LE SPECTROSCOPE ET LES MOUVEMENTS STELLAIRES

troscopes actuels pouvaient indiquer des déplacements beaucoup plus faibles, et, pour déplacer de l'intervalle qui les sépare les deux raies Di et Dj du sodium, il suffit de 304 kilomètres par seconde; on obtiendrait donc le dixième de ce déplacement avec une vitesse sensiblement égale à celle de la translation de notre terre autour du soleil. Nos nouvelles expériences ne purent être exécutées qu'en 1868, et nous trouvâmes alors que, pendant que la raie F coïncidait avec E^ de l'hydrogène dans la Lyre, elle ne coïncidait pas avec elle dans e de la grande Ourse et d'autres étoiles ; seulement la faiblesse de nos moyens laissait toujours incertaine la valeur et quelquefois le sens du déplacement. Aussi abandonnâmes-nous momentanément ce travail.

M. Huggins cependant, après nous, et armé de meilleurs instruments, a repris les mêmes recherches et a obtenu des résultats dan^ lesquels il témoigne beaucoup de confiance. La Société royale de Londres fit pour lui l'acquisition d'un réfracteur parallactique de 15 pouces d'ouverture et de tous les appareils les plus perfectionnés nécessaires à cette étude.

Voici quelques-uns de ces mouvements stellaires. Sirius s'éloigne de la terre de 27 kilomètres par seconde (correction faite du mouvement de translation de la terre ellemême). Betelgeuse se rapproche de 20 kilomètres, Rigel de 15, Regulus de 28, Castor de 15; celles de l'Ourse p. Y, 0, e, Ç, etc., s'éloignent ; au contraire, Arcturus se rapproche de 55, Véga de 4G, a du Cygne de 39, a de la grande Ourse de 60 kilomètres; y du Lion, s du Bouvier, a de Pégase, a d'Andromède, toutes se rapprochent.

Mais, à peine ces résultats furent-ils publiés par M. Huggins, qu'on vit qu'ils étaient contraires aux nôtres, et cela souleva bien des difficultés. M. Vogel s'occupa de la question; il trouva, pour quelques-unes des étoiles, des

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résultats tantôt conformes, tantôt contraires aux nôtres. A Greenwich, on a répété quelques observations qui donnent, pour la Lyre — 19 kilomètres, pour différentes étoiles, tous mouvements négatifs, c'est-à-dire des éloignements ; pour l'Aigle, mouvement incertain, pour a de Pégase — 20. Les étoiles fj, Y, S, e, î; de la grande Ourse s'éloignent de 20 milles par seconde, tandis que « et v) se rapprochent. Étant donnés ces résultats contraires obtenus bien souvent dans le même observatoire, et pour la même étoile, ainsi qu'on le voit dans les tableaux de Greenwich, étant données aussi les énormes différences entre deux observations, ainsi que le nombre des mouvements négatifs, tout cela induisait à soupçonner quelque erreur systématique.

Nous entreprîmes pourtant une recherche consciencieuse sur les causes d'erreur qui pouvaient intervenir dans ces opérations. Bien que ces recherches ne soient pas terminées, nous pouvons néanmoins afûrmer que nous serons conduits à cette conclusion : que beaucoup de ces déviations peuvent être dues à un véritable défaut des instruments^ et que, pour le moment, étant donnée l'incertitude du principe théorique, nous manquons d'un moyen pratique assez sûr pour déterminer cet élément.

Depuis que nous avons posé ces objections, M. Christie, à Greenwich, a repris les mêmes observations et s'est trouvé d'accord avec M. Huggins. M. Langley aurait trouvé la confirmation de cette théorie dans la rotation du soleil déjà indiquée par nous. Mais, malgré ces résultats, tous les doutes ne sont pas encore dissipés, parce qu'il s'agit de quantités extrêmement petites. En outre, il faut remarquer que le résultat expérimental ne suffirait pas à résoudre le doute théorique, parce que les variations spectrales pourraient dépendre seulement du mouvement vrai de la terre

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qui s'éloignerait ou se rapprocherait de l'étoile, et non de celui d'une étoile réellement en mouvement dans l'espace. Nous faisons cette déclaration avec d'autant plus de franchise, que nous avons été peut-être le premier à attirer l'attention des savants sur cette question'. Toutefois, si ces difficultés pratiques peuvent être surmontées, et si la théorie est mise hors de contestation, nous pourrons par ce moyen arriver à étudier les mouvements propres même dans la direction du rayon visuel, et, en les comparant avec le mouvement latéral donné par les observations méridiennes, on pourra déterminer la résultante totale, au moins par approximation. Mais, pour le moment, la petitesse de la déviation, jointe aux doutes théoriques et à la difficulté des expériences, n'inspire pas la même confiance dans cette méthode que dans la méthode ordinaire.

Pour faire voir que nous n'exagérons pas ici les difficultés, nous dirons que, tandis que le spectroscope assignait à la comète de Coggia de 1874 une vitesse vers la terre de 46 milles anglais, cette vitesse n'était en réalité que de 24 milles.

1. Voir le Bulletin météor. de robsevvatouc du Collège romain, 1863, n"» 15, 16, n, et aussi les Comptes-Rendus de l'Ac. des Sciences de Paris, laars 1863.