CHAPITRE m

La grandeur de la création est une des idées qui ellVayeuL la faible imagination des hommes. Quand on annonça pour la premièi'e fois que l'espace éthéré n'était plus limité par une sphère matérielle, et que les étoiles étaient autant de soleils, l'esprit humain fut comme abasourdi par l'immensité de l'univers qui lui apparaissait tout d'un coup, et par le nombre indéfini des corps qui le constituaient. Il chercha presque à échapper à ces conséquences en se retranchant derrière de fausses interprétations de la parole sacrée. Ne nous étonnons pas s'il en fut ainsi dans le passé, puisqu'aujourd'hui on renouvelle pour l'immensité de la durée ce qui s'était fait alors pour l'immensité de l'espace, et qu'on est porté à croire aux myriades de siècles que notre globe doit avoir traversées pour réaliser les formations géologiques que nous touchons avec la main. Mais une chose aidera à comprendre l'autre, et nous serons convaincus que l'œuvre du Créateur n'est commensurable qu'avec lui ; si elle n'est pas absolue dans l'infini et dans l'éternité, elle présente dans le temps et dans l'espace une immensité telle que nous

serons toujours hors d'état de la comprendre entièrement. Les distances des astres en général se calculent au moyen de la parallaxe; mais pour les étoiles, même avec les idées anciennes , la parallaxe diurne devait être très-faible ; on chercha donc à obtenir la parallaxe annuelle. Galilée fit observer le premier qu'en appelant AB (fig. 63) le diamètre

du grand cercle décrit par la terre autour du soleil, et S une étoile,si la hauteur sur le plan de l'écliptique en une station était DBS, elle devait être différente en une station opposée, si l'étoile était à une distance mesurable, et devenir par exemple BAS. Comme la mesure directe de cet angle pouvait être difficile en raison de sa petitesse, il proposa qu'on en fit des déterminations différentielles; à cet effet, il fallait choisir une étoile très-petite 2 à côté d'une autre très-grande S, laquelle, étant probablement plus voisine de nous, serait projetée sur le ciel en des points différents pour chaque position de la terre. De A, on verrait la grande en a, et de B en h. Par suite, en mesurant les distances 2a et ^b aux deux stations opposées de l'année, on aurait un déplacement dû à la parallaxe. Galilée affirme avoir essayé cette méthode, mais sans avoir trouvé de difïérences appréciables. Ayant donc expé-

rimenté sur beaucoup d'étoiles et ayant trouvé leurs dislances angulaires apparentes toujours constantes, il en conclut que ces astres étaient à des distances telles que toute l'orbite de la terre était négligeable par rapport à elles. Cette conclusion effraya ses contemporains, mais elle était la seule légitime, la seule qui agrandît l'œuvre divine des millions de fois. Pourtant, son instrument était bien loin de pouvoir donner autre chose que des mesures approximatives et grossières; la conclusion n'était donc pas rigoureusement établie.

Tous les astronomes postérieurs à Galilée tentèrent la détermination des parallaxes, et quand Flamsteed, Rœmer et Picard eurent découvert la fluctuation annuelle des étoiles, due à l'aberration de la lumière , Horrebowio crut avoir trouvé la parallaxe; il ne s'apercevait pas que le déplacement nouvellement constaté se taisait dans un plan perpendiculaire à celui de la parallaxe, c'est-à-dire dans le plan tangent à l'orbite terrestre , tandis que la parallaxe est située dans le plan du rayon vecteur. (Voy. ci-dessus fig. 62.) C'est chose digne de remarque qu'avec ces incertitudes on avait véritablement trouvé la preuve tant cherchée du mouvement de la terre, comme Bradley le fit voir plus tard ; mais on fut longtemps avant de le comprendre. Cette preuve était beaucoup plus sûre et plus grandiose que celle fournie par les parallaxes, mais elle ne pouvait aider à déterminer les distances stellaires.

W. Herschel, se fiant à ses nouveaux instruments, d'une force inconnue jusqu'alors, aborda le même problème sans réussir à le résoudre; il fut néanmoins récompensé de ses eftbrts par la découverte des étoiles physiquement doubles, c'est-à-dire des étoiles qui tournaient l'une autour de l'autre dans une période à elles propre, d'un très-grand nombre d'années.

140 IMMENSITÉ DE ^'ESPACE STELLaIKE

C'est ainsi que la reclierche iufruclueuse du problème des parallaxes a produit deux grandes découvertes cosmiques.

Il était réservé à la perfection des instruments modernes de donner une solution décisive de ce problème. Bessel, étudiant avec son héliomètre l'étoile 61 du Cygne, et la comparant aux étoiles voisines, lui reconnut un déplacement annuel de 0',7 environ et en fixa la parallaxe annuelle à 0", 35. De ce résultat, on con(']ut ({ue la distance de cotte étoile à la terre était de 589,043 rayons moyens de l'orbite terrestre, et que la lumière mettait neuf ans environ à venir de cet astre jusqu'à nous.

La plus grande ligne dont les astronomes puissent disposer comme base, ne sous-tendrait que deux tiers de seconde à peine, vue de cette étoile. Les distances stellaires sont donc tellement grandes que l'unité qui nous sert pour le système solaire se trouve trop petite. Aussi , pour les exprimer, se sert-on plutôt du temps que la lumière emploie à parcourir ces immenses distances. La vitesse de la lumière étant de 300 000 kilomètres par seconde, elle arrive du soleil à nous en 493^,3, elle met donc 8"',13s,3, à parcourir cette distance, qui sert habituellement d'unité pour les distances planétaires.

Mais, comme une parallaxe d'une seconde suppose une distance de 20G,2G5 fois cette unité, il faut 3 ans 224 millièmes ou 3 ans et 3 mois pour que la lumière arrive d'une telle étoile jusqu'à nous. Cette quantité, qui équivaut à environ 5,000 millions (5 milliards) de rayons terrestres, est prise pour unité dans les calculs stellaires. Mais aucune étoile encore, que l'on sache, n'a de parallaxe d'une seconde entière ; elles sont donc toutes à une distance plus grande que cette prodigieuse longueur.

Le succès de Bessel encouragea les astronomes, qui tentèrent l'expérience sur d'autres étoiles et spécialement sur les grandes, douées de plus grands mouvements propres, les supposant plus voisines; mais ils réussirent peu. La seule étoile qui semble avoir fourni des résultats certains est a du Centaure, qui aurait 0',9 de parallaxe ; elle a été déterminée d'abord avec des observations méridiennes , puis confirmée par des observations différentielles. Nous donnons la liste suivante des parallaxes probables de quelques étoiles, mais nous prévenons le lecteur que des autorités très-respectables ont des doutes graves sur ces valeurs. Le docteur Wichmann, successeur de Bessel, nous a avoué avec candeur qu'il ne tenait pour certaine aucune parallaxe, pas même celle de la 61*^ du Cygne, parce que trop d'éléments peuvent fausser les observations qui doivent se faire en des stations très-différentes et opposées où les instruments subissent des variations considérables. Toutefois, sans être aussi exclusifs, nous dirons qu'une parallaxe qui ne dépasse pas un quart de seconde est un résultat que la science peut difficilement aujourd'hui garantir comme certain.