Fomalhaut, ou a du Poisson austraL

On peut penser qu'en général les plus brillantes sont les plus rapprochées, et qu'elles nous paraissent d'autant plus petites qu'elles sont plus disr tantes de nous. Il suit de là que le nombre des étoiles doit augmenter en raison inverse de chaque grandeur, que les astres qui forment la seconde série, par exemple, se trouvant sur un cercle visuel plus éloigné, et par conséquent plus grandquecelui de la première série, sont plus nombreux, que la troisième série est plus riche que la seconde, etc. C'est précisément lace que l'on observe. On compte environ 55 étoiles de la seconde grandeur, 170 de la troisième, 500 de la quatrième, etc. Voici du reste un moyen facile de connaître approximativement le nombre des étoiles de chaque ordre. On a observé que chaque classe est ordinairement trois fois plus peuplée que celle qui la précède , de sorte qu'en multipliant par 3 le nombre des astres qui composent une série quelconque, on a à peu près le nombre de ceux qui composent la série suivante. Par cette estimation, le nombre des étoiles des six premières grandeurs, autrement dit, celui de toutes les étoiles visibles à l'œil nu, fournirait

un total de 6000 environ. — Généralement on croit en voir bien davantage, on croit pouvoir les comp» ter par myriades, par millions : il en est de cela comme du reste, nous sommes toujours portés à l'exagération 1 Cependant, en fait, le nombre des étoiles visibles à Tœil nu, dans les deux hémisphères, sur toute la terre, ne dépasse pas ce chiffre, et même il est bien peu de vues assez bonnes pour aller au delà de quatre à cinq mille.

Mais là où s'arrête notre faible vue, le télescope, cet œil géant qui grandit de siècle en siècle, perçant les profondeurs desçieux, y découvre sans cesse de nouvelles étoiles. Après la sixième grandeur, les premières lunettes ont révélé la septième. Puis on est allé jusqu'à la huitième, la neuvième. C'est alors que les milliers ont grossi jusqu'aux dizaines de mille, et que les dizaines sont devenues des centaines de mille. Des instruments plus perfectionnés encore ont franchi ces distances et ont trouvé les étoiles de la dixième et de la onzième grandeur. De cette époque on commença à compter par millions. Le nombre des étoiles de la douzième grandeur est de 9 556 000 ; ajouté aux onze termes qui le précèdent, il dépasse quatorze millions. A l'aide d'une amplification plus puissante encore, on dépassa de nouveau ces bornes. Aujourd'hui la somme des étoiles composées de la première à la treizième girandeur inclusivement est évaluée à 43 000 000. Le ciel s'est véritablement transformé. Dans le champ des télescopes, on ne distingue plus ni

constellations ni divisions; mais une fine poussière brille là où rœil, laissé à sa seule puissance, ne voit qu'une obscurité noire sur laquelle ressortent deux ou trois étoiles* A mesure que les décou-

\ertes fmerveilleupes dejl'pptique augmenteront la puissance visuelle , toutes les régions du ciel se couvriront de ce fin sable d'or, et un jour viendra

OÙ le regard étonné, s'élevant vers ces profondeurs inconnues, se trouvant arrêté par l'accumulation des étoiles qui se succèdent à l'infini , ne trouvera plus devant lui qu'un délicat tissu de lumière.

Quelle étendue occupent ces myriades d'étoiles qui se succèdent éternellement dans l'espace? Cette ^Fig. 22. question a toujours eu le don de Le môme captiver l'attention des astronomes

kVu a roeil nu. . i . ^^ ■» • i

aussi bien que celle des simples penseurs; mais on n'a pu commencer des recherches relatives à sa solution qu'à une époque très-rapprochée de nous, lorsque les moyens si minutieux d'y parvenir nous furent accessibles. Les anciens ne se formaient pas la plus légère idée de la distance des corps célestes, pas plus que de leur nature. Pour la plupart, c'étaient des émanations de la terre, s'étant élevées comme les feux follets au-dessus des endroits marécageux, et ce serait une longue et curieuse histoire que celle de toutes ces idées primitives si peu en harmonie avec la grandeur de la création. Pour pouvoir mesurer la distance des étoiles les plus proches, il faut pouvoir mesurer l'épaisseur d'un cheveu. On a attendu longtemps avant d'en arriver là. Je donnerai à la fin de ce chapitre une idée de la méthode employée pour arriver à ces déterminations rigoureuses; satisfaisons d'abord notre curiosité, et apprenons de suite à quelle distance se trouvent de nous les étoiles les plus rapprochées.

L'étoile la plus voisine se trouve dsins la constellation australe du Centaure : c'est l'étoile a. D'après les recherches les plus récentes, elle est éloignée de nous de 211 300 fois la distance d'ici au soleil, distance égale à 38 000 000 de lieues. Il y a quelques années encore, on la croyait un peu plus loin; mais des déterminations plus précises ont établi définitivement qu'elle n'est pas au delà de la distance qui vient d'être mentionnée.

Il est fort difficile, pour ne pas dire impossible, de se figurer directement de pareilles longueurs, et, pour arriver à les concevoir, il est nécessaire que notre esprit, associant à l'idée de l'espace l'idée du temps, voyage en quelque sorte le long de cette ligne et estime par succession sa longueur. Pour les faibles grandeurs, nous agissons déjà de môme sur la terre. Si, par exemple, on nous dit qu'il y a 500 kilomètres de Paris à Strasbourg, nous nous figurons difficilement cette distance du premier coup d'œil; mais, en lui associant l'idée du temps nécessaire pour la franchir avec une vitesse donnée, en apprenant qu'un train express direct, animé d'une vitesse moyenne de 72 kilomètres k l'heure y arrive en 7 heures , nous nous représentons de suite le chemin parcouru. Cette méthode, utile pour les distances terrestres, est nécessaire pour les distances célestes. Aussi nous mesurons l'espace par le temps ; seulement, au lieu de la vitesse d'un train direct, nous prendrons celle de la lumière, qui voyage en raison de 77 000 lieues par seconde.

Eh bien, pour traverser la distance qui nous sépare de notre voisine a du Centaure, ce courrier emploie 3 ans et 8 mois. Si l'esprit veut et peut le suivre, il ne faut pas qu'il saute en un clin d*œil du départ à Tarrivée, autrement il ne se formerait pas davantage la moindre idée de la distance; il faut qu'il se donne la peine de se représenter la marche directe du rayon lumineux, qu'il s'associe à cette marche, qu'il se figure traverser 77000 lieues pendant la première seconde de chemin à dater de son moment de départ, puis 77 000 lieues pendant la deuxième seconde, ce qui fait 154 000; puis de nouveau 77 000 lieues pendant la troisième et ainsi de suite sans s'arrêter pendant trois ans et 8 mois. S'il se donne cette peine, il pourra comprendre l'effroyable valeur du chiffre; autrement, comme ce nombre dépasse tous les nombres que l'esprit a coutume d'employer, il ne sera pour lui d'aucune signification et restera incompris.

Notre étoile voisine est donc a du Centaure. Celle que sa distance met immédiatement après elle, est une étoile située en une autre région du ciel, dans la constellation du Cygne. C'est notre seconde voisine ; ce qui n'empêche pas qu'elle est presque trois fois plus éloignée de nous (Jue la première. On a calculé la distance d'une dizaine d'étoiles. Voici les plus rapprochées. La première colonne de chiflfres représente le nombre de rayons de l'orbite terrestre (distance de la terre au soleil) qu'il faudrait aligner à la suite l'un de l'autre pour atteindre l'étoile , la seconde donne les lieues de la

distance en millions^ la troisième indique le nombre des années que la lumière emploie à franchir la distance :

a du Centaure. . . 211330 8073000 3 ans 8 mois,

a du Cygne. . . . 550 920 21045000 9ansetdemie

Véga, a de la Lyre. 1 330 700 51 830 000 21 ans. Sirius, a du Grand

Chien 1375000 52 200 000 22

a de la -Grande

Ourse 1550800 59000 000 25

Arcturus , a du

Bouvier 1622 800 61600000 26

Étoile polaire. .. 3078600 117 700000 50 La Chèvre , a du

Cocher 4 484000 170400000 72

Telles sont les étoiles les plus rapprochées. La plupart des étoiles dont la distance a été calculée, sont au nombre des plus brillantes du ciel et comptent parmi celles de première ou de seconde grandeur. On peut se demander s'il est possible, par comparaison, de déterminer la distance vraisemblable des régions où brillent les dernières grandeurs. C'e^t là une. question curieuse, dont Arago a cherché la solution et sur laquelle il raisonne comme il suit :

Nous prenons, par exemple, sur la liste ci-dessus, une étoile moyenne de première grandeur, non pas Sirius, qui dépasse toutes les autres par son éclat, mais Arcturus ou Yéga; nous nous demandons à quelle distance il faudrait transporter cette

étoile pour qu'elle diminue d'éclat apparent jusqu'à la quatrième grandeur, et nous voyons qu'il faudrait la transportera une distance quatre fois plus grande que la distance présente ; — qu'en l'éloignant à huit fois de la distance primitive, elle deviendrait de cinquième à sixième ordre; — qu'en moyenne, une étoile de première grandeur, transportée à douze fois sa distance actuelle, ne cesserait pas d'être visible à l'œil nu, et que son éclat ne tomberait pas au - dessous de la sixième grandeur.

William Herschel essaya d'étendre aux observations télescopiques l'échelle de visibilité qu'il avait formée pour l'œil nu. Il prépara une série de télescopes dont la puissance allait sans cesse en augmentant, et prit pour sujet de ses observations la nébuleuse de Persée.

L'œil ne distinguait là aucune étoile. S'il y en avait, elles étaient nécessairement plus faibles que ne le seraient les étoiles de première grandeur transportées à douze fois leur distance actuelle : le petit instrument en montra un grand nombre. Admettons que dans ce grand nombre il se trouvait, comme cela est probable, d'aussi fortes étoiles qu'Arcturus, que Véga, etc., ces étoiles, pour devenir tout juste visibles après que leur intensité avait quadruplé, devaient être deux fois plus loin que les dernières étoiles visibles à l'œil nu, c'està-dire vingt-quatre fois plus loin qu'Arcturus, que Véga, etc.

Le second instrument, celui qui augmentait la

kimière dans le rapport de 1 à 9, qui rapprochait les objets trois fois, faisait voir des étoiles dont le premier ne dévoilait aucune trace ; les étoiles étaient en intensité ce que deviendraient Ârcturus, Véga, etc., à trente-six fois leur distance.

En arrivant toujours par degrés jusqu'au télescope de trois mètres avec toute son ouverture, l'observateur apercevait des étoiles pareilles à ce que seraient les étoiles de première grandeur à trois cent quarante-quatre fois la distance qui maintenant les sépare de nous.

Le télescope de six mètres étendait sa puissance jusqu'à neuf cents fois cette même distance des étoiles de première grandeur ; et il était évident qu'un télescope plus fort aurait montré des étoiles plus éloignées encore.

Pour échapper aux conséquences numériques que je vais déduire de ces résultats d'Herschel, il faudrait supposer que, parmi le nombre prodigieux d'étoiles que chaque télescope d'une puissance inférieure découvre, il n'en existe aucune d'aussi brillante qu'Arcturus ou Véga de la Lyre; il faudrait admettre, en un mot, qu'il ne s'est formé d'étoiles de première grandeur que près de notre système solaire. Une pareille supposition ne mérite certai* nement pas d'être réfutée.

Il n'y a aucune étoile de première grandeur dont la lumière nous parvienne en moins de trois ans. D'après cela, ajoute Arago en terminant, les lumières des étoiles de différents ordres, aussi grandes en réalité qu'Arcturus, que Véga

de la Lyre, etc., arrivent à de telles distances de la terre que la lumière ne saurait les par* courir :

Pour les étoiles de deuxième grandeur en moius de 6 ans

— de quatrième grandeur. ... 12 >

— de sixième grandeur 36 »

Pour les dernières étoiles visibles avec le télescope de trois mètres 1042 »

Pour les dernières étoiles visibles avec le télescope de six mètres 2700 »

Les rayons lumineux qui nous arrivent des étoiles nous racontent donc, s'il est permis de s'exprimer ainsi, l'histoire ancienne de ces astres.

Mais par quel pouvoir l'homme est-il parvenu à connaître les premières distances des étoiles? Il y a en astronomie des faits qui surprennent par leur grandeur, et qui surpassent de telle sorte la sphère des conceptions habituelles de l'homme, qu'on est tenté de les révoquer en doute malgré l'affirmation des astronomes, et de les reléguer au rang des prétentions trompeuses dont la science s'est quelquefois enveloppée pour en imposer au vulgaire. De ce nombre sont les principales conquêtes de l'astronomie stellaire, et notamment les déterminations relatives à la distance des étoiles.

J'essayerai de donner une idée de la méthode dont on se sert pour obtenir ces distances et d'éloigner, par cette exposition, l'idée défavorable

qu'un grand nombre partagent encore contre, les assurances parfaitement fondées de l'astronomie moderne.

; Une réflexion de quelques instants suffira pour faire admettre que si la terre se meut dans l'espace, pendant son cours annuel autour du soleil, il doit en résulter pour nous un déplacement apparent des autres astres dans le ciel. Personne n'a mis la tête à la portière d'un wagon sans s'apercevoir que les arbres, les maisons, les collines, les divers objets qui accidentent la campagne se meuvent dans un sens opposé à la marche du train, et que les objets les plus proches sont ceux qui paraissent subir le plus grand déplacement, tandis que les plus éloignés se meuvent plus lentement, jusqu'à l'horizon qui reste à peu près immobile. Il doit donc résulter du mouvement de la Terre dans l'espace, que les étoiles situées dans une région du ciel dont la Terre s'éloigne à une certaine époque de l'année paraîtront se resserrer, tandis que les étoiles dont la Terre se 'rapproche paraîtront s'écarter les unes des autres. Cet effet sera nécessairement d'autant moins grand que les distances des étoiles seront plus grandes.

• Si l'on pouvait mesurer la valeur de l'écart subi par une étoile, par suite du mouvement de la Terre, on aurait la distance de cette étoile. Voici comment :

Soit cette ellipse la courbe suivie par la Terre dans sa marche annuelle autour du soleil, soit S le

140 I^ES MEIRVËILLES CÉLESTES.

soleil, TST un diamètre de Torbite terrestre, T et T la position de la Terre aux deux extréniités de ce diamètre, c'est-à-dire à six mois d'intervalle (puisque la Terre fait le tour entier en un an);

Fig. 23. Mesure des distances célestes.

soit enfin E Tétoile dont on veut mesurer la distance.

Quand la Terre est située au point T, on mesure l'angle STE, formé par le Soleil, la Terre et l'étoile; quand la Terre est en T, on mesure l'angle ST'E. On sait que dans tout triangle la somme des trois angles est égale à deux angles droits, c'est-à-dire à 180*; donc, si l'on fait la somme des deux angles observés STE et ST'E, et qu'on retranche cette somme de 180% on aura la valeur de l'angle E, sous-tendu à l'étoile par le diamètre. de l'orbite terrestre. Et cette valeur sera aussi exacte que. si l'on avait pu se transporter sur l'étoile pour la mesurer directement. La moitié de cet angle, c'est-à-dire l'angle S ET, est ce qu'on nomme la parallaxe annuelle de l'étoile E. Ainsi la parallaxe annuelle d'une étoile, c'est Tangle sous

lequel un observateur placé sur l'étoile verrait de face le rayon de Torbite terrestre.

En prenant toujours des observations correspondantes à deux points diamétralement opposés de Torbite de la Terre , on obtiendra de la sorte, dans le cours de Tannée, un grand nombre de mesures de la parallaxe annuelle. Dans notre exemple et dans notre figure, Tétoile est située au pôle de récliptique ; l'opération est la même, quoique un peu moins simple pour les autres positions du ciel. Dans la pratique, on obtient d'une manière exacte la valeur des angles STE, ST'E, en comparant les positions successives de l'étoile observée à celle d'une étoile relativement fixe, qui n'ait pas de parallaxe. La grande majorité des étoiles se trouve dans ce dernier cas.

Les recherches des astronomes ont démontré qu'il n'est pas une seule étoile dont la parallaxe soit égale à 1". Elles leur sont toutes inférieures. Pour se faire une idée de cette valeur, il faut savoir que la circonférence des cercles astronomiques qui servent aux observations est divisée en 360 parties appelées degrés, chaque degré en 60 minutes, chaque minutes en 60 secondes. Cette valeur d'une seconde est si petite, qu'un fil d'araignée placé au réticule de la lunette cache entièrement la portion de la sphère céleste où s'effectuent les mouvements apparents des étoiles, au plus égaux à r.

L'étoile que ces sortes d'observations ont constaté être la plus proche, c'est l'étoile « du Cen-

taure, sa parallaxe est égale à 97 centièmes de seconde (O'^jQ?). De Tétoile a du Centaure , le rayon de Forbite terrestre est donc réduit à 0",97. Or, pour que la longueur d'une ligne droite quelconque vue de face se réduise à n'apparaître plus que sous un angle aussi petit que celui de 1 seconde, il faut que cette ligne soit à une distance de 206 000 fois sa longueur, et pour qu'elle se réduise à 0",97, il faut qu'elle soit un peu plus loin encore à 211 330 fois sa longueur. C'est là une donnée mathématique. Donc l'étoile a du Centaure est éloignée de nous de 211 330 fois le rayon de l'orbite terrestre, c'est-à-dire de 211330 fois 38 millions de lieues, soit: 8 073 000 000 000;

C'est là l'étoile la plus voisine. La lumière marche pendant trois ans et huit mois pour venir ' d'elle à la Terre. Les autres étoiles rapprochées se succèdent, comme nous l'avons vu, à des distances supérieures à celle-là.

On voit par ce qui précède que ces résultats, quelque prodigieux qu'ils paraissent au premier abord, sont dus à des méthodes mathématiques d'une grande simplicité. Toute la difficulté de ces sortes de déterminations consiste dans l'observation extrêmement minutieuse, longue et pénible, du faible déplacement de l'étoile dans le ciel.

Toutes ces étoiles, vastes comme notre soleil, éloignées les unes des autres par de telles distances, se succédant à l'infini dans l'immensité des espaces, sont en mouvement dans les cieux. Rien

n'est fixe dans Tunivers, il n'y a pas un seul atome de matière en repos absolu. Les forces formidables dont la matière est animée régissent universellement son action. Ues mouvements de translation des soleils de Tespace dans l'étendue sont insensibles à nos yeux, parce qu'ils s'exécutent à une trop grande distance; mais ils sont plus rapides que nulle vitesse que nous puissions observer sur la Terre : il y a des étoiles qui sont emportées dans l'espace avec une rapidité de vingt lieues par seconde. Pour l'œil qui saurait faire abstraction du temps comhfie de l'espace, le ciel serait un véritable fourmillement d*étoiles.