IV. — Travaux de John Couch Adams. Origine de ces travaux

Challis. Airy.

Mais là ne s'arrête pas la curieuse histoire de cette nouvelle planète. On apprit bientôt, en elTet, que depuis un an un \enne fellow de Saint-.lohn's Collège, à Cambridge, John Couch Adams, élève et ami du célèbre professeur Challis, directeur de l'Observatoire de cette L ni\ersité, lui avait communiqué, ainsi qu'à l'illustre Airy (22 septembre 184^)» les valeurs des éléments de Torbite de la nouvelle planète et la position qu'elle devait occuper alors dans le ciel, position qui ne diflerait d'ailleurs pas sensiblement de celle que 1 on déduirait pour la même époque des données fournies par Le Verrier. Comment une découverte, à laquelle le monde astronomique attachait une si grande importance, a\ ait-elle pu rester ainsi renfermée dans A. II

l6l PREMIÈRE PARTIE. — PLANÈTES.

un petit cercle d'amis ajant toute lautorité nécessaire pour la publier et la patronner? C'est ce qu'il n'est point sans intérêt de ("onnaître et qui comporte une instruction pliilosojihique.

La lecture d'un rapport d'Airy à l'Association Britannique (session de i83i-i832) sur les progrès de l'Astronomie, dans lequel cet astronome signalait les irrégularités du mouvement d'Uranus et l'impossibilité de réunir toutes les observations dans une orbite elliptique, amena Adams, alors âgé de 21 ans (1841), à se tracer comme sujet de tra\ail à traiter, lorsqu'il aurait pris ses grades : « Rechercher les irrégularités du mouvement d'Uranus qui n'ont point encore été calculées, en vue de trouver si on les peut attribuer à l'action d'une planète extérieure inconnue, et, si possible, déterminer approximativement les éléments de son orbite, ce qui conduirait probablement à sa découverte. »

Une pareille initiati\e à un si jeune âge n'est point banale ; Adams en poursuivit la mise à exécution en i843, dès qu'il eut conquis ses grades réglementaires.

Première approximation cV Adams. Simplicité de sa solution par une orbite circulaire. — Sa solution n'a certainement pas le caractère magistral et l'homogénéité absolument indépendante de celle de Le Verrier; mais elle est d'une grande simplicité et, en fait, tout à fait suffisante.

La première question à résoudre est, dit-il, de savoir si une planète extérieure peut rendre compte des inégalités observées. Pour cela, il n'est nul besoin d'une détermination exacte; une première approximation suffit. On supposera donc l'orbite de la planète inconnue circulaire et couchée sur le plan de l'écliplique. Quant à son rayon, la loi de Bode en fournira une limite supérieure, soit deux fois la distance moyenne de Saturne au Soleil.

En ce qui concerne les perturbations à expliquer, il suffit aussi d'en avoir des \aleurs approchées; on prendra les erreurs qui forment les seconds membres des équations de condition des Tables de Bouvard pour les observations de i^8f à 1821, et de là jusqu'en i843 on se servira des différences avec ces mêmes Tables qu'ont publiées les divers observateurs, et surtout ceux de Cambridge et de Greenwich. Ainsi posé, le problème est relativement simple, et sa solution montre immédiatement qu'on peut, en effet, trouver une masse déter-

CHAIMTIIE VU. — NEPTUNE. l63

minée qui, dans ces conditions de mouvemenl, produise par sou action sur Uranus des perturbations s'accordant en général avec les irrégularités observées.

Seconde approximalion. Orbite elliptique. — On peut donc maintenant s'avancer avec confiance et aborder une solution plus complète en adoptant une orbite elliptique. Sa solution, datée du 22 septembre i845, est donnée par les nombres suivants :

Distance moyenne adoptée 38 4

D'où moyen mouvement sidéral en 365^, 2^- • ••• i°3o',9

Longitude moyenne au i''' octobre i84'> 323°34'

Longitude du périhélie 3 i 5"5ï'

Excentricité o,i6io

Masse (rapportée à celle du Soleil ) , o,ooo[G56

Etant donnée cette masse, l'éclat de la planète ne devait pas être inférieur à celui d'une étoile de neuvième grandeur.

Communication de Ici solution à Airy. Ses objections. — La comparaison des longitudes conclues de ces éléments pour Uranus avec les longitudes observées avant prouvé que les différences sont en général petites et sans aucun caractère systématique, Adams communiqua à Airy les résultats qu'il avait obtenus. La réponse de ce dernier ne fut point aussi approbative qu'il l'espérait. A.près quelques mots d'éloge, celui-ci ajouta : a Mais je serais très lieureux de savoir si la perturbation adoptée expb'que aussi les erreurs du rayon vecteur d'Lranus, erreur qui est actuellement considérable. »

En ellel, la presque disparition des erreurs de la longitude obtenue par l'action de cette planète hypothétique faisait bien de son existence un fait possible. Mais, dans le travail d'Adams, il v avait déjà deux hypothèses, l'une sur la valeur du grand axe de l'orbite, l'autre sur l'inclinaison de son ])lan ; il pouvait |)araitre imprudent d'en admettre une troisième, à savoir que les erreurs des l'ayons vecteurs s'expliquaient nécessairement de la même manière que celles des distances angulaires et qu'il n'était pas possible de les expliquer toutes par un changement approprié dans les éléments de l'orbite d'Lranus.

C'était, pour Aii'y, le véritalile argument définitif devant décider la question. C'est avec une grande anxiété qu'il attendait d'Adams une prompte ré|)onse, fermement n'-solu. si elle était aflirmali\e, à

lG4 PREMIKRK PARTIE. — PLANÈTES.

mettre toute son influence au service de ce travail dès lors bien convaincant et d'en faire décider la publication immédiate. Malheureusement la réponse ne vint qu'un an après, le 2 septembre 1846, et, pendant ce temps, les événements avaient marché à pas de géant.

Regrets cVAirj. Relards apportés à la recherche directe. Ses difficultés. — Airj regretta plus tard (d'autant plus que, comme l'a montré le travail de Le Verrier, cette rectification des rayons vecteurs était une consécjuence théorique de celle des longitudes) d'avoir troj) obéi à ses scrupules scientifiques : évidemment si, au commencement d'octobre i845, il avait su que depuis quelques mois déjà était entré en lice un nouveau champion, doué d'une puissance de travail remarquable au service d'une haute intelligence et déjà maître en ce genre de recherches, il aurait passé outre à son désir du mieux, il aurait publié le travail d'Adams, et la planète aurait probablement été découverte en novembre 184 5.

Quoi qu'il en soit, la planète inconnue, s'éloignant alors de son opposition, devait être bientôt dans de mauvaises conditions d'observation; puis c'était chose si nouvelle que d'entreprendre, sur la simple foi de déductions théoriques, un ensemble fort pénible d'observations dont, dans les circonstances actuelles, le succès apparaissait comme très douteux, que Ghallis décida d'attendre pour le commencer. Il ne le fit que le 29 juillet 1846, 3 semaines avant l'opposition attendue de la nouvelle planète, après la publication des premiers résultats de Le Verrier et la constatation de leur accord avec ceux d'Adams. Le travail projeté était considérable ; il fallait faire un examen sérieux de la bande écliptic|ue du ciel formée, autour du point de longitude 320", par deux grands cercles distants de i 5" en longitude sur une étendue de 5" en latitude de part et d'autre; étant donné le champ de rinstrument qu'on y destinait, il s'agissait de 80 balayages d'au moins i heure répétés trois fois, soit à fort jjeu près 000 heures d'observation. Mais ce travail pouvait être considérablement réduit, suivant l'époque où l'on rencontrerait la planète, et il aurait été absolument évité si Challis avait possédé la Carte de l'heure XXI de l'Académie de Berlin. Les observations, commencées dès le 2g juillet par le point du ciel où, d'après Adams, la planète devait alors le plus probablement se trouver, continuèrent le 3o, puis le 4 août, et, après une interruption causée par le mauvais temps et l'éclat de la Lune,

CHAPITHE VII. — NEPTUNE l65

reprirent le 12 août et se prolongèrent jusqu'à la fin de septembre. Malheureusement, Challis ne put comparer immédiatement les séries successives d'observations. Ce fut un nouvel incident bien fâcheux qui lui enleva, ainsi qu'à Adams, la gloire de la découverte. En efl'et, dans la portion, non comparée de suite, des séries du 12 août se trouvait, ainsi qu'on l'a reconnu plus taixl, une étoile de 8^ grandeur qui était absente dans la série correspondante du 3o juillet et qui, par suite, était entrée dans la zone pendant cet intervalle. C'était donc bien la planète cherchée. On n'avait noté d'ailleurs jiour elle aucune particularité physique d'aspect.

Réponse cV Adams à Airy. Éléments définitifs. — Pendant que Challis dessinait ainsi le ciel, Adams répondait enfin à Airy (2 septembre 1846) au sujet des rayons vecteurs et lui communiquait de nouveaux éléments calculés avec une distance moyenne un peu moindre (rapport o,5i5, au lieu de o,5) et qui sont :

Anciens.

Demi-grand axe 38,4

Longitude moyenne au i*"^ octobre 1846. 325"8'

Longitude du périhélie 3i5"57'

Excentricité o, i6io3

Masse comparée à celle du Soleil o,oooi6i53

Éclat 9"= gr.

D'un autre côté, les investigations dii-ectes de Challis furent arrêtées le i""^ octobre par l'arrixée de la découverte de Galle. iMais, le 29 septeml)re, après avoir lu la note de Le ^'errier, dans laquelle celui-ci recommandait expressément la recherche de la planète par son aspect physique, il porta son attention sur ce point. Et sur les 3oo étoiles qu'il observa alors, une seule fut notée comme paraissant avoir un disque : c'était la planète. On vérifiait ainsi la remar- <^[uable prédiction de I^e Verrier, « qu'avec une bonne lunette la planète pouvait être reconnue rien qu'à son as[)ect j)hysique ».

Comparaison des éléments théoriques aux actuels. Conclusions. — Comme conclusion à cette exposition des travaux de Le Verrier et d' Adams, il convient de comparer les éléments qu'ils ont donnés pour

Le I" janvier

Nouveaux.

Le Verrier.

0 , I -MlÇrl

0,0001 5oo3

l" Disque

de 3", 3

! de diamètre

Con/i. des Temps

Ailams,

pour 1908,

1S46, août.

i85o, janvier.

166 l'UEMIKRI': PAUTIK. — PLANÈTES.

l'orbite de la planète à ceux qui résultent de l'ensemble des observations ultérieures; nous le faisons dans le Tableau ci-dessous :

Le Verrier, 1847, janvier.

Demi-grand axe 3G.i54

Durée de la révolution sidérale '^17", 39

Longitude du périhélie .... 284''4'^ Inclinaison sur l'ecliplique. o''o'o"

Excentricité o, 1076

Masse rapportée au S )leil . 0,00011

Les éléments, peu différents les uns des autres, de Le Verrier et Adams s'écartent donc beaucoup de ceux déduits des observations ultérieures et, par suite, à l'époque de sa découverte la position dans l'espace de la planète réelle était loin de coïncider avec celle de la planète théorique; elle en différait d'environ 020 millions de kilomètres : cet écart fut assez vite reconnu et certains astronomes, Benjamin Peirce par exemple, en tirèrent cette conclusion que l'astre de Le Verrier et Adams n'était point la planète trouvée par Galle et que la découverte de Neptune « n'était que le résultat d'un heureux accident » ; cette assertion était, comme nous allons le voir, souverainement injuste.

Il est en effet facile de comprendre comment, avec ces éléments incorrects, on a pu avoir une position de la planète suffisamment approchée pour en permettre la découverte.

A la base du calcul de Le Verrier il y avait deux hypothèses :

i" Le plan de l'orbite de la planète inconnue était celui de l'écliptique. Cette hypothèse fort probable était, en effet, très voisine de la réalité et n'a point altéré d'une façon sensible les résultats du calcul.

2" La dislance mojenne de la planète au Soleil était, conformément à la loi de Bode, le double de celle d'Uranus. Cette seconde hypothèse donne une distance supérieure de 4 à sa valeur réelle et par conséquent devait aboutir à une orbite assez différente de l'orbite réelle.

Miis, la méthode synthétic[ue de calcul adoptée par Le Verrier était telle que cette erreur, tout en ayant une répercussion sur les valeurs des autres éléments de rorbile, aboutissait finalement à ce résultat que ces différentes erreurs devaient arriver à une sorte de

ClIAPfTRK VII. •— MiPTLNt:. ibj

coinpeiisalion d'ensem!;le, relativeinenl à la période des obsersations de Neptune qui seules nous intéressent en réalité, à savoir celles voisines de la conjonction de Neptune et d'Uranus ; il faut remarquer, en outre, que pour la découverte optique de la planète, la détermination, aussi approchée que possible de la direction dans laquelle on devait à une époque donnée la chercher sur la sphère céleste, c'est-à-dire de la longitude héliocentrique correspondante, était seule importante.

Or, pour pouNoir taire concorder ces longitudes théoriques avec les longitudes réelles, le calcul devait compenser cet excès de distance moyenne par une forte excentricité de l'orbite et en même temps rapprocher le plus possible le périhélie de Neptune de l'époque de la conjonction, époque centrale des perturbations. En etVel, le mouvement angulaire de la planète devenait alors, de par la loi des aires, beaucoup plus rapide que son mouvement moyen, trop lent, calculé par la loi de Bode.

Oiiant aux distances de la planète au Soleil, c'est-à-dire quant à la position théorique de la planète dans l'espace, elle n'avait pas grande importance dans la solution du problème actuel; néanmoins la méthode de Le Verrier corrige aussi à cet égard une grande partie de l'erreur originelle en ce qui concerne l'intervalle dont nous nous occupons, la forte excentricité de l'orbite de Le Verrier ramenant cette distance à ne plus ditférer alors que de jj de sa valeur réelle.

Ces quelques remarques simples suffisent à faire comprendre pourquoi, malgré l'inexactitude de l'orbite théorique de Le \ errier, cet astronome a pu obtenir pour la longitude de la planète iticonnue, au i'''" janvier 1847; une \aleur ne différant que de i degréde celle qu'a donnée l'observation directe de (lalle.

Uans la comparaison de la longitude théorique avec la longitude i-éelle, il faut encore tenir compte d'une autre source de dillérences qui est la sui\ante : la solution du problème qu'on se proposait était au-dessus de la précision des observations dont on disposait; elles étaient, en elFet, entachées d'erreurs atteignant parfois une fraction importante des pertuibations elles-mêmes, et par conséquent, les quantités minimes d Uù pou\aient être déduits les éléments, étaient toutes erronées d'une fraction notaljle d'elles-mêmes; on ne pouvait donc olHenir pour ces d<'rniers leuivs valeurs ré(dles.