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encore assez parfaits, il continua de compléter ses fameux catalogues d’étoiles doubles.

Divers observateurs reprirent, au commencement de ce siècle, la recherche des distances de quelques-unes des étoiles les plus brillantes ; nous ne nous arrêterons pas au détail de ces tentatives, qui ne furent point couronnées de succès. La question entra dans une phase nouvelle quand Fraunhofer eut porté les appareils micrométriques des grands instrumens à une perfection inconnue jusqu’alors. William Struve, à Dorpat, et Bessel, à Kœnigsberg, résolurent à peu près en même temps de faire l’épreuve des instrumens qu’ils venaient d’acquérir en abordant de nouveau le problème dont la solution semblait fuir et se dérober à mesure qu’on tentait d’en approcher. Struve choisit la brillante étoile Véga, qu’il se mit à comparer assidûment à une petite étoile voisine de 11e grandeur. Bessel préféra une étoile peu brillante d’aspect, mais que l’on soupçonnait déjà de se déplacer d’une manière sensible, — la 61e du Cygne, comme la désignent les astronomes ; il en détermina les positions successives par rapport à deux étoiles voisines de 10e grandeur. Le résultat qu’il obtint fut une parallaxe de 37 centièmes de seconde ; Struve de son côté trouva pour Véga une parallaxe d’un quart de seconde.

Pour évaluer les distances des étoiles, les mesures itinéraires usuelles sont vraiment des étalons dérisoires ; le diamètre de l’orbite terrestre, qui vaut 300 millions de kilomètres, devient lui-même trop petit pour cet usage. Lorsqu’il s’agit d’arpenter l’univers, on compte par années de la lumière, comme sur la terre on accuse les heures de route ; l’unité de distance est le chemin qu’un rayon lumineux fait dans l’espace d’une année. Une parallaxe d’une seconde d’arc indique une distance égale à 206,000 fois la distance du soleil, et représentée par 3 années et 3 mois de la lumière. Une parallaxe d’une demi-seconde correspond à une distance double, et ainsi de suite.

Les observations de Bessel avaient été faites à l’aide de l’héliomètre, appareil ingénieux inventé par Bouguer vers 1750, mais considérablement perfectionné par Fraunhofer. Qu’on se figure une lunette à deux objectifs mobiles comme deux yeux qui pourraient s’écarter ou se rapprocher l’un de l’autre ; chacune des deux lentilles forme une image de l’objet que l’on vise, et, selon la position relative des lentilles, ces images paraîtront séparées ou bien coïncideront pour n’en former qu’une. Si maintenant, au lieu d’une seule étoile, on en a deux dans le champ de l’instrument, on peut manœuvrer de façon à faire coïncider une des deux images de la première avec une image de la seconde, et la vis micrométrique accuse alors la distance angulaire des deux astres. Ce moyen