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Si les étoiles ont des mouvements propres de translation, 1 est bien naturel de supposer que le soleil en a un aussi, . t que, par conséquent, tout est mobile dans l'espace.

Les astronomes étaient naturellement arrivés à cette conclusion aussitôt qu'ils eurent une idée exacte du système solaire, mais la vérification expérimentale de l'hypothèse, la détermination de la direction et de la grandeur du mouvement était un problème qui réclamait une suite d'observations d'une bien autre précision que celles qu'on possédait alv rs. W. Herschel cependant chercha à le résoudre, et réussit non-seulement à ouvrir la voie, mais même à donner un résultat satisfaisant.

Pour le comprendre, il faut admettre au préalable que, bien que les étoiles ne soient pas toutes placées à la même distance, c'est-à-dire fixées sur une sphère unique géométrique (hypothèse qui serait absurde), il suffit que notre soleil soit en mouvement, pour que toutes les étoiles nous semblent se mouvoir. C'est comme pour celui qui marche dans une foret ou une campagne quelconque ; tous les arbres

MOUVEMENT t>ROPRÈ DU SOLEIL 4D

et autres objets placés à différentes distances, bien que fixes, lui semblent aussi en mouvement. Il pourrait donc arriver qu'une grande partie des mouvements stellaires dont nous avons parlé plus haut fussent dus simplement à la translation de notre soleil, et ne fussent que des mouvements apparents ou, comme disent les astronomes, para ?lactiques. Mais, si une grande partie de ces mouvements est due à cette cause, il n'en est certainement pas de même de tous, et, par suite, le problème se complique de la combinaison du mouvement apparent avec le mouvement réel, la solution devient alors plus difficile.

Afin de surmonter ces difficultés, analysons séparément les faits, et commençons par supposer toutes les étoiles immobiles, bien que placées à des distances diverses, puis voyons quelles seront les conséquences dues au seul mouvement solaire.

1" D'abord le mouvement apparent se fera toujours dans un plan qui passera par l'étoile et parla trajectoire du soleil, ou (ce qui est la même chose), en vertu du principe mécanique des mouvements relatifs, la translation se fera toujours dans un plan qui passe par le soleil et par l'arc de grand cercle que l'étoile semble parcourir.

2° Pour une seconde étoile (toujours en la supposant privée de mouvement propre), il en sera de même, et, comme les deux plans se coupent suivant une même ligne, qui est dans le plan de la trajectoire du soleil, les deux grands cercles se couperont en un même point de la sphère céleste qui constituera ce qu'on appelle le pôle de translotion,

3" En prenant une troisième étoile toujours supposée immobile, ce troisième plan devra couper les deux autres suivant leur intersection commune, si bien que, en prenant

SECCtU. II. — 4

toutes les étoiles supposées immobiles, tous les plans de leurs mouvements apparents auront une intersection commune, c'est-à-dire un point unique de convergence qui indiquera, sur le ciel, l'endroit vers lequel se dirige le soleil.

4° Les mouvements apparents seront sujets à une loi très-simple : les étoiles sembleront diverger du côté vers lequel se meut le soleil, et converger du côté opposé, comme quand on se promène dans une allée bordée par deux files d'arbres parallèles qui divergent en avant, et convergent en arrière.

C'est là ce qui doit arriver dans l'hypothèse où toutes les étoiles seraient fixes et tous les mouvements apparents. Mais, si elles ont aussi des mouvements propres, le phénomène sera compliqué de la vitesse propre de l'étoile ; ce mouvement pourra se composer avec le mouvement apparent, le masquer et même le renverser. Comme c'est ce qui se présente dans la pratique, il faut donc recourir à un autre principe. C'est que, suivant toutes probabilités, les diverses étoiles auront des mouvements propres dirigés dans tous les sens possibles, et comme elles sont extrêmement nombreuses, il y aura en général une compensation, en sorte que la résultante de tous ces mouvements sera nulle, tandis qu'au contraire le mouvement unique dû à la translation solaire se manifestera dans sa pleine évidence.

Tel est le principe qui doit guider dans la discussion théorique de ces mouvements. Il faudra donc étudier les mouvements complexes des étoiles et trouver leur résultante absolue, laquelle pourra être considérée comme la résultante définitive du mouvement solaire, les autres mouvements devant être regardés comme étant accidentels et se neutralisant réciproquement. L'analyse mathématique moderne donne des règles précises pour déterminer une

résultante de ce genre, mais nous ne pouvons les développer ici.

Herschel cependant n'employa pas cette méthode précise ; traçant simplement sur la sphère céleste les grands cercles correspondant aux mouvements propres de diverses étoiles, il vit que les intersections des plans de leurs mouvements pris deux à deux convergeaient tous vers la constellation d'Hercule, et, ayant fixé la position la plus centrale de cette aire, il eut pour coordonnées du pôle de translation du soleil dans l'espace, les valeurs suivantes :

avouant d'ailleurs que ce n'était là qu'une simple approximation.

Après Herschel, le premier qui s'occupa sérieusement de la question fut Argelander. Comparant les positions des étoiles dans le catalogue fait sur ses propres observations avec celles du catalogue de Bradley, il en déduisit le mouvement propre de beaucoup d'entre elles, et trouva, pour les coordonnées du pôle de translation :

Par des recherches plus approfondies, Otto Struve trouva :

Puis W. Struve assigna pour ces coordonnées les valeurs suivantes :

M = 259° 9' et D = + 12° 51' ;

il fit en même temps remarquer qu'une partie de ces différences tenaient à quelques incertitudes dont étaient affectées les observations de Bradley, et montra que la diffé-

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rence en déclinaison pouvait devenir très-grande par suite d'une petite incertitude sur la latitude géographique de l'observatoire de Greenwich.

Ces travaux étaient tous fondés sur les observations faites dans l'hémisphère nord.

Galloway voulut discuter les observations de l'hémisphère sud, et, comparant les observations de Lacaille avec les résultats modernes, il détermina les coordonnées du pôle de translation comme suit :

valeur qui est presque la moyenne de toutes les déterminations précédentes.

Tout récemment, en 1877, M. Léo de Bail, en discutant les observations faites dans les observatoires de l'hémisphère sud, a conclu les valeurs suivantes :

Comme dans toutes ces valeurs l'erreur probable est entre 3 et 5 degrés, on voit qu'il existe un accord très-satisfaisant entre ces résultats dont la moyenne est :

iH = 261» 30', D = -f 27° en nombres ronds.

Il semble qu'on ne puisse douter qu'un tel résultat ne soit très-voisin de la vérité. On voit en outre que, pour trouver la direction de ce mouvement, il n'est pas nécessaire de connaître la distance des étoiles, puisqu'on ne s'appuie que sur le déplacement apparent.

Il faut cependant connaître les distances stellaires pour évaluer le mouvement absolu du soleil dans l'espace. Struve, se fondant sur les principes des distances stellaires, que nous exposerons plus loin, trouva que le mouvement

propre du soleil vu d'une étoile de cinquième grandeur située dans le plan de l'équateur céleste, dans une direction perpendiculaire à ce mouvement, serait de 3',508 en 70 ans, en ascension droite, de 0°,800 en déclinaison et de 3",597 sur le grand cercle ^

Considérant ce mouvement dans l'espace, sans s'occuper desdites distances hypothétiques, il en résulterait qu'il serait d'un peu plus qu'un rayon et demi (de 4,623) de l'orbite terrestre en un an, ou 240 millions de kilomètres ; mais cette valeur est très-incertaine, en raison de l'ignorance où nous sommes des distances absolues des étoiles.

Naturellement, ce mouvement ne peut pas être en ligne droite, et la direction en variera avec le temps; mais, sur ce point, c'est à nos arrière-neveux qu'est réservé l'honneur de répondre. On ignore absolument où est le centre de ce mouvement, s'il a un centre matériel et si la courbe ne dépend pas de la résultante de l'action combinée de plusieurs centres ; les tentatives laites pour le déterminer sont regardées comme des efforts prématurés.

Ayant établi ainsi le mouvement du soleil, si l'on revient à celui des étoiles, on pourra supprimer la partie purement apparente, et ce qui restera montrera la portion correspondant aux mouvements propres stellaires.

Les mouvements ainsi trouvés forment un des phénomènes en quelque sorte résiduels de l'observation , et ce n'est qu'après un très -grand nombre de siècles qu'on pourra les réduire en une loi; pour le moment, nous devons les considérer comme accidentels. C'est ce qu'a fait Struve : supposant chacun des ordres divers d'étoiles à une distance r du soleil et prenant pour les différentes étoiles un coef-