TROISIEME PARTIE, CHAPITRE SEPTIÈME

que sa vitesse infiniment supérieure ne permettrait jamais aucune distinction entre l'instant où la clarté se produit' en un certain lieu et celui où elle est aperçue de tout autre point de notre globe , quelque éloigné qu’il fût du premier. Les inlervallesplanétaires sont seuls assez considérables pour manifester, à eet égard, des différences vraiment appréciables. Toutefois, un tel recours introduit, (fansrclte comparaison , une difficulté radicale’, tenant à notre impossibilité jle connaître directement l’instant où la lumière est produite ou aperçue dans la station inaccessible que nous confrontons ainsi avec la terre. Quelque tem^JS que la lumière puisse employer à nous" venir d’un asfre lointain, noiis ne pouvons le déterminer aucùnement, s’il demeure toujours le même, puisqu’il introduira seulement, dans l’époque où nous apercevons ce corps , un retard déterminé, qui ne saurait affecter noire appréciation , exclusivement comparative. Il n’y a donc de phénomènes célestes propres à manifester et à mesurer la durée effective de la propagation de la lumière, que ceux qui, successivement accomplis à diverses distances de l’observatoire terrestre, peuvent offrir, sous ^ rapport, des inégalités seules appréciables. Tel est le principe naturel d’après lequel l’illustre astronome danois Roèmer a opéré, au commencement du siècle dernier, celfe détermination vraiment fondamentale, par l’observation comparative des éclipses des satellites de Jupiter.

GeUe planète prépondérante est entourée de quatre satellites, qui circulent rapidement autour d’elle, le premier, paf exemple, accomplissant sa révolution en moins de deux jours (42b,,,rM J-). Us doivent donc être fréquemnient éclipsés par l’astre central , quelle que soit la position de celui-ci envers le soleil et la terre. Or, Ces phénomènes remaVquables ont lieu successivement à de très-inégales distances de nous : en comparant les deux cas extrêmes , c’est-à-dire l’oppôsîtion et la con-

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jonction entre Jupiter et la terre , l’un des lieux est plus éloigné de nous que l’autre d’une quantité égale au double dû notre distance au -soleil. Si donc les tables destinées à nous annoncer ces éclipses ont été dressées sur dés observations accompliesdorsque notre écartement de Jupiter était à son moyen degré, il^gst clair que celte pré.visiQn devra se trouver en arriére ou en avance de l'événement, de tout le temps qu’«mploie la lumière à parcourir Jp rayon de l'orbite terrestre, quand on l'appliquera aux époques d’opposition ou de conjonction. Ainsi, l'appréciation effective d’une telle inégalité permettra de mesurer la vitesse delà lumière, supposée d’ailleurs constante. L’observation ne

laisse à cet égard, aucune incertitude, puisque l’avancé ou le retard s’élèvent communément à un demi-quart d’heure .■ en comparant les deux' situations extrêmes, on trouve une différence d’environ seize minutes entre l’époque de la conjonction et celle de l’opposition ; d’où il suit que la lumière ne parvient du soleil à la terre qu’au bout de huit minutes (8T 13*;). Ou copçoil que celle importante détermination comporte, par sa nature, de nombreuses vérifications ,• d’abord à raison des diverses distances intermédiaires, puis en y employant successivement chacun des autres satellites de Jupiter, enfin en y faisant intervenir aussi les différents satellites de Saturne ou même d’Ur.anqs. Cette exploration variée, en confirmant essentiellement la mesure initiale deltoëmcr, a d’ailleurs montré quc]a vitesse delà lumière est, en effet, constante, du moins entre les# limites intérieures de notre monde.

IJ après çelte détermination fondamentale, il est maintenant fa ile d'établir le principe simple et lumineux d’où Cradley a déilui son admirable théorie de l’aberration de la lumière dans les étoiles et dans les planètes , résultée d'uue combinaison continue entre le mouvement de la lumière cl celui de la terre , qui , quoique éjlanl beaucoup plus lent, n’est pourtant pas en-

TROISIÈME PARflE, CHAPITRE SEPTIÈME.

fièrement imperceptible en comparaison du premier, dont la vitesse se trouve ainsi seulement dix mille fois plus grande.

Quand les observations astronomiques ont enfin acquis la précision des secondes, angulaires et- horaires l’exacte contemplation du ciel y a dévoilé de petites irrégularités périodiques, auparavant dissimulées par l’imperfection des mesures , et qui ont représenté les coordonnées sphériques d’une étoile quelconques comme assujetties à certaines variations , après qu’on les a soigneusement corrigées , outre la réfraction , de la précession et même de la nutation. Les déclinaisons et les ascensions droites, ainsi que les latitudes et les longitudes, sont tantôt croissantes, tantôt décroissantes , suivant une marche qui semble d’abord inintelligible, mais dont la nature a été suggérée à üradlcy par une heureuse remarque décisive; sur la commuât: périodicité de toutes ces minimes perturbations , qui ramènent toujours les mômes valeurs après un an d’intervalle. Ainsi averti qu'il fallait leur chercher uue source, non pa- objective , qui eût varié pour chaque étoile , mais purement subjective, dans le mouvement propre de l’observatoire terrestre, cegrand astronomie fql bientôt conduit à y voir une simple erreur de lieu provenue de la combinaison nécessaire dc -ce mouvement avec celui de la lu-

mière.

ÿi la terre était immobile , le temps quelconque qu'emploie la lumière à nous venir d’un astre ne pourrait jamaisallérer la direction du rayon visuel correspondant à chaque position, qui seulement serait ainsi observée plusieurs années peut-être après l’instant où le cort s s’y trouvait. Mais il n’en est plus de même cp supposant, tandis que la lumière parcourt un espace quelconque LT, dirigé vers l’étoile, que l’observatoire terrestre décrive un chemin appréciable Tl ( fig. 12), suivant la tangente actuelle à 1 écliptique : dès lors, la loi fondamentaje de la composition des mouvcineuts assignera, pour le rayon visuel ET, la nou-

velle direction E'T, déterminée par la diagonale du. parallélogramme construit sur ces deux lignes LT, TL Afin do mieux saisir le principe , on pourra concevoir, comme le préférait Braâley, que l’espace LT soit simplement réduit à la longueur du télescope, T/ désignant toujours le chemin simultanément

parcouru par l’instrument lui-méme, en vertu du mouvement

général de la terre. Comme cette seconde ligne n’est que la dixmillième partie de la première, la déviation ETE' sera toujours fort petite , mais sans échapper néanmoins à la précision des mesures actuelles. Tel est lé principe fondamental de toute la théorie mathématique de Y aberration , dont il faut ici caractériser lés divers aspects généraux.

D’après la construction précédente , l’aberration ETE' ne pourra varierqu’en vertu du changement journalier qu’éprouve la directioiiT/ du mouvement terrestre, c'est-à-dire la tangente à l’écliptique , puisque tous les autres éléments de la figure sont

essentiellement fixes ; la direction du vrai rayon visùcl TE de- . • 1 , 4 * ■% vant êtçe jugée constante , comme nous l’avons reconnu, en

toutes les positions de la terre ; en étendant à toutes les distances l’uniformité constatée , dans l’intérieur de notre monde , pour le mouvement de la lumière , supposée d’ailleurs douée toujoursde la même vitesse, quelle que soit sa source ; et, eufin, en négligeant les changements, évidemment insignifiants eu ce cas, qu’éprouve régulièrement la vitesse de notre globe. On conçoit ainsi la périodicité nécessaire de tous les phénomènes de l’aberration, qui, faisant dévier un peu le rayon visuel de l’étoile, tantôt vers l’est, tantôt vers l’ouest, rétabliront exactement sa positipn primitive , quand le cours de notre révolution annuelle aura ramené notre mouvement à la môme direction. Quant au degré dé cette altération, elle sera, évidemment, d’autant plus prononcée que l’angle ET/ se rapprochera davantage de 90° ; en le supposant droit, la tangente Irigonométrique de l’aberration

Diqiti