HISTOIRE DE LA DÉCOUVERTE DE LA PLANÈTE NEPTCNE

L'observation attentive du ciel fait reconnaître l'existence de deux sortes d'astres. Les uns, en multitude innombrable, sont invariablement fixés à la voûte céleste, et conservent entre eux des relations constantes de position, ce sont les étoiles; les autres, en très-petit nombre, se montrent toujours errants dans le ciel, ce sont les planètes. Le déplacement n'est pas le seul moyen qui permette de distinguer les planètes des étoiles. En général , les planètes se reconnaissent à une lumière, quelquefois moins vive, mais tranquille et non vacillante ; elles ne scintillent pas comme les étoiles; enfin, à l'aide des instruments, on leur reconnaît un disque ou un diamètre sensible, tandis que les étoiles ne se présentent dans nos lunettes que comme des points sans dimension appréciable.

On compte aujourd'hui environ cinquante planètes. Cinq ont été connues de toute antiquité; ce sont Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. Les autres ne peuvent s'apercevoir qu'à l'aide du télescope; aussi leur découverte est-elle postérieure à l'époque de la construction et du perfectionnement des instruments d'optique. Lorsque William Herschell eut construit, à la fin du xvme siècle, ses gigantesques télescopes, il put pénétrer dans l'espace à des profondeurs jusque-là inaccessibles aux yeux des hommes; la première découverte importante qu'il réalisa par ce moyen fut celle de la planète Uranus.

Le 13 mars 1781, Herschell étudiait les étoiles des Gémeaux, lorsqu'il remarqua que l'une des étoiles de cette constellation, moins brillante que ses voisines, paraissait offrir un diamètre sensible. Deux jours après l'astre avait changé de place. Herschell ne s'arrêta pas d'abord à l'idée que cet astre nouveau pourrait être une planète ; il le prit simplement pour une comète, et il l'annonça sous

ce titre aux astronomes. On sait que l'orbite que les comètes décrivent est en général une parabole, tandis que les planètes parcourent une ellipse presque circulaire dans leur révolution autour du soleil. Après quelques semaines d'observation on se mit à calculer l'orbite suivie par la prétendue comète; mais l'astre s'écartait rapidement de chaque parabole à laquelle on prétendait l'assujettir. Enfin, quelques mois après, un Français, amateur d'astronomie, le président de Saron, reconnut le premier que le nouvel astre était situé bien au delà de Saturne, et que son orbite était sensiblement circulaire. Dès lors il n'y avait pas à hésiter, ce n'était pas une comète, c'était bien réellement une planète circulant autour du soleil à une distance à peu près double du rayon de l'orbite de Saturne.

Dès que l'existence de la nouvelle planète fut bien constatée, on s'occupa de déterminer avec précision les éléments de son orbite. Avec les moyens dont l'astronomie dispose de nos jours, l'orbite d'Uranus aurait été calculée quelques jours après sa découverte, et avec très-peu d'erreur. Mais les méthodes mathématiques étaient loin de permettre encore de procéder avec autant de sûreté et de promptitude. Ce ne fut qu'un an plus tard que Lalande put la calculer au moyeu d'une méthode dont il était l'auteur.

Cependant l'observation de la marche d'Uranus montra bientôt que cet astre était loin de suivre l'orbite assignée par Lalande. On chercha donc à corriger les erreurs introduites dans les calculs de Lalande, en tenant compte des actions que Ton désigne sous le nom de perturbations planétaires.

Les lois de Képler permettent de fixer d'avance l'orbite d'un astre quand on a déterminé, un petit nombre de fois, sa position dans le ciel. Cependant les lois de Képler ne sont pas exactes d'une manière absolue; elles ne léseraient que si le soleil agissait seul sur les planètes. Or, la gravitation est universelle,c'est-à-

j dire que chaque planète est constamment écar- ' tée de la route que lui tracent les lois de Képler, j par les attractions qu'exercent sur elle toutes les autres planètes. Ces écarts constituent ce que les astronomes désignent sous le nom de perturbations planétaires. Leur petitesse fait qu'elles ne deviennent sensibles que par des mesures très-délicates, mais les perfectionnements des moyens d'observation les ont rendues, depuis Képler, très-facilement appréciables. Dès les premiers temps de la découverte d'Uranus, on reconnut l'influence qu'exerçaient sur cet astre les perturbations de Saturne et de Jupiter, et grâce aux progrès de la mécanique des corps célestes, créée par Newton, grâce aux travaux de ses successeurs, Euler, Clairault, d'Alembert, Lagrange et Laplace , on put calculer les mouvements d'Uranus, en ayant égard nonseulement à l'action prépondérante du soleil, mais encore aux influences perturbatrices des autres planètes. On put ainsi construire Yéphéméride d'Uranus, c'est-à-dire l'indication des positions successives que cet astre devait occuper dans le ciel.

L'Académie des sciences proposa cette question pour sujet de prix, en 1790. Delambre , appliquant les théories de Laplace au calcul de l'orbite d'Uranus, construisit les tables de cette planète. Mais l'inexactitude des tables de Delambre ne tarda pas à être démontrée par l'observation directe, et il fallut en construire de nouvelles. Ce travail fut exécuté en 1821 par Bouvard.

En dépit de ces nouvelles corrections, Uranus continua de s'écarter de la voie que lui assignait la théorie. L'erreur allait tous les jours grandissant ; enfin la planète rebeller comme on l'appela, n'avait pas encore terminé une de ses révolutions, que l'on perdait tout espoir de représenter ses mouvements par une formule rigoureuse.

Les astronomes ne sont pas ha bitués à de pareils mécomptes : cette discordance le& préoccupa vivement. Pour une science aussi

LA PLANÈTE NEPTUNE

sûre dans ses procédés, c'était là un fait d'une gravité extraordinaire. Aussi eut-on recours, pour l'expliquer, à toutes les hypothèses possibles. On songea à l'existence d'un certain fluide, l'éther que Ton croit répandu dans l'espace, et qui troublerait, par sa résistance, les mouvements d'Uranus. On parla d'un gros satellite qui le suivrait, ou bien d'une planète encore inconnue dont l'action perturbatrice produirait les variations observées; on alla même jusqu'à supposer qu'à la distance énorme du soleil (près de sept cents millions de lieues où se trouve Uranus, la loi de la gravitation universelle pourrait perdre quelque chose de sa rigueur; enfin, une comète n'aurait-elle pu troubler brusquement la marche d'Uranus? Mais ces diverses hypothèses n'étaient appuyées d'aucune considération sérieuse, et personne ne songea à les soumettre au calcul. En cela, du reste, chacun suivait le penchant de son imagination, sans invoquer d'arguments bien positifs. On ne pouvait penser sérieusement à entreprendre un travail mathématique dont les difficultés étaient immenses, dont l'utilité n'était pas établie, et dont on ne possédait même pas les éléments essentiels. C'est en cet état que M. Le Verrier trouva la question.

M. Le Verrier n'était alors qu'un jeune savant assez obscur ; il était simple répétiteur d'astronomie à l'Ecole polytechnique. Cependant son habileté dans les hauts calculs était connue des géomètres, et les recherches qu'il avait publiées en 1840 sur les perturbations et les conditions de stabilité de notre système planétaire, avaient donné une haute opinion de son aptitude à manier l'analyse mathématique. C'est sur cette assurance qu'Arago conseilla, en 1845, au jeune astronome d'attaquer par le calcul la question des perturbations d'Uranus. C'était là un travail effrayant par ses difficultés et son étendue; une partie de la vie de Bouvard s'y était consumée sans résultat. Mais l'astronomie est aujourd'hui une science si avancée et si par-

faite, qu'elle n'offre qu'un bien petit nombre de ces grands problèmes capables de séduire l'imagination et d'entraîner les jeunes esprits; il y avait au contraire au bout de celui-ci une perspective toute brillante de gloire : M. Le Verrier se décida à l'entreprendre-

La première chose; à faire , c'était de reprendre dans son entier le travail de Bouvard, afin de reconnaître s'il n'était Das entaché d'erreurs. Il fallait s'assurer, en remaniant les formules, en poussant plus loin les approximations, en considérant quelques termes nouveaux, négligés jusque-là, si l'on ne pourrait pas réconcilier l'observation avec la théorie, et expliquer, à l'aide de ces éléments rectifiés, les mouvements d'Uranus par les seules influences du soleil et des planètes agissant conformément au principe de la gravitation universelle. Telle fut la première partie du travail accompli par M. Le Verrier; elle fut l'objet d'un mémoire étendu qui fut présenté à l'Académie des sciences le 10 novembre 1 8 45. L'habile géomètre établissait, par un calcul rigoureux et définitif, quelles étaient la forme et la grandeur des termes que les actions perturbatrices de Jupiter et de Saturne introduisent dans l'expression algébrique de la position d'Uranus. Il résultait déjà de cette révision analytique qu'on avait négligé dans les calculs antérieurs des termes nombreux et très-nota- ! bles, dont l'omission devait rendre impossi- ■ ble la représentation exacte des mouvements de la planète. M. Le Verrier reconnut ainsi que les tables données par Bouvard étaient entachées d'erreurs qui viciaient l'ellipse théorique d'Uranus, à tel point que, par cela seul, et indépendamment de toute autre cause , les tables construites avec des éléments aussi imparfaits ne pouvaient en aucune manière concorder avec l'observation. Ainsi furent mises en évidence les inexactitudes qui affectent les calculs de Bouvard.

Cette révélation, pour le dire en passant, étonna beaucoup les astronomes ; mais peut-

être a-t-on trop insisté à cette époque sur les erreurs de Bouvard. Pour juger le travail de ce géomètre, il faut se reporter à l'époque où il fut exécuté, et considérer surtout que les méthodes perfectionnées dont on se sert au-

Fig. hhh. — Bouvard.

jourd'hui étaient encore à découvrir. Ainsi que le remarque M. Biot, Bouvard a fait tout ce que l'on pouvait faire de son temps : « On « fait mieux maintenant, dit M. Biot, ces « calculs après lui, mais, sans lui, on n'aurait « pas seulement à les perfectionner : le sujet « manquerait; car, sans l'assistance de Bou- « vard, Laplace n'aurait jamais pu étendre a si loin les développements de ses profondes a théories. »

Les personnes qui, vers Tannée 1840, fréquentaient les séances de l'Institut, ne manquaient pas de remarquer un petit vieillard négligemment vêtu, et qui, toujours assis à la même place, passait tout l'intervalle de la séance courbé sur un cahier couvert de chiffres : c'était Bouvard, qui, selon l'expression d'Arago, renouvelée d'un passage de Con-

dorcet dans son Éloge cFEider^H ne cessa de calculer qu'en cessant de vivre. » Venu à Paris du fond de la Savoie, sans éducation et sans ressources, le hasard l'avait rendu témoin des travaux de l'Observatoire, et dès ce moment une véritable passion s'était développée en lui pour l'astronomie et les mathématiques. Il s'occupait d'études de ce genre avec une ardeur extraordinaire et sans trop savoir où elles le conduiraient, lorsqu'il eut l'occasion d'être mis en rapport avec Laplace. Le grand géomètre, retiré alors à la campagne, dans les environs de Melun, travaillait à la composition de sa Mécanique céleste. Mais il ne pouvait suffire seul aux calculs et aux déductions numériques que nécessitait cette œuvre immense* 11 trouva un secours d'une valeur inestimable dans l'assistance de Bouvard, qui, dès ce moment, se dévoua à ses travaux avec une docilité et une patience infatigables. C'est grâce à l'abnégation de Bouvard et par sa collaboration assidue, qui se prolongea durant sa vie entière, que Laplace put mener à fin cette œuvre de génie, dont les géomètres de notre temps recueillent les bénéfices. Ainsi, sans les travaux de Bouvard, les méthodes abrégées de calcul dont nos astronomes tirent un si grand parti, seraient encore à créer aujourd'hui; il y aurait donc injustice à lui reprocher avec amertume des erreurs qui ont été le fait moins de 3on esprit que de son temps.

Les erreurs de Bouvard une fois constatées, M. Le Verrier corrigea les formules qui avaient présidé à la composition des tables de cet astronotne. Il en construisit de nouvelles, et compara les nombres ainsi rectifiés avec les données de l'observation directe.

Malgré cette correction, ces tables restèrent en désaccord avec les mouvements d'Uranus. M. Le Verrier put donc conclure, mais cette fois avec toute la rigueur d'une démonstration mathématique, que la seule influence du soleil et des planètes connues était insufû-

LA PLANÈTE NEPTUNE

santé pour expliquer les mouvements de cet astre, et que l'on ne parviendrait jamais à re-? présenter sa marche, si l'on n'avait égard à d'autres causes. Ainsi ce n'était plus désormais dans les erreurs des géomètres, mais bien dans le ciel même qu'il fallait chercher la clef des anomalies d'Uranus. Une carrière nouvelle s'ouvrait donc devant M. Le Verrier; il s'y engagea sans retard, et le 1er juin 1846 il exposait à l'Académie des sciences le résultat de ses admirables calculs.

Nous avons déjà vu que, pour expliquer les perturbations d'Uranus, les astronomes avaient mis en avant un grand nombre d'hypothèses. On avait songé à la résistance de l'éther, à un satellite invisible, à une planète encore inconnue ; enfin on était allé jusqu'à redouter qu'à la distance énorme de cette planète, la loi de la gravitation ne perdît quelque chose de sa rigueur. Au début de son mémoire, M. Le Verrier passe en revue chacune de ces hypothèses, et il montre que la seule idée à laquelle on puisse logiquement s'attacher , c'est l'existence dans le ciel d'une planète encore inconnue.

« Je ne m'arrêterai pas, dit M. Le Verrier, à cette idée que les lois de la gravitation pourraient cesser d'être rigoureuses, à la distance du soleil où circule Uranus. Ce n'est pas la première fois que, pour expliquer les anomalies dont on ne pouvait se rendre compte, on s'en est pris au principe de la gravitation. Mais on sait aussi que ces hypothèses ont toujours été anéanties par un examen plus profond des faits. L'altération des lois de la gravitation serait une dernière ressource à laquelle il ne serait permis d'avoir recours qu'après avoir épuisé les autres causes, et les avoir reconnues impuissantes à produire les effets observés.

« Je ne saurais croire davantage à la résistance de l'éther, résistance dont on a à peine entrevu les traces dans le mouvement des corps dont la densité est la plus faible, c'est-à-dire dans les circonstances qui seraient les plus propres à manifester l'action de ce fluide.

« Les inégalités particulières d'Uranus seraientelles dues à un gros satellite qui accompagnerait la planète? Ces inégalités affecteraient alors une trèscourte période ; et c'est précisément le contraire qui résulte des observations. D'ailleurs le satellite

T. IV

dont on suppose l'existence devrait être très-gros et n'aurait pu échapper aux observateurs.

« Serait-ce donc une comète qui aurait, à une certaine époque, changé brusquement l'orbite d'Uranus? Mais alors la période des observations de cette planète de 1781 à 4820 pourrait se lier naturellement, soit à. la série des observations antérieures, soit à la série des observations postérieures ; or, elle est incompatible avec Tune et l'autre.

« Il ne nous reste ainsi d'autre hypothèse à essayer que celle d'un corps agissant d'une manière continue sur Uranus, et changeant son mouvement d'une manière très-lente. Ce corps, d'après ce que nous connaissons de la constitution de notre sys-

j tème solaire, ne saurait être qu'une planète encore

; ignorée. »

M. Le Verrier démontre, dans la suite de son mémoire, que cette hypothèse explique numériquement tous les résultats de l'observation, et il établit, d'une manière irrécu-

j sable, l'existence d'une planète, jusqu'alors inconnue, et qui trouble, par son attraction, les mouvements d'Uranus. Mais par quels moyens M. Le Verrier a-t-il été conduit à un résultat si remarquable, et sur quels faits a-t-il appuyé ses calculs?

Il ne savait rien sur la masse de la planète perturbatrice, ni sur l'orbite qu'elle décrivait; il était donc nécessaire d'établir quelque hypothèse qui pût servir de point de départ au calcul. Pour donner à la planète inconnue une place approximative, M. Le Verrier eut recours à une loi célèbre en astronomie. On sait que les distances des planètes au soleil sont à peu près doubles les unes des autres ; cette relation purement empirique, et dont la cause physique est d'ailleurs inconnue, porte le nom de loi de Bode ou de Tùius. Kepler avait déjà signalé, entre les distances des planètes au soleil, un rapport de ce genre, et il avait été amené, par cette remarque, à indiquer entre Mars et Jupiter l'existence d'une lacune ou de ce qu'il nommait un hiatus. La patience et la sagacité des astro-

, nomes modernes ont confirmé cette conjeçture hardie, en faisant découvrir dans cet es-

1 pace, et aux places indiquées par la loi de

Bode, les planètes Cérès, Pallas, Junon, Vesta et toute la série des petites planètes télesco- , piques, aujourd'hui au nombre de plus de cent et dont la liste s'augmente sans cesse. Comme Uranus est deux fois plus éloigné du soleil que Saturne, M. Le Verrier pensa que la nouvelle planète serait elle-même deux fois plus éloignée du soleil qu'Uranus. Cette hypothèse lui fournit donc une évaluation approximative de la distance de Fastre inconnu, qu'il savait d'ailleurs se mouvoir à peu près dans l'écliptique.

Ce premier résultat obtenu, il restait à fixer la position actuelle de l'astre dans son orbite, avec assez de précision pour que l'on pût se mettre à sa recherche. Si la position et la masse de la planète avaient été connues, on aurait pu en déduire les perturbations qu'elle fait subir à Uranus; mais ici le problème se trouvait renversé : les perturbations étaient connues, il fallait déterminer avec cet élément la position que la planète occupait dans le ciel, évaluer sa masse, trouver la forme et la position de son orbite, et expliquer par son action les inégalités d'Uranus.

Il nous est impossible d'entrer dans aucun détail sur la méthode mathématique suivie par M. Le Verrier, sur les calculs immenses qu'elle a nécessités, les obstacles de tout genre que cet astronome dut rencontrer, et l'habileté prodigieuse avec laquelle il les surmonta. Nous donnerons cependant une idée suffisante des difficultés que présentait l'exécution de ce travail, en disant que ces petits déplacements d'Uranus, ces perturbations, qui étaient les seules données du problème, ne dépassent guère en grandeur ^ de degré, c'est-à-dire, par exemple, le diamètre apparent de la planète Vénus, quand elle est le plus près de la terre. Biën plus, ce n'étaient pas ces perturbations mêmes qui étaient les éléments du calcul, mais leurs irrégularités, c'est-à-dire des quantités encore plus petites et entachées naturellement des erreurs d'observation . Ajoutons enfin que les

vrais éléments de l'orbite d'Uranus ne pouvaient être considérés eux-mêmes comme connus avec exactitude, puisqu'on les avait calculés sans tenir compte des perturbations de la planète qu'il s'agissait de chercher.

M. Le Verrier triompha de toutes ces difficultés. Le 1er juin 1846, il annonçait publiquement à l'Académie des sciences ce résultat formel: La planète qui trouble Uranus existe. Sa longitude au 1er janvier 1847 sera de 325 degrés, sans qu'il puisse y avoir une erreur de 10 degrés sur cette évaluation.

Cependant, pour assurer la découverte matérielle de la nouvelle planète, pour en hâter l'instant, il ne suffisait pas d'avoir mathématiquement démontré son existence, et d'avoir assigné, avec une certaine approximation, sa position actuelle. Comme elle avait, jusqu'à ce moment, échappé aux observateurs, il était évident qu'elle devait offrir dans les lunettes l'apparence d'une étoile et se confondre avec elles. 11 fallait donc déterminer avec plus de rigueur sa position à un jour donné, c'est-à-dire le lieu du ciel vers lequel il fallait diriger le télescope pour l'apercevoir. M. Le Verrier entreprit cette nouvelle tâche. Trois mois lui suffirent pour exécuter le travail immense qu'elle nécessitait, et le 31 août 1846, il en présentait les résultats à l'Académie des sciences. Dans ce second mémoire il donnait des valeurs plus rapprochées des éléments de la planète; il fixait sa longitude à 326 degrés 1/2 au lieu de 325, et sa distance actuelle à trente-trois fois la distance de la terre au soleil au lieu de trenteneuf, comme l'exigeait la loi empirique de Bode.

On a peine à comprendre comment une telle masse de calculs si compliqués put être exécutée dans un si court intervalle. Mais M. Le Verrier avait intérêt à terminer son travail avant la prochaine apparition de la planète, qui devait arriver vers le 18 ou le 19 août; C'était la situation la plus favorable pour l'observer, car ensuite elle serait projetée sur

LA PLANÈTE NEPTUNE

des points de l'écliptique de plus en plus rapprochés du soleil, et elle aurait alors disparu pendant plusieurs mois dans l'éclat de ses rayons; la recherche aurait dû être renvoyée à Tannée suivante. Malgré cette hâte excessive, M. Le Verrier n'omit aucun des détails qui devaient inspirer la confiance aux astronomes, et les exciter à rechercher l'astre nouveau dans la place du ciel qu'il désignait, 11 annonça que la masse de sa planète surpasserait celle d'Uranus, que son diamètre apparent et son éclat seraient seulement un peu moindres, de telle sorte que non-seulement on pourrait l'apercevoir avec une bonne lunette, mais encore qu'on la distinguerait sans peine des étoiles voisines, grâce à son disque sensible ; il ajoutait enfin que pour la découvrir, il fallait la chercher à 5 degrés à Test de l'étoile S du Capricorne.

Dès ce moment, et de l'aveu de tous les astronomes, la planète était trouvée. En effet, sa découverte physique ne se fit pas attendre. Le 18 septembre 1846, M. Le Verrier annonçait ses derniers résultats à l'observatoire de Berlin. L'un des astronomes, M. Galle, reçut la lettre le 23. Par une coïncidence bien singulière, M. Galle avait sous les yeux une carte très-précise de la région du ciel que parcourait la planète. Cette carte, qui fait partie de la grande publication entreprise sous les auspices de F Académie de Berlin, sortait le jour même de la presse, par le fait d'un hasard heureux, et ne se trouvait encore dans aucun autre observatoire. M. Galle mit aussitôt l'œil à la lunette, la dirigea vers le point indiqué, et reconnut à cette place une petite étoile qui se distinguait par son aspect des étoiles environnantes, et qui n'était pas marquée sur la carte de cette région du ciel, que venait de publier l'Académie de Berlin. 11 fixa aussitôt sa position. Le lendemain, cette position se trouvait changée, et le déplacement s'était opéré dans le sens prédit : c'était donc la planète. !

M. Galle s'empressa d'annoncer ce fait à M. Le Verrier, qui, le S octobre, donna i

' connaissance à l'Académie de l'observation de M. Galle.

Pour juger de la précision avec laquelle M. Le Verrier avait fixé la position de cet astre, il suffit de comparer deux nombres empruntés à ses calculs.

La longitude héliocentrique conclue des observations de M. Galle, le 1" octobre, est 3270 24*

La longitude héliocentrique calculée d'avance par M. Le Verrier, et annoncée le 21 août, est 326° 3*2'

Différence 0° 52'

Ainsi, la position de la planète avait été prévue à moins d'un degré près.

En présence d'un tel résultat, et quand on | considère les immenses difficultés du problème, on ne peut s'empêcher d'admirer la certitude et la puissance de l'analyse mathématique. Quels étaient, en effet, les éléments du calcul de M. Le Verrier? Quelques oscillations d'une planète observée seulement depuis un demi-siècle, des déplacements à peine sensibles dont l'amplitude ne dépassait guère - de degré, ou, pour mieux dire, les seules différences de ces déplacements. Quelles étaient, au contraire, les inconnues à dégager ? La plaee, la grandeur et tous les éléments d'un astre situé bien au delà des limites de notre système planétaire, d'un corps éloigné de plus de douze cents millions de lieues du soleil, et qui tourne autour de lui dans un intervalle de cent soixante-six ans. Or, ces nombres immenses sortent du calcul avec une valeur très-rapprochée, et le résultat de l'observation ne démontre pas une erreur de un degré dans la détermination théorique.

On se rappelle la sensation que produisit dans le public l'annonce de cet événement scientifique. Sans doute, peu de personnes, même parmi les savants, pouvaient apprécier la véritable importance et la nature des difficultés du travail de M. Le Verrier; cependant tout le monde comprenait ce qu'il y avait

de merveilleux à avoir constaté à priori^ et sans autre secours que le calcul, l'existence d'une planète que nul œil humain n'avait encore aperçue. Aussi les témoignages de l'admiration publique ne manquèrent pas à M. Le Verrier.

Le roi Louis-Philippe voulut recevoir en audience particulière le jeune astronome, le féliciter de sa brillante découverte et lui annoncer lui-même les brillantes récompenses qu'elle devait mériter à son auteur.

La place de professeur d'astronomie à la Sorbonne, suivie bientôt de toutes sortes de hauts emplois dans l'enseignement, fut accordée à l'auteur de la découverte de l'astre nouveau. Jamais, on peut le dire, travail scientifique ne fut plus largement honoré par la reconnaissance publique.

On s'est demandé à cette époque comment M. Le Verrier n'avait pas essayé de chercher lui-même dans le ciel la planète dont il avait théoriquement reconnu l'existence, et comment, après avoir fixé, avec une si étonnante précision, sa position absolue, il ne s'était pas empressé de diriger une lunette vers la région qu'il indiquait, afin de vérifier lui-même sa prophétie, de s'assurer de cette manière l'honneur tout entier de sa découverte. M. Le Verrier ne procéda point lui-même à cette recherche, parce qu'il n'était pas observateur. Les travaux astronomiques embrassent, en effet, deux parties très-différentes : le calcul et l'observation ; les astronomes suivent d'une manière à peu près exclusive l'une ou l'autre de ces deux carrières, qui exigent chacune des études et des qualités spéciales. Quand on jette les yeux sur les instruments de l'Observatoire de Paris, cet équatorial gigantesque, ces télescopes à vingt pieds de foyer, ces cercles divisés avec une précision merveilleuse, ces lunettes dont les réticules sont formés de fils plus fins que ceux de l'araignée, ces pendules dont la marche rivalise d'uniformité avec le mouvement diurne de la voûte céleste, etc., on comprend aisé-

ment que la pratique de l'observation astronomique ne soit pas à la portée de chacun.