CHAPITRE II

Détermination générale de la ligure et de ly 'grandeur des principaux astres intérieurs , complétée par la mesure des aspérités de leurs stirtices , et suivie de l’apprécialion géométrique de leurs’ atmosphères. t

Envers tous, les astres intérieurs assez grands ou assez voisins pour nous offrir un diamètre apparent suffisamment appréciablc, ia connaissance de leurs distances à la terre conduit aussitôt à cçlle de. leurs dimensions effectives, quand leur figure presque sphérique a été bien constatée ; car, le demidiamétre apparent détermine directement , d’après la facile résolution d’un triangle Rectangle, le rapport entre le. rayon de chaque sphère et la distançe de son centre à celui de notre globe. Si les anciens sp sont formés des idées radicalement fausses de la grandeur des astres , c’est surtout par suite de leurs erreurs capitales sur l’éloignement de chacun d’eux , sans qu’il ait d'ailleurs existé toujours une exacte harmonie entre les deux ordres d’aberratiops. ' , ( ,

Quant à l’appréciation préalable de la figure de ces corps , elle ne peut presque jamais nous offrir, d’autres difficultés réelles qup celles de ia minutieuse inspection qui alors devient plus souvent indispensable ; car, nous sommes d’ailleurs très- .fayorablepient placés pour connaître ces formes par l’^bserva-

tion directe, puisque noire propre, éloignement nous permet * d’ei/ saisir aisément l'ensemble d’un seul coup d’œil , pourvu toutefois que le diamètre Apparent reste bien sensible. De telles recherches n'exigent donc essentiellement aucune intervention spéciale des conceptions rationnelles , et leur progrès doit principalement dépendre du perfectionnement de l’exploration matérielle, surtout en ce qui concerne les appareils micrométriques destinés à mesurer avec précision les diamètres apparents. Leur perfection- dépend beaucoup de l’atténuation des fils parallèles entre lesquels s'y trouve exactement, insérée l’image focale de l’astre, et qui ont été amenés, de nos jours , à une ténuité inespérée , au point de n’offrir quelquefois qu’un diamètre de Tr^dc millimètre, d'après 1’ingénieux.procédé que Wollaston déduisit d’une judicieuse combinaison du peu de fusibilité avec le peu de solubilité du platine comparé à l’argent.

En caractérisant ainsi la> natüre des difficultés, essentiellement matérielles , propres à l'étude générale de la figure des astres, il est clair que nous y faisons tacitement abstraction île ce qui concerne notre planète , envers laquelle , par cela même que nous l'habitons, l'inspection directe ne peut jamais suffire, sans une large et difficile intervention du raisonnement mathématique , fondé sur l’ensemble des observations partielles. La haute importance spéciale de ce cas , et surtout sa profonde diversité logique, doivent nous déterminer à le traiter séparément, en lui consacrant la totalité du chapitre suivant. Sous cette seule réserve nécessaire , la connaissance des formes de nos astres intérieurs n’a pu susciter quelques, vraies difficultés géométriques que pour deux corps particuliers , devenus , à cet égard , exceptionnels , l’uVen vertu de sa situation , l’autre par l’étrangeté de sa figure.! Le premier cas s’est offert , dés l’origine-deia véritable astronomie, à l’égard de la lune, dont la

sphéricité réelle n’a pu alors être découverte que d’après une

certaine élaboration mathématique, que l'état naistant de là géométrie abstraite dut même reudre longtemps embarrassante, à cause des phases ou aspects si divers qui résultent nécessairement de sa rotation mensuelle autour de la terre. La sullisante explication de ces diyersités , par les apparences que doit nous offrir une sphère opaque en réfléchissant la lumière solaire , a du sérieusement occuper les écoles de Thaïes et de Pythagore. Quant au second cas, il constituait, en lui-méine, une difficulté encore plus grande , mais qui fut néanmoins surmontée beaucoup plus promptement , parce qu’elle surgit en un temps où un vaste essor des conceptions géométriques permettait bien mienx son exacte appréciation. 11 s’agit du singulier satellite annulaire dont Saturne est immédiatement entouré, et que les puissants télescopes d’Herschcll ont montré composé de deux anneaux plats, dont le faible intervalle est pourtant appréciable. Celte forme anomale, seule exception à la sphéricité essentielle de tous nos astres intérieurs, était difficilement reconnaissable , vu la variété et la complication des ligures successivement résultées des diverses situations de l’observateur terrestre envers le plan de l’anneau ; aussi ce cas a-t-il exigé, de la partd’Huyghens , un véritable travail mathématique pour représenter exactement l'ensemble des apparences par une heureuse hypothèse, que l'exploration ultérieure a pleinement confirmée.

Après ces sommaires explications , il suffit ici de rapporter les principaux résultats déduits aujourd’hui, à cet égard, des meilleures mesures des divers diamètres apparents, qui d’ailleurs ne sauraient , évidemment , comporter une égale pré-

cision, en vertu même de leur grande inégalité. Quant à la figure, l'ensemble de ces observations a toujours essentiellement confirmé la sphéricité primitive, mais aussi en montrant sans cesse un faible aplatissement, du reste très- varié, depuis

U rondeur presque parfaite de la lune, el l'aplatissement de tt de V énus , jusqu’à l'aplatissement , sensible à un œil.exercé, de Saturne, et surtout de Jupiter, dont le plus eburt diamètre est d’environ inférieur au plus long. Cet inégal defaut de sphéricité semble en harmonie avec la rotation du corps, puisque le diamètre minimum parait ordinairement dirigé suivant l’axe de ce mouvement, et le maximum vers l'équateur de l’astre; la valeur de l’aplatissement croit aussi, dans la plupart des (as explorés , avec la rapidité du mouvement : ces remarques experimentales méritent d’élrc notées ici, surtout en vertu de leur conformité avec les indications rationnelles que nous fournira ultérieurement la mécanique céleste.

Quant aux dimensions, voici le tableau relatif des diamètres, suflisammenl approchés , propresau soleil etaux planètes .dont le chapitre précédent a montré les distances centrales , en sorte que la combinaison familière de ces deux ordres de déterminations numériques pourra suggérer au lecteur une juste idéegénérale de la constitution statique de notre monde.

LeSoleil 110

Mercure

Vénus. . . , .

presque 1 (exactement 0,97 ).

La Terre. . . .

Mars

Vesta

Junon

Cérès

Pallas

Jupiter

Saturne

Uranus

Il est presque superflu d’avertir que les nombres relatifs aux

TR01S1KMK P.VH1IC, CHAPITRE DEUXIÈME. 261

cation , sauf la prépondérance nécessaire de la' masse centrale s fidèlement exprimée par nos déterminations géométriques. Quelque préeieux que soit, à tous égards , notre penchant spéculatif à supposer partoul-la liaison , il est pourtant aveugle comme tous les autres penchants quelconques, et il a pareillement besoin d éire soumis à une sage discipline philosophique, fondée sur une judicieuse appréciation objective, où nous apprenons que les harmonies extérieures ne correspondent pas toujours aux inclinations permanentes de notre intelligence.

De l’appréciation comparative des diamètres, chacun peut aisément déduire celle des aires ou des volumes, qu’il serait inutile d’indiquer ici , puisqu'il sufiil alors, suivant les lois géométriques, de former les carrés ou les cubes de ces rapports linéaires. r

Enfiu, il faut remarquer, à ce çujet, que notre ignorance nécessaire sur le véritable éloignement des astres extérieurs nous interdit tout espoir de jamais connaître leurs dimensions^ quand même leurs diamètres apparents nous seraient appréciables. Mais, en outre, celle même immensité de distance nous les montre , dans les lunettes , comme de simples points mathématiques, où aucun disque ne peut être distingué. Ceux qui croient encore devoir spéculer sur ce qui ne saurait être connu, au lieu d’employer leur temps et leurs forces à ces vastes et nombreuses contemplations qui sont à la fois susceptibles de réalité et d’utilité, se trouvent donc réduits, à cet égard ,à conjecturer vaguement , d’après le vif éclat de ces corps lointains, qu’ils doivent avoir une forme et une grandeur confusément comparables àccllesdc notre soleil. Toutefois, il serait difficile , à vrai dire, de comprendre quelle peut être la validité logique d’une analogie qui n’est fondée que sur la seule considération d un cas isolé. Quant aux indications rationnelles delà mécani qup céleste, même en leur attribuant, a ce sujet, une exten

sion purement hypothétique jusqu’ici , elles seraient loin de rien établir d’exclusif sur la forme nécessaire de ccg corps étrangers, et encore moins sur leurs dimensions, puisque l’équilibre des masses célestes est , en général , mathématiquement compatible avec une inlinilé de figures différentes, dont notre propre monde nous montre , en quelques cas , la diversité effective. •

Pour compléter l’étude générale de la figure et de la grandeur des astres intérieurs , il convient ici d’indiquer sommairement une recherche accessoire , qui ne comporte, comme la question principale, mais à un plus haut degré , d’autre difficulté essentielle que eelle d’une exploration très-délicate , propre à donne^ une juste idée de l’admirable précision actuelle des mesures astronomiques. Il s’agit de la vraie détermination des hauteurs propres aux aspérités qui peuvent altérer la régularité de leurs surfaces. l 1

Si chacune de ces sphère* était parfaitement polie , l’hémisphère tourné vers la terre et celui que le soleil éclaire seraient toujours nettement terminés par de purs cercles , dont le premier nous apparaît constamment sous sa vraie forme, tandis que le second est diversement aperça suivant l’inclinaison variable de son plan sur notre rayon visuel. L’image de l’astre se trouverait donc sans cesse bornée par une ligne pleinement régulière et continue ; mais cette apparence normale sera nécessairement altérée , s’il existe , en certains points de ce corps , des élévations notables au-dessus de sa surface générale. Outre les ombres qui seront ainsi projetées sur elle , et dont les indications ne sauraient comporter assez de précision , il faut surtout considérer les irrégularités partielles qui en résulteront pour les deux sortes de limites dn disque. De même qne le sommet de nos montagnes terrestres est souvent éclairé ou aperçu quand leur pied est obscur ou invisible , on conçoit que

les aspérités sitoées dans l’hémisphcre obscur ou dans l'hémisphère invisible pourront être éc'airecs ou aperçues si elles sont assez voisines des lignes de démarcation correspondantes , au delà desquelles nous devrons voir ces sommets cmtiine autant de points isolés, qui altéreront la régularité de limage, dont les bords pourront même se recouvrir ainsi d’une sorte de dentelure variée , si ces inégalités sont très- nombre uses et fort rapprochées. Tel est , évidemment, l’aspect que devrait offrir notre terre à un observateur lointain. On conçoit donc que, ta ayant égard à la situation de chaque point saillant , oni pourra déterminer la hauteur correspondante au-dessus de la surface générale de l’astre , d’apres une exacte mesure mioromélrique de son écartement du diSquc régulier. Cette estimation se trouvera ainsi accomplie naturellement en parties du rayon <lc cet astre ; mais le rapport déjà connu de celui ci au diamètre terrestre , d’ailleurs évalué lui-même en unités usuelles, permettra ensuitede rapportera ces dernières nnitésles hauteurs cherchées, dés lors numériquement comparables à celles de nos propres montagnes. Tel est le procédé naturel qu’un habile observateur de notre siècle , Schroêter, a soigneusement appliqué à presque tous les cas qui s’y prêtaient suffisamment , c èst-à-dire a la hirie surtout , ensuite à Vénus , et même à Mercure. Le premier de ces corps présente -évidemment les plus favorables conditions, soit par la grandeur ^t l’éclat du disque, soit aussi par l’absence de toute atmosphère réfringente : il comporte donc , à cet égard, beaucoup plus de précision quancUn autre. Ses nombreuses montagnes ortt ainsi offert une hauteur quelquefois égale à celle des pics les plus élevés de notre Himalaya , ce qui est remarquable pour un diamètre environ quatre fois moindre que celui delà terre. Vénus et Mercure ont présenté à oet astronome lies hauteurs très-supérieures, surtout proportionnellement , à celles de nos montagnes : les plus grandes atteignent ,

en effet, jusqu’à 34 kilomètres dans le premier cas et 16 dans le second.

11 nous reste maintenant à caractériser, en tant quesusceptible d’une certaine appréciation géométrique , l’étude générale des atmosphères célestes, qui cpnstiluc, par sa nature, un important complément des déterminations statiques propres à chaque astre intérieur. On conçoit d’abord que cette recherche ne saurait être entièrement inaccessible à notre science réelle, puisque l’existence d’une enveloppe gazeuse autour d’un de ces corps doit y déterminer, par réfraction., des altérations de lumière qui deviennent quelquefois appréciables à notre exploration purement visuelle, et qui le seraient même toujours si nous étions assez rapprochés pour que le disque fût assez grand et assez distinct. Cet effet se trouvant , dans notre atmosphère, le plus complet possible à l’horizon, il se manifestera de même au plus haut degré , chez un astre quelconque , quand nous en recevrons des rayons lumineux tangeuts à sa surface. La dévia lion pourra même alors devenir plus prononcée que notre propre réfraction atmosphérique, si celte lumière, au lieu d’émaner de cet astre , a seulement traversé son atmosphère , eu provenant d’un autre corps plus lointain , puisque l’altération sera ainsi doublée pour nous, qui subirons les résultats accumulés des deux réfractions successivement survenues, < d’abord à l’entrée, puis à la sortie de ce milieu gazeux. On doit

surtout employer à cette comparaison la. lumière des étoiles, afin de connaître avec plus de facilité et de précision la vraie direction du rayon visuel de l’astre indicateur, par suite de son immobilité propre , qui nous permettra donc une meilleure confrontation avec la direction apparente. Mais , au lieu d’estimer immédiatement celle déviation totale, il vaut mieux l’appréciOr d’une manière indirecte, d après son influence nécessaire sur la durée de 1 occultation que Iclndc subit alors par l inicr-

position de la planète, tant que le mouvement spècial de celle-ci ne l’a pas transportée à une assez grande distance angulaire de l'autre. Si , afin de faciliter la conception du phénomène , on attribue à l'astre extérieur , en sens contraire , c’est-à-dire dç l’est à l’ouest , une vitesse angulaire égale et parallèle à celle de l’astre intérieur, l’occultation devra mathématiquement persister pendant le temps qu’exige une telle vitesse pour décrire un angle égal au diamètre apparent de la planète proposée. Celte durée peut donc „en chaque cas , être exactement prévue , d’après un calcul géométrique , d’ailleurs compliqué, dont tous les éléments essentiels sont déjà bien connus. Or, l’influence des réfractions exercées par l'atmosphère de la planète sur la lumière tangentielle de l’étoile devra nécessairement la diminuer, en retardant le début de l’occultation et accélérant sa fin ; de même que l’atmosphère terrestre retarde pour nous le coucher apparent du soleil et accélère son lever : la nouvelle influence rcfractive doit seulement être plus prononcée que celle-ci ,. puisque la réfraction de sortie s'y joint , à notre égard, à celle d’entrée. Ainsi, l’existence d’une atmosphère autour de l’astre iutérieur proposé se trouvera constatée par une telle infériorité de la durée observée de l’occultation envers celle d’abQrd calculée : s’il n’existait pas entre ellesdcdifférencc appréciable, ccscraitla preuve que cet astre manque d’une enveloppe gazeuze susceptible de dévier sensiblement la lumière qui b traverse trèsobliquement ; la valeur relative de cette différence mesurera , en d’autres cas, l’énergie proportionnelle de l’action réfringente. Quoique les déviations doivent être moins prouoncées quand la lumière de l’étoile s’écarte do la direction tangentielle à la planète , elles doivent pourtant se faire toujours sentir, à un degré décroissant, tant que cet écartement graduel laisse pénétrer le rayon lumineux dans quelques couches atmosphériques , et l'instant précis de sa cessation indiquera les limites sensibles de

266 astronomie populaire.

l’atmosphère proposée. Si donc on observe , en ontrh , sOns un tel aspect comparatif, les phénomènes qui précèdent le début de J’occultation , ou ceux qui suivent sa fin , on y puisera aussi la base naturelle d’une certaine appréciation géométrique de l’étendue effective de cette enveloppe gazeuse.

Tel est l'esprit fondamental de l’élude astronomique des atmosphères, qui exige, par sa nature , une exploration trèsprécise , à laquelle nos divers astres inférieurs sont fort loin de se prêter également, te cas le plus favorable doit être évidemment, comme pour la mesure des aspérités, celui de fa luné, où des observations assidues ont ainsi constaté irrécieabloment’ l’absence de toute envêloppc gazeuse susceptible de dévier sensiblement la lumière ; puisqu’on n'a pu saisir aucune différence appréciable entre les deux durées de l’occultation : comme les moyens employés eussent manifesté une réfraction horizontale qui n’aurait pas même dépassé une seule seconde, sa non-existence prouve clairement que , en supposant un tel milieu , il'ïaudrait le réduire à une action réfringente inférieure à Celle du vide de nos meilleures machines pneumatiques. Ce défaut d’atmosphère autour de la lune reçoit d’ailleurs une confirmation accessoire parla vérification directe d’une de ses conséquences physiques les plus nécessaires, l’absence de toute mer proprement dite car, la liquidité d’unô notable partie de la surface lunaire y produirait bientôt une enveloppe aérienne, par la subito vaporisation résultée alors de l’absence totale de compression atmosphérique. L’existence de tout océan suppose nécessairement celle d’une atmosphère ambiante , afin de maintenir un état liquide qui, par lui même , ne saurait persister. Quoique la solidarilé ne soit pas également indispensable en sens inverse , on doit donc regarder l’exploration directe de Schroêler sur l’absence de toute réfraction lunaire comme ayant été ensuite confirmée utilement par les ingénieuses

observations de M. Arago sur la non-existence correspondante de toute couche liquide, d’après le défaut de ce caractère optique , connu sous le nom'de polarisation ,que nous présente, sous cerlaines incidences, la lumière réfléchie partout corps poli, et que ne nous offrent jamais les rayons de la lune, malgré que son cours mensuel leur procure successivement toutes les directions possibles.

Parmi tous les antres cas de cette intéressante recherché, le mieux exploré est ensuite celui de Vénus, où Schroëter a constaté l’existence d'une atmosphère susceptible de produire, comme la nôtre, une réfraction horizontale de plus d’un demidegré. Quant à l’étendue effective de ces enveloppes gazeuses, on l’a trouvée* le plus souvent limitée, de même que pour notre globe, à une faible partiedu rayon de l’astre. Mais les planètes télescopiques ont pourtant offert , à cet égard , une exception remarquable, par l’immense développement de leurs atmosphères, qui, chez Pallas, la plus petite d’entreelles , excède douze fois le rayon correspondant.

Si on considère les diverses indications réelles que l’on peut tirer, sons tout autreaspoct physique, de l'élude que nous venons de caractériser , et surtout quant aux conjectures lesmoinsvaines sur l’cxistenccdes êtres organisésà la surface des différents astres explorés, il est aisé de sentir ici que, envers des phénomènes aussi complexes, notre raison se trouve placée dans un de ces cas exceptionnels de la logique positive , où les conclusions sont pins certaines pour nier qne pour affirmer , qnand on a pu constater l’absence d’une seule des nombreuses influences dont le concours est reconnu indispensable au phénomène proposé. Comme l’existence d’une atmosphère constitue certainement l’une des conditions les plus fondamentales des fonctions propres à tous les corps vivants, mémereduitsà la simple vie végétative, on aura donc le droit rationnel de proclamer inhabitables, et par

suile inhabités, tous les astres dépourvus d'atmosphères. Quant, au contraire, à ceux qui en sont entourés , celte première analogie physique avec notre globe ne nous autorise nullement à conjecturer des conséquences affirmatives qui supposeraient beaucoup d’autres renseignements, non moins essentiels, que nous ne pouvons jamais espérer d’obtenir. 11 convient même d'utiliser ici, sous l’aspect logique, cette occasion de mieux caractériser la restriction nécessaire de nos spéculations réelles en -chaque cas déterminé, où une judicieuse appréciation spéciale permettra toujours de bien distinguer les recherches vraiment accessibles de celles qui ne sauraient le devenir. En effet, si l’on concluait, par exemple, de l’égalitéd’action réfringente constatée entre les atmosphères respectives de Vénus et de la Terre, à la similitude essentielle de ces deux planètes , ou seulement de leurs enveloppes gazeuses , il est aisé de reconnaître que celle induction n’aurait aucun fondement véritable. Car, on n’aurait pas même ainsi le droit d’attribuer aux deux atmosphères une égale densité, puisque notre expérience a clairement prouvé que la puissance réfractive d’un gaz ne dépend pas uniquement de sa densité, mais aussi, et davantage, de sa nature chimique. Nous savons donc avec certitude que les deux atmosphères sônt également réfringentes , mais là s’arrête nécessairement la science réelle : poussé plus loin , le rapprochement devient purement conjectural , ou plutôt arbitraire ; affirmer aussi que les deux enveloppes sont également denses, ce serait tacitement leur attribuer la même composition moléculaire , ce qui constituera toujours évidemment une supposition tout à fait gratuite.