Fonialhaut. ou a du Poisson austral

JlO LES MERVEILLES CELESTES.

On peut penser qu'en général les plus brillantes sont les plus rapprochées, et que les étoiles nous paraissent d'autant plus petites qu'elles sont plus distantes de nous. Il suit de là que leur nombre doit augmenter en raison inverse de chaque grandeur, que les astres qui forment la seconde série, par exemjîle, se trouvant sur un cercle visuel plus éloigné, et par conséquent plus étendu que celui de la première série, sont plus nombreux, que la troisième série est plus riche que la seconde, etc. C'est précisément là ce 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 o 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 de5 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 cf'oit pouvoir les compter par myriades, par millions : il en est de cela comme du reste, nous sommes toujours portés à l'exagération ! Cependant, en fait, le nombre des étoiles visibles à l'œil nu, dans les deux hémisphères, sur toute la terre, ne dépasse pas ce chiffre, et même il est bien peu de vues assez perçantes 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 des cieux, 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 centames de mille. Des instruments plus perfectionnés encore ont franchi

ces dislances 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 réunies de la première à la treizième grandeur inclusivement est évaluée à 45 000 000. 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 l'œil, laissé à sa seule puissance, ne voit qu'une obscurité noire sur laquelle ressortent deux ou trois étoiles. A mesure que les découvertes merveilleuses de l'optique augmenteront la puissance visuelle, toutes les régions du ciel se couvi'iront de ce fin sable d'or, et un jour viendra où le regard éton- ^ ^ „ .

, "^ Pi''- Fisr.28.— UnpelUciin-e

ne, S élevant vers ces prolondeurs mcon- ae la consieiiatiou nues, se trouvant arrêté par l'accumulation ^\'^\ Gémeaux vu à des étoiles qui se succèdent à l'infini, ne trouvera plus devant lui qu'un délicat tissu de lumière.

Voici, par exemple (fig. 128), un petit coin de la constellation des Gémeaux, dans lequel les vues ordinaires ne voient que deux étoiles, où les meilleures vues ne parviennent à en distinguer que cinq autres plus petites. Eli bien, en dirigeant le télescope sur ce point, on voit une véritable poussière lumineuse (fig. 29), et l'on arrive à y compter o'205 étoiles.

Quelle étendue occupent ces myriades d'étoiles qui se succèdent éternellement dans l'espace? Cette question a toujours eu le don de captiver l'attention des astronomes 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 for-

maient 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 follet^ au-dessus des endroits marécageux ; ce serait faire 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 dun cheveu. On a attendu longtemps avant den arriver là. Je donnerai à la fin de ce chapitre une idée de la méthode employée pour arriver à ces déterminations rigoureuses ; mais satisfaisons d'ahord notre curiosité, et apprenons tout de suite à quelle distance se trouvent de nous les étoiles les plus rapprochées

L'étoile la plus voisine se trouve dans la constellation australe du Centaure; c'est l'étoile alpha (a) de première grandeur. D'après les recherches les plus récentes, elle est éloii^née de nous de 2H 550 fois la distance d'ici au Soleil distance égale à 57 000 000 de lieues. Il y a quelques années encore, on la croyait un peu plus loin; mais des déterminations plus précises ont étahli définivement qu'elle n'est pas au delà de la distance qui vient d'être mentionnée.

Il est fort difficile, pour ne pas dire im[)ossible, 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 quehpie sorte le long de cette ligne et estime par succession sa longueur. Pour les faibles grandeurs, nous agissons déjà de même 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 50 kilomètres à l'heure, y arrive en 10 heures, nous nous représentons plus facilement le chemin parcouru. Cette méthode, utile pour les distances terrestres, est néces-

saire pour les distances célestes. Ainsi nous mesurons l'espace par le temps ; seulement, au lieu de la vitesse d'un

Fig. W. — Le petit carré précédent vu au télescope.

train direct, nous prenons celle de la lumière, qui voyage en raison de 75 000 lieues par seconde.

Eh bien, pour traverser la distance qui nous se'pare de notre voisine a du Centaure, ce courrier emploie 5 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 l'arrivée, 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 75 000 lieues pendant la première seconde de chemin à dater de son moment de départ, puis 75 000 autres lieues pendant la deuxième seconde, ce qui fait 150 000; puis de nouveau 75 000 lieues pendant la troisième^ et ainsi de suite, sans s'arrêter, pendant. 5 ans et 8 mois. S'il se donne cette peine, il pourra comprendre l'effroyable valeur du chiffre; autrement, comme ce nombre dépasse tous ceux 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 voiùne; ce qui n'empêche pas qu'elle ne soit presque trois fois plus éloignée de nous que la première. On a calculé la distance d'une dizaine d'étoiles. Voici les plus rapprochées. La première colonne de chiffres représente le nombre de rayons de l'orbite terrestre (distance de la terre au soleil) qu'il faudrait aligner à la suite les uns des autres pour atteindre l'étoile ; la seconde donne les lieues de la distance en trillions; la troisième indique le nombre des années que la lumière emploie à franchir la distance :

a du Centaure 221550 étrillions 5 ans 8 mois.

6P du Cvgne 405 000 21 — G — 5 —

Sirius, a du Grand Chieri. 897 000 55 — 14—2 —

^ du Centaure 95f) 000 5ï — 15 — 5 —

Véga, a de la Lyre 1 560 000 51 — 21 — 3 —

c de la Grande Ourse. ... 1 550 900 59 — 24 — 5 —

Arcturus, a du Bouvier. . lG2i000 Gl — 20 —

Etoile polaire 2 714 000 117 — 50 —

La Chèvre, a du Clocher. . 4 484 OUO 170 — 72 —

Telles senties 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'est là une question curieuse, à laquelle on peut répondre 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 Véga ; nous nous demandons à quelle distance il faudrait transporter cette étoile pour qu'elle diminue d'éclat ap[)arent jusqu'à la quatrième grandeur, et nous voyons qu'il faudrait la transporter à une distance quatre fois plus grande que la distance présente ; — qu'en l'éloignant à huit fois 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 Ilerschel essaya d'étendre aux observations télescopiques l'échelle de visibilité qu'il avait formée pour l'œil nu. 11 prépara une série de télescopes dont la puissance allait sans cesse en augmentant, et prit pour sujet de ses observations la nébuleus? 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'est-àdire vingt-quatre fois plus loin qu'Arcturus, que Véga, etc.

Le second instrument, celui qui augmentait la lumière dans le rapport de 1 à 9, qui rapprochait les objets trois fois, faisant voir des étoiles dont le premier ne dévoilait aucune

trace; les étoiles étaient en intensité ce que deviendraient Arcturus, 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 est évident qu'un télescope plus fort aurait montré des étoiles' plus éloignées encore.

Pour échapper aux conséquences numériques que l'on peut déduire de ces résultats d'Herscliel, il faudrait supposer que, parmi le nombre prodigieux d'étoiles que chaque télescope d'une puissance supérieure découvre, il n'en existe aucune d'aussi brillante qu'Arcturus ou Véga; 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 serait tout à fait arbitraire et sans consistance.

Il n'y a aucune étoile de première grandeur dont la lumière nous parvienne en moins de trois ans. D'après cela, les lumières des étoiles de différents ordres, aussi grandes en réalité qu'Arcturus, que Véga, etc., doivent être situées à de telles distances delà terre, que la lumière ne saurait les parcourir :

Pour les étoiles de deuxième grandeur en moins de. G ans

— de quatrième grandeur 12

— de sixième grandeur 56

Pour les dernières étoiles visibles avec le télescope

de 3 mètres d'Herscliel 1042

Pour les dernières étoiles visibles avec le télescope de 6 mètres d'Ilerschel 2700

Ce sont là des valeurs minimum. Mais il y a des étoiles dont la lumière ne nous parvient pas en moins de iO 000, 50 000 ans..., et des nébuleuses dont la lumière' emploie plusieurs millions d'années pour nous parvenir.

Ces rayons lumineux qui nous arrivent des e'toiles nous racontent donc Yhistoire ancienne de ces astres, et non leur état contemporain. En nous éloignant à une assez grande distance de la terre, nous reverrions les premiers âges de l'humanité, la construction des pyramides, les événements antédiluviens, notre propre existence et celle de nos ancêtres! etc.'.

Mais par quel pouvoir l'homme est-il parvenu à connaître les premières distances des étoiles?

11 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 doule 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 vulgdre. 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 tète à la portière d'un ^vagon 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 lente-

* Voyez notre ouvrage : Llmex, Récits de V Infini.

ment, jusqu'à l'horizon, qui reste à peu près immobile. II doit donc re'sulter du mouvement do la Terre dans l'espace, que les étoiles situées dans une région du ciel dont la Terre s'éloigne a 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 seraient 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 (llg. 50) la courbe suivie par la Terre dans sa marche annuelle autour du Soleil, soit S le Soleil, TST' un diamètre de l'orbite terrestre, T et T' la position de la Terre aux deux extrémités de ce diamètre, c'est-àdire à six mois d'intervalle (puisque la Terre fait le tour en un an) ; soit enfin E l'étoile dont on veut mesurer la distance.

Quand la Terre estsituée 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 degrés; 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 SET, est ce qu'on nomme la parallaxe arMuelle de l'étoile E. Ainsi la parallaxe annuelle d'une étoile, c'est l'angle sous lequel un observateur placé sur l'étoile verrait de face le rayon de l'orbite terrestre.

En prenant toujours des observations correspondantes à deux points diamétralement opposés de l'orbite de la Terre,

on obtient de la sorte, dans le cours de l'année, un grand nondjre de mesures de la parallaxe annuelle. Dans notre exemple et dans notre figure, l'étoile est située au pôle de l'écliptique ; l'opération est la même, quoiqu'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'a pas de parallaxe. La grande majorité des étoiles se trouve dans ce

dernier cas.

Les rechercbes des astronomes ont démontré qu'il n'est pas une seule étoile dont la parallaxe soit égale à 1 seconde,

FiK- 50. — Mesure des dislances célcsles.

sont toutes inférieures à ce cbiffredéjà si IViible. Pour se faire une idée de cette valeur, il faut savoir que la circonférence des cercles astronomiques qui servent aux observations est divisée en 560 parties appelées degrés, cbaque degré en 60 minutes, chaque minute 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 1".

L'étoile que ces sortes d'observations ont constatée être la plus proche, c'est l'étoile a du Centaure : sa parallaxe est égale à 97 centièmes de seconde (0",97). De l'étoile a du

Centaure, le rayon de l'orbite terrestre estdonc 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 i seconde, il faut que cette ligne soit à une distance de 206 000 fois s» longueur; et pour qu'elle se réduise à 0",97, il faut qu'elle soit un peu plus loin encore : à 21 1 550 fois sa longueur. C'est là une donnée ma thématique. Donc l'étoile a du Centaure est éloignée de nous de 211 550 fois le rayon de l'orbite terrestre, c'est-à-dire 211 550 fois 57 millions de lieues, soit plus de huit mille milliards de lieues !

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 minulieuso, 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 l'univers, il n'y a pas un seul atome en repos absolu. Les forces formidables dont la matière est animée régissent universellement son action. Ces mouvements de translation des soleils de l'espace 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 su'' 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 comme de l'espace, le ciel serait un véritable fourmillement d'astres divers tombant dans toutes les directions

du vide étemel. L'étoile qui est notre soleil tombe, entraînant la terre et les planètes avec elle, avec une vitesse de 120 lieues par minute ou 7200 lieues à l'heure..., s' enfonçant de plus en plus chaque jour, chaque année, chaque siècle, dans les immensités toujours ouvertes de l'espace.