EXPÉDITIONS SCIENTIFIQUES

Bonne-Espérance pour étudier les étoiles de Thénaisphère austral. Peu de voyages furent aussi fructueux par l'abondance des matériaux rassemblés. Pendant qu'il rendait ainsi à l'astronomie des services signalés avec des ressources bien modestes, La Caille était sans cesse poursuivi de la crainte de coûter trop cher au gouvernement^ qui faisait les frais de sa mission. «J'ai toujours, écrivait-il, ménagé la dépense depuis que je suis ici, et si je n'avais pas avec moi un ouvrier qui dépense plus que moi, quoique jamais mal à propos, je n'aurais pçis dépensé cinquante piastres par-dessus ma pension. »

Au commencement de la seconde moitié du xyiii* siècle, tous les astronomes de l'Europe furent occupés d'un phénomène qui présente une importance spéciale, parce qu'on l'a choisi pour déterminer la distance de la terre au soleil : nous voulons parler du passage de la planète Vénus sur le disque solaire* Ce phénomène se produisit le 6 juin 1761, et se renouvela en 1769 ; il se répète ainsi à huit années de distance pour ne plus se présenter ensuite qu'après un intervalle plus que séculaire. C'est ainsi que nous allons le revoir, d'abord le 8 décembre 1 87/i, puis en 1882. En ce moment môme tous les corps savants, les observatoires, les Académies, préparent des instruments et des observateurs pour tirer tout le parti possible du passage qui doit avoir lieu en 187^.

C'est Tastronome royal d'Angleterre, Edmond Halley, qui, vers la fin du xvn* siècle, avait indiqué comment on pourrait utiliser ultérieurement le passage de Vénus sur le soleil pour déterminer la distance du soleil à la terre. Cette distance, comme on sait, n'était alors connue, — et ne Test d'ailleurs encore maintenant, — qu'avec une approximation très-médiocre. On a fixé avec une grande précision la forme générale

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162 l'acadëhic et les académiciens.

de notre système planétaire, la Rgure des orbites que suiveni les astres de notre nonde, les inclinaisons mutuelles des plans où ils se meuvent. Grûce à des mesures d'angles, la forme du système a été arrêtée dans tout ce qu'elle a de relatif; mais il manque une mesure absolue pour en délerminer la grandeur réelle. Le dessin est étudié dans tous ses détails, l'échelli; seule reste assez indécise.

Nous avons déjà vu tout à l'heure comment, lors du voyag? de Rieher à Cayenne, une première tentative avait été faile pour établir les dimensions réelles du monde; on se servait alors de la distance de Mars à la terre. Mais les données déterminées par Rieher n'inspiraient que peu de confiance, et les astronomes fondaient au contraire un grand espoir sur la méthode proposée par Halley.

On conçoit bien la nature de la diflîcuUé. Pour fixer une distance telle que celle de la terre au soleil, il faut la comparer à une autre distance linéaire, à une base prise sur notre planète. La plus grande dont on puisse disposer, le diamètre terrestre, est encore bien petite par rapport à la quantité qu'il s'agit d'évaluer. En opérant directement, on n'obtient que des approximations-tout à fait insuffisantes. Halley eut l'idée que la difficulté pourrait être tournée en observant la planète Vénus au moment oii elle se projette sur le soleil. Une tache noire passe alors d'un bord k l'autre du disque solaire, et la durée de CB passage est différente suivant qu'on l'observe d'un point ou de l'autre de notre globe ; elle varie de 5 heures 30 min. ù 5 heures à8 minutes. Les distances relatives des trois corps ceestes étant d'ailleurs connues, on imagine facilement comnent cette méthode conduit à fixer une longueur absolue.

Le problème sera d'autant mieux résolu, que les points d'ob^ ervation auront été plus nombreux et plus distants.