CHAPITRE PREMIER

Depuis les siècles les plus reculés, les astres qui ornent le firmament ont été partagés en astres fixes et astres errants. Les premiers furent appelés étoiles, les autres planètes et comètes. Dans l'enfance de la science, quand on concevait la

sphère céleste comme une voûte solide, on supposait nécessairement les étoiles fixes et, par suite, fixées à cette voûte d'une manière invariable. Il ne pouvait en être autrement puisque, même quand l'esprit humain eut fait le grand pas de se figurer la terre comme suspendue dans l'espace, il ne put expliquer la façon dont elle se comportait qu'en la supposant placée au centre du monde. Ce ne fut qu'après un nouveau et gigantesque progrès de la science, qu'on put se représenter la terre, stable dans sa masse, tournant autour du soleil qui, à son tour, devint le centre du monde. Puis, une fois entré dans cet ordre d'idées, on comprit que la stabilité de tous les objets qui sont placés à la surface d'un corps céleste était très-compatible avec la translation de ce corps dans l'espace ; il en résulta comme conséquence que le soleil lui-même, avec tout son système, pouvait être en mouvement, et avec le soleil toutes les étoiles, du moment que la sphère solide s'était déjà évanouie pour toujours, et l'on ne put dorénavant s'imaginer les étoiles que comme autant de soleils indépendants du nôtre, placés à des distances immenses, dont nous ne pouvons nous faire une idée.

La mobilité des étoiles était ainsi un corollaire de la théorie cosmique qui avait prévalu. Là, comme en tant d'autres sujets, le génie de Halley ouvrit la voie. En comparant les positions données par les catalogues primitifs, pour Sirius, Arcturus, Aldebaran et autres étoiles, il vit qu'après avoir tenu compte de toutes les variations progressives dues à la précession des équinoxes et des mouvements périodiques annuels, ces positions différaient de 37', 42' et 33' de celles observées de son temps, quantités qu'on ne pouvait attribuer ni à des erreurs de copistes ni à des erreurs d'observation. Le changement d' Aldebaran est aussi confirmé par une or.cnltntinu observée en 509 après J.-C, le 11 mars, à

4thènes, chose qui, suivant la théorie de la lune, n'aurait pu se produire si l'étoile avait occupé alors la même place qu'aujourd'hui.

De ce moment, la probabilité d'un mouvement dans les étoiles était devenue une certitude; mais les observations grossières des temps antérieurs et la petitesse de ces mouvements ne laissaient subsister aucune sûreté dans les conséquences pratiques. Il était réservé aux temps modernes de faire des observations d'une précision telle qu'on pût avec une base certaine déterminer des lois, en déduire des conséquences , même pour un intervalle de temps assez court entre les observations. Pour comprendre la difficulté du sujet, il suffit de remarquer que, pour la majeure partie des étoiles, ces mouvements n'atteignent pas 1 ' ' par an ; et que les plus grands n'excèdent pas 6' à 7", valeui's que l'on ne trouve que pour un très-petit nombre d'étoiles exceptionnelles. Jusqu'au moment donc où les observations sont restées approchées à un petit nombre de secondes près, de tels mouvements devaient se confondre, pendant un très-grand nombre d'années, avec les erreurs d'observation. Pour faire une bonne observation, il ne suffit pas de l'habileté de l'astronome; il faut aussi une grande perfection de l'instrument, et on ne commença à atteindre cette perfection qu'à l'époque de Bradley, il y a un peu plus d'un siècle, quand Graham et Bird perfectionnèrent les divisions des cercles, les horloges et les instruments de passage. Alors on commença réellement à être en mesure de se débrouiller dans ce dédale. Les modernes, profitant de ces données antérieures, ont pu déterminer ces mouvements avec une grande précision, et ils arrivent à les fixer de mieux en mieux avec les progrès du temps. Ainsi Argelander, comparant ses observations avec celles de Bradley, et d'autres encore après lui, purent amener

la science h la solution précise du grand problème. Le tableau placé à la fin de ce chapitre (page 37), extrait de l'ouvrage de Struve, intitulé Stellarum fixarum, in primis duplicium atque miiUipUchnnpositiones mediœ, etc., p. cliii •et suivantes, PeirojjoU, 1852, contient une liste des étoiles qui ont un mouvement propre plus grand que 10" en 70 ans et qui sont parmi les plus brillantes. La liste originale est beaucoup plus considérable et contient beaucoup de mouvements plus petits que ceux-là, mais nous avons cru que celle-ci pourrait suffire à nos lecteurs.

Dans ce tableau, la première colonne contient le nom des étoiles; la seconde, leur position approximative en ascension droite M exprimée en heures, minutes et secondes, et la déclinaison D en degrés et dixièmes de degré seulement ; la quatrième un coefficent À dont nous donnerons plus loin la signification ; la cinquième , la sixième et la septième , le mouvement propre en ascension droite, en déclinaison, et sur le grand cercle, c'est-à-dire la grandeur apparente résultante en secondes d'arc pendant 70 ans. Nous donnerons plus bas l'explication des autres colonnes. La petitesse des mouvements est ici mise en évidence. Un examen plus attentif nous révèle d'autres particularités importantes.

1° Il est impossible de ne pas reconnaître dans cette liste tune loi des signes. Dans les ascensions droites, les signes sont presque tous -f dans les premières six heures, et — dans les six autres ; ils redeviennent + de 12 à 18, et finalement les — prévalent. Pour les déclinaisons, les mouvements dominants sont négatifs dans les 12 premières heures et positifs dans les dernières. De cette distribution systématique des signes, il est facile de conclure qu'il doit y avoir une cause commune, qui leur impose une loi de ce genre, et que, à j^riori, on ne peut l'attribuer aux mouvements individuels des étoiles, qui,

par leur nature, devraient être dirigés dans toutes les directions.

2° M. Procter a construit graphiquement dans quelques tableaux les mouvements propres principaux d'un grand nombre d'étoiles, et il est arrivé à cette conséquence importante que les directions de ces mouvements sont identiques dans certains groupes naturels d'étoiles voisines. Ainsi, par exemple, dans le groupe des sept étoiles de l'Ourse, les cinq p. Y, 0, e, t, et quelques autres voisines de cette dernière vont toutes dans le même sens, tandis que les deux autres a et •/) vont en sens opposé. Nous avons déjà vu que a est d'un type spectral différent des autres, et que, par suite, elle ne semble pas appartenir au même groupe. Cela montre que les premières forment un système auquel n'appartiennent pas les deux autres. Dans les Pléiades, elles vont la moitié dans un sens, la moitié dans l'autre; dans les Gémeaux, un trèsgrand nombre de groupes ont la même direction de mouvement, qui varie pourtant d'un groupe à l'autre.

3° En examinant théoriquement des mouvements de ce genre, il est facile de comprendre qu'ils peuvent être ou réels ou apparents, ou l'un et l'autre à la fois. Dans le premier cas, l'on ne peut avoir le même mouvement sans que les étoiles visibles forment un système particulier, qu'il nous serait possible de découvrir et qui serait soumis à certaines lois de mouvement commun, cljose bien difficile à admettre. Mais ces mouvements peuvent aussi être apparents, et dus au mouvement de l'obsen^ateur dans l'espace, c'est-à-dire au mouvement du soleil qui transporte tout notre système; enfin, les deux choses peuvent avoir lieu en même temps. Il est donc nécessaire d'étudier à fond les particulariés de ces mouvements ; aussi l'importance de ces phénomènes est-elle très-grande. Mais elle apparaîtra plus

>4 MOUVEMENTS STËLLAIRES

grande encore quand nous aurons étudié ces mouvements dans leurs relations avec d'autres particularités des étoiles.

4° Une chose importante à étudier, c'est le rapport qui existe entre les mouvements propres et les grandeurs des étoiles. Pour obtenir une loi il faut prendre le résultat qui dérive de la comparaison simultanée d'un grand nombre d'étoiles, parce que, en s'engageant dans les cas particuliers, on trouve une irrégularité trop grande. En effet, un coup d'œil donné sur le tableau des pages 37 et suivantes, nous montre qu'en général les plus grandes étoiles ont aussi les plus grands mouvements propres; il y en a cependant de très-petites, 61 du Cygne, 4830 Groombridge, 40 Eridan, qui ont cependant des mouvements très-étendus.

M. Struve, d'une discussion des mouvements propres des plus brillantes étoiles de Bradley, au nombre de 180, a déduit les valeurs suivantes :

1- catégorie : t Mouvement en ^R. = l]"/]^] dans l'intervalle

f^n-and. moy., " endecl... = Il ,46 de75ans,avec

2 1/2. » sur le grand 180 étoiles.

' [ cercle = 16",67 ]

Pour les étoiles moindres, de grandeur moyenne, 5 1/2 •

[ Mouvement en A^ = 4",68 j

2^ catég. : gran- \ » en décl =: 3 ,53 r en 75 ans avec

deur 5 1/2. j » sur le grand l 206 étoiles.

{ cercle = 6 ,71 )

Tous les astres de ces deux catégories pris indistinctement donnent en moyenne :

Mouvement en A^ — 7", 94 \

» en décl = 7 ,29 J en 75 ans.

» sur le grand cercle. = 11 ,87 )

Considérant ensuite les étoiles plus petites non comprises dans les observations de Cradhw , mais observées par

Lalande, Groombridge et Piazzi, on trouve qu'en 30 ans elles donnent :

Mouvement en M =; 1",117

» en décl — 0 ,821

Récapitulant et réduisant tout à l'intervalle de 30 ans, on a :

GRANDEUR