Théorie du ciel, que. la matière devait être réduite au début à un état de division extrême ; les particules les plus grosses ayant attiré les plus faibles, des masses se formèrent peu à ,pcu : ce furent les étoiles.

Notre Soleil dérive, selon lui, i\\in mécanisme analogue ; mais, ici, les choses se compliquent : Pourquoi les planètes tournent-elles autour du Soleil dans le sens même de la rotation de cet- astre ? L'auteur suppose que les éléments, dans leur chute vers le centre d'attraction, se sont gênés mutuellement — • il y a eu des déviations latérales en cours de route ; le choc, en arrivant au but, a donc

été plus ou moins tangentiel, d'où rotation finale, (irâce à c€s déviations, il s'est aussi formé çà et là des^ tourbillons dont l'ensemble, en raison des chocs, ne laissa plus subsister que des mouvements circulaires de même sens que la rotation du Soleil.

Dans cette «procession en rond de petites massesagglomérées, les plus gros objets devaient finir par englober les plus petits : l'évolution des planctcs commençait.

Une 'tentative aussi neuve et aussi hardie venait avant l'heure ; 'elle ne pouvait éveiller cju'un faible écho dans le monde savant. Kant lui-même s'orienta vers d'autres recherches et lorsque, quarante années plus tard, Laplace abordait le même sujet, l'hypothèse kantienne était tombée dans l'oubli.

On a dit et répété que le célèbre auteur de la Mécanique céleste n'avait même pas connu l'œuvre de son prédécesseur ; et pourtant, plus d'un passage de Y Exposition du système du Monde rappelle presque textuellement certaines phrases de la Théorie du Ciel. A vrai dire cependant, les points de contact sont rares et les nébuleuses de Kant et de Laplace n'ont de commun cj-ue l'étiquette.

Le géomètre français n'envisage pas l'évolution d'un milieu raréfié partant de l'état de repos pour arriver aux mouvements constatés dans le monde solaire actuel ; sa nébuleuse est une masse sphérique de gaz portés à une très haute température.

On a fait à Kant le reproche d'avoir méconnu un principe essentiel de la mécanique : " Si, dans une nébuleuse, nul mou\ement de rotation ne préexiste à l'origine, mécaniquement, on ne peut concevoir

(d'aprèi une photographié)

Grande 'Nébuleuse d'Orion

l'énigme de nos origines 287

aucun pioccssus qui aboutisse à lui coniniunitjucr cette sorte de mouvement ". L'énoncé de ce théorème suppose toutefois que la nébuleuse est soustraite à toute action étrangère. Etait-ce bien le cas onvisat^é par Kant ? C'est ce qu'il faudrait dénionln;r en toute rigueur.

Quoiqu'il en soit, I>nplace ne saurait encourir semblable reproche... pour la raison très simple qu'il se donne un. rotation initiale. Ainsi, sa nébuleuse, cju'il étend dès l'abord jusqu'à là région extrême planétaire, tourne sur elle-même en se contractant. Comme dans la célèbre expérience de la goûte d'huile (le Plateau, elle va donc s'aplatir et laisser échapper des anneaux successifs. La lupturi- de ces anneaux donnera lieu à des globes distincts qui pourront euxmêmes fournir des satellites par un mécanisme analogue.

D'après l'exposé même de Laphux-, tt)us les hkjuvements dans une telle nébuleuse, circulations et rotations, devront reHéter la rotation initiale ; ils scTont clone directs.

Kn fait, lorsque parut VExposilion du^ syslcmc du monde, en i';f)G, Soleil, planètes et satellites tournaient précisément dans ce même sens direct ; ft cette constatation faisait dire à Laplace '" (|u'il \ avait plus de quatre mille milliards à parier contre un que ceci n'était pas dû au hasard ", mais était le résultat fatal du mouvement originel de la grande nébuleuse primitive.

A ceux qui auraient objecté que bon nombre de comètes tournent dans le sens contraire à la théorie, Laplace avait une réponse toute prête : ces as-

très, disait-il, n'appaiicnaicnt pas primitivement à notre système ; ce ne sont que des intrus punis de leur témérité ; dans leur vol à travers les espaces intersidéraux, ils se sont approchés trop près de notre Soleil qui les a capturés et plies à jamais sous le joug" de sa puissante attraction.

Or, peu d'années après que Laplace eut proclamé sa théorie avec une si belle assurance, l'expérience montra que le calcul dcfi probabilités n'avait jainais mieux mérité son nom ; on découvrait des satellites i\ Uranus et à^ Neptune et, malgré les quatre mille milliards de chances contre .une que leurs mouvements fussent directs, le sort se décidait pour le sens rétrograde !

Autre échec non moins sensible : les planètes, dans la théorie de Laplace, doivent, suivant un principe connu de mécanique, tourner plus vite que leurs satellites ; or tel n'est pas toujours le cas : Phobos, le premier satellite de Mars, accomplit sa révolution en une période trois fois plus courte que la rotation de sa planète et le bord iritérieur de l'anneau de Saturne manifeste une particularité analogue.

Devant un désaccord aussi formel entre la théorie cl l'observation, que fallait-il faire? Al^andonner l'hypothèse, évidemment, ou plutôt déblayer le terrain et bâtir à nouveaux frais. Mais tel est prestige qu'exercent les hommes de génie sur les générations, que celles-ci préfèrent suivre leurs idoles que s'avouer leur erreur. En vain, les progrès d'une science nouvelle, la Thermodynamique, s'accordèrent-ils à montrer l'insuffisance des conceptions de

l'énigme de nos origines 289

Laplace ; bien que le grand géomètre eût lui même présenté son hypothèse " avec la défiance que doit inspirer tout ce qui n'est point un résultat de l'observation et du calcul ", ses disciples et ses successeurs se crurent dans l'obligation de réparer les différentes parties d'un édifice qui, manquant de solides fondations, s'écroulait peu à peu.

Comment dès lors expliquer que des mathématiciens de la valeur du regretté Henri Poincaré aient pu dire en parlant de l'antique hypothèse : " Malgré les objections qu'on lui a opposées, malgré les découvertes que les astronomes ont faites et qui auraient bien étonné Laplace, elle est toujours debout et c'est encore elle qui rend le mieux compte des faits ? "

C'est qu'en réalité, si l'auteur de la Mécanique céleste revenait parmi nous, il lui faudrait réétudièr sa théorie, il ne reconnaîtrait plus son œuvre. Celleci, en effet, comparée à l'hypothèse kantienne, marquait, à notre avis, non un progrès mais un recul. Elle n'en a pas moins suscité de remarquables travaux ; parce qu'elle fut à proprement parler une hypothesis working, elle devait jouer en Cosmogonie le même rôle que la doctrine de Darwin dans le domaine des sciences biologiques. Grâce .à elle, toute une pléiade de savants, comme Lord Kehvin, Kirwood, Croll, C. AVolf de Paris, Roche de Montpellier, etc., ont abordé le problème de la condensation du Soleil, celui de la formation des anneaux, de leur rupture et de leur stabilité, tandis que plus récemment sir Georges Darwin étudiait à fond et

ÉNTGMHS DE LA SCIENCM. 10

SOUS un jour nouveau, la question des marées appliquée à la formation des satellites.

Entre temps, M. Maurice Fouché démontrait qu'étant donnée la rotation lente du Soleil, si l'on veut revenir en arrière et diffuser la matière primitive en une sphère gazeuse s'étendant jusqu'à l'orbite de Neptune, on se heurte à une impossibilité mécanique absolue ; on aboutit en effet à une rotation initiale insignifiante. Veut-on, au contraire, conserver cette vitesse, pour ne pas sortir de l'hypothèse de Laplace, on obtient dès lors un milieu tellement raréfié qu'on perd le droit de lui appliquer les propriétés des gaz et des vapeurs et par suite, celui de le soumettre aux lois posées par Laplace dans son Etude des atmosphères. Dans l'un et- l'autre cas, est-il besoin de le faire remarquer, la génération d'anneaux n'est plus concevable.

Au surplus, un milieu aussi raréfié que celui auquel on aboutit, si l'on diffuse tous les matériaux composant le Soleil et les planètes, dans une sphère d'un immense rayon, ne saurait présenter un haut degré de température ; d'après nos théories modernes sur la chaleur, un tel milieu ne peut être qu'obscur et froid. C'est la condensation des éléments en sphères de faible rayon qui, déterminant les chocs, peut seule nous procurer le haut degré thermique constaté dans le Soleil et les planètes à leur origine.

Et nous voici ramenés, par des voies détournées, aux principes de la Cosmogonie de Kant. Entre la théorie de Paye, publiée dès 18S4, et celle du philosophe allemand, nous apercevons, en effet, plus