VITESSE DE PROPAGATION

Bb, Vitesse de la lumière. — Historique et résultats. — La lumière se propage avec une vitesse elle, qu'on ne peut, à la surfacede la terre, et dans les circonstances ordinaires, constater memintervalle appréciable entre l'instant où un phénomène lnineux se produit et celui où l'œil le perçoit à une distance quelconque : aussi, jusqu'au xvi' siècle, a-t-on admis comme évidentrque la propagation de la lumière est instantanée, autrement dit que sa vitesse est infinie. Bacon le premier émit cette idée que la lumière doit mettre un temps appréciable pour se propager d'un point à un autre, et Galilée le premier essaya de mesurer ce temps.

Méthode de Ræmer. — Ce fut Rœmer qui donna les premiers nombres plausibles et acceptables pour la vitesse de la lumière. 11 les déduisit de l'observation attentive et de l'interprétation judicieuse d'un phénomène astronomique.

Principe de la méthode. — On sait que le premier satellite de Jupiter (le plus rapproché des quatre) fait ses immersions dans l'ombre projetée par la planète à des intervalles de temps égaux, qui sont de 42° 28" %:.

Or, supposons qu'on observe l'instant d'une première immersion lorsque Jupiter est en f et la Terre en T (fig. 327); puis une seconde immersion quand ces deux astres sont en j’ et en T', c’est-à-dire lorsque la distance de la Terre à Jupiter est augmentée de tout le diamètre de l'orbite terrestre. Au lieu de trouver que le temps écoulé entre ces deux observations soit un multiple de 42 28" 36, égal au nombre n d'éclipses qui s'est produit pendant le passage de la Terre de T en T', on trouve un temps © qui est égal à n fois 42° 28° 36° plus un excès #’. C'est évidemment pour parcourir l'accroissement de distance TT’ qu'il a fallu à la lumière un intervalle t’ de plus que la durée calculée. On en conclut que, pour parcourir la distance D de la Terre au Soleil, c'est-à-dire ; TT', la lumière met un temps / — 3 d'et que la vitesse Y de \a lumière est donnée par l'équation V=— 2

Résultats. — La précision des résullats de cette mesure dépend donc de l'exaetitude avec laquelle les nombres D et { ont été déterminés, Or, d'une part, ln distance du Soleil à la Terre, qui est une fonction de la parallaxze solaire,

Fig. 327.

n'étaitconnue du temps de Rœmer que fort imparfaitement. D'autre part, l'évaluation de { (qu'il trouva égal à 11 minutes) était entachée d'une grosse @rreur, parce qu'elle était déduite d'un nombre d'observations insuffisant. Pourcesiioux motifs, le nombre trouvé par Rœmer, 48 000 lieues (de 25 au degré}, n'était pas suffisamment exact, et n'a pas été conservé,

Calculs de Delambre. — Delambre reprit les calculs de Rœmer, en se servant de 5000 observations qui embrassaient une période de 140 années. Il trouva pour { la valeur (beaucoup plus exacte) de 8°13%, ou mieux 495°,243. Quant à la distance D, les observations relatives aux passages de Vénus de 1761 et de 1769 avaient permis de la calculer avec une approximation bien supérieure à celle des évaluations antérieures. Avec les valeurs admises pour ces deux coefficients, Delambre trouva V — 310 000 kilomètres.

En adoptant pour la parallaxe le nombre actuel 8*,86 qui paraît plus exact, la valeur de Ja vitesse se réduit à 299 000 kilomètres par seconde.

Méthodes physiques. — Les résultats de ces méthodés astronomiques ont été confirmés par des mesures directes, faites à l'aide de méthodes purement physiques, en 1859, par M. Fizeau, puis par Léon Foucault de 1850 à 1869, enfin par M. Cornu en 1873 et 1875.

M. Fizeau a trouvé 315000 kilomètres par seconde, nombre qui se rapproche beaucoup de l'un des deux qui résultent de la méthode de Rœmer. M, Cornu, qui a employé le même procédé

en le perfectionnant dans les détails, a trouvé 298 400 kilomètres dans une première série d'expériences, ei dans une deuxième érie 500 400 kilomètres (avec une approximalion Qu'il eskime 5