CHAPITRE XL

LXMVERS ET LA CLASSIFICATIOX DES MONDES.

Établissons d'abord le sens précis de ces mots : les mondes et Vunwers. L'univers est l'ensemble, non pas de tout ce qui existe, mais ce que nous voyons se dessiner en perspective sur le ciel, c'est-à-dire sur ce fond de tableau sphérique qui se forme, pour l'œil de chaque spectateur, par l'éclairement des couches basses de l'atmosphère. Il s'étend en raison de la puissance optique de nos télescopes et il nous apparaît aujourd'hui bien plus grand qu'aux siècles passés. Les mondes dont il se compose se comptent par millions.

Un monde, au contraire, n'est qu'une unité dans cet ensemble. C'est un système de corps unis par les liens d'une attraction mutuelle assez forte pour les maintenir réunis, malgré les forces extérieures. Tel est le monde solaire, le nôtre; il se compose d'une étoile centrale, le Soleil, et d'une foule de petits corps obscurs et froids qui circulent autour de lui. Ces corps brillent d'un éclat emprunté à la lumière de l'astre central : ce sont les planètes. Nous sommes placés sur l'une d'elles, assez éloignés des autres systèmes pour ne pas être entraînés et absorbés par eux, et nous y vivons passablement heureux grâce à la lumière et à la chaleur que le Soleil nous envoie, grâce aussi à un

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ensemble de conditions très particulières qui permettent à des êtres vivants de se développer à sa surface.

Sans doute les autres mondes épars dans l'univers agissent sur le nôtre par leur attraction, leur lumière et leur chaleur; mais cette triple action est négligeable à cause de Ténorraité des distances. C'est cette énormité qu'on exprimait fort bien dans l'Lcole j)ythagoricienne en disant (jue le cercle décrit chaque année par la Terre autour du Soleil ne paraîtrait (jue comme un point si nous le voyions de la distance des étoiles. En fait, les astronomes admettent encore aujourd'hui, dans presque tous leurs calculs, que la distance des étoiles est pratiquement infinie; ils étudient le monde solaire comme si le reste de l'univers n'existait pas. A ce point de vue, les mondes que nous allons classer peuvent être considérés comme des individualités indépendantes les unes des autres.

C'est à la science de notre époque que nous devons la mesure de ces distances énormes : le siècle précédent y avait échoué. Tâchons d'en donner une idée.

S'agit-il de déterminer la dislance d'un signal inaccessible, l'arpenteur commence par mesurer sur son terrain une base de longueur convenable; puis, des deux extrémités de cette base, il vise successivement au signal et mesure avec soin les angles à la base du triangle ainsi formé : un simple calcul lui permet de résoudre ce triangle et d'en déduire la distance cherchée. L'important, c'est que la base ne soit pas trop petite par rapport à cette distance : autrement l'opération échouerait, on n'obtiendrait aucune précision. L'astronome opère comme l'arpenteur. Sa base est

tyS QUATBifeME PARTIE. — CHAPITRE XI.

toute trouvée et elle doit sembler énorme, car c'est le diamètre du cercle que la Terre parcourt chaque année autour du Soleil, c'est-à-dire une ligne de 75 millions de lieues. Eh bien, les étoiles les plus voisines sont à une distance telle que cette base est ridiculement trop petite. C'est comme si un arpenteur [)rétendait mesurer, de Paris, la distance d'un clocher de Versailles au moyen d'une base de deux ou trois centimètres.

Les astronomes en sont pourtant venus à bout : ils ont trouvé que les étoiles les plus rapprochées de nous sont un million de fois plus loin que le Soleil (*). Ainsi un boulet de canon tiré de la Terre sur le Soleil, el ((ui franchirait cette distance, avec sa vitesse initiale de 5oo™ par seconde, en neuf années et demie, ce boulet, dis-je, mettrait un million de fois plus de temps, c'est-à-dire gSooooo ans pour atteindre la réfjion des étoiles voisines.

(]ettc notion, désormais précisée, des distances ([ui séparent les étoiles les unes des autres dans ce vaste univers, est d'une importance capitale. Si vous rofjanlîcîz h; Soleil de cette distance-là, vous le verriez un million de fois plus petit : ce ne serait plus qu'un point lumineux sans dimensions appréciables et en tout semblable aux étoiles. Aussi les Pythagoriciens <[ui, seuls dans l'antiquité, avaient tâché de mesurer la distance et les vraies dimensions du Soleil par des procédés d'ailleurs très rationnels, soutenaient-ils <|ue les étoiles sont des soleils comme le nôtre, vérité

(*) II y a une exception. D'après des mesures récentes, l'étoile a (lu Centaure serait trois fois moins éloignée de nous.

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frappante qui a été pleinement démontrée de nos jours.

En revanche, si notre Soleil était transporté à la distance des étoiles, la chaleur qu'il nous enverrait serait, non pas un million, mais un million de millions de fois plus petite. Il en serait de même de son attraction. Telle est donc aussi l'attraction que les étoiles les plus voisines de nous exercent sur le monde solaire. Les astronomes sont bien fondés à négliger des forces pareilles ; elles ne sauraient d'ailleurs modifier les mouvements intérieurs de notre monde, les seuls dont on s'occupe en Astronomie.

Cependant les physiciens n'accepteront pas, d'une

manière absolue, cette indépendance mutuelle des

mondes qui composent l'univers. La lumière des

étoiles a beau être affaiblie dans l'énorme proportion

qu'on vient d'indiquer, cela ne l'empêche pas d'agir

sur les plaques sensibles d'un photographe : Sirius y

ferait son image en moins d'un centième de seconde

de temps. Et, bien que la chaleur des étoiles soit

réduite par leur distance dans la même proportion,

elle n'en contribue pas moins, avec celle du Soleil, à

élever la température terrestre au-dessus du zéro

absolu. De même les forces minimes que les mondes

exercent les uns sur les autres doivent produire des

effets sensibles dans le cours des âges, elles modifient

à la longue les mouvements de translation dont ils

Sont tous animés. Enfin leur solidarité, évanouissante

aujourd'hui pour l'astronome qui n'embrasse dans ses

plus hardis calculs que des siècles ou des milliers

cl'années, a dû être plus marquée au commencement

^es choses : car enfin ces mondes n'ont pas été jetés-

l8o QUATRIÈME PARTIE. — CHAPITRE XI.

au hasard dans l'espace; tout nous y révèle un ensemble et une origine commune.

Un dernier mot pour donner quelque idée de l'étendue actuelle de l'univers, je veux dire de la portée de nos lunettes actuelles.

Depuis deux cents ans, les Astronomes ont pris l'habitude de classer les étoiles par ordre de grandeur ou plutôt d'éclat. Ils comptent :

étoiles

de

,re

gra

ndeur.

IIOO

Au delà de la 6® grandeur les étoiles ne sont pas visibles à l'œil nu, mais avec des lunettes on va beaucoup plus loin. Au commencement de ce siècle on allait jusqu'à la 10® grandeur; aujourd'hui on va à la 16®. D'après certains dénombrements, le nombre des étoiles de chaque classe est à peu près le triple, ou mieux les | de celui de la classe précédente. Si cette règle s'étendait jusqu'aux étoiles de 16® grandeur, le nombre des étoiles ou des soleils ainsi rendus perceptibles pour les grandes lunettes serait de 3i millions.

L'évaluation des grandeurs par les Astronomes étant un peu arbitraire, on s'est attaché récemment à mesurer par des appareils photométriques l'intensité lumineuse des étoiles de diverses classes. Il s'est trouvé que, d'une classe à la suivante, l'intensité décroît à peu près dans le rapport de 5 à ?.. Cette progression décroissante a donc pour raison l'inverse

l'univers et la classification des mondes. ]8i

de celle de la progression croissante des nombres d'étoiles des divers ordres de grandeur. D'après cela, la lumière totale émise par toutes les étoiles d'une même classe est la même, quelle que soit la classe; la même, par conséquent, que la quantité de lumière émise par les 20 étoiles de i'® grandeur. Concluons-en que toutes les étoiles réunies ne nous enverraient pas plus de lumière que 20 x lO ou 320 étoiles de i*^* grandeur. Cette lumière est bien faible : la moindre parcelle du disque solaire en enverrait davantage; c'est ce (jui explique la faiblesse de l'illumination produite, dans nos nuits, par la réunion de toutes les étoiles.

Voici maintenant la conséquence que je voulais tirer de ces calculs. Si l'on admet qu'en moyenne les étoiles sont à peu près de même grandeur, en sorte que leur diversité d'éclat tienne seulement à celle de leur distance, on aura, pour leurs distances respectives, les nombres suivants :

Dislance.

Etoiles de i'® grandeur i

Ainsi les étoiles de 16® grandeur, limite actuelle du pouvoir de pénétration de nos lunettes, seraient 965 fois plus éloignées que celles de première. Le boulet de canon qui met neuf ans à aller de la Terre au Soleil, et neuf millions d'années à atteindre la région des étoiles les plus proches, en mettrait dix-huit

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mille millions à aller d'un bout à l'autre de Tunivers; la lumière, qui parcourt 70000 lieues par seconde et qui vient du Soleil à nous en huit minutes, y emploierail trente mille ans.

Ces notions dérivent, il est vrai, de suppositions peu exactes (*). Les étoiles ne sont pas toutes de dimensions égales; elles n'ont pas même éclat intrinsèque et ne sont pas uniformément réparties dans Tespace. Néanmoins ces calculs servent à fixer les idées sur les dimensions de Tunivers; ils montrent avec quelle économie la matière y a été distribuée.

Mouvements propres des étoiles.

C'est une découverte des temps modernes. Elle avait été préparée de longue main par Hipparque qui a légué à ses successeurs un tableau complet du ciel étoile, c'est-à-dire un catalogue d'un millier d'étoiles construit sur ses propres observations. Pline avait pressenti la portée de cette entreprise.

a Hipparque, dit-il, qu^on ne louera jamais assez, car per> sonne plus que lui n^a fait sentir que Thomme a des affinités avec les astres et que nos âmes sont une partie du ciel, a observé une étoile nouvelle et née de son temps. Le jour où il la vit briller, les phénomènes qu'il y aperçut excitèrent des doutes dans son esprit; il se demanda si cela n'arrivait pas d'autres fois, et si les étoiles que nous croyons fixes n'étaient pas changeantes et mobiles elles-mêmes. Alors il osa, chose audacieuse même pour un dieu, dresser pour la

(*) Quand il s'agit de Tunivers, il ne faut pas s'attendre aux lois exactes, aux calculs rigoureux qui caractérisent l'étude de notre monde. L'Astronomie sidérale est et restera toujours dansTenfance par rapport à l'Astronomie solaire, qui est parvenue de nos jours à un si haut degré de perfection.

l'uniters et la classification des mondes. i83

postérité le catalogue des étoiles, et en faire, pour ainsi dire,

rappel nominal laissant à tous le Ciel en héritage, s'il se

trouvait quelqu'un capable de recueillir la succession (*). »

Il fallut bien du temps pour qu'on vit clair dans cet héritage. Ce fut Halley qui, en 1718, montra que les belles étoiles, Sirius, Aldébaran, Arcturus, Betelgeuse. . . s'étaient déplacées, depuis le temps des Alexandrins, de quantités parfaitement appréciables. Sirius par exemple s'était déplacé, depuis Ilipparque, d'un diamètre | de la Lune; Arcturus, de plus de deux fois ce diamètre, quantités bien supérieures aux erreurs d'observation qu'on pouvait craindre dix-huit siècles auparavant. Il avait donc fallu attendre dixhuit siècles pour qu'on reconnût ce grand et beau phénomène. Heureusement la découverte des lunettes, en augmentant la précision des observations d'une manière incroyable, permit de reconnaître ces déplacements de toutes les étoiles, non plus en quelques siècles, mais en quelques années, en sorle que l'univers apparaît aujourd'hui comme une fourmilière d'étoiles marchant lentement en tous sens.

Cette lenteur est relative à la distance énorme des étoiles. Grâce aux mesures de distances ou de parallaxes on estime maintenant la vitesse absolue de ces déplacements. Elle est énorme. Par exemple, Sirius, la plus belle étoile du ciel, mais non la plus proche, a un mouvement propre annuel de i'', 32 et une parallaxe de 0^,37 ; elle possède, d'après ces données, une vitesse de 16*^°*, 5 par seconde ou de 33 fois celle d'un boulet de canon. Et encore cette vitesse est-elle

(«) Pline, Livre II, Chap. 24.

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estimée perpendiculairement au rayon visuel. Dans le sens de ce rayon, on a pu dernièrement la déterminer grâce à la spectroscopie, et l'on a trouvé 32*^™ par seconde, cette étoile s'écartant de nous avec cette énorme vitesse.

Naturellement les étoiles moins brillantes et probablement plus éloignées ont en général des mouvements apparents moins sensibles. Mais ce qu'il faut noter c'est que ces mouvements, étudiés depuis un siècle, ne font pas connaître les orbites décrites par ces corps. On n'y peut voir que des petites lignes droites parcourues d'un mouvement uniforme; ce sont non les courbes elles-mêmes, si ces corps en décrivent effectivement, mais leurs éléments linéaires. Il faudra des siècles pour que quelques-unes de ces courbes se dessinent à nos yeux.

Toujours est-il que ces mouvements propres doivent compter dans la Cosmogonie de l'univers et même dans celle du système solaire, car nous allons voir que sous ce rapport le Soleil ne se distingue pas des étoiles.

A en juger par son diamètre apparent de 82' ou 1920", si le Soleil était reporté à la distance moyenne des étoiles de i'® grandeur qui sont un million de fois plus éloignées, son diamètre serait vu sous un angle un million de fois plus petit, c'est-à-dire de 0^,001926, tout à fait analogue aux dimensions qu'on peut assigner aux disques réels des étoiles, en sorte que pour l'éclat et la grandeur rien ne le distinguerait de ces astres.

L'analogie devient plus forte quand on considère les mouvements propres. Si le Soleil se déplace

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comme les étoiles, son mouvement se décèlera dans ceux des étoiles en ce sens qu'il paraîtra imprimer à celles-ci, mais en sens contraire, son propre mouvement qui se combinera avec leurs déplacements effectifs pour paraître les dévier dans un certain sens. En supposant que ceux-ci soient dirigés indifféremment dans toutes les directions, on trouve, parle calcul, que le Soleil se meut vers la constellation d'Hercule, et M. Otto Struve, qui a essayé d'en déterminer la vitesse, a trouvé (jue le mouvement propre annuel (lu Soleil, vu de la distance des étoiles de i''* grandeur, serait de 1,7 rayon de l'orbite terrestre, c'està-dire de 8^°^ par seconde, environ i5 fois la vitesse d'un boulet de canon.

Il ne faut pas oublier que cette vitesse entraîne avec le Soleil tous les corps du système solaire, les planètes avec leurs satellites, les comètes et même les étoiles filantes ainsi que les aérolithes dont on étudie aujourd'hui la constitution chimique et où l'on saisit des points de ressemblance intime avec les roches plus ou moins profondes de notre globe.