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COSMOS 


ESSAI    D  UNE 


DESCRIPTION  PHYSIQUE  1)1)  MOPE. 


rAHlS  — IMPRIMÉ  PAR  F    Tm'NOT  t.t  C, 
itiâ   Ractn«  ,  se 


-c.@@o- 


COSMOS 


KSSAI    D  UNE 


DESCRIPTION  PUYSIQIIi  M  MONDE 


PAR 


AliKXAiyBRE  BE  Hin^IBOIiBT 


TRADUIT 


Par   H.    PAYE, 

MEMBRE    DK    l'iNSTITUT, 
Vy    »KI    ASTRONOMES    DE    l'OBSERVATOIRE    DE    PARIS. 


«  Naluiœ  vero  rerum  vis  alque  majesUa  iu 
omnibus  momeniis  Gde  caret ,  si  quis  modo  parte« 
«jus  ac  non  totam  complectatur  anime.  » 

Pline,  H.  N.,  lib.  vu  ,  c.  1. 


TOME   TROISIEME 


PA  R I S ,  «wKjiîa^  ^< 

GIDE   ET    F.   BAUDRY,    ÉDITEURS,/'^ 

RUE    DES    PETITS-AUGUSTINS,    5. 


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TABLE  DKS  MATIEIIKS. 


1"  PARTIE  DU  m-  VOLUME. 


Avertissement  du  tiuduc.teur vu 


Introduction 1 


Partie  uranologique  de  la  Description  physique  du  Monde. 
—  Résultats  de  robservation 28* 


I.  Considérations  sur  les  espaces  célestes  et  sur  la  matière 

dont  ils  paraissent  être  remplis 33 

II.  Vision  naturelle  et  télescopique.  Scintillation  des  étoiles. 

Vitesse  de  la  lumière.  Photométrie  stellaire Zj9 

l  î  r.  Nombre ,  distribution  et  couleurs  des  étoiles.  Amas  d'é- 
toiles. Voie  lactée  parsemée  de  rares  nébuleuses.  .  .  .     112 

IV.  Étoiles  nouvelles.  Étoiles  qui  ont  disparu.  Étoiles  dont 

l'éclat  varie  d'une  manière  périodique 160 

V.  Mouvements  propres  des  étoiles.  Existence  problématique 

d'astres  obscurs.  Parallaxe  et  mesure  de  la  distance 

de  quelques  étoiles 2ili 

^  I.    Étoiles  doubles  et  temps  de  leurs  révolutions  autour  de 

leurs  contres  de  gravité 230 


VI 


TABLES   ÎNUMÉKlQUEfJ. 

TABLK    l'HOTOMÉTRlQUE    DES    ÉTOILES 106 

Table  des  amas  stellaires 154 

Table  des  étoiles  .nouvelles 171 

Table  des  étoiles  variables 197 

Table  des  parallaxes 229 

Table  des  éléments  des  orbites  des  étoiles  doubles.  .  .  .  257 


AVERTISSEMENT  DU  TRADrCTETIR. 


Ce  volume  étant  spécialement  destiné  à  compléter 
la  partie  uranologique  du  Cosmos ,  M.  de  Humboldt 
a  cru  devoir  en  confier  la  traduction  à  l'Astronome 
qui  déjà  avait  entrepris  celle  du  premier  volume. 
J'ai  prié  cependant  M.  Galusky  de  traduire  le  pre- 
mier chapitre,  dont  les  développements  littéraires 
et  philosophiques  sortent  du  cadre  de  mes  tra- 
vaux habituels.  C'est  donc  à  l'habile  traducteur  du 
second  volume  du  Cosmos  que  je  dois  les  27  pre- 
mières pages  de  celui-ci  et  les  notes  correspon- 
dantes. De  plus ,  M.  Galusky  m'a  prêté  son  concours 
pour  la  correction  de  toutes  les  épreuves.  Je  suis 


—    VIII    — 

heureux  de  pouvoir  lui  offrir  ici  l'expression  de  ma 
vive  reconnaissance. 

Je  dois  ajouter  que  mon  savant  confrère  M.  Gui- 
gniaut  a  bien  voulu  me  permettre,  plus  d'une  fois, 
d'avoir  recours  à  sa  vaste  érudition. 

H.  FAYF. 


PREMIÈRE  PARTIE. 


ni 


I 


INTRODUCTION. 


Je  poursuis  le  but  que  je  me  suis  fixé  et  que  je  n'ai 
pas  désespéré  d'atteindre,  dans  la  mesure  de  mes 
forces  et  selon  l'état  actuel  de  la  science.  Confor- 
mément au  plan  que  je  m'étais  tracé,  les  deux  vo- 
lumes du  Cosmos  publiés  jusqu'à  ce  jour  présentent 
la  nature  considérée  d'un  double  point  de  vue.  J'ai 
essayé  d'abord  de  la  reproduire  sous  son  aspect  ex- 
térieur et  purement  objectif;  puis  j'ai  dépeint  son 
ima^e  réfléchie  à  l'intérieur  de  l'homme  par  l'inter- 
médiaire des  sens,  et  j'ai  recherché  la  trace  de  l'in- 
fluence qu'elle  a  exercée  sur  les  idées  et  les  senti- 
ments des  différents  peuples. 

Le  monde  extérieur  a  été  décrit  dans  ses  deux 
grandes  sphères,  la  sphère  céleste  et  la  sphère  ter- 
restre, sous  la  forme  scientifique  d'un  Tableau  gé- 
néral de  la  Nature.  Ce  tableau  offre  d'abord  aux  re- 
gards les  étoiles  qui  brillent  parmi  les  nébuleuses , 
dans  les  régions  les  plus  reculées  de  l'espace  ;  de  là, 
il  nous  fait  redescendre  à  travers  notre  système  pla- 
nétaire jusqu'à  la  couche  végétale  dont  est  couvert 

le  sphéroïde  terrestre ,  et  aux  organismes  infiniment 
III.  1 


—  2  — 

petits  qui  flottent  souvent  suspendus  dans  les  airs  et 
se  dérobent  h  l'œil  nu.  Pour  rendre  sensible  l'exis- 
tence du  lien  commun  qui  enlace  tout  l'univers,  et 
le  gouvernement  des  lois  éternelles  de  la  nature; 
pour  faire  saisir,  autant  qu'elle  peut  être  connue  jus- 
qu'à ce  jour,  cette  connexion  génératrice  qui  unit 
des  groupes  entiers  de  phénomènes,  il  fallait  éviter 
soigneusement  l'accumulation  des  faits  particuliers. 
Une  telle  réserve  était  surtout  nécessaire  dans  la 
sphère  terrestre  du  Cosmos ,  où ,  à  côté  de  l'action 
dynamique  des  forces  motrices,  se  manifeste  éner- 
giquement  l'influence  produite  par  la  diversité  spé- 
cifique des  substances.  Dans  la  sphère  sidérale  ou 
uranalogique,  les  problèmes  sont,  pour  tout  ce  que 
l'observation  peut  atteindre,  d'une  admirable  sim- 
plicité ,  et  se  prêtent ,  en  raison  des  masses  énormes 
et  des  forces  attractives  de  la  matière,  à  des  calculs 
rigoureux,  fondés  sur  la  théorie  du  mouvement.  Si 
nous  sommes,  ainsi  que  je  le  crois,  autorisés  à  regar- 
der les  astéroïdes  ou  pierres  météoriques  comme  des 
parties  de  notre  système  planétaire ,  ces  corps  sont 
les  seuls  qui,  en  tombant  sur  la  terre,  nous  mettent 
en  contact  avec  des  substances  évidemment  hété- 
rogènes, qui  circulent  dans  l'espace  (1).  J'indique  ici 
les  causes  pour  lesquelles  la  méthode  mathématique 
a  été  jusqu'à  ce  jour  moins  généralement  et  moins 
heureusement  appliquée  aux  phénomènes  terrestres 
qu'aux  mouvements  des  corps  célestes,  gouvernés 
uniquement  dans  leurs  perturbations  réciproques  et 
leurs  retours  périodiques  par  la  force  fondamentale 


—  3  — 

de  la  matière  homogène,  aussi  loin  du  moins  que 
peuvent  s'étendre  nos  perceptions. 

Je  me  suis  surtout  efforcé ,  en  traçant  le  tableau 
de  la  Terre ,  de  disposer  les  phénomènes  suivant  un 
ordre  qui  laissât  soupçonner  le  lien  générateur  par 
lequel  ils  se  rattachent  Tun  à  Tautre.  J'ai  décrit  la 
configuration  du  corps  terrestre  ;  je  l'ai  représenté 
avec  sa  densité  moyenne,  avec  les  variations  de  sa 
température  croissant  en  raison  de  la  profondeur, 
avec  ses  courants  électro-magnétiques  et  les  phéno- 
mènes de  la  lumière  polaire.  La  réaction  de  l'intérieur 
contre  l'extérieur  de  la  Terre  est  le  principe  de  l'acti- 
vité volcanique  :  c'est  à  cette  cause  que  doiveut  être 
rapportés  les  ondes  d'ébranlement  qui  se  propagent 
dans  des  cercles  plus  ou  moins  étendus,  et  les  effets  de 
ces  ébranlements,  qui  ne  sont  pas  toujours  purement 
dynamiques,  comme  les  éruptions  de  gaz,  de  boue  et 
d'eau  chaude.  Le  soulèvement  des  montngnes  igni- 
vomes  est  la  plus  haute  manifestation  des  forces 
intérieures  de  la  Terre.  Nous  avons  représenté  les 
volcans  centraux  et  les  chaînes  de  volcans,  non  pas 
seulement  comme  des  éléments  de  destruction  ,  mais 
aussi  comme  des  agents  producteurs,  qui  continuent 
à  former  sous  nos  yeux ,  et  le  plus  souvent  à  des 
époques  fixes,  des  roches  d'éruption.  En  opposi- 
tion avec  les  roches  d'éruption,  nous  avons  montré 
les  roches  de  sédiment  se  précipitant  aujourd'hui 
encore  du  sein  des  milieux  liquides  dans  lesquels 
leurs  dernières  particules  flottaient  suspendues  ou 
dissoutes.    Cette    comparaison    des    parties    de    la 


Terre  en  voie  de  développement,  dont  la  figure 
n'est  pas  encore  déterminée,  avec  celles  qui,  soli- 
difiées depuis  longtemps,  forment  les  différentes 
couches  de  la  croûte  terrestre ,  nous  conduit  à  dé- 
terminer avec  certitude  la  série  successive  des 
formations  qui  renferment  dans  un  ordre  chronolo- 
gique les  familles  éteintes  des  animaux  et  des  plantes, 
et  permettent  de  reconnaître  distinctement  la  Faune 
et  la  Flore  de  Fancien  monde.  La  naissance,  la  trans- 
formation et  l'exhaussement  des  couches,  aux  di- 
verses époques  géologiques,  sont  les  conditions  d'où 
dépendent  tous  les  accidents  de  la  surface  terrestre: 
la  répartition  de  Félément  liquide  et  de  Félément 
solide ,  ainsi  que  Fétendue  et  Farticulation  des  masses 
continentales,  en  largeur  et  en  hauteur.  Ces  re- 
lations, à  leur  tour,  déterminent  la  température 
des  courants  marins,  Fétat  météorologique  de 
Focéan  gazeux  qui  enveloppe  la  Terre ,  et  la  distribu- 
tion géographique  des  différents  organismes.  Le 
souvenir  du  lien  qui  unit  les  phénomènes  terrestres, 
et  que  j'ai  tenté  de  mettre  en  lumière  dans  la  pre- 
mière partie  du  Cosmos^  suffit,  je  pense,  pour  prouver 
qu'il  est  impossible  de  rapprocher  les  résultats  si 
vastes  et  en  apparence  si  complexes  de  Fobservation, 
sans  approfondir  la  connexité  qui  rattache  les  causes 
aux  effets.  La  signification  de  la  nature  est  d'ailleurs 
considérablement  affaiblie,  lorsque,  par  une  trop 
grande  accumulation  de  faits  isolés ,  on  enlève  aux 
descriptions  dans  lesquelles  on  cherche  à  la  repro- 
duire, toute  leur  chaleur  vivifiante. 


—  5  — 

Si  je  ne  pouvais  sérieusement  prétendre,  quelque 
soin  que  j'y  apportasse,  à  n'omettre  aucune  par- 
ticucularité  dans  le  tableau  des  phénomènes  exté- 
rieurs ,  il  n'était  pas  plus  facile  de  tout  dire ,  en 
dépeignant  le  reflet  de  la  nature  dans  l'esprit  de 
l'homme.  Ici  même  les  bornes  devaient  être  plus 
étroitement  circonscrites.  L'immense  empire  du 
monde  intellectuel ,  fécondé  depuis  des  siècles  par 
les  forces  actives  de  la  pensée,  nous  montre,  dans  les 
diverses  races  d'hommes  et  aux  différents  degrés  de 
la  civilisation ,  des  dispositions  d'esprit  tantôt  gaies , 
tantôt  sombres  (2) ,  un  vif  arnour  du  beau  ou  une  in- 
sensibilité grossière.  D'abord  l'âme  de  l'homme  est 
conduite  au  sentiment  de  la  Divinité  par  le  spectacle 
des  forces  naturelles  et  par  certains  objets  du  monde 
extérieur.  C'est  plus  tard  seulement  que  l'homme 
s'élève  à  des  aspirations  religieuses  plus  pures  et 
plus  spirituelles  (3).  Le  reflet  du  monde  extérieur 
dans  l'homme,  les  impressions  de  la  nature  envi- 
ronnante et  les  dispositions  physiques  exercent 
aussi  plus  d'une  influence  sur  la  formation  mysté- 
rieuse des  langues  (1).  L'humanité  travaille  au  de- 
dans d'elle  la  matière  que  lui  fournissent  les  sens , 
et  les  résultats  de  cette  opération  intérieure  sont 
aussi  bien  du  domaine  du  Cosmos  que  les  phéno- 
mènes sur  lesquels  elle  s'accomplit. 

Comme  l'éveil  donné  à  l'imagination  créatrice  ne 
permet  pas  que  l'image  réfléchie  de  la  nature  se  con- 
serve pure  et  fidèle,  il  existe,  à  côté  du  monde  réel 
ou  extérieur,  un  monde  idéal  ou  intérieur,  rempli 


—  6  - 

de  mythes  fantastiques  et  quelquefois  symboliques, 
animé  par  des  formes  animales  dont  les  parties  hé- 
térogènes sont  empruntées  au  monde  actuel  ou  aux 
débris  des  générations  évanouies  (5).  Des  formes  mer- 
veilleuses d'arbres  et  de  fleurs  croissent  aussi  sur  le 
sol  de  la  mythologie,  comme  ce  frêne  gigantesque 
des  chants  de  l'Edda,  cet  Arbre  du  Monde  nommé 
Ygdrasil ,  dont  les  branches  s'élèvent  au-dessus  du 
ciel,  tandis  que  l'une  de  ses  trois  racines  s'enfonce 
jusque  dans  les  sources  retentissantes  du  monde 
souterrain  (6).  Ainsi  la  région  nébuleuse  de  la  mytho- 
logie physique  est,  suivant  la  différence  des  races  et 
des  climats ,  peuplée  de  formes  gracieuses  ou  effroya- 
bles qui  passent  de  là  dans  le  domaine  des  idées  sa- 
vantes et,  durant  l'espace  de  plusieurs  siècles,  se 
transmettent  de  génération  en  génération. 

Si  le  travail  que  j'ai  livré  au  public  ne  répond  pas 
assez  au  titre  dont  j'ai  souvent  moi  même  signalé  la 
hardiesse  imprudente,  ce  reproche  d'insuffisance 
doit  porter  principalement  sur  la  partie  qui  traite  de 
la  vie  intellectuelle  et  du  reflet  de  la  nature  dans  le 
sentiment  de  l'homme.  Pour  cette  partie  surtout,  je 
me  suis  borné  aux  objets  les  plus  rapprochés  des 
études  qui  ont  rempli  ma  vie  ;  j'ai  recherché  l'ex- 
pression du  sentiment  de  la  nature  chez  les  peuples 
de  l'antiquité  classique  et  chez  les  nations  modernes, 
recueillant  les  fragments  de  poésie  descriptive  qui 
ont  emprunté  leur  couleur  au  caractère  national  de 
chacune  de  ces  races ,  et  à  l'idée  qu'elles  se  faisaient 
de  la  création  ,  en  tant  que  l'œuvre  d'une  puissance 


—  7  — 

unique  ;  j'ai  dépeint  le  charme  gracieux  de  la  peinture 
de  paysa^çe;  enfin  j'ai  retracé  1  histoire  de  la  contem- 
plation du  monde,  c'est-à-dire  l'histoire  des  décou- 
vertes qui,  en  se  succédant  pendant  un  laps  de  vingt 
siècles ,  ont  permis  à  l'observateur  d'embrasser  l'en- 
semble de  Tunivers  et  de  dégager  l'unité  qui  do- 
mine tous  les  phénomènes. 

En  admettant  que  ,  dans  le  premier  essai  d'une 
œuvre  aussi  vaste,  qui  se  propose,  tout  en  restant 
scientifique ,  de  représenter  l'image  vivante  de  la 
nature ,  on  puisse  avoir  la  prétention  d'être  complet 
en  quelque  chose,  du  moins,  doit- on  chercher  à 
l'être  plus  par  les  idées  que  l'on  soulève  que  par  les 
résultats  que  l'on  fournit.  Un  Livre  de  la  Nature 
vraiment  digne  de  ce  nom  ne  pourra  apparaître  que 
lorsque  les  sciences ,  condamnées  dès  le  principe 
à  rester  toujours  incomplètes ,  se  seront  du  moins 
agrandies  et  élevées  à  force  de  persévérance,  et 
qu'ainsi  les  deux  sphères  en  lesquelles  se  décom- 
pose le  Cosmos ,  le  monde  extérieur  perçu  par  les 
sens  et  le  monde  intérieur  réfléchi  dans  la  pensée 
de  l'homme ,  auront  l'une  et  l'autre  gagné  en  clarté 
lumineuse. 

Je  crois  avoir  suffisamment  indiqué  les  raisons 
qui  devaient  me  déterminer  à  ne  pas  donner  plus 
d'extension  au  Tableau  général  de  la  Nature,  me  ré- 
servant, dans  le  troisième  et  dernier  volume,  de 
suppléer  à  ce  qui  manque,  et  de  réunir  les  résultats 
de  l'observation  sur  lesquels  est  fondé  l'état  actuel 
des  opinions  scientifiques.  Ces  résultats  seront  ran- 


—  8  — 

gés  dans  le  même  ordre  que  j'ai  suivi  déjà  pour  la 
description  de  la  nature,  conformément  aux  principes 
établis  plus  haut.  Avant  toutefois  de  passer  à  des  faits 
particuliers  et  spéciaux ,  je  demande  la  permission 
d'ajouter  encore  quelques  considérations  générales 
qui  jetteront  un  nouveau  jour  sur  l'objet  de  ce  livre. 
La  faveur  inattendue  avec  laquelle  un  public  consi- 
dérable a  accueilli  mon  entreprise,  dans  ma  patrie  et 
dans  les  pays  étrangers,  me  fait  doublement  sentir  le 
besoin  de  m'expliquer  encore  une  fois,  et  d'une  ma- 
nière plus  précise,  sur  la  pensée  fondamentale  de 
cet  ouvrage  et  sur  les  exigences  que  je  n'ai  pas  cher- 
ché à  satisfciire  ,  parce  que  je  n'y  pouvais  prétendre, 
d'après  l'idée  que  je  me  fais  personnellement  de  nos 
connaissances  expérimentales.  A  ces  considérations 
justificatives  se  rattacheront  comme  d'eux-mêmes 
les  souvenirs  historiques  des  premiers  efforts  faits  en 
vue  de  découvrir  la  pensée  du  Monde,  c'est-à-dire  le 
principe  unique  auquel  doivent  être  ramenés  tous  les 
phénomènes ,  lorsqu'on  s'efforce  d'en  découvrir  l'har- 
monie génératrice. 

Le  principe  fondamental  de  mon  livre  (7),  tel  que 
je  l'ai  développé,  il  y  a  plus  de  vingt  ans,  dans  des 
leçons  professées  en  allemand  et  en  français,  à  Paris 
et  à  Berlin ,  c'est  la  tendance  constante  à  recomposer 
avec  les  phénomènes  l'ensemble  de  la  nature  ,  à 
montrer  dans  les  groupes  isolés  de  ces  phénomènes 
les  conditions  qui  leur  sont  communes ,  c'est-à-dire 
les  grandes  lois  qui  régissent  le  monde  ;  enfin  à 
faire  voir  comment  de  la  connaissance  de  ces  lois  on 


—  9  — 

remonte  au  lien  de  causalité  qui  les  rattache  les  unes 
aux  autres.  Pour  arriver  à  dévoiler  le  plan  du  monde 
et  Tordre  de  la  nature  ,  il  faut  commencer  par  gé- 
néraliser les  faits  particuliers,  par  rechercher  les 
conditions  dans  lesquelles  les  changements  physiques 
se  reproduisent  uniformément.  Ainsi  Ton  est  conduit 
à  une  contemplation  réfléchie  des  matériaux  four- 
nis par  l'empirisme,  et  non  «  à  des  vues  purement 
spéculatives ,  à  un  développement  abstrait  de  la  pen- 
sée, à  une  unité  absolue  indépendante  de  l'expé- 
rience. »  Nous  sommes,  je  le  répète,  encore  bien  loin 
deTépoque-où  l'on  peut  se  flatter  de  faire  rentrer 
toutes  les  perceptions  sensibles  dans  une  idée  unique 
qui  embrasserait  l'ensemble  de  la  nature.  Déjà  ,  un 
siècle  avant  François  Bacon ,  la  véritable  voie  avait 
été  frayée  et  signalée  en  peu  de  mots  par  Léonard 
de  Vinci  :  «  cominciare  dall'  esperienza  et  per  mezzo 
diqucsta  scoprirne  la  ragione  (8).  »  Il  y  a,  à  la  vérité, 
des  groupes  nombreux  de  phénomènes  dont  nous  de- 
vons nous  contenter  de  découvrir  les  lois  empiriques; 
mais  le  but  le  plus  élevé,  celui  qui  a  été  le  plus  ra- 
rement atteint ,  est  la  recherche  des  causes  qui  re- 
lient entre  eux  tous  les  phénomènes  (9).  On  n'arrive 
à  une  complète  évidence  que  lorsqu'il  est  possible 
d'appliquer  aux  lois  générales  la  rigueur  du  raison- 
nement mathématique.  Pour  certaines  parties  de  la 
science  seulement,  il  est  vrai  de  dire  que  la  descrip- 
tion du  monde  est  V explication  du  monde.  En  général 
ces  deux  termes  ne  peuvent  pas  encore  être  consi- 
dérés comme  identiques.  Ce  qu'il  y  a  de  grand ,  d'im- 


^  10  — 

posant  dans  le  travail  intellectuel  dont  nous  mar- 
quons ici  les  lirailes,  c'est  la  conscience  de  TefFort 
fait  pour  tendre  vers  rinfini,  pour  embrasser  l'im- 
mense et  inépuisable  plénitude  de  la  création  ,  c'est- 
à-dire  de  toutce  qui  existe  et  se  développe. 

De  tels  efforts  tentés  à  travers  tous  les  siècles,  ont 
dû  souvent,  et  de  diverses  manières,  conduire  à 
cette  illusion  que  le  but  était  atteint,  que  le  prin- 
cipe était  trouvé,  d'après  lequel  peuvent  être  expli- 
qués tous  les  phénomènes  sensibles  qui  se  suc- 
cèdent dans  le  monde  matériel.  Après  la  longue 
période  où ,  conformément  au  premier  mode  d'in- 
tuition de  l'esprit  hellénique ,  les  forces  naturelles 
qui  fixent  la  forme  des  choses,  les  changent  et  les 
détruisent,  étaient  honorées  comme  des  puissances 
spirituelles  voilées  sous  des  formes  humaines  (10),  le 
germe  d'une  contemplation  scientifique  de  la  nature  se 
développa  dans  les  fantaisies  physiologiques  de  l'école 
ionienne.  Cette  école  était  partagée  en  deux  directions 
différentes.  Guidés  tantôt  par  des  considérations  mé- 
caniques, tantôt  par  des  considérations  dynamiques, 
les  naturalistes,  pour  expliquer  l'existence  des  choses 
et  la  succession  des  phénomènes ,  recouraient  à 
rhypothèse  de  principes  concrets  et  matériels,  que 
l'on  appelait  les  éléments  de  la  nature,  ou  à  la  rare» 
faction  et  à  la  condensation  des  substances  élémen- 
taires (11).  Cette  hypothèse  de  quatre  ou  cinq  élé- 
ments spécifiquement  distincts,  qui  peut-être  a  tiré 
son  origine  de  l'Inde ,  est  restée  mêlée  h  tous  les 
systèmes  de  philosophie  naturelle,  depuis  le  poëme 


—  il  — 

didactique  d'Empédocle,  et  témoigne  du  besoin  que 
rhomnie  a  éprouvé  de  tout  temps,  de  viser  à  la  gé- 
néralisation et  à  la  simplification  des  idées,  qu'il 
s'agisse  de  l'action  des  forces  ou  seulement  de  la  na- 
ture des  substances. 

Un  peu  plus  tard,  lorsque  la  physiologie  ionienne 
eut  pris  un  nouveau  développement,  Anaxagore  de 
Clazomène  s'éleva  de  l'hypothèse  des  forces  purement 
motrices  à  l'idée  d'un  espri  t  distinct  de  toute  espèce  de 
matière,  mais  intimement  mêlé  à  toutes  les  molécules 
homogènes.  L'intelligence  régulatrice  (voûc)  gouverne 
le  développement  incessant  de  l'univers;  elle  est  la 
cause  première  de  tout  mouvement  et  par  conséquent 
le  principe  de  tous  les  phénomènes  physiques. 
Anaxagore  explique  le  mouvement  apparent  de  la 
sphère  céleste,  dirigée  de  l'Est  à  l'Ouest,  par  l'hy- 
pothèse d'un  mouvement  de  révolution  général  dont 
l'interruption,  comme  on  l'a  vu  plus  haut,  produit 
la  chutedes  pierres  météoriques  (l'2).  Cette  hypothèse 
est  le  point  de  départ  de  la  théorie  des  tourbillons 
qui ,  après  plus  de  deux  mille  ans,  a  pris  par  les  tra- 
vaux de  Descartes ,  de  Huyghens  et  de  Hooke  une  si 
grande  place  entre  les  systèmes  du  monde.  L'esprit 
ordonnateur  qui,  selon  Anaxagore,  gouverne  l'univers 
était-il  la  Divinité  elle-même,  ou  n'était-ce  qu'une 
conception  panthéistique,  un  principe  spirituel  qui 
soufflait  la  vie  à  toute  la  nature?  C'est  là  une 
question  étrangère  à  cet  ouvrage  (13). 

La  symbolique  mathématique  des  Pythagoriciens 
bien  qu'elle  embrasse  également  l'univers  entier, 


-   12  — 

forme  un  contraste  frappant  avec  les  deux  branches 
de  l'école  ionienne.  Leurs  regards  ne  s'étendent  pas 
au  delà  des  phénomènes  perceptibles  aux  sens,  et 
restent  invariablement  fixés  sur  la  loi  qui  règle  les 
cinq  formes  fondamentales,  sur  les  idées  de  nombre, 
de  mesure,  d'harmonie  et  de  contraste.  Les  choses, 
suivant  eux ,  se  reflètent  dans  les  nombres  qui  en 
sont  comme  l'imitation  (pV/iau).  La  faculté  qu'ont 
les  nombres  de  croître  et  de  se  répéter  sans  mesure 
est  le  caractère  de  l'éternité  et  de  la  nature  infinie. 
Les  choses,  en  tant  qu'existantes,  peuvent  être  consi- 
dérées comme  des  relations  numériques;  leurs  chan- 
gements et  leurs  transformations  ne  sont  que  de  nou- 
velles combinaisons  des  nombres.  La  physique  de 
Platon  contient  aussi  des  essais  de  ramener  toutes 
les  substances  qui  existent  dans  l'univers  et  les  déve- 
loppements par  lesquels  elles  passent  à  des  formes 
corporelles ,  et  ces  formes  elles-mêmes  à  la  plus 
simple  des  figures  planes,  au  triangle  (14).  Quant  à 
savoir  quels  sont  les  derniers  principes,  comme  l'on 
dirait  les  éléments  des  éléments,  c'est,  écrit  Platon, 
dans  un  sentiment  de  défiance  modeste  ,  ce  qui  n'est 
connu  que  de  Dieu  et  de  ceux  qu'il  aime  entre  tous. 
Cette  application  des  mathématiques  aux  phéno- 
mènes physiques,  la  formation  de  l'école  atomistique, 
ou  la  philosophie  de  la  mesure  et  de  l'harmonie,  ont 
longtemps  influé  sur  le  développement  des  sciences, 
et  conduit  des  esprits  aventureux  par  des  chemins 
détournés  que  doit  retracer  l'histoire  de  la  Contem- 
plation du  Monde.  11  y  a  dans  les  simples  rapports 


—  13  — 

du  temps  et  de  l'espace ,  révélés  par  les  sons ,  les 
nombres  et  les  lignes,  un  charme  attachant  qu'a  cé- 
lébré toute  l'antiquité  (15). 

L'idée  de  l'ordre  et  du  gouvernement  de  l'univers 
ressort  dans  toute  sa  pureté  et  dans  toute  son  éléva- 
tion des  écrits  d'Aristote.  Ses  Juscultatwîies  physicœ 
représentent  les  phénomènes  de  la  nature  comme  les 
effets  de  forces  vitales,  émanant  d'une  puissance  uni- 
verselle. Le  ciel  et  la  nature  (16),  dit-il  en  désignant 
sous  ce  nom  la  sphère  terrestre  des  phénomènes , 
dépend  du  moteur  immobile  du  monde.  L'ordonna- 
teur, ou  en  d'autres  termes  le  dernier  principe  des 
phénomènes  sensibles,  doit  être  considéré  comme 
distinct  de  toute  espèce  de  matière  et  ne  tombant 
pas  sous  les  sens  (17).  L'unité  qui  domine  tous  les  phé- 
nomènes par  lesquels  se  manifestent  les  forces  de  la 
matière  est  élevée  dans  Aristote  à  la  hauteur  d'un 
principe  essentiel ,  et  ces  manifestations  elles-mêmes 
sont  toujours  ramenées  h  des  mouvements.  Ainsi  le 
traité  de  Anima  renferme  déjà  le  germe  de  la  théorie 
des  ondulations  lumineuses  (18).  La  sensation  de  la 
vue  est  produite  par  un  ébranlement ,  une  vibration 
du  milieu  placé  entre  l'œil  et  l'objet,  et  non  par  des 
émanations  qui  s'échapperaient  de  l'un  ou  de  l'autre. 
Aristote  compare  l'ouïe  à  la  vue,  parce  que  le  son  est 
aussi  un  effet  des  vibrations  de  l'air. 

Aristote,  tout  en  recommandant  d'appliquer  la 
raison  à  rechercher  le  général  dans  le  détail  des  par- 
ticularités perçues  par  les  sens,  embrasse  toujours 
l'ensemble  de  la  nature  et  la  connexion  intime  non- 


—  la  - 

seulement  des  forces  mais  aussi  des  formes  organi- 
ques. Dans  le  livre  qu'il  a  écrit  sur  les  organes  des 
animaux  [de Partibus  Animalium),  il  exprime  claire- 
ment sa  croyance  à  la  gradation  par  laquelle  les 
êtres  s'élèvent  successivement  des  formes  inférieures 
à  des  formes  plus  hautes.  La  nature  suit  un  déve- 
loppement progressif  et  non  interrompu ,  depuis  les 
objets  inanimés  ou  élémentaires  jusqu'aux  formes 
animales,  en  passant  par  les  plantes,  et  «  en  s'es- 
sayant  d'abord  sur  ce  qui  n'est  pas  encore  un  ani- 
mal proprement  dit,  mais  qui  en  est  si  voisin  qu'il  y 
a  en  vérité  peu  de  dilTérence  (19).  »  Dans  cette  grada- 
tion des  formes,  les  nuances  intermédiaires  sont  in- 
sensibles (20).  Le  grand  problème  du  Cosmos  est 
pour  le  Stagirite  l'unité  de  la  nature  :  «  Dans  la  na- 
ture, dit-il  avec  une  singulière  vivacité  d'expression, 
rien  d'isolé  ni  de  décousu ,  comme  dans  une  mau- 
vaise tragédie  (21).  » 

Tous  les  ouvrages  physiques  d'Aristote ,  observa- 
teur aussi  exact  que  profond  penseur,  laissent  voir 
clairement  cette  tendance  philosophique  à  faire 
dépendre  d'un  principe  unique  tous  les  phénomènes 
de  l'univers.  Mais  l'état  iui parfait  de  la  science, 
l'ignorance  où  l'on  était  à  cette  époque  de  la  méthode 
expérimentale,  qui  consiste  à  susciter  les  phéno- 
mènes dans  des  conditions  déterniinées ,  ne  permet- 
lait  pas  d'embrasser  le  lien  de  causalité  qui  unit  ces 
phénomènes,  même  en  les  divisant  en  groupes  peu 
nombreux.  Tout  se  bornait  aux  oppositions  sans 
cesse  renaissantes  du  froid  et  du  chaud ,  de  la  se- 


—  15  — 

cheresse  et  de  riiuinidité ,  de  la  raréfaction  et  de  la 
densité  primitives  et  aux  altérations  produites  dans 
le  monde  matériel  par  une  sorte  d'antagonisme  inté- 
rieur (  ay-iTTEptoTaGiç) ,  qui  rappelle  les  hypothèses  mo- 
dernes des  polarités  opposées  et  le  contraste  du  +  et 
du  —  (2*2).  Les  solutions  proposées  par  Aristote  ont 
le  tort  de  déguiser  les  faits  ,  et  dans  l'explication  des 
phénomènes  d'optique  ou  de  météorologie,  le  style 
d'ailleurs  si  énergique  et  si  concis  du  Stagirite  semble 
prendre  plaisir  à  s'étendre ,  et  emprunter  quelque 
chose  de  la  diiTusion  hellénique.  Comme  l'esprit 
d'Aristote  était  presque  exclusivement  dirigé  vers 
l'idée  de  mouvement,  et  se  préoccupait  peu  de  la 
diversité  des  substances,  il  en  résulte  que  sa  pensée 
fondamentale  de  ramener  tous  les  phénomènes  ter« 
restres  à  l'impulsion  donnée  par  le  mouvement  du 
ciel,  c'est-à-dire  par  la  révolution  de  la  sphère  céleste, 
se  reproduit  sans  cesse,  qu'on  la  retrouve  partout, 
qu'elle  est,  de  la  part  de  l'auteur,  l'objet  d'une  sorte 
de  prédilection,  mais  que  nulle  part  elle  n'est  présen- 
tée  avec  une  précision  et  une  rigueur  absolues  (23). 
Par  l'impulsion  dont  j'essaye  de  donner  l'idée,  il 
ne  faut  entendre  que  la  communication  du  mouve- 
ment ,  considéré  comme  le  principe  de  tous  les  phé- 
nomènes terrestres.  Les  vues  panthéistiques  sont 
tout  à  fait  laissées  de  côté.  La  Divinité  est  la  plus 
haute  unilé  ordonnatrice  ;  «  elle  se  manifeste  dans 
tous  les  cercles  de  l'univers,  donne  leur  destination 
à  tous  les  êtres  distincts  de  la  nature,  et  combine  tout 
en  vertu  de  sa  puissance  absolue  (24).  »  Les  idées  de 


—  16  --- 

but  et  d'appropriation  sont  appliquées ,  non  pas  aux 
phénomènes  subordonnés  de  la  nature  inorganique 
ou  élémentaire,  mais  principalement  aux  organismes 
qui  occupent  une  place  plus  élevée  dans  le  règne 
animal  ou  végétal  (25).  Il  est  remarquable  que  dans 
ces  théories,  la  Divinité  se  sert  d'une  quantité  d'es- 
prits sidéraux  qui  retiennent  les  planètes  dans  leurs 
éternelles  orbites ,  comme  s'ils  connaissaient  la  dis- 
tribution des  masses  et  les  perturbations  (2G).  Les 
astres  sont ,  dans  le  monde  matériel ,  l'image  de  la 
Divinité.  En  dépit  du  titre  qu'il  porte ,  je  n'ai  pas 
mentionné  le  traité  de  Mundo,  faussement  attribué  à 
Aristote  et  certainement  émané  de  l'école  stoïcienne. 
L'auteur,  dans  des  descriptions  où  Ton  remarque  sou- 
vent une  couleur  et  une  animation  un  peu  factices, 
découvre  à  la  fois  aux  regards  le  ciel  et  la  terre ,  les 
courants  de  la  mer  et  de  l'océan  atmosphérique;  mais 
nulle  part  ne  se  manifeste  la  tendance  à  chercher 
dans  les  propriétés  de  la  matière  des  principes  géné- 
raux, auxquels  puissent  être  ramenés  tous  les  phéno- 
mènes de  l'univers. 

Je  me  suis  arrêté  longtemps  à  l'époque  de  l'an- 
tiquité, où  se  sont  fait  jour  les  aperçus  les  plus  bril- 
lants sur  la  nature ,  afm  de  pouvoir  opposer  ces  pre- 
miers essais  de  généralisation  aux  tentatives  des  temps 
modernes.  Dans  ce  mouvement  des  intelligences  ap- 
pliquées à  élargir  la  contemplation  du  monde,  le 
xni*  siècle  et  le  commencement  du  xiv'  se  distinguent 
entre  tous  les  autres ,  ainsi  qu'on  l'a  pu  voir  dans  le 
précédent  volume  du  Cosmos  (27).  Cependant  VOptis 


-~  17  — 

7najus  de  Roger  Bacon ,  le  Miroir  de  la  Nature  de 
Vincent  de  Beauvais ,  le  Liber  cosmograpliiciis  d'Albert 
le  Grand  et  V Imago  muncli  du  cardinal  Pierre  d'Ailly 
sont  des  ouvrages  dont  le  contenu  ne  répond  pas  au 
titre,  quelque  influence  qu'ils  aient  pu  d'ailleurs 
exercer  sur  les  contemporains.  Parmi  les  adversaires 
de  la  physique  péripatéticienne  en  Italie,  Telesio,  de 
Gosenza,  est  signalé  comme  le  fondateur  d'un  système 
scientifique  plus  rationnel.  Pour  lui  la  matière  est 
passive  et  tous  les  phénomènes  sont  les  efTets  de 
deux  principes  immatériels  ou  de  deux  forces,  le 
froid  et  le  chaud.  Toute  la  vie  organique ,  les  plantes 
«  animées  »  aussi  bien  que  les  animaux  eux-mêmes 
sont  le  produit  de  ces  deux  forces  éternellement 
opposées,  dont  l'une,  la  chaleur,  appartient  à  la 
sphère  céleste,  et  dont  l'autre,  le  froid,  rentre  dans 
la  sphère  terrestre. 

Emporté  par  une  fantaisie  plus  désordonnée  encore, 
mais  doué  d'un  esprit  profond  d'investigation,  Gior- 
dano  Bruno,  de  Noia ,  a  tenté  d'embrasser  l'ensemble 
de  l'univers,  dans  trois  ouvrages  différents  (28)  : 
dans  le  traité  de  la  Causa ,  Principio  et  Uno  ;  dans  ses 
Contemplationi  circa  lo  Infinilo,  Universo  e  Mondi  in- 
niimerabili ,  et  dans  \q  de  Minimo  et  Maximo.  La  phi- 
losophie de  la  nature  de  Telesio ,  contemporain  de 
Copernic ,  laisse  voir  du  moins  l'effort  tenté  pour  ra- 
mener les  transformations  de  la  matière  à  deux  de  ses 
forces  fondamentales  qui,  à  la  vérité,  sont  supposées 
agir  du  dehors,  mais  jouent  néanmoins  un  rôle  ana- 
logue à  celui  de  l'attraction  et  de  la  répulsion ,  dans 
ni.  2 


—  18  — 

la  théorie  dynamique  de  Boscowich  et  de  Kant.  Les 
vues  de  Giordano  Bruno  sur  le  Monde  sont  purement 
métaphysiques  :  loin  de  chercher  dans  la  matière 
elle-même  les  causes  des  phénomènes  sensibles ,  il 
touche  à  l'idée  d'un  espace  infini,  rempli  de  mondes 
qui  brillent  de  leur  lumière  propre  ;  il  parle  des  âmes 
qui  animent  ces  mondes  et  des  relations  de  Tintelli- 
gence  suprême,  de  Dieu,  avec  l'univers.  Bien  que 
moins  versé  dans  les  connaissances  mathématiques, 
Giordano  Bruno  fut,  jusqu'au  jour  de  son  martyre, 
admirateur  enthousiaste  de  Copernic ,  de  Tycho  et 
de  Kepler  (29).  Contemporain  de  Galilée,  il  ne  vit  pas 
l'invention  du  télescope  par  Hans  Lippershey  et  Za- 
charias  Jansen ,  ni  par  conséquent  la  découverte  «  du 
petit  Monde  de  Jupiter,  »  des  phases  de  Vénus  et  des 
nébuleuses.  Plein  d'une  généreuse  confiance  dans  ce 
qu'il  nomme  kime  interno  ^  ragione  nalurale  ^  altezza 
deW  inteUetlo,  il  se  laissa  aller  à  d'heureuses  divina- 
tions sur  les  mouvements  des  étoiles  fixes,  sur  la  na- 
ture planétaire  des  comètes  et  sur  la  forme  impar- 
faitement sphérique  du  globe  terrestre  (30).  L'anti- 
quité grecque  est  pleine  aussi  de  ces  pressentiments 
uranologiques,  que  le  temps  plus  tard  a  réalisés. 

En  suivant  la  marche  des  idées  auxquelles  ont 
donné  naissance  les  relations  des  diverses  parties  de 
l'univers  ,  on  trouve  que  Kepler  fut  celui  qui  ap- 
procha le  plus  près  d'une  théorie  mathématique  de 
la  gravitation  ,  et  cela  ,  soixante-dix-huit  ans  avant 
l'apparition  de  l'immortel  ouvrage  de  Newton,  des 
Principia  philosopliiœ   naturalis.    Si  un  philosophe 


—  19  — 

éclectique,  Simplicius,  exprima  d'une  manière 
générale  cette  pensée  que  l'équilibre  des  corps 
célestes  tenait  à  ce  que  la  force  centrifuge  avait  la 
haute  main  sur  la  pesanteur,  c'est-à-dire  sur  la 
force  qui  attirait  ces  corps  vers  les  régions  infé- 
rieures ;  si  Jean  Philopon ,  élève  d'Ammonius  Her- 
méas,  attribua  le  mouvement  de  ces  corps  à  une 
impulsion  primitive  et  à  un  effort  constant  pour 
tomber;  si  enfin,  comme  nous  l'avons  remarqué  déjà, 
il  ne  faut  voir  dans  ces  mémorables  paroles  de  Go* 
pernic  :  «  Gravitatem  non  aliud  esse  quam  appetentiam 
quamdam  naturalem  partibus  inditam  a  divina  pro- 
videntia  opificis  universorum,  ut  in  unitatem  inte- 
gritatemque  suam  sese  conférant,  in  formam  globi 
coeuntes»  que  l'idée  générale  de  la  gravitation,  telle 
qu'elle  s'exerce  par  le  Soleil ,  centre  du  monde  plané- 
taire ,  sur  la  Terre  et  sur  la  Lune;  ce  n'est  pourtant 
que  dans  l'introduction  au  traité  de  Stella  Martis  de 
Kepler  que  l'on  trouve .  pour  la  première  fois  ,  une 
appréciation  numérique  de  la  gravitation  réciproque 
de  la  Terre  et  de  la  Lune ,  suivant  le  rapport  de  leurs 
masses  (31).  Kepler  cite  le  flux  et  le  reflux  comme 
une  preuve  que  la  force  attractive  de  la  Lune  [virtiis 
tractoria)  s'étend  jusqu'à  la  Terre;  il  croit  même 
que  cette  force,  semblable  à  l'action  de  l'aimant  sut 
le  fer,  enlèverait  à  la  Terre  toute  l'eau  qui  la  recou- 
vre, si  cette  eau  d'autre  part  n'était  attirée  par  la 
Terre  (32).  Malheureusement  dix  années  plus  tard, 
en  1619,  ce  grand  homme,  peut-être  par  déférence 
pour  Galilée  qui  rapportait  les  marées  à  la  rotation 


—  20  — 

de  la  Terre,  abandonna  l'explication  véritable,  pour 
représenter  la  Terre ,  dans  son  Harmonice  Miindi , 
comme  un  monstre  qui,  lorsqu'il  s'endort  ou  s'éveille 
à  des  moments  réglés  sur  la  marche  du  Soleil,  produit 
par  sa  respiration,  semblable  à  celle  d'une  baleine,  le 
gonflement  ou  l'abaissement  de  l'Océan.  D'après  le 
sens  mathématique  dont  témoigne  d'une  manière 
éclatante  l'un  des  ouvrages  de  Kepler,  ainsi  que  l'a 
déjà  reconnu  Laplacc,  on  ne  saurait  trop  regretter 
que  l'homme  auquel  est  due  la  découverte  des  trois 
grandes  lois  qui  président  à  tous  les  mouvements  pla- 
nétaires, n'ait  pas  persévéré  dans  la  voie  à  laquelle 
l'avaient  conduit  ses  vues  sur  l'attraction  des  corps 
célestes  (33). 

Plus  versé  que  Kepler  dans  l'étude  des  sciences 
naturelles ,  et  fondateur  de  plusieurs  parties  de  la 
physique  mathématique ,  Descartes  entreprit  d'em- 
brasser ,  dans  un  ouvrage  qu'il  appelait  Traité  du 
Monde  ou  Summa  Pliilosopliiœ ,  le  monde  entier  des 
phénomènes ,  la  sphère  céleste  et  tout  ce  qu'il  savait 
de  la  nature  vivante  ou  de  la  nature  inanimée.  L'or- 
ganisation des  animaux,  particulièrement  celle  de 
l'homme ,  avec  laquelle  il  s'était  familiarisé  pendant 
onze  ans  par  de  sérieuses  études  anatomiques,  devait 
terminer  l'ouvrage  (34).  Dans  les  lettres  de  Descartes 
au  Père  Mersenne ,  on  rencontre  souvent  des  plaintes 
sur  la  lenteur  avec  laquelle  avançait  le  travail,  et  sur 
la  difliculté  de  rattacher  entre  eux  tant  de  matériaux 
divers.  LeCosînos,  que  Descartes  nommait  toujours 
son  Monde,  devait  être  défmitivement  livré  à  l'im- 


-    21  >~ 

pression  vers  la  fin  de  Tannée  16o3,  lorsque  le  bruit 
de  la  condamnation  de  Galilée,  répandu  par  Gassendi 
et  Bouillaud  quatre  mois  seulement  après  qu'elle 
eut  été  prononcée  par  l'inquisition  romaine ,  fit  tout 
rompre  et  priva  la  postérité  de  ce  vaste  ouvrage , 
composé  avec  tant  de  soins  et  tant  de  peine.  Descartes 
renonça  à  publier  son  Cosmos^  de  peur  de  compro- 
mettre le  repos  dont  il  jouissait  dans  sa  solitude  de 
Deventer,  et  aussi  pour  ne  pas  paraître  manquer  de 
respect  à  l'autorité  du  Saint-Siège ,  en  soutenant  de 
nouveau  le  mouvement  planétaire  du  globe  ter- 
restre (35).  Ce  fut  seulement  en  1674,  quatorze  ans 
par  conséquent  après  la  mort  de  Descartes,  que 
quelques  parties  de  son  Cosmos  furent  imprimées  sous 
ce  singuliertitre  :  LeMondeou  Traité  de  la  lumière  {"6^)', 
cependant  les  trois  chapitres  où  il  est  question  de  la 
lumière  forment  à  peine  un  quart  de  l'ouvrage.  D'au- 
tres fragments,  qui  contenaient  des  considérations  sur 
le  mouvement  des  planètes  et  leurs  distances  relati- 
vement au  Soleil,  sur  le  magnétisme  terrestre,  les  ma- 
rées, les  tremblements  de  terre  et  les  volcans,  ont  été 
reportés  dans  la  troisième  et  la  quatrième  partie  du 
célèbre  ouvrage  intitulé  :  Principes  de  la  philosophie. 
Malgré  son  titre  significatif,  le  Cosmotheoros  de 
Huyghens,  qui  ne  fut  publié  qu'après  sa  mort,  mérite 
à  peine  de  trouver  place  dans  cette  énumération  des 
essais  cosmologiques.  Ce  ne  sont  que  les  rêveries  et 
les  vagues  hypothèses  d'un  grand  homme  sur  le  règne 
végétal  et  le  règne  animal  des  astres  les  plus  éloignés, 
particulièrement  sur  les  altérations  qu'a  dû  subir 


—  22  — 

la  forme  humaine  dans  ces  corps  célestes  :  on  croit 
lire  le  Somniiim  astronomicum  de  Kepler  ou  le  voyage 
extatique  de  Kircher.  Comme  Huyghens ,  ainsi  que 
les  astronomes  de  notre  temps,  refuse  déjà  à  la  Lune 
l'air  et  l'eau ,  il  en  résulte  que  les  habitants  de  la 
Lune  l'embarrassent  plus  encore  que  ceux  des  pla- 
nètes plus  éloignées,  «  qui  sont  entourées  de  nuages 
et  de  vapeurs  (37).  » 

A  l'immortel  auteur  des  PhilosophiœNaluralis  Prùi- 
çipia  matliematica  ,  il  était  réservé  d'embrasser  toute 
la  partie  céleste  du  Cosmos,  en  expliquant  la  connexité 
des  phénomènes  à  l'aide  d'un  principe  moteur  qui 
seul  domine  tout.  Newton  est  le  premier  qui  ait  fait 
servir  l'astronomie  à  la  solution  d'un  grand  problème 
de  mécanique,  et  l'ait  élevée  à  la  hauteur  d'une 
science  mathématique.  La  quantité  de  matière  con- 
tenue dans  chaque  corps  céleste  donne  la  mesure  de 
sa  force  attractive,  force  qui  agit  en  raison  inverse  du 
carré  des.  distances  et  détermine  la  grandeur  des  ac- 
tions perturbatrices  que  non-seulement  les  planètes, 
mais  toutes  les  étoiles  remplissant  les  espaces  céles- 
tes, exercent  les  unes  sur  les  autres.  La  théorie  de 
la  gravitation ,  si  admirable  par  sa  simplicité  et  sa  gé- 
néralité, n'est  pas  même  bornée  à  la  sphère  uranolo- 
giquejelle  règne  aussi  sur  les  phénomènes  terrestres, 
et,  dans  ce  domaine,  a  frayé  des  voies  qui,  en  partie 
du  moins,  n'avaient  pas  encore  été  explorées.  Elle 
donne  la  clef  des  mouvements  périodiques  qui  s'ac- 
complissent dans  l'Océan  etdausratmosphère(38),et 
mène  à  la  solution  des  problèmes  de  la  capillarité , 


—  25  — 

de  l'endosmose  et  d'un  grand  nombre  de  phénomènes 
chimiques,  organiques  ou  électro-magnétiques.  New- 
ton alla  jusqu'à  distinguer  l'attraction  des  masses, 
telle  qu'elle  se  manifeste  dans  les  mouvements  de  tous 
les  corps  célestes  et  dans  le  phénomène  des  marées , 
de  l'attraction  moléculaire  qui  s'exerce  à  des  distan- 
ces infiniment  petites  et  au  contact  immédiat  (39). 
Ainsi,  dans  tous  les  essais  tentés  pour  ramener 
les  phénomènes  variables  du  monde  sensible  à  un 
principe  unique  et  fondamental,  la  théorie  de  la  gra- 
vitation apparaît  toujours  comme  le  principe  le  plus 
compréhensif  et  celui  qui  promet  le  plus  pour  l'ex- 
plication du  monde.  Sans  doute,  malgré  les  brillants 
progrès  accomplis  récemment  dans  la  stœchiométrie, 
c'est-à-dire  dans  le  calcul  appliqué  aux  éléments  chi- 
miques et  aux  volumes  des  gaz  qui  se  combinent,  on 
n'a  pu  encore  soumettre  toutes  les  théories  physiques 
de  la  matière  à  des  démonstrations  mathématiques. 
On  a  découvert  des  lois  expérimentales,  et  grâce  à 
l'essor  nouveau  qu'a  pris  la  philosophie  atomistique 
ou  corpusculaire ,  un  grand  nombre  de  phénomènes 
sont  devenus  susceptibles  d'être  calculés  mathéma- 
tiquement. Mais  telle  est  l'hétérogénéité  sans  fin  de 
la  matière,  tels  sont  les  divers  états  d'agrégation 
suivant  lesquels  se  combinent  les  atomes ,  que  l'on 
n'a  pu  trouver  encore  le  moyen  d'expliquer  ces  lois 
empiriques  par  la  théorie  de  l'attraction  moléculaire, 
avec  le  degré  de  certitude  que  donne,  aux  trois 
grandes  lois  expérimentales  de  Kepler,  la  théorie  de 
la  gravitation. 


-    2i  ^ 

Alors  inêine  qu'il  avait  déjà  reconnu  que  tous  les 
mouvements  des  corps  célestes  sont  les  effets  d'une 
seule  et  même. force,  Newton  ne  considérait  pas  en- 
core la  gravitation ,  ainsi  que  l'a  fait  Kant  depuis , 
comme  une  propriété  essentielle  de  la  matière  (40)  ; 
selon  lui,  elle  était  dérivée  d'une  autre  force  plus 
haute  qu'il  ne  connnaissait  pas  encore,  ou  produite 
par  «  l'action  de  l'élher  qui  remplit  l'espace,  et  qui , 
plus  rare  dans  les  intervalles  des  molécules ,  croît 
en  densité  à  l'extérieur.  »  Ce  dernier  aperçu  est 
développé  en  détail  dans  une  lettre  à  Robert  Boyle, 
datée  du  28  février  1678,  et  finissant  par  ces  mots  : 
«  Je  cherche  dans  l'éther  la  cause  de  la  gravita- 
tion (41).  ^  Huit  ansplus  tard,  ainsi  qu'il  résulte  d'une 
lettre  à  Halley,  Newton  abandonna  complètement 
l'hypothèse  d'un  éther  plus  rare  ou  plus  dense,  suivant 
la  nature  des  espaces  qu'il  remplit  (42).  11  est  parti- 
culièrement digne  de  remarque  que  neuf  ans  avant  sa 
mort,  en  1717,  dans  la  courte  introduction  placée  en 
tête  de  la  seconde  édition  de  son  Optique,  il  crut  né- 
cessaire de  déclarer  en  termes  précis  qu'il  ne  consi- 
dérait nullement  la  gravitation  comme  une  propriété 
essentielle  des  corps,  essential property  of  bodies ([i2>) ; 
tandis  que,  dès  l'année  1600,  Gilbert  proclamait  le 
magnétisme  une  force  inhérente  à  toute  matière. 
Telles  étaient  les  hésitations  de  Newton  lui-même,  le 
plus  profond  des  penseurs,  mais  en  même  temps  l'ob- 
servateur le  plus  docile  aux  leçons  de  l'expérience,  sur 
«la  dernière  cause  mécanique  de  tout  mouvement,  a 

C'est  assurément  un  problème  brillant  et  digne 


—  25  -^- 

d'occuper  l'esprit  humain  que  de  fonder  une  science 
générale  de  la  nature,  dont  tous  les  éléments,  depuis 
les  lois  de  la  pesanteur  jusqu'à  la  force  créatrice  qui 
préside  aux  phénomènes  de  la  vie,  formeraient  un  en- 
semble organique.  Mais  l'état  d'imperfection  où  sont 
retenues  encore  tant  de  branches  des  sciences  natu- 
relles, oppose  à  ce  projet  des  difficultés  invincibles. 
L'impossibilité  de  compléter  jamais  l'expérience, et  de 
limiter  la  sphère  de  l'observation ,  font  du  problème 
qui  consiste  à  expliquer  tous  les  changements  de  la 
matière  par  les  lois  de  la  matière  elle-même,  un  pro- 
blème indéterminé.  La  perception  est  loin  de  pouvoir 
épuiser  le  champ  des  phénomènes  perceptibles.   Si , 
pour  nous  borner  aux  progrès  accomplis  de  nos  jours, 
nous  comparons  les  connaissances  incomplètes  de  Gil- 
bert ,  de  Robert  Boyle  et  d'Haies  avec  celles  que  nous 
possédons  actuellement;  si  nous  songeons  en  même 
temps  à  la  rapidité  avec   laquelle  l'impulsion  aug- 
mente tous  les  dix  ans ,  peut-être  pourrons-nous  em- 
brasser les  changements  périodiques  et  indéfinis  qui 
sont  aujourd'hui  encore  à  l'horizon  des  sciences  na- 
turelles. De  nouvelles  substances  et  de  nouvelles  forces 
ont  été  découvertes.  Si  un  grand  nombre  de  phéno- 
mènes ,  tels  que  ceux  de  la  lumière,  de  la  chaleur  et  de 
l'électro-magnétisme  ,  ont  été  ramenés  à  la  loi  des  on- 
dulations ,  et  se  prêtent  aujourd'hui  à  la  rigueur  des 
formules  mathématiques,  il  en  est  d'autres  qui  sont 
peut-être  insolubles.  De  ce  nombre  sont  la  diversité 
chimique  des  substances ,  la  loi  suivant  laquelle  va- 
rient, d'une  planète  à  l'autre,  le  volume,  la  densité, 


—  26  — 

la  position  des  grands  axes,  l'excenlricité  de  leurs 
orbites ,  le  nombre  et  les  distances  de  leurs  satel- 
llites,  la  forme  des  continents  et  la  situation  des 
plus  hautes  chaînes  de  montagnes.  Ces  relations, 
que  souvent  déjà  nous  avons  signalées,  ne  peu- 
vent être  considérées  jusqu'ici  que  comme  des  faits  ; 
leur  existence  seule  nous  est  connue.  Ce  n'est  pas 
une  raison  pourtant ,  parce  que  les  causes  et  la 
liaison  de  ces  phénomènes  sont  encore  ignorées, 
pour  qu'on  puisse  n'y  voir  que  des  accidents  fortuits. 
Ils  sont  le  résultat  d'événements  accomplis  dans  les 
espaces  célestes ,  lors  de  la  formation  de  notre  sys- 
tème planétaire,  de  phénomènes  géologiques  qui 
ont  précédé  ou  accompagné  le  soulèvement  des 
couches  terrestres  ,  dont  sont  formés  les  continents 
et  les  chaînes  de  montagnes.  Nos  connaissances  ne 
remontent  pas  assez  haut  dans  les  premiers  âges  de 
l'histoire  du  Monde,  pour  que  nous  puissions  ratta- 
cher complètement  l'état  actuel  des  choses  au  passé 
et  à  l'avenir  (44). 

Bien  que  le  lien  de  causalité  qui  unit  tous  les 
phénomènes  ne  soit  pas  encore  suffisamment  connu, 
l'étude  du  Cosmos  ne  saurait  être  considérée  comme 
une  branche  à  part  dans  le  domaine  des  sciences  na- 
turelles. Elle  embrasse  plutôt  ce  domaine  en  entier, 
les  phénomènes  du  ciel  aussi  bien  que  ceux  de  la 
terre,  mais  elle  les  embrasse  d'un  certain  point  de 
vue,  qui  est  celui  d'où  l'on  peut  le  mieux  recomposer 
l'ensemble  du  Monde  (45).  De  même  que  pour 
retracer  les  faits  accomplis  dans  la  sphère  morale 


—  27  — 

et  politique ,  rhistorien ,  placé  au  point  de  vue  de 
rhumanilé,  ne  peut  discerner  directement  le  plan  sur 
lequel  est  réglé  le  gouvernement  du  monde,  mais  est 
réduit  à  soupçonner  les  idées  par  lesquelles  ce  plan 
se  manifeste,  de  même  Tobservaleur  de  la  nature, 
en  considérant  les  rapports  qui  unissent  les  diverses 
parties  de  l'univers ,  se  laisse  aller  à  la  conviction 
que  le  nombre  des  forces  auxquelles  les  objets  doi- 
vent le  mouvement,  la  forme  ou  l'existence,  est  loin 
d'être  épuisé  par  celles  qu'ont  révélées  la  contempla- 
tion immédiate  et  l'analyse  des  phénomènes  (46). 


28 


PARTIE  URANOLOGIQUE 


DE    LA 


DESCRIPTION  PfllSIQUE  DU  MONDE. 


RÉSUI^TATS  BE  li'OBSEIiVATïOlV. 

Nous  prenons  de  nouveau  noire  point  de  départ 
dans  les  profondeurs  de  l'espace,  où  des  amas  spora- 
diques  d'étoiles  se  présentent  à  l'œil  armé  du  téles- 
cope comme  de  pâles  nébulosités.  De  là ,  nous  descen- 
drons successivement  aux  étoiles  doubles  ,  souvent 
teintes  de  deux  couleurs  et  tournant  autour  de  leur 
centre  de  gravité  commun  ,  puis  aux  strates  steîlaires 
dont  notre  monde  de  planètes  paraît  être  entouré; 
nous  décrirons  ensuite  ce  système  planétaire,  et, 
par  là,  nous  arriverons  à  la  planète  même  qui  nous 
sert  de  demeure ,  au  sphéroïde  terrestre  enveloppé 
de  l'océan  liquide  et  de  l'océan  gazeux. 

Dès  le  début  du  Tableau  général  de  la  Nature  {Ixl), 
j'ai  montré  que  cet  ordre  d'idées  est  le  seul  qui  puisse 
convenir  au  caractère  propre  d'un  ouvrage  qui  a 
pour  sujet  le  Cosmos,  11  ne  s'agit  point  ici ,  en  effet , 


—  29  — 

de  s'astreindre  aux  conditions  logiques  de  l'analyse  : 
l'analyse  commencerait  par  l'étude  des  phénomènes 
organiques  au  milieu  desquels  nous  vivons  ;  elle  s'é- 
lèverait progressivement  aux  mouvements  réels  des 
corps  célestes,  en  passant  par  l'étude  préalable  des 
mouvements  apparents.  C'est  le  contraire  que  nous 
faisons. 

Le  règne  uranologique  ^  opposé  au  règne  îellurtgue, 
se  partage  en  deux  branches  :  l'une  est  l'astrognosie 
ou  astronomie  sidérale;  l'autre  comprend  le  système 
solaire  ou  planétaire.  Il  est  inutile  de  s'arrêter  à  si- 
gnaler ici ,  une  fois  de  plus ,  combien  cette  nomen- 
clature ou  ces  subdivisions  sont  incomplètes  et  peu 
satisfaisantes.  On  a  introduit  des  noms,  dans  les 
sciences  naturelles,  longtemps  avant  d'avoir  suffi- 
samment apprécié  le  vrai  caractère  de  leurs  divers 
objets,  et  d'avoir  délimité  ces  objets  d'une  manière 
rigoureuse  (48).  Mais  là  n'est  pas  le  point  capital  :  il 
est  dans  l'enchaînement  des  idées  et  dans  l'ordre  sui- 
vant lequel  doivent  être  traités  les  différents  sujets. 
Les  changements  dans  les  dénominations  générales, 
les  sens  nouveaux  donnés  à  des  mots  d'un  usage  fré- 
quent ont  l'inconvénient  de  dépayser  et  peuvent 
même  induire  en  erreur. 

Rien  n'est  immobile  dans  l'univers;  les  étoiles 
fixes  elles-mêmes  se  meuvent  :  Halley,  le  premier, 
l'a  prouvé  pour  Sirius  ,  Arcturus,  Aldébaran  :  et,  de 


—  30  — 

nos  jours,  les  preuves  les  moins  contestables  ont 
surgi  de  toutes  parts  (49).  Depuis  vingt  et  un  siècles, 
c'est-à-dire  depuis  les  observations  d'Aristille  et 
d'Hipparque,  la  brillante  étoile  du  Bouvier,  Arctu- 
rus,  a  sensiblement  marché  dans  le  ciel  par  rapport 
aux  étoiles  voisines  :  le  déplacement  est  égal  à  une 
fois  et  demie  le  diamètre  apparent  de  la  Lune.  Si 
l'antiquité  nous  eût  légué  des  observations  analo- 
gues pour  f/  de  Cassiopée  et  la  Ci"  du  Cygne  ,  on 
pourrait  aujourd'hui ,  d'après  Encke ,  constater  que 
ces  étoiles  ont  parcouru  ,  sur  la  voûte  céleste  et  dans 
le  même  laps  de  temps ,  la  première ,  un  arc  égal  à 
trois  fois  et  demie,  la  seconde,  un  arc  égal  à  six  fois 
le  diamètre  du  disque  lunaire.  On  est  donc  fondé  à 
croire,  en  se  laissant  guider  par  l'analogie,  que  par- 
tout s'opèrent  des  mouvements  de  translation  et 
même  de  révolution. 

Le  nom  (ï étoiles  fixes  conduit ,  comme  on  le  voit , 
à  des  appréciations  erronées ,  soit  qu'on  lui  restitue 
le  sens  qu'il  avait  primitivement  chez  les  Grecs ,  celui 
d'astres  cloués  à  un  ciel  de  cristal,  soit  qu'on  lui  laisse 
le  sens  actuel ,  d'origine  plus  spécialement  romaine, 
celui  d'astres  en  repos  ou  conservant  du  moins  leur 
immobilité  relative.  La  première  de  ces  deux  idées 
devait  d'ailleurs  conduire  à  la  seconde.  Toute  l'anti- 
quité grecque  a  classé  les  astres  en  astres  errants 
et  en  astres  immobiles  (â'arpa  TiX^vw^aeva  ou  7r}.av/;T5« ,  et 

à-mlxytïz  aaripeç  OU  aTrXavvî  ê^.arpa).  Cette  notion  remonte 

jusqu'à  Anaximène,  philosophe  de  l'école  ionienne, 
ou  au  pythagoricien  Alcméon  (50).  Outre  cette  dé- 


—  M   — 

nomination  généralement  employée  pour  les  étoiles 
fixes,  que  Macrobe  a  traduite  en  latin ,  dans  le  Soîn- 
nium  Scipionis ,  par  le  terme  de  spliœrci  aplanes  (51) , 
on  rencontre  souvent  dans  Aristote  (52) ,  qui  semble 
avoir  eu  à  cœur  d'introduire  un  nouveau  terme 
technique,  le  nom  à'aslres  fixés  (kvozèeu.éva  aaroa). 
De  là  sont  sorties  successivement,  les  expressions 
deCicéron,  sidéra  infixa  cœlo ;  celles  de  Pline,  stellas 
quas  putamus  affixas ,  et  même ,  chez  Manilius ,  le 
terme  définitif  astra  fixa ,  équivalent  fidèle  de  ce 
que  nous  entendons  par  les  fixes  (53).  Cette  idée  d'as*- 
très  attacliés  conduisit  à  l'idée  corrélative  d'immobi- 
lité, de  repos  dans  une  même  position  déterminée; 
c'est  ainsi  que  toutes  les  traductions  latines  du 
moyen  âge  altérèrent  peu  à  peu  la  sigRification  ori- 
ginelle du  mot  infixum  ou  affixum  sidus,  de  manière 
à  laisser  subsister  seulement  l'idée  d'immobilité. 
Cette  tendance  se  dessine  déjà  dans  le  passage  sui- 
vant, où  Sénèque  [Nal.  Quœst.,  1.  VII ,  c.  2/i)  traite, 
non  sans  quelque  afleclation  de  langage,  de  la  possi- 
bi]ité  de  découvrir  une  nouvelle  planète  :  Credis 
autem  in  hoc  maximo  et  pulcherrimo  corpore,  inter 
innumerabiles  stellas  quee  noctem  vario  décore  dis* 
tinguunt ,  quee  aéra  minime  vacuum  et  inertem  esse 
paliuntur,  quinque  solas  esse,  quibus  exercere  se  11- 
ceat  :  ceteras  stare,  fixum  et  immobilem  populum? 
Ce  peuple-là  ,  calme  et  immobile ,  ne  se  rencontre 
nulle  part. 

Afin  de  distribuer  commodément  par  groupes  les 
principaux  résultats  de  l'observation ,  et  les  conclu- 


—  32'  — 

sions  ou  les  conjectures  auxquelles  ils  conduisent,  je 
distinguerai  successivement  dans  la  sphère  sidérale 
les  points  suivants  : 

I.  Considérations  sur  les  espaces  célestes  et  sur  la 
matière  dont  ils  paraissent  être  remplis. 

II.  Vision  naturelle  et  télescopique  ;  scintillation 
des  étoiles  ;  vitesse  de  la  lumière  ;  recherches  photo- 
métriques sur  l'intensité  de  la  lumière  émise  par  les 
étoiles. 

III.  Nombre,  distribution  et  couleurs  des  étoiles  ; 
amas  stellaires  ;  Voie  lactée  dans  laquelle  on  ren- 
contre très-peu  de  nébuleuses. 

IV.  Étoiles  nouvelles;  étoiles  qui  ont  disparu; 
étoiles  dont  l'éclat  varie  d'une  manière  périodique. 

V.  Mouvements  propres  des  étoiles  ;  existence 
problématique  d'astres  obscurs  ;  parallaxe  et  mesure 
de  la  distance  de  quelques  étoiles. 

VI.  Etoiles  doubles  et  temps  de  leur  révolution 
autour  de  leur  centre  de  gravité  commun. 

VII.  Nébuleuses  mélangées  parfois,  comme  dans 
les  nuées  de  Magellan,  d'un  grand  nombre  d'amas 
stellaires;  taches  noires  {sacs  de  charbon)  qu'on  voit 
dans  quelques  régions  de  la  voûte  céleste. 


—  sa  -- 


ESPACES  CÉLESTES. 

CONJECTURES    SUR    LA    MATIÈRE    QUI    PARAIT    REMPMR 

CES   ESPACES. 

Lorsqu'on  commence  la  description  physique  de 
l'univers  par  cette  matière  ,  inaccessible  à  nos  sens, 
qui  paraît  combler  les  espaces  célestes  compris  entre 
les  astres  les  plus  éloignés ,  on  est  tenté  d'assimiler 
ce  début  aux  origines  mythiques  de  l'histoire  du 
monde.  Dans  la  suite  indéfinie  des  temps,  comme 
dans  les  espaces  sans  fin,  tout  nous  apparaît  sous  un 
jour  douteux ,  semblable  à  un  crépuscule  trompeur  : 
l'imagination  est  alors  puissamment  provoquée  à  tirer 
d'elle-même  des  contours ,  pour  préciser  des  formes 
indéterminées  et  changeantes  (51).  Un  tel  aveu  suffira 
sans  doute  à  nous  garantir  du  reproche  de  mêler  ici 
les  résultats  d'inductions  incomplètes  avec  des  théo- 
ries que  l'observation  et  les  mesures  directes  ont  éle- 
vées à  une  véritable  certitude  mathématique.  Certes, 
11  faut  reléguer  les  rêveries  dans  ce  qu'on  pourrait 
appeler  le  roman  de  l'astronomie  physique;  mais  il 
faut  aussi  distinguer  entre  ces  rêveries  et  les  ques- 
tions intimement  unies  à  l'état  actuel  et  aux  espé- 
rances de  la  science.  Ces  questions  ont  été  jugées 
m.  i 


—  3/1   -~ 

dignes  cl*un  sérieux  examen  par  les  astronomes  les 
plus  éminenls  de  notre  époque  ;  et  les  esprits  exercés 
aux  travaux  de  Tintelligence  aimeront  toujours  à  s'y 
arrêter. 

La  gravitation  ou  la  pesanteur  universelle ,  la  lu- 
mière et  les  radiations  calorifiques  (55)  nous  mettent 
en  rapport ,  selon  toute  vraisemblance  ,  non-seule- 
ment avec  notre  Soleil ,  mais  encore  avec  les  autres 
soleils  étrangers  qui  briiienl  au  firmament.  D'autre 
part,  l'accord  du  calcul  avecTobservalion  a  confirmé 
une  découverte  capitale  ,  celle  de  la  résistance  sensi- 
ble qu'un  fluide,  dont  l'univers  serait  rempli,  oppose 
à  la  marche  de  la  comète  périodique  de  trois  ans 
trois  quarts.  En  parlant  ainsi  de  quelques  points  re- 
connus, en  se  fondant  pour  le  reste  sur  l'anaîogie 
raisonnée,  on  peut  espérer  de  rapprocher  de  la 
certitude  mathématique  les  simples  conjectures  qui 
toujours  vont  s'égarer  vers  les  limites  extrêmes  et 
nuageuses  de  tout  domaine  scientidque. 

Puisque  l'espace  est  indéfini,  quoi  qu'en  ait  pu 
dire  Aristote  (56),  il  ne  saurait  être  question  d'en  me- 
surer que  des  parties  isolées  ;  or  les  résultats  de  ces 
mesures  ont  confondu  toute  noire  puissance  de  com- 
préhension. Beaucoup  d'esprits  éprouvent  une  joie 
enfantine  à  méditer  ces  grands  nombres  ;  ils  croient 
même  que  ces  images  de  la  grandeur  physique,  en 
excitant  l'étonnement  et  presque  la  stupéfaction  , 
peuvent  augmenter  l'impression  produite  sur  nos 
âmes  par  la  puissance  et  la  dignité  des  études  astro- 
nomiques. Du  Soleil  à  la  61^  du  Cygne,  la  distance 


—  S5  — 

est  de  657000  rayons  de  l'orbite  terrestre;  la  lu- 
mière qui  arrive  du  Soleil  à  la  Terre  en  8™  17%78, 
emploie  plus  de  dix  ans  a  parcourir  cet  espace. 
D'après  une  discussion  ingénieuse  de  certaines  éva- 
luations photométriques  (57),  Sir  John  Ilerschel  a 
pensé  que  des  étoiles  de  la  Voie  lactée ,  visibles  seu- 
lement dans  son  télescope  de  6  mèlres,  sont  si- 
tuées à  une  distance  telle  que  ^  si  ces  étoiles  étaient 
des  rstres  nouvellement  formés,  il  aurait  fallu  2000 
ans  pour  que  leur  premier  rayon  de  lumière  arrivât 
jusqu'à  nous.  Acquérir  l'inluilion  cotnplète  de  pa- 
reils rapports  numériquesestchoseiuipossible;  toutes 
les  tentatives  échouent,  soit  par  la  grandeur  de  l'u- 
nité à  laquelle  sont  rapportées  ces  distances,  soit  par 
celle  du  nombre  même  qui  exprime  la  répétition  de 
ces  unités.  Bessel  disait  avec  raison  (58)  :  «  L'espace 
parcouru  par  la  lumière  pendant  une  seule  année 
dépasse  aussi  bien  la  portée  de  nos  facultés  d'intuition 
que  l'espace  parcouru  pendant  dix  ans.  »  On  s'effor- 
cerait vainement  de  rendre  sensible  toute  grandeur 
notablement  supérieure  à  celles  avec  lesquelles  nous 
avons  l'occasion  de  nous  familiariser  sur  latte,  La 
puissance  des  nombres  humilie  d'ailleurs  notre  com- 
préhension dans  les  plus  petits  organismes  de  la  vie 
animale,  comme  dans  la  Voie  lactée,  formée  de  ces  so- 
leils que  nous  nommons  étoiles  fixes.  Voyez,  en  effet, 
quelle  énorme  quantité  de  Polythalames  peut  renfer- 
mer, d'après  Ehrenberg,  une  mince  couche  de  craie! 
Dans  un  seul  pouce  cube  d'un  îrlpoli  c{ui  forme,  à 
Bilin  y  une  couche  de  13  mètres  de  puissance ,  on  a 


--  36  — 

compté  jusqu'à  /liOOO  millions  de  Gaillionelles  [Ga^ 
lionella  distans)  ;  le  même  volume  de  tripoli  renferme 
plus  de  1  billion  750000  millions  d'individus  de  l'es- 
pèce appelée  Galioîiella  feiriiginea  (59) .  Ces  nombres 
reportent  l'esprit  au  problème  de  l'arénaire  d'Archi- 
mède  {'\)y.^.ijlxt,c,),  au  nombre  de  grains  de  sable  qu'il 
faudrait  pour  combler  l'univers!  L'impression  pro- 
duite par  ces  nombres,  symbole  de  l'immensité  dans 
l'espace  ou  dans  le  temps,  rappelle  à  l'homme  sa 
petitesse ,  sa  faiblesse  physique ,  son  existence  éphé- 
mère ;  mais  bientôt  l'homme  se  relève  confiant  et 
rassuré  par  la  conscience  de  ce  qu'il  a  fait  déjà  pour 
dévoiler  l'harmonie  du  monde  et  les  lois  générales 
de  la  nature. 

Si  la  propagation  successive  de  la  lumière,  si  le 
mode  particulier  d'affaiblissement  auquel  son  inten- 
sité paraît  soumise,  si  le  milieu  résistant,  dont  la 
présence  nous  est  révélée  par  les  révolutions  de  plus 
en  plus  rapides  de  la  comète  d'Encke  et  par  la  disper- 
sion des  queues  gigantesques  de  nombreuses  comè- 
tes, nous  indiquent  assez  que  les  espaces  célestes  ne 
sont  pas  vides  (60) ,  mais  qu'ils  sont  remplis  d'une  ma- 
tière quelconque,  il  est  prudent  toutefois,  avant  d'em- 
ployer les  dénominations ,  nécessairement  un  peu 
vagues,  dont  on  se  sert  pour  désigner  cette  matière, 
de  préciser  le  sens  de  certains  mots  et  d'en  chercher 
l'origine.  Parmi  les  termes  de  matière  cosmique  [non 
pas  la  matière  brillante  des  nébuleuses),  de  milieu 
sidéral  ou  planétaire ,  d^éther  universel ,  employés  au- 
jourd'hui ,  le  dernier,  qui  remonte  aux  temps  les  plus 


—  57  ~ 

reculés  et  vient  des  contrées  méridionales  et  occiden- 
tales de  l'Asie,  a  souvent,  dans  le  cours  des  siècles, 
changé  de  signification.  Chez  les  philosophes  hin- 
dous, réther  [âkcVsa)  faisait  partie  du  règne  des  cinq 
{pantscliatâ)  ;  c'était  un  des  cinq  éléments ,  un  fluide 
doué  d'une  ténuité  incomparable ,  pénétrant  le 
monde  entier,  source  de  la  vie  universelle  et  véhi- 
cule du  son  (61).  Selon  Bopp ,  «  l'acception  étymolo- 
gique de  âkâ'sa  est  lumineux^  brillant;  ce  mot  est 
donc  en  rapport  aussi  intime  avec  l'éther  des  Grecs 
que  lumière  l'est  avec  feu,  » 

L'éther  de  l'école  ionique,  d'Anaxagore  et  d'Em- 
pédocle  (:/£9xp) ,  différait  complètement  de  l'air  pro- 
prement dit  [àr.o),  substance  plus  grossière,  chargée 
de  lourdes  vapeurs,  qui  entoure  la  Terre  et  s'étend 
peut-être  jusqu'à  la  Lune.  Il  était»  de  nature  ignée, 
un  pur  air  de  feu,  rayonnant  de  lumière  (62),  doué 
d'une  ténuité  extrême  et  d'une  éternelle  activité.  » 
Cette  définition  répond  à  l'étymologie  véritable  {yl- 
Ô£iv,  brûler)  qu'Aristote  et  Platon  altérèrent  plus  tard 
d'une  manière  assez  étrange,  quand  ils  voulurent, 
par  goût  pour  les  conceptions  mécaniques  et  en  jouant 
sur  les  mots  («d  Say),  y  retrouver  le  sens  de  rotation 
perpétuelle,  de  mouvement  circulaire  (63).  Les  an- 
ciens, dans  leur  conception  de  l'éther,  n'avaient  point 
été  inspirés  par  une  analogie  quelconque  avec  l'air 
des  montagnes,  plus  pur  et  plus  dégagé  de  vapeurs 
que  l'air  des  régions  inférieures  ;  ils  n'avaient  pas 
songé  davantage  à  la  raréfaction  progressive  des 
couches    atmosphériques;    et    comme,    d'ailleurs, 


—  38  — 

leurs  éléments  expriniciient  les  divers  états  physi- 
ques de  la  matière,  sans  avoir  aucun  rapport  avec 
la  nature  chimique  des  corps  (corps  indécompo- 
sables), il  faut  chercher  l'origine  de  leurs  idées  sur 
l'élher  dans  l'opposition  normale  et  primitive  du 
pesant  avec  le  léger,  du  bas  avec  le  haut,  de  la  tetre 
avec  le  feu.  Entre  ces  deux  termes  extrêmes,  se 
trouvaient  deux  autres  états  élémentaires  :  l'eau, 
plus  voisine  de  la  terre  pesante;  l'air,  plus  semblable 
au  feu  léger  (64). 

C'est  seulement  par  son  extrême  ténuité  que  Féther 
d'Empédocle ,  considéré  comme  un  milieu  remplis- 
sant matériellement  l'univers,  a  de  l'analogie  avec 
l'élher  dont  les  vibrations  transversales  expliquent 
avec  tant  de  bonheur,  dans  les  conceptions  purement 
nialhématiquesde  la  physique  moderne  ,  la  propaga- 
tion et  les  propriétés  de  la  lu  mière,  telles  que  la  double 
réfraction,  la  polarisation,  les  interférences.  Mais 
à  cette  simple  notion ,  la  philosophie  d'Aristoto 
ajoutait  que  la  matière  éthérée  pénétrait  tous  les  or- 
ganismes vivants  de  la  terre,  les  plantes  comme  les 
animaux;  en  elle  réoidait  le  principe  de  la  chaleur 
vitale  et  même  le  germe  d'une  essence  spirituelle 
qui,  distincte  du  corps,  douait  les  hommes  de  spon- 
tanéité (65).  Ces  conceptions  faisaient  descendre  l'é- 
ther,  des  régions  du  ciel,  sur  celles  de  la  terre;  elles 
le  montraient  comme  une  substance  extrêmement 
subtile,  pénétrant  sans  cesse  l'atmosphère  et  les  corps 
solides,  tout  à  fait  analogue,  en  un  mot,  à  l'éther 
d'Huyghens,  deHookeetdes  physiciens  modernes,  à 


—  39  — 

réther  qui  propage  la  lumière  par  ses  ondulations. 
Mais  ce  qui  établit  immédiatement  une  différence 
entre  les  deux  hypothèses ,  de  Téther  ionique  et  de 
réther  moderne ,  c'est  que  les  philosophes  grecs , 
excepté  Aristote  qui  ne  partageait  pas  tout  à  fait 
ce  sentiment,  attribuaient  à  Téther  la  faculté  de 
briller  par  lui-même.  L'éther  igné  d'Empédocle  est 
expressément  nommé  lumineux  {-na.u/^avôoyj);  c'était 
lui  que,  dans   certains  phénomènes,  les  habitants 
de  la  terre  voyaient  briller  comme  le  feu  à  travers 
les  fentes  ou  fissures  (yj.ay.cf.Ty.)  du  firmament  (66). 
A  une  époque,  où  Ton  poursuit  dans  toutes  les  di- 
rections les  rapports  de  la  lumière  avec  la  chaleur, 
rélectricité  et  le  magnétisme,  il  y  a  une  tendance  na- 
turelle à  expliquer  les  phénomènes  thermiques  et  élec- 
tromagnétiques par  des  vibrations  analogues  à  ces 
ondes  transversales  de  réther  universel  auxquelles  on 
rattache  déjà  tous  les  phénomènes  de  la  lumière.  Sous 
ce  rapport,  de  grandes  découvertes  sont  réservées  à 
l'avenir.  La  lumière  et  la  chaleur  rayonnante  qui  erî 
est  inséparable,  constituent,  pour  les  corps  célestes 
qui  ne  brillent  point  par  eux-mêmes,  la  source  princi- 
pale de  toute  vie  organique  (67).  Et  même,  loin  de  la 
surface,  partout  où  la  chaleur  pénètre  dans  Tinté- 
rieur  de  Fécorce  terrestre,  elle  engendre  des  cou- 
rants éfeclro-magnétiques ,  lesquels,  à  leur  tour, 
provoquent  des  actions  chimiques  de  décomposition 
et  de  recomposition,  dirigent  les  lentes  formations 
du  règne  minéral,  réagissent  sur  les  perturbations  de 
l'atmosphère,  et  exercent  leur  influence  jusque  sur 


-  40  -- 

les  fonctions  vitales  de  tous  les  êtres  or^^anisés.  Si 
rélectricité  en  mouvement  donne  naissance  aux 
forces  maj^métiques  ;  s'il  faut  croire ,  avec  Sir  Wil- 
liam Herschel  (68) ,  que  le  Soleil  lui-même  est  «  à 
l'état  d'aurore  boréale  perpétuelle,  »  je  dirai  pres- 
que ,  à  mon  tour,  à  l'état  de  perpétuel  orage  électro- 
magnétique, serait-il  donc  hasardé  de  penser  aussi 
que  la  lumière ,  en  se  propageant  dans  l'espace  par 
les  ondulations  de  Téther,  doive  être  accompagnée  de 
phénomènes  électro-magnétiques? 

A  la  vérité ,  rien ,  dans  les  changements  périodi- 
ques de  l'inclinaison ,  de  la  déclinaison  et  de  l'in- 
tensité, n'a  révélé  jusqu'ici  à  l'observateur  que  le 
magnétisme  terrestre  soit  placé  sous  l'influence  des 
positions  diverses  du  Soleil  ou  de  la  Lune.  La  pola- 
rité magnétique  de  la  Terre  n'ofl're  aucune  ano- 
malie relative  à  une  telle  cause,  et  capable,  par 
exemple,  d'affecter  d'une  manière  sensible  la  pré- 
cession des  équinoxes  (69).  On  ne  peut  citer  qu'un 
seul  phénomène  de  cet  ordre  :  c'est  le  mouvement 
d'oscillation  ou  de  rotation  si  remarquable  que 
le  cône  lumineux ,  émergeant  de  la  comète  de  Halley, 
a  présenté  en  1835.  Du  moins  Bessel,  après  avoir 
observé  ces  apparences  du  12  au  22  octobre, 
«  resta-t-il  convaincu  de  l'existence  d'une  force  po- 
laire, absolument  différente  de  toute  gravitation  ;  car 
la  matière  qui  formait  la  queue  de  la  comète  éprou- 
vait, de  la  part  du  Soleil,  une  action  répulsive  (70).  » 
La  magnifique  comète  de  17/i4,  décrite  parHeinsius, 
avait  déjà  suggéré  à  Bessel  des  conjectures  analogues. 


—  41  — 

Les  eflets  de  la  chaleur  rayonnante ,  dans  les  es- 
paces célestes,  paraîtront  moins  problématiques  que 
l'influence  attribuée  ici  à  Félectro-magnétisme.  La 
température  de  ces  espaces  est,  d'après  Fourier  et 
Poisson ,  le  résultat  des  radiations  du  Soleil  et  de 
tous  les  astres ,  radiations  diminuées  par  l'absorption 
qu'éprouve  la  chaleur  en  traversant  l'espace  «  rempli 
d'éther  (71).  »La  chaleur  d'origine  stellaire  a  déjà  été 
indiquée  sous  plusieurs  formes  par  les  anciens  Grecs  et 
Romains  (72)  ;  non  qu'ils  y  aient  été  conduits  exclu- 
sivement par  l'opinion  dominante ,  en  vertu  de  la- 
quelle les  astres  occupaient  la  région  ignée  de  l'éther  ; 
mais  parce  qu'ils  attribuaient  aux  astres  eux-mêmes 
une  nature  ignée  (73).  Déjà  Aristarque  de  Samos  avait 
enseigné  que  les  étoiles  et  le  Soleil  étaient  d'une  seule 
et  même  nature. 

L'intérêt  que  les  travaux  des  deux  grands  géo- 
mètres français,  dont  je  viens  de  citer  les  noms, 
avaient  appelé  sur  la  question  de  déterminer  ap- 
proximativement la  température  des  espaces  célestes, 
est  devenu  beaucoup  plus  vif ,  dans  ces  derniers 
temps,  lorsqu'on  a  compris  toute  l'importance  du 
rôle  que  le  rayonnement  de  la  surface  terrestre 
vers  le  ciel  joue  dans  l'ensemble  des  phénomènes 
thermiques,  et  même,  on  peut  le  dire,  dans  les 
conditions  d'habitabilité  de  notre  planète.  D'après 
la  Théorie  analytique  de  la  chaleur  de  Fourier,  la  tem- 
pérature des  espaces  planétaires  ou  célestes,  doit 
être  un  peu  inférieure  à  la  température  moyenne  des 
pôles.  Peut-être  est-elle  au-dessous  du  plus  grand  froid 


—  /i2  -^ 

qu'on  ait  jamais  observé  dans  les  contrées  polaires  ; 
en  conséquence  Fonrier  Tévalne  a  —  50**  ou  —  60°. 

Le  pâ/e  glacial,  c'esl-à-dire  le  point  où  se  pro- 
duisent les  plus  basses  tonipéralures ,  ne  coïncide 
pas  plus  avec  le  pôle  de  rotation  q'ie  tèqnalenr  ther- 
mal ^  ligne  formée  par  les  points  les  plus  chauds  de 
tous  les  méridiens,  ne  se  confond  avec  Téquateur 
géographique.  La  température  du  pôle  nord,  par 
exemple,  conclue  par  extrapolation  delà  marche 
des  températures  moyennes  dans  les  localités  voi- 
sines, est  de—  25*  d'après  Arago,  tandis  que  le 
capitaine  Back  a  mesuré,  en  janvier  18^^4,  un  \w\x\\^ 
mum  de  température  de  —  56  ,6  ,  au  fort  Reliance, 
par  62"  46'  seulement  de  latitude  (74).  La  plus  basse 
température  qui  ait  jamais  élé  mesurée  sur  la  Terre 
entière  est  certainement  celle  que  NeverofFa  obser- 
vée le  21  janvier  1838 ,  à  Jakoutsk,  par  62"  2'  de  la- 
titude. Ses  instruments  avaient  été  comparés  à  ceux 
de  Middendorf  dont  tous  les  travaux  sont  si  exacts. 
Neveroff  trouva  —  60  \ 

Une  des  nombreuses  causer  de  l'incertitude  qui 
affecte  l'évaluation  numérique  de  la  température 
de  Tespace,  vient  de  ce  qu'il  n'a  pas  été  possible 
d'y  faire  concourir  les  données  relatives  aux  pôles 
de  froid  des  deux  hémisphères;  et  cela  parce  que 
la  mé:éorologie  du  pôle  austral  est  encore  trop  peu 
connue  pour  nous  permettre  d'en  déduire  la  tempéra- 
ture moyenne  de  l'année  vers  ce  pôle.  Quant  à  l'opi- 
nion émise  par  Poisson,  d'après  laquelle  les  diverses 
régions  de  l'espace  auraient  des  températures  très- 


-  43  - 

différentes,  en  sorte  que  le  i^lobe  terrestre,  emporté 
par  le  mouvement  de  translation  générale  du  sys- 
tème solaire,  parcourrait  successivement  des  régions 
chaudes  et  des  régions  froides,  et  aurait  ainsi  reçu 
de  Textérieur  sa  chaleur  interne  (75) ,  une  telle  con- 
ception ne  peut  avoir  pour  moi  qu'un  très-faible 
degré  de  vraisemblance. 

La  question  de  savoir  si  la  température  de  l'espace, 
ou  même  le  climat  de  certaines  régions  célestes,  peut 
subir,  dans  le  cours  des  siècles,  des  variations  consi- 
dérables, dépend  principalement  de  la  solution  de 
cet  autre  problème  posé  par  Sir  William  Ilerschel  : 
les  nébuleuses  sont-elles  soumises  à  des  transforma- 
tions progressives?  la  matière  cosmique  dont  elles 
sont  formées  se  condense-t-elle  autour  d'un  ou  de 
plusieurs  noyaux,  en  obéissant  aux  lois  de  l'attraction  ? 
Une  telle  condensation  de  la  matière  nébuleuse  de- 
vrait, en  effet,  donner  lieu  à  une  production  de 
chaleur,  aussi  bien  que  le  passage  des  corps  de  l'état 
fluide  ou  liquide  à  l'état  solide  (76).  Mais  s'il  est  éta- 
bli, comme  on  le  pense  aujourd'hui  et  comme  les 
importantes  observations  de  Lord  Rosse  et  de  Bond 
paraissent  le  prouver,  que  toutes  les  nébuleuses,  y 
compris  celles  dont  la  puissance  des  plus  grands  té- 
lescopes n'a  pu  encore  opérer  la  résolution ,  sont  des 
amas  d'étoiles  excessivement  serrées,  cette  croyance 
à  une  production  de  chaleur  perpétuellement  crois- 
sante doit  être  quelque  peu  ébranlée.  Ne  perdons 
point  de  vue  toutefois  d'autres  considérations  moins 
défavorables  à  cette  thèse.  De  petits  astres  solides. 


—  44  — 

dont  ragglomération  produit,  dans  nos  lunettes, 
l'effet  d'une  lueur  continue ,  pourraient  encore 
éprouver  des  variations  de  densité ,  à  mesure  qu'ils 
se  relieraient  à  des  masses  plus  grandes.  En  outre, 
des  faits  nombreux ,  constatés  dans  notre  propre  sys- 
tème solaire ,  conduisent  à  expliquer  la  formation 
des  planètes  et  leur  chaleur  interne  par  le  passage 
de  Fétat  gazeux  à  l'état  solide ,  et  par  la  conden- 
sation progressive  de  la  matière  agglomérée  en  sphé- 
roïdes. 

Il  doit  paraître  singulier,  de  prime  abord,  d'en- 
tendre parler  de  l'influence  relativement  bienfaisante 
que  cette  effroyable  température  de  l'espace ,  infé- 
rieure au  point  de  congélation  du  mercure ,  exerce 
d'une  manière  indirecte,  il  est  vrai,  sur  les  climats 
habitables  de  la  Terre  et  sur  la  vie  des  animaux 
ou  des  plantes.  Pour  sentir  la  justesse  de  cette  ex- 
pression ,  il  suffit  cependant  de  réfléchir  aux  effets 
du  rayonnement.  La  surface  de  la  Terre,  échauffée 
par  le  Soleil,  et  même  l'atmosphère,  jusqu'à  ses 
couches  supérieures,  rayonnent  librement  vers  le 
ciel.  La  déperdition  de  chaleur  qui  en  résulte  dépend, 
presque  uniquement,  de  la  différence  de  température 
entre  les  espaces  célestes  et  les  dernières  couches 
d'air.  Quelle  énorme  perte  de  chaleur  n'aiirions-nous 
donc  pas  à  subir,  par  cette  voie,  si  la  température 
de  l'espace,  au  lieu  d'être  de  — 60%  se  trouvait  réduite 
à  — 800°,  par  exemple,  ou  à  mille  fois  moins  en- 
core (77)! 

Il  nous  reste  à  développer  deux  considérations 


—  45  ^ 

relatives  à  rexistence  d'un  fluide  qui  remplirait  Tu- 
nivers.  La  première  et  la  moins  fondée  repose  sur  la 
transparence  imparfaite  de  l'espace.  L'autre ,  qui  est 
indiquée  par  les  révolutions  régulièrement  accour- 
oies  de  la  comète  d'Encke,  s'appuie  sur  des  observa- 
tions immédiates,  et  supporte  le  contrôle  des  nom- 
bres. A  Brème,  Olbers ,  et  comme  Struve  l'a  fait 
remarquer,  quatre-vingts  ans  auparavant  Louis  de 
Chéseaux  ,  à  Genève  (78) ,  ont  posé  ce  dilemme.  Puis- 
qu'on ne  saurait  imaginer,  à  cause  de  l'espace  infini, 
un  seul  point  de  la  voûte  céleste  qui  ne  doive  nous 
présenter  une  étoile,  c'est-à-dire  un  soleil,  il  faut 
admettre  cette  alternative  :  ou  la  voûte  entière  du 
ciel  devrait  nous  paraître  aussi  éclatante  que  le  So- 
leil, si  la  lumière  parvient  jusqu'à  nous  sans  être 
affaiblie;  ou  bien,  puisque  le  ciel  est  loin  de  présen- 
ter cet  éclat,  il  faut  attribuer  à  l'espace  le  pouvoir 
d'affaiblir  la  lumière  en  raison  plus  grande  que 
le  carré  de  l'éloignement.  Or ,  comme  la  première 
alternative  n'est  point  réalisée,  comme  nous  ne 
voyons  pas  le  ciel  briller  de  cet  éclat  uniforme  dont 
Halley  argue  aussi  en  faveur  d'une  autre  hypo- 
thèse (79),  il  faut  bien  admettre  dès  lors ,  avec  Ché- 
seaux, Olbers  et  Struve,  que  l'espace  n'est  pas  doué 
d'une  transparence  absolue.  Les  jauges  stellaires  de 
Sir  William  Herschel  (80),  et  d'autres  recherches  ingé- 
nieuses du  même  observateur  sur  la  force  de  pénétra- 
tion de  ses  grands  télescopes ,  paraissent  démontrer 
que  si,  dans  son  trajet,  la  lumière  deSirius  était  affai- 
blie de  1/800  seulement,  par  l'interposition  d'un  mi- 


-  46  ~- 

lieu  quelconque,  cette  simple  hypothèse  d*un  fluide 
ou  d'un  éther,  capable  d'absorber  à  un  si  faible  degré 
les  rayons  lumineux,  suffirait  à  expliquer  toutes  les 
apparences  actuelles.  Parmi  les  doutes  que  le  célèbre 
auteur  des  Outlines  of  Astronomy  a  opposés  aux  idées 
d'Olbers  et  de  Slruve,  un  des  plus  importants  repose 
sur  ce  que  son  télescope  de  6  mètres  lui  laisse  voir, 
dans  la  plus  grande  partie  de  la  Voie  lactée,  les  plus 
petites  étoiles  projetées  sur  un  fond  noir  (8!). 

J'ai  dit  déjà  que  la  marche  de  la  comète  d'Enrke 
et  les  résultats  auxquels  cette  éîude  a  conduit  mon 
savant  ami,  pouvaient  prouver,  d'une  manière  plus 
directe  et  plus  certaine,  l'existence  d'un  fluide  ré- 
sistant (82).  Mais  il  faut  se  représenter  ce  milieu 
comme  étant  d'une  autre  nature  que  l'éther  dont 
toute  matière  est  pénétrée.  Ce  milieu,  en  effet,  ne 
résiste  que  parce  qu'il  ne  saurait  tout  pénétrer.  Pour 
expliquer  la  diminution  du  temps  périodique  et 
du  grand  axe  de  l'ellipse  décrite  par  cette  comète,  il 
faudrait  une  action ,  une  force  tangentîelle;  or  l'hypo- 
thèse d'un  fluide  résistant  est  précisément  celle  où 
cette  force  se  présente  de  la  manière  la  plus  natu- 
relle (8»^).  L'effet  le  plus  sensible  se  fait  sentir  vingt- 
cinq  jours  avant  et  vingt-cinq  jours  après  le  passage 
de  cette  comète  à  son  périhélie.  Il  y  a  donc  quelque 
chose  de  variable  dans  cette  résistance ,  et  cette 
variabilité  s'explique  encore ,  puisque  les  couches 
extrên;ement  rares  du  milieu  résistant  doivent  gravi- 
ter vers  le  Soleil,  et  devenir  de  plus  en  plus  denses 
dans  le  voisinage  de  cet  astre.  Olbers  allait  plus 


—  47  — 

loin  (Sk)  :  il  pensait  que  le  fluide  ne  pouvait  rester 
en  repos;  qu'il  devait  tourner  autour  du  Soleil ,  d'un 
mouvement  direct,  et  que  la  résistance  opposée  par 
ce  fluide  aux  mouvements  de  la  comète  directe 
d'Encke  devait  être  toute  dilTérente  de  l'edet  produit 
sur  ceux  d'une  comète  rétrograde,  comme  celle  de 
Halley.  Mais  quand  il  s'agit  de  comètes  à  longues  pé- 
riodes ,  le  calcul  des  perturbations  complique  les 
résultats;  d'ailleurs  les  diirérences  de  masse  et  de 
grandeur  des  comètes  empêchent  de  distinguer  la 
part  qui  revient  à  chaque  influence. 

Peut-être  la  matière  nébuleuse  qui  forme  l'anneau 
delalumiére  zodiacale  n'est-elle,  suivant  l'expression 
de  Sir  John  Ilerschel,  que  la  partie  la  plus  dense  de 
ce  milieu  dont  la  résistance  se  fait  sentir  sur  la 
marche  des  couièles  (85).  Quand  même  il  serait 
prouvé  que  les  nébuleuses  se  réduisent  toutes  à  de  « 
simples  amas  d'étoiles  imparfaitement  visibles,  il 
n'en  resterait  pas  moins  établi,  en  fait,  qu'un  nombre 
immense  de  comètes  abandonnent  continuellement 
delà  matière  aux  espaces  célestes,  par  la  dissipation 
de  leurs  énormes  queues  dont  la  longueur  a  pu 
atteindre  et  dépasser  dix  millions  de  myria mètres.  En 
se  fondant  sur  d'ingénieuses  considérations  optiques, 
Arago  a  montré  (86)  comment  les  étoiles  variables 
qui  nous  envoient  delà  lumière  blanche,  sans  jamais 
montrer  de  colora tion  sensible  dans  leurs  diverses 
phases,  pourraient  fournir  un  moyen  de  déterminer 
la  limite  supérieure  de  la  densité  probable  de  l'éther, 
en  admettant ,  toutefois ,  que  cet  éther  possédât  un 


—  48  — 

pouvoir  réfringent,  assimilable  à  ceux  des  gaz  ter- 
restres. 

Cette  théorie  d'un  milieu  étliéré,  remplissant  Tu- 
nivers ,  est  intimement  liée  avec  une  autre  question 
soulevée  par  Wollaston ,  sur  la  limite  de  Fatmo- 
sphère  (87) ,  limite  dont  la  hauteur  ne  doit ,  en 
aucun  cas,  dépasser  le  point  où  l'élasticité  spéci- 
fique de  l'air  fait  équilibre  à  la  pesanteur.  Faraday  a 
fait  d'ingénieuses  recherches  sur  la  limite  de  l'at- 
mosphère du  mercure,  déterminée  par  la  hauteur  à 
laquelle  les  vapeurs  mercurielles  cessent  d'atteindre 
une  feuille  d'or  et  de  s'y  précipiter.  Ces  travaux  ont 
ajouté  quelque  poids  à  l'hypothèse  d'après  laquelle 
la  limite  extrême  de  l'atmosphère  serait  nettement 
tracée ,  et  «  semblable  à  la  surface  de  la  mer.  » 
Quelle  que  soit  cette  limite  extrême ,  des  substances 
analogues  aux  gaz  et  d'origine  cosmique  peuvent-elles 
pénétrer  dans  l'atmosphère,  s'y  mêler  et  réagir  sur 
les  phénomènes  météorologiques?  Newton  a  touché 
cette  question  et  penchait  pour  l'affirmative  (88). 

S'il  est  permis  de  considérer  les  étoiles  filantes  et 
les  pierres  météoriques  comme  de  véritables  asté- 
roïdes planétaires,  on  peut  bien  admettre  aussi  que 
pendant  les  apparitions  de  novembre  (89),  en  1799, 
1833  et  1834,  lorsque  des  myriades  d'étoiles  filantes, 
accompagnées  d'aurores  boréales ,  sillonnaient  le  fir- 
mament, l'atmosphère  a  dû  recevoir  des  espaces  cé- 
lestes quelque  chose  d'étranger  qui  pût  exciter  en 
elle  le  développement  de  phénomènes  électro-magné- 
tiques. 


i9 


11 


VISION  NATURELLE  ET  TÉLESCOPIQUE.  —  SCINTILLATION  DES 
ÉTOILES.  —  VITESSE  DE  LA  LUMIÈRE.—  RÉSULTATS  DES  MESURES 
PHOTOMÉTRIQUES. 

Depuis  deux  siècles  et  demi,  la  découverte  du  té- 
lescope a  donné  à  l'œil ,  organe  de  la  contemplation 
de  l'univers ,  une  puissance  énorme  pour  pénétrer 
dans  l'espace,  étudier  la  forme  des  astres,  et  pousser 
l'investigation  jusqu'aux  propriétés  physiques  des 
planètes  et  de  leurs  satellites.  La  première  lunette 
fut  construite  en  1608,  sept  ans  après  la  mort  du 
grand  observateur  Tycho.  De  nombreuses  conquêtes, 
dues  à  cette   invention ,   précédèrent  l'application 
qu'on  en  fil  aux  instruments  de  mesure.  On  avait  déjà 
découvert  successivement  les  satellites  de  Jupiter,  les 
taches  du  Soleil,  les  phases  de  Vénus,  ce  que  l'on 
nommait  alors  la  triplicité  de  Saturne ,  les  amas  léles- 
copiques  d'étoiles  et  la  nébuleuse  d'Andromède  (90), 
lorsque  l'astronome   français  Morin,  déjà   célèbre 
par  ses  travaux  sur  le  problème  des  longitudes ,  eut 
l'idée  de  fixer  une  lunette  à  l'alidade  d'un  instru- 
ment destiné  à  mesurer  des  angles ,  et  de  chercher  à 
voir  Arcturus  en  plein  jour  (91).  La  rigueur  qu'on 
a  su  donner  depuis  aux  divisions  des  cercles  a  eu 
pour  elTet  d'augmenter  la  précision  des  observations  ; 
111.  ^ 


—  50  — 

mais  cel  avantage  eût  été  perdu  si,  par  l'union  des 
instruments  optiques  avec  les  appareils  astronomi- 
ques, on  n'eût  porté  au  même  degré  de  perfection 
Texaclitude  du  pointé  et  celle  de  la  mesure  des  an- 
gles. Six  ans  plus  lard,  en  1640 ,  le  jeune  et  habile 
Gascoigne  vint  compléter  cette  découverte  et  lui 
donner  toute  sa  valeur  propre,  en  tendant  au  foyer 
de  la  lunette  un  réticule  formé  de  fils  déliés  [99.), 

Ainsi  l'application  du  télescope  à  l'art  de  voir  et 
de  mesurer  ne  comprend  point  au  delà  des  240  der- 
îiières  années  de  l'histoire  des  sciences  astronomi- 
ques. En  excluant  l'époque  chaldéenne ,  celle  des 
Égyptiens  et  des  Chinois,  il  reste  encore  plus  de 
dix  neuf  siècles,  comptés  depuis  AristilleetTimocha- 
ris  (93)  jusqu'à  la  découverte  de  Galilée ,  pendant  les- 
quels la  position  et  le  cours  des  astres  ont  été  con- 
stamment observés  à  l'œil  nu.  Quand  on  considère 
les  nombreuses  perturbations  dont  le  progrès  des 
idées  eut  à  soufïrir,  durant  cette  longue  période, 
chez  les  peuples  qui  habitèrent  les  rivages  du  bassin 
méditerranéen ,  on  s'étonne  de  tout  ce  qu'ont  vu  Hip- 
parque  et  Ptolémée  sur  la  précession  des  équinoxes, 
les  mouvements  compliqués  des  planètes,  les  deux 
principales  inégalités  de  la  Lune  et  les  lieux  des  étoiles; 
de  tout  ce  que  Copernic  a  découvert  touchant  le  vrai 
système  du  monde;  de  tout  ce  que  Tycho  a  pu  entre- 
prendre, pour  restaurer  l'astronomie  pratique  et  per- 
fectionner ses  méthodes;  on  s'étonne,  dis-je,  que  tant 
de  travaux  et  de  progrès  aient  précédé  la  découverte 
de  la  vision  té/escopique,  A  la  vérité,  de  longs  tuyaux, 


—  51  — 

employés  peut  être  par  les  anciens  et  dont  certaine- 
ment les  Arabes  se  sont  servis  pour  pointer  à  travers 
les  dioptres  ou  les  fentes  de  leurs  alidades ,  ont  pu 
jusqu'à  un  certain  point  améliorer  les  observations. 
Aboul-Hassan  parle,  en  termes  extrêmement  nets,  de 
tuyaux  à  l'extrémité  desquels  on  fixait  les  dioptres 
oculaires  et  objectives,  et  l'on  retrouve  aussi  cette 
disposition  en  usage  à  Meragha,  où  un  observatoire 
avait  été  fondé  par  Houlagou.  Comment  ces  tubes 
aidaient-ils  l'œil  à  trouver  les  étoiles  dans  le  crépus- 
cule, et  à  les  discerner  plus  tôt  et  plus  aisément? 
c'est  ce  dont  une  remarque  d'Arago  va  nous  rendre 
compte.  Ces  tuyaux  suppriment  une  grande  partie 
de  la  lumière  diffuse  émanée  des  couches  atmosphé- 
riques qui  se  trouvent  entre  l'œil  et  l'astre  observé; 
même  pendant  la  nuit,  ils  protègent  l'œil  contre 
l'impression  latérale  que  produisent  les  particules 
d'air  faiblement  éclairées  par  l'ensemble  des  astres 
du  firmament.  Aussi  l'intensité  de  l'image  lumi- 
neuse et  les  dimensions  apparentes  des  étoiles 
sont- elles  alors  sensiblement  agrandies.  Dans  un 
passage  souvent  corrigé  et  controversé,  où  Strabon 
parle  de  la  vision  à  travers  des  tuyaux,  il  est  ques- 
tion de  «  la  figure  amplifiée  des  astres.  »  C'est  à  tort, 
évidemment;,  qu'on  a  cru  trouver  dans  ces  mots  une 
allusion  quelconque  aux  effets  des  instruments  ré- 
fracteurs (94). 

Quelle  que  soit  la  source  d'où  vienne  la  lumière, 
qu'elle  ait  été  lancée  directement  par  le  Soleil  ou  ré- 
fléchie par  les  planètes,  qu'elle  émane  des  étoiles 


ou  du  bois  pou  ni,  ou  de  Taclivité  vitale  des  vers  lui- 
sants» toujours  elle  obéit  de  la  même  manière  aux 
lois  de  la  réfraction  (95).  Mais  si  des  lumières  d'ori- 
gines diverses ,  provenant  par  exemple  du  Soleil  et 
des  étoiles,  sont  soumises  à  l'analyse  prismatique, 
elles  présentent  des  dilférences  dans  la  position  de 
ces  raies  obscures  que  Wollaston  découvrit  dans  le 
spectre  solaire,  en  1808,  et  dont  Fraunhofer  déter- 
mina la  position ,  douze  ans  plus  tard ,  avec  tant 
d'exactitude.  Fraunhofer  avait  compté  600  de  ces  raies 
obscures,  qui  sont,  à  proprement  parler,  des  la- 
cunes, des  interruptions,  des  parties  manquantes 
dans  le  spectre.  Leur  nombre  s'est  élevé  à  plus 
de  2000  dans  les  belles  recherches  que  Sir  David 
Brewster  fit ,  en  1833,  à  l'aide  de  l'oxide  d'azote.  On 
avait  remarqué  que  certaines  raies  manquent  dans 
le  spectre  solaire  à  certaines  époques  de  l'année; 
mais  Brewster  a  montré  comment  ce  phénomène  dé- 
pend de  la  hauteur  du  Soleil,  et  peut  s'expliquer 
par  l'absorption  variable  que  l'atmosphère  exerce 
sur  les  rayons  lumineux. 

On  a  reconnu,  comme  on  devait  s'y  attendre, 
toutes  les  particularités  du  spectre  solaire  dans  les 
spectres  formés  avec  la  lumière  de  même  origine,  que 
la  Lune,  Vénus,  Mars  ouïes  nuages  réfléchissent  vers 
nous.  Au  contraire ,  les  raies  du  spectre  de  Sirius 
diffèrent  de  celles  du  Soleil  et  des  autres  étoiles.  Cas- 
tor présente  d'autres  raies  que  Pollux  et  Procyon. 
Amici  a  confirmé  ces  différences,  déjà  signalées  par 
Fraunhofer;  il  a  fait,  déplus,   la  remarque  ingé- 


—  53  — 

nieiise,  que  les  raies  noires  du  spectre  diffèrent, 
même  chez  les  étoiles  dont  la  lumière  est  actuelle- 
ment du  blanc  le  moins  contestable.  Voici  donc  un 
vaste  champ  ouvert  aux  investigations  de  l'ave- 
nir (96),  puisqu'il  reste  encore  à  discerner,  dans 
les  faits  acquis  ,  la  part  qui  peut  revenir  aux  actions 
étrangères ,  à  l'action  absorbante  de  l'atmosphère , 
par  exemple. 

Il  faut  mentionner  ici  un  autre  phénomène,  où  les 
propriétés  essentielles  de  la  lumière  exercent  une 
influence  considérable.  La  lumière  des  corps  solides 
rendus  lumineux  par  la  chaleur,  et  celle  de  l'étin- 
celle électrique  présentent  de  grandes  différences 
dans  le  nombre  et  la  position  des  raies  de  Fraun- 
hofer.  Ces  différences  ne  s'arrêteraient  point  là  : 
d'après  les  remarquables  recherches  que  Wheatstone 
a  faites,  à  l'aide  de  son  miroir  tournant,  sur  la  vi- 
tesse de  la  lumière  née  de  l'électricité  de  frottement, 
cette  vitesse  serait  à  celle  de  la  lumière  solaire 
dans  le  rapport  de  3  à  2 ,  puisqu'elle  a  été  évaluée 
à  46000  rayriamètres  par  seconde. 

Malus  avait  été  conduit,  dans  l'année  1808,  à  la  dé- 
couverte de  la  polarisation  (97),  en  méditant  un  phé- 
nomène que  lui  avaient  accidentellement  présenté  les 
rayons  du  Soleil  couchant,  réfléchis  par  les  fenêtres 
du  palais  du  Luxembourg.  Cette  découverte  pénétra 
bientôt  comme  d'une  vie  nouvelle  toutes  les  parties 
de  l'optique.  Là  est  le  germe  de  ces  profondes  recher- 
ches sur  la  double  réfraction ,  la  polarisation  ordi- 
naire (celle  d'Huyghens)  et   la   polarisation  chro- 


—  54  — 

matique ,   dont  les  résultats  féconds  donnèrent  à 
Tobservateur  le  moyen  de  distinguer  la  lumière  di- 
recte de  la  lumière  réfléchie  (98),  de  pénétrer  le  se- 
cret de  la  constitution  du  Soleil  et  de  ses  enveloppes 
lumineuses  (99),  de  mesurer  les  plus  faibles  nuances 
de  la  pression  et  de  Fhygrométricité  des  couches 
d'air,  de  discerner  les  écueils  au  fond  de  la  mer,  à 
l'aide  d'une  simple  plaque  de  tourmaline  (100) ,  et 
même  de  prévoir,  à  l'exemple  de  Newton ,  la  com- 
position chimique  de  certaines  substances,  d'après 
leurs  propriétés  optiques  (1).  Il  suffît  de  citer  les 
noms  de  :  Airy,  Arago,  Biot,  Brewster,  Cauchy,  Fa- 
raday, Fresnel ,  John  Herschel ,  Lloyd  ,  Malus ,  Neu- 
mann  ,  Plateau ,  Seebeck ,  pour  rappeler  au  lecteur 
une  série  de  découvertes  brillantes  et  les  heureuses 
applications  auxquelles  elles  ont  donné  naissance. 
La  voie  était  frayée,  d'ailleurs,  et  ce  n'est  peut-être 
pas  assez  dire,  par  les  travaux  d'un  homme  de  génie, 
Thomas  Young.  Le  polariscope  d' Arago  et  l'observa- 
tion des  franges  de  diffraction  colorées,  résultant  de 
l'interférence,  sont  devenus  un  moyen  usuel  d'inves- 
tigation  (2).  Sur  cette  voie  nouvelle  et  féconde,  la 
météorologie  n'a  pas  fait  moins  de  progrès  que  la 
partie  physique  de  l'astronomie. 

Quelles  que  soient  les  différences  que  présente  la 
force  de  la  vue  parmi  les  hommes  ,  il  y  a  pourtant  là 
une  certaine  moyenne  d'aptitude  organique,  moyenne 
qui  est  restée  sensiblement  la  même  dans  la  race 
humaine,  depuis  les  anciens  temps  de  la  Grèce  et  de 
Rome.  Les  étoiles  des  Pléiades  témoignent  de  cette 


—  55  — 

invariabilité ,  en  montrant  que  les  étoiles  estimées 
de  7"  grandeur  par  les  astronomes  échappaient ,  il 
y  a  des  milliers  d'années  comme  aujourd'hui,  aux 
vues  de  portée  ordinaire.  Le  groupe  des  Pléiades 
comprend  :  une  étoile  de  3^  grandeur ,  Alcyone  ;  deux 
de  4%  Electre  et  Atlas;  trois  de  5%  Mérope,  Maia  et 
Taygète  ;  deux  de  6'  à  1"  grandeur ,  Pléione  et  Gé- 
léno;  une  de  7'  à  8'  grandeur,  Astérope,  et  un 
grand  nombre  de  très-petites  étoiles  télescopitjues. 
Je  me  sers  ici  des  dénominations  actuelles ,  car, 
chez  les  anciens,  les  mêmes  noms  ne  s'appliquaient 
pas  tous^  aux  mêmes  étoiles.  On  ne  distingue  ai- 
sément que  les  six  premières  étoiles  de  o%  h"  et 
5^  grandeur  (3)  :  Quae  septem  dici ,  sex  autem  esse 
soient,  dit  Ovide  (Fast.  IV,  170).  On  supposait 
que  Mérope,  une  des  filles  d'Atlas,  la  seule  qui  eût 
épousé  un  mortel .  s'était  voilée  par  honte  ,  ou  même 
avait  complètement  disparu.  C'était  probablement 
l'étoile  de  6^  à  1"  grandeur,  aujourd'hui  nommée 
Géléno  ;  car  Hipparque  fait  remarquer,  dans  son 
Commentaire  sur  Aratus,  que  l'on  distingue  effecti- 
vement sept  étoiles,  par  des  nuits  pures  et  sans  lune. 
On  voyait  donc  alors  Céléno.  Quant  à  l'autre  étoile 
d'égale  grandeur,  Pléione ,  elle  se  trouve  trop  voisine 
d'Atlas  qui  est  de  h^  grandeur. 

La  petite  étoile  Alcor,  placée,  d'après  Triesnecker, 
à  ir  48"  de  distance  de  Mizar,  dans  la  queue  de 
la  Grande-Ourse,  est  de  S*'  grandeur,  selon  Arge- 
lander;  mais  elle  est  comme  éclipsée  par  l'éclat  de 
Mizar.  Les  Arabes  l'avaient  nommée  Saidak ,  c'est-à- 


—  56  — 

dire  l'épreuve,  parce  que  «  l'on  s'en  servait  pour 
éprouver  la  portée  de  la  vue  j>  ;  ce  sont  les  propres 
termes  de  Kazwini ,  astronome  persan  (4).  Sous  les 
tropiques,  je  voyais  chaque  soir  Alcor  à  l'œil  nu , 
malgré  la  faible  hauteur  de  la  Grande-Ourse  ;  mais 
j'étais  alors  sur  la  côte  sans  pluie  de  Cumana ,  ou 
sur  les  plateaux  des  Cordillères,  à  4000  mètres  au- 
dessus  du  niveau  de  la  mer.  J'ai  rarement  réussi  à  voir 
cette  étoile  ,  soit  en  Europe ,  soit  dans  les  steppes  du 
nord  de  l'Asie  où  l'air  est  si  sec,  et  encore  n'étais-je 
pas  sûr  de  la  reconnaître.  Suivant  une  remarque 
fort  juste  de  Msedler,  la  limite  de  distance  à  partir 
de  laquelle  deux  étoiles  ne  peuvent  plus  être  distin- 
guées l'une  de  l'autre  à  l'œil  nu ,  dépend  de  leur 
éclat  relatif.  Par  exemple ,  l'œil  sépare  sans  peine 
les  deux  étoiles  de  3*  et  de  4"  grandeur,  désignées 
sous  le  nom  de  a  du  Capricorne  ;  leur  distance  mu- 
tuelle est  de  6  minutes  et  demie.  Quand  l'air  est  très- 
pur,  Galle  croit  encore  distinguer  à  l'œil  nu  e  et  la 
5'  de  la  Lyre  dont  la  distance  est  de  3  minutes  etdemie, 
et  cela ,  parce  que  ces  étoiles  sont  toutes  deux  de 
li''  grandeur.  Au  contraire ,  si  les  satellites  de  Jupiter 
sont  invisibles  à  l'œil  nu,  il  faut  en  chercher  la 
raison  principale  dans  la  supériorité  d'éclat  de  la 
planète.  Ajoutons ,  malgré  des  affirmations  con- 
traires ,  que  ces  satellites  ne  peuvent  pas  être  tous 
assimilés,  pour  l'éclat,  à  des  étoiles  de  5^  grandeur. 
De  nouvelles  comparaisons,  faites  par  mon  ami  le 
docteur  Galle  avec  des  étoiles  voisines,  ont  prouvé  que 
le  ♦roisième  satellite ,  c'est-à-dire  le  plus  brillant , 


—  57  — 

est  tout  au  plus  de  5'  à  6"  grandeur,  et  que  les  autres, 
dont  la  lumière  est  variable ,  oscillent  entre  le  6*  et 
le  T  ordre  d'éclat.  On  peut  citer  pourtant  des  exem- 
ples isolés  de  personnes  qui  ont  vu ,  sans  lunette,  les 
satellites  de  Jupiter;  mais  ces  personnes  étaient 
douées  d'une  vue  extraordinaire;  elles  pouvaient 
distinguer  à  Tœil  nu  les  étoiles  inférieures  à  la 
6'  grandeur.  La  distance  angulaire  du  plus  brillant 
satellite  (le  troisième)  au  centre  de  la  planète  est 
de  4' 42";  celle  du  quatrième  est  de  8' 16".  Souvent 
ces  satellites  ont  plus  d'éclat  que  la  planète,  à  égalité 
de  surface  (5)  ;  quelquefois ,  au  contraire ,  ils  parais- 
sent ,  d'après  des  observations  plus  récentes,  comme 
des  taches  grises  sur  le  disque  de  Jupiter. 

On  peut  évaluer  à  5  ou  6  minutes  la  longueur  des 
rayons  qui  paraissent  émaner  des  planètes  ou  des 
étoiles,  quand  on  les  regarde  à  l'œil  nu.  Ces  queues 
ou  rayons  divergents ,  qui  servirent ,  de  tout  temps 
et  surtout  chez  les  Égyptiens,  à  symboliser  les  astres, 
ne  seraient  rien  autre,  d'après  Hassenfratz,  que  les 
caustiques  du  cristallin  formées  par  les  rayons  ré- 
fractés. «  L'image  d'une  étoile  perçue  à  l'œil  nu  est 
agrandie  par  ces  rayons  parasites  ;  elle  occupe  sur 
la  rétine  une  place  plus  grande  que  le  simple  point 
où  sa  lumière  devrait  se  concentrer,  et  l'impression 
nerveuse  en  est  affaiblie.  Un  amas  d'étoiles  très- 
serrées  ,  dans  lequel  les  étoiles  composantes  sont 
individuellement  au-dessous  de  la  7' grandeur,  peut 
être  au  contraire  visible  à  l'œil  nu ,  parce  que 
les   images  dilatées  de  ces  nombreux  points  stel- 


—  58  — 

laires  empiétant  les  unes  sur  les  autres,  les  divers 
points  de  la  rétine  se  trouvent  ébranlés  plus  for- 
tement (6).  » 

Par  malheur,  les  lunettes  et  les  télescopes  donnent 
aussi  aux  étoiles  un  diamètre  factice,  quoiqu'à  un 
bien  moindre  degré.  Les  belles  recherches  de  William 
Herschel  nous  ont  appris  que  ces  diamètres  factices 
diminuent,  lorsqu'on  augmente  le  grossissement  (7)  ; 
par  exemple ,  le  diamètre  apparent  de  Yéga  de  la  Lyre 
se  trouvait  réduit  à  0",36  quand  ce  célèbre  observa- 
teur appliquait  à  son  télescope  l'énorme  grossisse- 
ment de  6500  fois.  S'il  s'agit,  non  pas  d'étoiles  et  de 
télescopes,  mais  d'objets  terrestres  vus  à  l'œil  nu, 
l'intensité  de  la  lumière  émise  n'est  plus  le  seul 
élément  dont  il  faille  tenir  compte  ,  pour  apprécier 
le  degré  de  visibilité  :  d'autres  conditions  inter- 
viennent, telles  que  la  grandeur  de  l'angle  visuel 
et  la  forme  môme  de  l'objer.  Ainsi  Adams  a  remar- 
qué ,  avec  beaucoup  de  justesse ,  qu'une  verge 
longue  et  étroite  est  visible  de  beaucoup  plus  loin 
qu'un  carré  d'égale  largeur;  de  même  un  trait  se 
voit  de  plus  loin  qu'un  simple  points  toutes  choses 
égales  d'ailleurs.  Arago  s'est  longtemps  occupé,  à 
l'Observatoire  de  Paris,  de  rechercher  jusqu'à  quel 
degré  la  forme  et  les  contours  des  objets  influent  sur 
leur  visibilité;  il  mesurait,  dans  ce  but,  les  petits 
angles  visuels  soutendus  par  des  tiges  de  paraton- 
nerres très-éloignés.  Mais  quand  on  a  voulu  déter- 
miner l'angle  limite  au  delà  duquel  la  perception 
cesse,  je  veux  dire  le  plus  petit  angle  sous  lequel  on 


-  59  — 

puisse  encore  distinguer  un  objet  terrestre,  les  me- 
sures n'ont  pu  aboutir  à  un  résultat  définitif.  Robert 
Hooke  évaluait  cet  angle -limite  à  une  minute  entière. 
Tobie  Mayer  assignait  34"  pour  le  cas  d'une  tache 
noire  sur  un  papier  blanc.  Leeuwenhoek  affirmait 
qu'un  fil  d'araignée  était  encore  visible ,  pour  une 
vue  très-ordinaire,  sous  un  angle  de  k",!*  On  voit 
que  la  limite  a  toujours  été  en  baissant.  Dans  une 
série  de  recherches  instituées  récemment  par  Hueck, 
pour  étudier  les  mouvements  du  cristallin ,  on  a  pu 
distinguer  des  traits  blancs  sur  un  fond  noir,  lorsque 
l'angle  visuel  était  réduit  à  1",2;  un  fil  d'araignée  a 
été  vu  sous  un  angle  de  0'',6 ,  et  un  fil  métallique 
brillant  sous  un  angle  de  0",2  à  peine.  Le  problème 
n'est  point  susceptible  d'une  solution  numérique 
uniformément  applicable  à  tous  les  cas  ;  tout  dépend 
de  la  forme  et  de  l'illumination  des  objets ,  de  l'effet 
de  contraste  produit  par  le  fond  sur  lequel  ils  se  dé- 
tachent, et  même  de  la  nature  des  couches  d'air,  de 
leur  calme  ou  de  leur  agitation. 

Je  puis  citer  à  ce  sujet  la  vive  impression  qu'un 
phénomène  de  ce  genre  produisit  sur  moi,  à  Quito, 
en  face  du  Pichincha.  J'étais  dans  une  délicieuse  villa 
du  marquis  de  Selvalegre ,  à  Chillo ,  d'où  l'on  voyait 
se  dérouler  les  croupes  allongées  du  volcan ,  à  une 
distance  horizontale  de  28000  mètres  mesurée  tri- 
gonométriquement.  A  l'aide  des  lunettes  de  nos  in- 
struments, nous  cherchions  à  voir  mon  compagnon 
de  voyage  Bonpland ,  qui  avait  alors  entrepris  tout 
seul  une  expédition  vers  le  volcan.  Les  Indiens  placés 


—  60  — 

près  de  moi  le  reconnurent  avant  nous  ;  ils  signalè- 
rent un  point  blanc  en  mouvement ,  le  long  des  ba- 
saltes noirâtres  qui  formaient  les  flancs  de  la  mon- 
tagne. Bientôt  je  pus,  à  mon  tour,  distinguer  à  l'œil 
nu  cette  image  blanche  et  mobile ,  et  le  fils  du  mar- 
quis de  Selvalegre,  Carlos  Montufar,  qui  devait  périr 
plus  lard  victime  de  la  guerre  civile ,  y  réussit  égale- 
ment. Bonpland  portait,  en  elTet,  une  sorte  de  manteau 
blanc  en  coton,  usité  dans  le  pays  (le  poncho).  Comme 
ce  manteau  flottait  par  moments ,  j'estime  que  sa 
largeur,  prise  vers  les  épaules ,  pouvait  varier  entre 
i"  et  i'^jô;  et,  comme  d'ailleurs  la  distance  est  bien 
connue  par  mes  mesures,  il  est  facile  de  calculer 
l'angle  visuel  :  on  trouve  ainsi  que  l'objet  mobile 
était  vu  nettement,  à  l'œil  nu,  sous  un  angle  de  7" 
à  12".  Au  reste ,  on  sait,  par  les  expériences  réitérées 
de  Hueck,  que  des  objets  blancs  sur  un  fond  noir  se 
voient  de  plus  loin  que  des  objets  noirs  sur  un  fond 
blanc.  Pendant  l'observation  que  je  viens  de  rappor- 
ter, le  ciel  était  pur,  et  les  rayons  de  lumière,  partant 
de  la  région  occupée  par  Bonpland ,  à  4682  mètres  au- 
dessus  du  niveau  de  la  mer,  traversaient  des  couches 
d'air  peu  denses,  pour  arriver  à  notre  station  de  Chillo, 
dont  la  hauteur  était  elle-même  de  2614  mètres.  La 
distance  réelle  des  deux  stations  était  de  27805  mètres 
ou  de  7  lieues  environ.  Les  indications  du  thermomètre 
et  du  baromètre  différaient  beaucoup  d'une  station  à 
l'autre  :  en  bas,  l'observation  exacte  donna  564°"", 41 
et  18%7;  en  haut  nous  aurions  trouvé  probablement 
437™"',6  et  8".  L'héliotrope  de  Gauss ,  dont  les  Aile- 


--  61    — 

mands  ont  tiré  un  si  grand  parti  dans  leurs  mesures 
géodésiques ,  va  nous  fournir  un  dernier  exemple  de 
visibilité  à  grande  distance.  La  lumière  du  Soleil, 
dirigée  héliotropiquement  des  sommets  du  Brocken 
sur  ceux  du  Ilohenhagen ,  fut  vue  à  l'œil  nu ,  à  cette 
dernière  station ,  malgré  une  distance  de  69000  mè- 
tres (plus  de  17  lieues).  Dans  d'autres  cas  moins 
extrêmes,  on  a  distingué  souvent  ce  genre  de  si- 
gnaux ,  sans  recourir  aux  lunettes ,  lorsque  l'angle 
soutendu  par  le  miroir  de  l'héliotrope  (81  millimètres 
de  largeur)  était  réduit  à  0'M3. 

Parmi  les  causes  nombreuses  d'origine  météoro- 
logique, encore  mal  expliquées  en  général,  qui  mo- 
difient profondément  la  visibilité  des  objets  éloi- 
gnés, il  fautdistinguer  l'absorption  qui  s'opère  dans  le 
trajet  du  rayon  lumineux  à  travers  des  couches  atmos- 
phériques plus  ou  moins  denses,  plus  ou  moins  char- 
gées d'humidité,  et  surtout  l'illumination  du  champ 
de  vision  par  la  lumière  diffuse  que  les  particules  de 
l'air  réfléchissent  vers  l'œil.  On  sait ,  par  les  travaux 
anciens  mais  toujours  si  exacts  de  Bouguer ,  qu'une 
différence  d'éclat  de  1/60  est  nécessaire  pour  la  visibi- 
lité. Aussi  ne  voyons-nous  que  par  vision  négative , 
suivant  son  expression,  les  sommets  obscurs  des  mon- 
tagnes qui  se  détachent  comme  des  masses  sombres 
sur  la  voûte  du  ciel.  Si  nous  les  apercevons,  c'est  en 
vertu  seulement  de  la  différence  d'épaisseur  des  cou- 
ches d'air  qui  s'étendent  jusqu'à  l'objet  et  jusqu'à 
l'extrême  limite  de  l'horizon  visible.  C'est  par  vision 
positive  j  au  contraire,  que  nous  distinguons  au  loin 


-  —  6^2  — 

des  objets  brillants ,  comme  des  cimes  couvertes  de 
neige,  des  rochers  calcaires  blancs  ou  des  cônes  vol- 
caniques formés  de  pierre  ponce.  Il  n'est  pas  sans 
intérêt  pour  l'art  nautique  de  fixer  la  distance  à  la- 
quelle on  peut  reconnaître,  en  mer,  les  cimes  de 
certaines  montagnes  très-élevées  ;  on  pourrait  en 
tirer  parti  pour  déterminer  la  position  du  navire 
quand  les  observations  astronomiques  font  défaut. 
J'ai  traité  ailleurs  cette  question  avec  quelque  déve- 
loppement ,  au  sujet  de  la  visibilité  du  pic  de  Téné- 
riffe  (8) . 

La  question  de  savoir  si  les  étoiles  peuvent  être 
vues  en  plein  jour,  à  l'œil  nu ,  soit  dans  les  puits  de 
mine  très-profonds ,  soit  sur  le  sommet  de  mon- 
tagnes très-élevées,  a  été  un  des  objets  de  mes  re- 
cherches ,  depuis  ma  première  jeunesse.  Aristote  a 
dit,  je  ne  l'ignorais  point,  que  les  étoiles  se  voient 
quelquefois  en  plein  jour,  quand  on  les  cherche  du 
fond  des  citernes  ou  des  cavernes ,  comme  à  travers 
un  tuyau  (9).  Pline  aussi  a  rapporté  ce  dire  ;  il  cite  à 
l'appui  les  étoiles  qu'on  a  pu  reconnaître  distincte- 
ment pendant  des  éclipses  de  Soleil.  A  l'époque  où 
je  m'occupais  de  travaux  métallurgiques,  j'ai  passé, 
durant  des  années  entières,  une  grande  partie  du 
jour  dans  les  galeries  et  dans  les  puits  de  mine,  d'où 
je  m'efforçais,  mais  en  vain,  de  distinguer  quelque 
étoile  au  zénith.  Même  insuccès  au  Mexique ,  au  Pé- 
rou ,  en  Sibérie.  Jamais  je  n'ai  rencontré  dans  les 
mines  de  ces  pays  un  seul  homme  qui  eût  entendu 
parler  d'étoiles  vues  en  plein  jour;  et  pourtant,  si 


—  63  — 

on  songe  aux  latitudes  si  diverses  par  lesquelles  j'ai 
pu  descendre  sous  terre,  dans  l'un  et  l'autre  hé- 
misphère ,  on  comprendra  que  ce  ne  sont  ni  les 
circonstances  favorables  ni  les  étoiles  qui  ont  man- 
qué au  zénith.  Ces  faits  négatifs  rendent  encore  plus 
singulier,  à  mes  yeux ,  le  témoignage ,  d'ailleurs 
parfaitement  digne  de  confiance,  d'un  opticien  cé- 
lèbre qui  avait  vu  dans  sa  jeunesse  une  étoile  en 
plein  jour  par  le  tuyau  d'une  cheminée  (10).  Quand 
des  phénomènes  exigent  ,  pour  leur  manifesta- 
tion ,  le  concours  fortuit  de  circonstances  excep- 
tionnellement favorables  ,  il  faut  bien  se  garder 
d'en  nier  la  réalité  par  la  seule  raison  qu'ils  sont 
rares. 

Ce  principe  peut  être  appliqué,  à  mon  avis,  à  un 
autre  fait  rapporté  par  Saussure ,  dont  les  assertions 
ont  toujours  tant  de  poids.  Je  veux  parler  de  la  pos- 
sibilité de  voir  les  étoiles  en  plein  jour  du  haut 
d'une  montagne  très-élevée  ,  comme  le  Mont-Blanc  , 
par  exemple,  à  la  hauteur  de  3888  mètres.  «  Quel- 
ques-uns des  guides  m'ont  assuré,  »  dit  le  célèbre 
investigateur  des  Alpes ,  ((  avoir  vu  des  étoiles  en 
plein  jour  ;  pour  moi,  je  n'y  songeais  pas,  en 
sorte  que  je  n'ai  point  été  le  témoin  de  ce  phéno- 
mène; niais  l'assertion  uniforme  des  guides  ne  me 
laisse  aucun  doute  sur  la  réalité  (11).  11  faut  d'ail- 
leurs être  entièrement  à  l'ombre  ,  et  avoir  même 
au-dessus  de  la  tête  une  masse  d'ombre  d'une  épais- 
seur considérable,  sans  quoi  l'air  trop  fortement 
éclairé  fait  évanouir  la  faible  clarté  des  étoiles.  » 


-.  6/1  - 

Les  conditions  de  visibilité  seraient  ainsi  à  peu  près 
identiques  à  celles  que  présentaient  naturellement 
les  citernes  des  anciens  ou  la  cheminée  dont  je 
viens  de  parler.  Je  n'ai  rien  pu  trouver  d'analogue  à 
cette  assertion  mémorable  (datée  du  2  août  1787  au 
matin  ) ,  dans  les  autres  Voyages  à  travers  les  Alpes 
suisses.  Les  frères  Hermann  et  Adolphe  Schlagintweit, 
très-instruits  tous  deux  et  bons  observateurs,  ont  par- 
couru, il  y  a  peu  de  temps,  les  Alpes  orientales  jus- 
qu'au sommet  du  Grand-Clocher  (3967  mètres),  sans 
avoir  jamais  pu  distinguer  des  étoiles  en  plein  jour, 
ni  trouver  trace  d'un  fait  pareil  dans  les  dires  des 
bergers  ou  des  chasseurs  de  chamois.  J'ai  moi-même 
passé  plusieurs  années  dans  les  Cordillères  de  Mexico, 
de  Quito  et  du  Pérou  ;  je  me  suis  trouvé  souvent 
avec  Bonpland  à  des  hauteurs  de  plus  de  4500  ou 
5000  mètres,  par  le  plus  beau  ciel  du  monde,  et 
jamais  je  n'ai  pu  voir  d'étoile  en  plein  jour,  pas  plus 
que  mon  ami  Boussingault  n'en  a  vu  plus  tard  dans 
les  mêmes  circonstances.  Pourtant  le  bleu  du  ciel 
était  si  sombre ,  si  profond ,  que  mon  cyanomètre  de 
Paul ,  à  Genève ,  le  même  où  Saussure  lisait  39°  sur  le 
Mont-Blanc,  m'indiquait  entre  les  tropiques  46**  pour 
la  région  zénithale  du  ciel ,  par  une  hauteur  com- 
prise entre  5200  et  5800  mètres  (12).  Au  contraire, 
sous  le  ciel  magnifique  et  pur  comme  l'éther  de  Cu- 
mana ,  dans  les  plaines  du  littoral ,  il  m'est  arrivé 
plus  d'une  fois,  après  avoir  observé  des  éclipses 
des  satellites  de  Jupiter,  de  retrouver  la  planète  à 
l'œil  nu,  et  de  la  voir  de  la  manière  la  plus  distincte, 


—  65  — 

quand  le  disque  du  soleil  était  déjà  monlé  à  18"  ou 
20'  au-dessus  de  l'horizon. 

C'est  ici  le  lieu  d'indiquer  un  autre  phénomène 
optique  dont  mes  nombreuses  ascensions  de  mon- 
tagnes ne  m'ont  offert  qu'un  seul  exemple.  C'était 
le  22  juin  1799,  sur  le  versant  du  pic  de  Ténériffe  , 
au  Malpays  ;  je  me  trouvais,  quelque  temps  avant  le 
lever  du  Soleil,  à  une  hauteur  d'environ  2>!ilb  mètres 
au-dessus  du  niveau  de  la  mer  :  je  vis  à  l'œil  nu  les 
étoiles  basses  agitées  en  apparence  d'un  mouvement 
bien  singulier.  Des  points  brillants  paraissaient  mon- 
ter d'abord ,  se  mouvoir  ensui  te  latéralement  et  retom- 
ber à  leur  place  première.  Ce  phénomène  dura  seu- 
lement 7  ou  8  minutes ,  et  cessa  longtemps  avant  le 
lever  du  Soleil  à  l'horizon  de  la  mer.  11  était  parfaite- 
ment visible  avec  une  lunette,  et  tout  examen  fait,  je  ne 
pus  douter  que  ce  ne  fussent  les  étoiles  elles-mO.mes 
qui  se  mouvaient  ainsi  (13).  Ces  apparences  provien- 
nent-elles de  la  réfraction  latérale  sur  laquelle  on  a 
tant  discuté?  Y  a-t-il  là  quelque  analogie  avec  les 
déformations  ondulatoires  que  le  bord  vertical  du 
Soleil  présente  si  souvent  à  soulever,  quelque  petites 
d'ailleurs  que  ces  déformations  puissent  être,  quand 
on  en  vient  aux  mesures?  Quoi  qu'il  en  soit,  le  voi- 
sinage de  l'horizon  ne  pjut  qu'agrandir  ces  mouve- 
ments latéraux,  par  suite  de  l'illusion  optique  bien 
connue.  Chose  singulière ,  le  même  phénomène  a 
été  remarqué  im  demi-siècle  après,  juste  au  même 
endroit  et  avant  le  lever  du  Soleil ,  par  un  observa- 
teur très-instruit  et  très-attentif,  le  prince  Adalbert 
ni.  5 


—  66  — 

de  Prusse,  qui  Ta  examiné  pareillement  à  Toeil  nu 
et  avec  l'aide  d'une  lunette.  J'ai  retrouvé  son  obser- 
vation dans  son  journal  manuscrit;  elle  y  avait  été 
consignée  pendant  le  voyage  même.  Ce  fut  seu- 
lement en  revenant  de  son  expédition  au  fleuve  des 
Amazones ,  que  le  prince  put  savoir  que  j'avais  été 
témoin  des  mêmes  apparences  (li).  Jamais  je  n'ai 
trouvé  la  moindre  trace  de  réfraction  latérale ,  ni 
sur  les  versants  de  la  chaîne  des  Andes  ,  ni  même 
dans  les  plaines  brûlantes  de  l'Amérique  du  Sud  (les 
Llanos),  où  les  couches  d'air  inégalement  échauffées  se 
mélangent  de  tant  de  façons  diverses,  et  produisent 
si  souvent  le  phénomène  du  mirage.  Le  pic  de  Téné- 
riffe  est  plus  près  de  nous;  souvent  il  est  visité 
par  des  voyageurs  munis  d'instruments  de  mesure; 
on  peut  donc  espérer  que  le  phénomène  curieux  dont 
je  viens  de  parler  ne  sera  pas  oublié  dans  les  recher- 
ches scientifiques. 

Il  est  digne  de  remarque ,  ai-je  dit  déjà  ,  que  les 
fondements  de  l'astronomie  proprement  dite,  celle 
du  monde  planétaire  ,  aient  précédé  l'époque  mé- 
morable (1608  et  1610)  où  la  vision  télescopique 
a  été  découverte  et  appliquée  à  l'étude  du  ciel. 
A  force  de  travaux  et  de  soins,  George  Purbach, 
Regiomontanus(Jean  Mullerj  et  Bernard  Walther,  de 
Nurenberg,  avaient  augmenté  le  trésor  de  la  science, 
héritage  des  Grecs  et  des  Arabes.  Bientôt  parut  le 
système  de  Copernic ,  développement  d'idées  hardies 
et  grandioses.  Puis  vinrent  les  observations  si  exactes 
de  Tycho,  et  les  audacieuses  combinaisons  de  Kepler, 


—  67  — 

aidées  de  la  plus  opiniâtre  puissance  de  calcul  qui 
fut  jamais.  Deux  grands  hommes,  Kepler  et  Galilée, 
personnifient  cette  phase  décisive  de  l'histoire ,  où 
la  science  des  mesures  abandonne  l'observation  an- 
tique, déjà  perfectionnée,  mais  toujours  faite  à  la 
simple  vue,  pour  recourir  à  la  vision  télescopique. 
Galilée  avait  alors  44  ans  et  Kepler  37  ;  Tycho  ,  le 
plus  grand  astronome  observateur  de  cette  grande 
époque,  était  mort  depuis  sept  ans.  J'ai  rappelé  dans 
le  volume  précédent  (p.  2>91)  que  les  trois  lois  de 
Kepler,  ses  litres  aujourd'hui  irrécusables  à  l'immor- 
talité, n'avaient  pas  valu  à  leur  auteur  un  seul  éloge 
de  ses  contemporains,  pas  même  de  Galilée.  Trou- 
vées d'une  manière  purement  empirique  ,  mais  plus 
fécondes  pour  l'ensemble  de  la  science  que  la  décou- 
verte d'astres  nouveaux ,  ces  trois  lois  appartiennent 
tout  à  fait  à  l'époque  de  la  vision  naturelle  ,  c'est-à- 
dire  à  l'époque  tychonienne  ;  elles  dérivent  même  des 
propres  observations  de  Tycho  Brahé,  quoique  l'im- 
pression de  VAstronomia  nova,  seu  Pkysica  cœleslis 
de  motibus  stellœ  Martis  n'ait  été  achevée  qu'en  1609, 
et  que  la  troisième  loi,  en  vertu  de  laquelle  les 
carrés  des  temps  de  la  révolution  des  planètes  sont 
proportionnnels  aux  cubes  des  grands  axes  de  leurs 
orbites,  n'ait  été  exposée  qu'en  1619,  dans  Vilar- 
monice  Mundi. 

Le  commencement  du  xvii"  siècle,  où  s'opéra  le 
passage  de  la  vision  naturelle  à  la  vision  télescopique, 
a  été  plus  important  pour  l'astronomie  et  la  con- 
naissance du  ciel  que  Tan  1492  pour  celle  du  globe 


-  68  — 

terrestre.  Par  là  se  sont  agrandies,  presqu'à  Tinfini,  la 
sphère  de  nos  recherches  et  la  portée  du  coup  d'oeil 
qu'il  nous  est  donné  de  jeter  sur  la  création;  par  là 
ont  été  incessamment  soulevés  de  nouveaux  problè- 
mes, dont  la  solution  difficile  a  provoqué,  dans  les 
sciences  mathématiques  .  un  développement  sans 
égal.  Renforcer  un  des  organes  de  nos  sens  revient 
donc  parfois  à  renforcer  l'intelligence,  à  étendre  le 
cercle  des  idées,  à  ennoblir  l'humanité.  En  moins  de 
deux  siècles  et  demi,  nous  avons  dû  au  télescope  seul 
la  découverte  de  13  planètes  nouvelles  et  de  4  systèmes 
de  satellites  (4  lunes  pour  Jupiter,  8  pour  Saturne, 
k  et  peut-être  6  pour  Uranus,  1  pour  Ne{3tune),  la 
découverte  des  taches  et  des  facules  du  Soleil,  celle 
des  phases  de  Vénus.  On  a  pu  étudier  la  forme  et 
mesurer  la  hauteur  des  montagnes  lunaires,  voir  et 
expliquer  les  taches  hibernales  des  pôles  de  Mars,  les 
bandes  de  Jupiter  et  de  Saturne,  ainsi  que  l'anneau 
qui  entoure  cette  dernière  planète.  On  a  découvert 
successivement  les  comètes  intérieures  ou  planétaires 
à  courte  période ,  et  un  nombre  immense  d'autres 
phénomènes  dont  l'œil  désarmé  ne  nous  aurait  rien 
appris.  Mais  ce  n'est  pas  tout  :  si  notre  système 
solaire  a  reçu  en  240  années  de  tels  agrandisse- 
ments, après  être  resté  pendant  tant  de  siècles  res- 
treint, en  apparence,  à  6  planètes  et  à  une  lune 
unique,  le  ciel  sidéral  a  gagné  plus  encore,  et  là 
surtout  les  découvertes  ont  dépassé  toute  attente. 
Des  nébuleuses,  des  étoiles  doubles  ont  été  comptées 
et  classées  par  milliers.  Les  mouvements  propres 


—  69  — 

de  toutes  les  étoiles  nous  ont  enseigné  celui  de 
notre  propre  soleil.  Les  mouvements  relatifs  des 
étoiles  doubles  qui  circulent  autour  de  leur  centre 
de  [gravité  commun ,  ont  prouvé  que  les  lois  de  la 
gravitation  sont  obéies  dans  ces  régions  reculées  de 
l'univers,  aussi  bien  que  dans  l'espace  plus  étroit 
où  se  meuvent  nos  planète^.  Depuis  que  Morin  et 
Gascoigne  ont  adapté  les  lunettes  aux  instruments 
de  mesure ,  Fart  de  fixer  dans  le  ciel  les  positions 
apparentes  des  astres  a  atteint  un  degré  de  préci- 
sion inouï.  Grâce  à  cet  artifice ,  il  a  été  possible  de 
mesurer,  à  une  petite  fraction  près  de  la  seconde 
d'arc,  Tellipse  d'aberration  des  fixes,  leur  paral- 
laxe, la  dislance  mutuelle  des  étoiles  composantes 
de  chaque  système  binaire.  C'est  ainsi  que  l'astro- 
nomie s'est  élevée  progressivement  de  la  conception 
du  système  solaire  à  celle  d'un  véritable  système  de 
l'univers. 

On  sait  que  Galilée  fit  sa  découverte  des  lunes  de 
Jupiter  avec  un  grossissement  de  7  fois,  et  qu'il  n'a 
jamais  pu  dépasser  celui  de  32  fois.  Cent  soixante- 
dix  ans  plus  tard,  nous  voyons  Sir  William  Herschel 
employer  des  grossissements  de  6500  fois  dans  ses 
recherches  sur  les  diamètres  apparents  d'Arcturus 
et  de  Véga  de  la  Lyre.  A  partir  du  milieu  du 
xvii*  siè  le,  tous  les  efforts  se  tournèrent  vers  la  con- 
struction des  longues  lunettes.  Ce  fut,  il  est  vrai, 
avec  une  lunette  de  4  mètres  seulement  que  Huy- 
ghens  découvrit,  en  1055,  le  premier  satellite  de 
Saturne  (Titan ,  le  sixième  dans  l'ordre  des  distances 


^  70  — 

au  centre  de  la  planète);  mais,  un  peu  plus  tard, 
les  lunettes  qu'il  dirigeait  vers  le  ciel  avaient  40  mè- 
tres. Conslanlin  Huyghens ,  frère  du  célèbre  astro- 
nome, construisit  trois  objectifs  de  il ,  55  et  68  mè- 
tres de  longueur  focale,  que  la  Société  royale  de 
Londres  possède  encore.  Toutefois,  on  s'était  borné 
à  essayer  ces  objectifs  sur  des  objets  terrestres;  Huy- 
ghens le  dit  expressément  (15).  Auzout  construisit, 
dès  1663,  des  lunettes  gigantesques  sans  tuyaux,  dans 
lesquelles,  par  conséquent,  l'oculaire  n'était  relié  à 
l'objec.if  par  aucun  intermédiaire  solide  et  fixe.  Il 
acheva,  dans  ce  système,  un  objectif  de  97  mètres 
de  foyer,    capable  de  porter  un   grossissement  de 
600  fois  (16).  Ce  furent  des  objeclifs  de  ce  genre,  taillés 
par  Borelli,  Campani,  Hartsoeker,  et  fixés  à  des 
mâts,  qui  servirent  si  utilement  la  science  entre  les 
mains  de  Dominique  Cassini;  ils  lui  permirent  de  dé- 
couvrir l'un  après  l'autre  le  huitième,  le  cinquième, 
le  quatrième  et  le  troisième  satellite  de  Saturne. 
Les   objectifs   d'Hartsoeker  avaient  81    mètres   de 
distance  focale.    J'ai  bien  souvent  tenu  entre  mes 
mains,  pendant  mon  séjour  à  l'Observatoire  de  Paris, 
ceux  de  Campani  qui  étaient  en  grande  réputation 
sous  le  règne  de  Louis  XIV  ;  et  quand  je  songeais 
à  la  faiblesse  des  satellites  de  Saturne ,  à  la  difficulté 
de  manœuvrer  de  grands  appareils  composés  de  mâts 
et  de  cordages  (17),  je  ne  pouvais  admirer  assez 
l'habileté  et  la  courageuse  persévérance  des  obser- 
vateurs de  cette  époque. 

Les  avantages  qu'on  croyait  alors  forcément  atta- 


—  71  — 

chés  à  des  dimensions  gigantesques  conduisirent 
de  grands  esprits  à  concevoir  de  ces  espéran- 
ces démesurées  dont  l'histoire  des  sciences  nous 
offre  tant  d'exemples.  Ainsi  Hooke  a  proposé  de 
construire  une  lunette  de  10000  pieds  (pins  de 
3  kilomètres  )  afin  de  voir  des  animaux  dans  la 
Lune;  Auzout  a  même  cru  devoir  combattre  cette 
idée  (18).  On  ne  tarda  pas  à  sentir  combien  ces  in- 
struments devenaient  incommodes  dans  la  prati- 
que, quand  leur  longueur  focale  dépassait  30  mè- 
tres; aussi  Newton  s'efforça-t-il ,  après  Mersenne  et 
James  Gregory,  d'Aberdeen ,  de  populariser  en  An- 
gleterre les  télescopes  beaucoup  plus  courts  qui 
opèrent  par  réflexion.  Bradley  et  Pound  comparè- 
rent avec  soin  les  effets  d'un  télescope  à  miroir  de 
Hadley,  dont  la  distance  focale  ne  dépassait  pas  1™,6, 
avec  ceux  du  réfracteur  de  11  mètres,  construit  par 
Constantin  Huyghens  et  dont  il  a  été  fait  mention 
plus  haut  :  tout  l'avantage  resta  au  premier  instru- 
ment. Alors  les  coûteux  télescopes  de  Short  se  ré- 
pandirent de  tous  côtés;  ils  régnèrent  sans  partage, 
jusqu'à  l'époqne  (1759)  où  John  Dollond  eut  le  bon- 
heur de  découvrir  la  solution  pratique  du  problème 
de  l'achromatisme ,  posé  par  Léonard  Euler  et  par 
Klingenstierna  et  rendit  ainsi  aux  lunettes  une 
grande  supériorité.  Disons  ici  que  les  droits  de  prio- 
rité incontestables  du  mystérieux  Chester  More  Hall, 
du  comté  d'i^ssex  (1729),  étaient  inconnus  du  pu- 
blic, lorsque  Dollond  obtint  un  brevet  pour  ses  lu- 
nettes achromatiques  (19). 


—  72  ~ 

Mais  celte  victoire  des  réfracteurs  ne  fut  pas  de 
longue  dun'e.  Dix-huit  ou  vingt  ans  s'étaient  à  peine 
écoulés  depuis  que  Dollond  avait  enseigné  à  réaliser 
rachromatisme,  par  la  combinaison  de  lentilles  for- 
mées de  crown  et  de  flint,  et  déjà  les  idées  se  modi- 
fiaient sous  la  juste  impression  d'étonnementque  les 
travaux  immortels  d'un  Allemand,  William  Herschel, 
produisirent  en  Angleterre  et  sur  le  continent.  Il  avait 
construit  un  grand  nombre  de  télescopes  de  7  pieds 
anglais  (2  mètres)  et  de  20  pieds  (6  mètres)  de  lon- 
gueur focale,  dont  on  pouvait  porter  les  grossisse- 
ments à  2-200  et  même  à  6000  fuis;  il  en  construisit 
un  de  liO  pieds  (li'",2).  Ce  fut  avec  ce  dernier  téles- 
cope qu'il  découvrit  les  deux  satellites  intérieurs  de 
Saturne  ;  le  deuxième  d'abord  ,  qu'on  a  nommé  de- 
puis Encelade,  et  bientôt  après  Mimas,  le  plus  voisin 
de  l'anneau.  Mais  c'est  au  télescope  de  7  pieds  qu'ap- 
partient la  découverte  d'Uranus,  faite  en  1781.  Les 
satellites  si  faibles  de  cette  planète  furent  vus,  en  1787, 
à  l'aide  du  télescope  de  '20  pieds,  disposé  pour  la  vue 
de  front  [front-vieiv)  (20).  La  perfection  supérieure 
que  ce  grand  homme  sut  donner  aux  miroirs  de  ses 
télescopes,  l'ingénieuse  disposition  grâce  à  laquelle 
les  rayons  lumineux  ne  sont  réfléchis  qu'une  fois, 
et  surtoutune  série  non  interrompucde  quarante  ans 
de  veillesetde  travaux,  ont  porté  la  lumièredanstoules 
les  branches  de  l'astronomie  physique ,  dans  le  monde 
des  planètes ,  aussi  bien  que  dans  celui  des  nébuleuses 
et  des  étoiles  doubles. 

Le  long  règne  des  télescopes  réflecteurs  devait 


—  73  — 

avoir  un  terme.  Dès  les  cinq  premières  années  du 
xix*'  siècle,  il  s'établit  entre  les  constructeurs  de  lu- 
nettes achromatiques  une  heureu-e  rivalité  de  pro- 
grès et  de  perfection.  Alors  furent  créées  ces  grandes 
machines  parallactiques,  où  des  horloges  font  mou- 
voir les  plus  longues  lunettes ,  avec  la  régularité 
des  mouvements  célestes.  Il  fallait  un  flint  parfaite- 
ment homogène  et  sans  stries,  pour  les  objectifs 
d'une  grandeur  extraordinaire  qu'on  demandait  déjà 
aux  constructeurs.  Ce  flint  fut  fabriqué  avec  succès  en 
Allemagne,  dans  l'établissement  d'Utzschneider  et  de 
Fraunhofer,  auxquels  succédèrent  Merz et Mahler.  En 
Suisse  et  en  France ,  les  ateliers  de  Guinand  et  de 
Bontems  fournirent  cette  précieuse  matière  aux  tra- 
vaux de  Lerebours  et  de  Cauchoix.  11  suffit  ici  de  jeter 
un  rapide  coup  d'œil  sur  l'histoire  de  ces  progrès , 
et  de  citer  comme  exemples:  les  grands  réfracteurs 
construits,  sous  la  direction  de  Fraunhofer,  pour  les 
observatoires  de  Dorpat  et  de  Berlin,  qui  tous  deux 
ont  24  centimètres  d'ouverture  et  /r,4  de  distance 
focale  ;  les  réfracteurs  construits  par  Merz  et  Mahler 
pour  Poulkova,  en  Russie,  et  pour  Cambridge,  aux 
États-Unis  (21),  qui  ont  l'un  et  l'autre  38  centimè- 
tres d'ouverture  et  6*", 8  de  foyer;  enfin  l'héliomètre 
de  l'observatoire  de  Kœnigsberg,  dont  l'objectif  a 
16  centimètres  d'ouverture.  Ce  dernier  instrument, 
que  les  travaux  de  Bessel  ont  immortalisé  ,  est  long- 
temps resté  le  plus  grand  de  son  espèce.  Citons  en- 
core les  lunettes  dialytiques,  si  courtes  et  pourtant 
si  puissantes  de  clarté,  que  Plôssel  a  construites  le 


~  74  - 

premier,  à  Vienne  ,  et  dont  Rogers,  en  Angleterre, 
avait  reconnu  presqu'en  même  temps  les  avantages; 
elles  méritent  assurément  qu'on  essaye  de  les  con- 
struire sur  de  grandes  dimensions. 

A  cette  même  époque ,  dont  j'esquisse  ici  les  tra- 
vaux ,  parce  qu'ils  ont  exercé  une  grande  influence  au 
point  de  vue  cosmique  ,  les  progrès  de  la  mécanique 
suivirent  de  près  ceux  de  l'optique  et  de  l'horlogerie. 
Les  instruments  de  mesure  furent  successivement 
perfectionnés  ,  surtout  les  micromètres  ,  les  cercles 
méridiens  et  les  secteurs  zénithaux.  Parmi  tant  de 
noms  distingués  dans  rette  carrière ,  je  rappellerai 
ici  ceux  de  Ramsden,  de  Troughton  ,  de  Fortin  ,  de 
Reichenbach,  de  Gambey,  d'Ertel,  de  Steinheil,  de 
Repsold,  de  Pistor,  d'Oertling pour  les  instru- 
ments de  mesure.  Pour  les  chronomètres  et  les  pen- 
dules astronomiques,  je  citerai  Mudge,  Arnold, 
Emery,  Earnshaw,  Bréguet,  Jûrgensen,  Kessels , 
Winnerl,  Tiède.....  C'est  surtout  dans  les  beaux  tra- 
vaux de  William  et  de  John  Herschel ,  de  South,  de 
Struve,  de  Bessel  et  de  Dawes,  sur  les  distances  et  les 
mouvements  périodiques  des  étoiles  doubles ,  que  se 
manifeste  cette  rivalité  de  perfection  entre  les  instru- 
ments optiques  et  les  appareils  de  mesure.  Sans  ce 
double  progrès,  il  eût  été  assurément  impossible 
d'exécuter  d'immenses  travaux ,  comme  ceux  de 
Struve,  par  exemple,  qui  a  mesuré  un  grand  nombre 
de  fois  plus  de  100  systèmes  binaires,  où  la  dislance 
des  étoiles  composantes  est  au-dessous  de  1",  et 
336  autres  systèmes  compris  entre  i"  et  2"  ("Z'I). 


—  75  — 

Depuis  un  petit  nombre  d'années,  deux  hommes 
étrangers ,  par  leur  position  sociale  ,  à  tout  genre 
d'activité  industrielle,  mais  animés  d'un  noble  amour 
pour  la  science,  le  comte  de  Rosse,  à  Parsonstown 
(19  kilomètres  à  l'ouest  de  Dublin) ,  et  M.  Lassell ,  à 
Starfield ,  près  de  Liverpool ,  ont  fait  construire, 
sous  leur  direction  immédiate  et  d'après  leurs  propres 
idées,  deux  télescopes  réflecteurs  qui  ont  fait  naître 
la  plus  vive  attente  parmi  les  astronomes  (23).  Celui 
de  Lassell  n'a  que  01  centimètres  d'ouverture  et 
6  mètres  de  distance  focale;  mais  il  a  déjà  procuré 
la  découverte  d'un  satellite  de  Neptune  et  d'un  hui- 
tième satellite  de  Saturne  ;  de  plus  il  a  fait  retrouver 
deux  satellites  d'Uranus.  Le  nouveau  télescope  de 
Lord  Rosse  est  gigantesque  :  il  a  6  pieds  anglais  (l'",83) 
d'ouverture  et  50  pieds  (15"')  de  longueur.  Il  est 
placé  dans  le  méridien,  entre  deux  murs  de  14  à 
IG  mètres  de  hauteur,  lesquels  laissent  au  tube  un 
espace  libre  d'environ  3  mètres  et  demi  de  chaque 
côté  du  méridien.  Plusieurs  nébuleuses,  qu'aucun 
instrument  n'avait  encore  pu  résoudre  ,  ont  été  dé- 
composées en  étoiles  par  ce  magnifique  télescope. 
D'autres  nébuleuses  ont  été  complètement  étu- 
diées; on  a  pu  déterminer  pour  la  première  fois 
leurs  formes  et  leurs  contours  véritables,  grâce  à 
l'énorme  quantité  de  lumière  que  le  miroir  con- 
centre. 

Le  premier  qui  ait  appliqué  les  lunettes  aux  in- 
struments de  mesure  ,  ce  n'est  ni  Picard  ni  Auzout  ; 
mais  bien,  ainsi  que  nous  l'avons   dit,  Pastronome 


—  76  — 
Morin.  En  1638,  Morin  conçut  Tidée  de  tirer  parti  de 
son  invention  pour  observer  les  étoiles  en  plein  jour. 
Voici  comment  il  exposa  lui-même  son  idée  (2i\ 
«  Pour  détermiiier  les  positions  absolues  des  étoiles, 
à  une  époque  où  les  lunettes  n'existaient  pas  encore 
(en  1582,  28  ans  avant  cette  invention),  Tycho  s'est 
servi  de  Vénus,  qu'il  comparait  aux  étoiles  pendant 
la  nuit  et  au  Soleil  pendant  le  jour.  Ce  n'est  point  le 
désir  d'éviter  ce  détour  qui  a  suggéré  à  Morin  une 
découverte   dont  la  détermination    des  longitudes 
en  mer  pourra  tirer  un  grand  parti;  il  y  a  été  con- 
duit par  une  voie  plus  simple,  en  songeant  que  si, 
avant  le  lever  du  Soleil,  on  dirigeait  une  lunette, 
non-seulement  sur  Vénus,  mais  même  sur  Arctu- 
rus  ou  toute  autre  belle  étoile ,  on  pourrait  conti- 
nuer à  suivre  cet  astre  sur  la  voûte  céleste  après  le 
lever  du  Soleil.  Personne,  avant  lui,  n'avait  vu  les 
étoiles  à  la  face  du  Soleil.  »  Plus  tard,  de  grandes 
lunettes  méridiennes   furent  installées  d'après   les 
idées  de  Rœmer.  A  partir  de  ce  moment  (1691),  les 
observations  faites  en  plein  jour  se  multiplièrent  et 
acquirent  une  hante  importance;  elles  ont  même  au- 
jourd'hui une  valeur  réelle  pour  la  mesure  des  étoiles 
doubles.  Struve  a  mesuré  à  Dorpat  les  couples  les 
plus   difficiles,   avec    un   simple  grossissement  de 
320  fois,  lorsque  la  lumière  crépusculaire  était  en- 
core assez  forte  à  minuit  pour  permettre  de  lire  ai- 
sément (25).  Létoile  polaire  est  accompagnée,  à  18" 
de  distance,  d'une  étoile  de  9'  grandeur;  Struve  et 
WraDgelont  vu  cette  petite  étoile,  en  plein  jour,  à 


—  11  ~ 

l'aide  de  la  lunette  de  Dorpat  (26)  ;  Encke  et  Arge- 
lander  y  ont  également  réussi  de  leur  côté. 

On  a  beaucoup  discuté  les  causes  de  la  puissance 
que  les  télescopes  donnent  à  la  vue,  même  en  plein 
jour,  alors  que   la  lumière  diffuse,   provenant  de 
réflexions  multiples  ,  devrait  lui  opposer  tant  d'obs- 
tacles (27).  Ce  problème  d'optique  excitait  au  plus 
haut  degré  l'intérêt  de  Bessel,  dont  les  sciences  res- 
sentent encore  la   perte  prématurée.  Il  y  revenait 
souvent  dans  sa  correspondance  avec  moi  ;  mais  il  a 
fini  par  avouer  qu'il  n'avait  pu  en  trouver  de  solu- 
tion satisfaisante.  J'ose  compter  que  mes  locteurs 
me  sauront  gré  d'insérer,  dans  les  notes  de  ce  livre, 
les   idées  d'Arago  sur  ce  su^et  (28).  Je  les  extrais 
d'une  collection  de   manuscrits  qui  ont  été  mis  à 
ma  disposition   pendant  mes   fréquents    voyages   à 
Paris.  D'après  l'ingénieuse  explication  de  mon  ami, 
si  les  forts  grossissements  aident  à  distinguer  les 
étoiles  en  plein  jour,  c'est  que  la  lunette  concentre 
vers  l'œil  et  introduit  dans  la  pupille  une  plus  grande 
quantité  de  rayons  lumineux,  sans  agrandir  nota- 
blement l'image  de  l'étoile,  tandis  que   le   même 
a])pareil  optique  agit  d'une  manière  tout  à  fait  diffé- 
rente sur  le  fond  du  ciel  où  cette  étoile  se  projette. 
En  effet,  la  lumière  de  la  partie  de  l'atmosphère 
dont  l'image  indéfinie  occupe  le  champ  de  la  vision 
émane  de  particules  d'air  illuminées  que  le  grossis- 
sement écarte  les  unes  des  autres;  le  champ  doit 
donc  paraître  d'autant  moins  éclairé  que  le  grossis- 
sement est  plus  fort.  Or  nous  n'apercevons  l'étoile 


—  78  — 

qu'en  vertu  d'une  différence  d'intensité  entre  la 
lumière  de  son  image  et  celle  du  champ  lui-même 
sur  lequel  cette  image  vient  se  dessiner.  11  en  est 
tout  autrement  des  disques  planétaires  ;  ils  perdent 
de  leur  éclat,  par  le  grossissement  des  lunettes, 
précisément  dans  le  même  rapport  que  l'aire  aérienne 
comprise  dans  le  champ  de  la  vision.  Seulement  il 
faut  remarquer  ici  que  l'amplification  de  l'image 
s'étend  à  la  vitesse  de  son  mouvement  apparent. 
Cet  effet,  qui  a  lieu  pour  les  planètes  comme  pour 
les  étoiles ,  peut  contribuer  à  la  visibilité  en  plein 
jour,  à  moins  que  le  télescope  ne  suive  le  mouvement 
diurne,  comme  font  les  machines  parallactiques  con- 
duites par  des  horloges.  En  vertu  du  déplacement 
continuel  de  l'image,  la  sensation  se  produit  succes- 
sivement en  des  points  différents  de  la  rétine  ,  et  l'on 
sait,  dit  ailleurs  Arago,  que  des  objets  très-faibles 
peuvent  devenir  perceptibles  quand  on  leur  imprime 
un  mouvement. 

Sous  le  ciel  si  pur  des  contrées  tropicales ,  j'ai 
réussi  bien  souvent  à  trouver  dans  le  ciel  le  pâle 
et  faible  disque  de  Jupiter,  avec  une  lunette  de 
Dollond ,  grossissant  seulement  95  fois ,  lorsque  le 
Soleil  avait  atteint  déjà  15'  ou  18°  de  hauteur.  Plus 
d'une  fois  le  docteur  Galle  a  été  surpris  de  la 
faiblesse  extrême  de  Jupiter  et  de  Saturne,  vus  en 
plein  jour  à  l'aide  du  grand  réfracteur  de  Berlin  ; 
cette  faiblesse  forme  un  contraste  frappant  avec  le 
vif  éclat  de  Vénus  ou  de  Mercure.  Cependant  on 
a  réussi  à  observer  en  plein  jour  des  occultations 


—  79  — 

de  Jupiter  par  la  Lune;  on  cite  l'observation  de 
Flaugergues  en  1702,  et  celle  de  Slruve  en  1820. 
Argelander  a  vu  très-nettement ,  à  Bonn  ,  un  quart 
d'heure  après  le  lever  du  Soleil ,  trois  satellites  de 
Jupiter,  avec  une  lunette  de  l'",6  de  Fraunhofer;  il 
lui  fut  impossible  de  distinguer  le  quatrième.  Son 
adjoint,  M.  Schmidt,  a  même  observé,  à  une  heure 
du  jour  encore  plus  avancée ,  l'émersion  des  satel- 
lites ,  le  quatrième  y  compris ,  au  bord  obscur  de  la 
Lune  ;  il  se  servait  de  la  lunette  d'un  héliomètre  de 
2"\5  de  foyer.  Il  serait  intéressant ,  et  pour  l'optique 
et  pour  la  météorologie ,  de  déterminer  les  limites 
de  la  visibilité  télescopique  des  petites  étoiles  pen- 
dant le  jour,  sous  des  climats  dliférents  et  à  diffé- 
rentes hauteurs  au-dessus  du  niveau  de  la  mer. 

La  scintillation  des  étoiles  est  un  des  phénomènes 
les  plus  remarquables  et  aussi  les  plus  controversés 
de  cette  catégorie  dans  laquelle  nous  rangeons  les 
principaux  faits  de  vision  naturelle  et  télescopi- 
que. Il  faut  y  distinguer,  d'après  les  recherches 
d'Arago,  deux  points  essentiels  (29)  :  1°  les  chan- 
gements brusques  d'éclat ,  c'est-à-dire  le  fait  de  l'ex- 
tinction subite  suivie  de  la  réapparition  ;  2"  les  va- 
riations de  couleur.  Ces  deux  sortes  de  changements 
sont  plus  forts  dans  la  réalité  qu'ils  ne  le  paraissent 
à  l'œil  nu;  car  lorsque  des  points  de  la  rétine  sont 
une  fois  ébranlés,  lorsqu'une  impression  lumineuse 
est  produite,  la  sensation  ne  s'efface  pas  aussitôt, 
mais  persiste  pendant  un  certain  temps.  11  en  résulte 
que  l'affaiblissement  passager  de  l'étoile ,  ses  rapides 


—  80    — 

changements  de  couleur,  en  un  mot  les  diverses 
phases  de  la  scintillalion ,  ne  sont  point  intégrale- 
lement  senties,  ou  du  moins  ne  se  perçoivent  pas 
aussi  distinctement  qu'elles  se  produisent  en  réalité. 
Pour  bien  saisir  les  phases  de  la  scintillation  à  Taide 
d'une  lunette,  il  faut  impiimer  à  l'instrument  un  mou- 
vement de  rotation  ;  alors  l'image  de  l'étoile  dessine 
un  cercle  lumineux  coloré,  souvent  interrompu  çà  et 
là.  Qu'on  se  représente  l'atmosphère  comme  étant 
formée  de  couches  superposées  dans  lesquelles  la  den- 
sité, l'humidité,  la  température  varient  continuel- 
lement, et  on  se  rendra  compte,  par  la  théorie  des 
interférences,  de  tous  les  détails  de  ces  apparences 
où  les  phénomènes  de  coloration  ,  d'extinction  subite 
et  de  brillante  réapparition  se  succèdent  avec  tant  de 
vivacité.  Cette  théorie  est  basée  sur  un  fait  général, 
à  savoir  que  deux  rayons  ou  deux  systèmes  d'ondes , 
émanés  d'une  même  source  ,  c'est  à-dire  d'un  même 
centre  d'ébranlement,  peuvent  se  détruire  ou  s'a- 
jouter mutuellement,  si  les  chemins  parcourus  sont 
inégaux.  Quand  un  de  ces  systèmes  d'ondes  est  en 
retard  sur  l'autre  d'un  nombre  impair  de  demi- 
ondulations,  les  actions  produites  par  chacun  d'eux 
sur  un  même  atome  d'éther  sont  égales  et  de  sens 
contraire  :  les  vitesses  qui  lui  sont  imprimées  se  dé- 
truisent ,  l'atome  reste  en  repos  ;  il  y  a  neutralisation 
de  lumière  ou  production  d'obscurité.  Dans  le  cas 
dont  il  s'agit,  les  variations  de  la  réfrangibilité  des 
couches  d'air  successives  produisent  souvent  plus 
d'effet,  pour  déterminer  les  phénomènes  de  scintil- 


—  81    - 

lation,  que  la  différence  des  chemins  parcourus  par 
les  divers  rayons  émanés  d'une  même  étoile  (30). 

La  scintillation  présente  d'ailleurs  de  grandes  dif- 
férences d'intensité  d'une  étoile  à  l'autre.  Ces  diffé- 
rences ne  dépendent  pas  seulement  de  la  hauteur  ou 
de  l'éclat  des  étoiles ,  mais  aussi ,  à  ce  qu'il  semble , 
de  la  nature  propre  de  leur  luuiière.  Véga ,  par  exem- 
ple ,  scintille  moins  que  Procyon  et  Arclurus.  Si  les 
planètes  ne  scintillent  pas,  il  faut  l'attribuer  à  la 
grandeur  sensible  de  leur  disque  apparent  et 
à  la  compensation  produite  par  le  mélange  des 
rayons  colorés,  émis  de  chaque  point  de  ce  disque. 
On  peut ,  en  effet ,  considérer  ce  disque  comme  l'ag- 
grégation  d'un  certain  nombre  d'étoiles,  où  la  lu- 
mière de  quelques  rayons ,  détruite  par  l'interférence 
de  certains  autres ,  se  trouve  compensée  par  celle  des 
points  voisins ,  et  où  les  images  de  couleurs  diffé- 
rentes recomposent  du  blanc,  en  se  superposant. 
Aussi  ne  remarque-t-on  guère  que  des  traces  rares 
de  scintillation  dans  Jupiter  et  dans  Saturne.  Ce  phé- 
nomène est  plus  sensible  pour  Mercure  et  Vénus, 
dont. le  diamètre  apparent  peut  se  réduire  à  à",!  et 
9", 5.  Il  en  est  de  même  de  Mars ,  parce  que  son  dia- 
mètre apparent  descend  presque  à  3", 3  vers  l'époque 
de  la  conjonction.  Dans  les  nuits  pures  et  froides  des 
climats  tempérés,  la  scintillation  contribue  à  la  ma- 
gnificence du  ciel  étoile.  Comme  elle  renforce,  par 
instants ,  la  lumière  des  nombreuses  étoiles  de 
sixième  à  septième  grandeur,  qu'on  ne  distingue 
aisément  qu'avec  des  lunettes,  nous  en  voyons 
ni.  6 


—  82  — 

apparaître  par  moments,  tantôt  ici  tantôt  là,  et  nous 
sommes  ainsi  instinctivement  portés  à  nous  exa- 
gérer le  nombre  des  étoiles.  De  là  l'espèce  de  sur- 
prise avec  laquelle  on  accueille ,  en  général ,  les 
dénombrements,  pourtant  exacts,  où  l'on  compte  à 
peine  quelques  milliers  d'étoiles  visibles  à  l'œil  nu. 
Les  anciens  savaient  déjà  distinguer  les  planètes  à 
leur  faible  scintillation.  Quant  à  la  cause  de  la  diffé- 
rence qui  existe  à  cet  égard  entre  les  étoiles  et  les 
planètes ,  Aristote  avait  une  théorie  singulière  (31)  : 
il  l'expliquait  par  un  système  d'émission  des  rayons 
visuels,  allant  palper  au  loin  les  objets  avec  plus  ou 
moins  d'effort.  «  Les  astres  fixés ,  disait-il ,  scintil- 
lent, et  les  planètes  ne  scintillent  pas,  parce  que 
les  planètes  sont  proches  et  que  la  vue  les  atteint 
aisément,  tandis  que  les  astres  immobiles  (îrpo;  U 
Toù;  /aevovraç)  sont  trop  éloignés;  l'œil  est  obligé  par 
cette  grande  distance  de  faire  effort,  et  son  rayon 
visuel  en  devient  vacillant.  » 

Entre  1572  et  1604 ,  à  l'époque  de  Galilée,  époque 
de  grands  événements  astronomiques ,  trois  étoiles 
nouvelles  apparurent  dans  le  ciel  (32).  Elles  sur- 
passèrent en  éclat  les  étoiles  de  première  grandeur; 
une  d'elles  brilla  même  pendant  vingt  et  un  ans 
dans  la  constellation  du  Cygne.  Leur  scintillation  fut 
le  trait  caractéristique  qui  attira  le  plus  l'attention 
de  Kepler;  il  y  voyait  une  preuve  que  ces  nouveaux 
astres  ne  pouvaient  être  de  nature  planétaire.  Mais 
l'état  de  l'optique  était  alors  trop  imparfait  pour  que 
ce  grand  génie,  auquel  l'optique  doit  tant,  pût  ex- 


—  83  — 

pliqiier  ce  phénomène  autrement  que  par  l'interposi- 
tion de  vapeurs  en  mouvement  (33).  Les  Chinois  ont 
signalé ,  eux  aussi ,  la  forte  scintillation  des  étoiles 
nouvelles  dont  il  est  fait  mention  dans  la  grande 
collection  de  Ma-tuan-lin. 

L'absence  de  scintillation  dans  les  régions  tropi- 
cales, du  moins  à  12*"  ou  15°  au-dessus  de  l'horizon, 
tient  à  un  mélange  plus  égal ,  plus  homogène  de  la 
vapeur  d'eau  avec  l'atmosphère  :  elle  donne  à  la 
voûte  céleste  un  caractère  particulier  de  calme  et 
de  douceur.  J*ai  souvent  fait  ressortir  ce  trait  dans 
mes  descriptions  de  la  nature  des  tropiques.  Il  était 
d'ailleurs  trop  remarquable  pour  avoir  échappé  à  des 
observateurs  tels  que  La  Condamine,  Bouguer  et  Gar- 
cin  ,  soit  dans  les  plaines  du  Pérou ,  soit  en  Arabie , 
dans  les  Indes  et  à  Bender  Abassi,  sur  les  côtes  du 
golfe  Persique  (34). 

Cet  aspect  frappant  du  ciel  étoile,  pendant  les 
nuits  si  calmes  et  si  pures  des  tropiques ,  avait  pour 
moi  un  attrait  singulier  ;  aussi  me  suis-je  toujours 
efforcé  d'en  étudier  les  causes  physiques,  en  notant, 
sur  mon  journal,  la  hauteur  où  les  étoiles  cessaient  de 
scintiller,  et  l'hygrométricité  correspondante  de  l'at- 
mosphère. Cumana  et  la  partie  péruvienne  du  littoral 
de  l'Océan  Pacifique,  où  jamais  il  ne  tombe  de  pluie, 
se  prêtaient  parfaitement  à  ce  genre  de  recherches , 
tant  que  l'époque  du  brouillard  connu  sous  le  nom 
de  Garua  n'était  pas  venue.  D'après  les  moyennes  dé- 
duites de  mes  observations,  c'est  vers  10°  ou  12°  de 
hauteur  que  les  étoiles  les  plus  brillantes  cessent  de 


—  84  — 

scintiller.  Plus  élevées  sur  l'horizon,  elles  n'émettent 
qu'une  douce  lumière  planétaire.  Pour  bien  saisir  cet 
effet ,  il  vaut  encore  mieux  suivre  la.  même  étoile  de- 
puis son  lever  jusqu'à  son  coucher,  à  travers  toutes 
ses  variations  de  hauteur  ;  on  détermine  d'ailleurs  ces 
hauteurs  par  des  mesures  directes  ou  par  le  calcul , 
si  Ton  connaît  l'heure  et  la  latitude.  Dans  certaines 
nuits  isolées,  tout  aussi  calmes,  tout  aussi  pures  que 
les  autres ,  j'ai  vu  la  région  où  les  étoiles  scintil- 
lent  dépasser  notablement  la  limite  moyenne   et 
s'étendre  jusqu'à  20%  et  même  à  25°  de  hauteur;  mais 
je  n'ai  jamais  pu  saisir  de  relations  entre  ces  ano- 
malies et  l'état  thermométrique  ou  hygrométrique 
des  couches  inférieures  de  l'atmosphère ,  seules  ac- 
cessibles à  nos  instruments.  Quelquefois  même ,  et 
pendant  plusieurs  nuits  successives,  où  l'hygromètre 
marquait  d'abord  85"  la  scintillation  commençait 
par  être  très- sensible  pour  des  étoiles  situées  à  eO'' 
et  70° de  hauteur;  puis  elle  cessait  complètement 
dans  les  régions  élevées,  jusqu'à  une  limite  de  25° 
au-dessus  de  l'horizon,  et  pourtant  la   seule  mo- 
dification appréciable,  survenue  dans  l'atmosphère, 
avait  été  un  accroissement  d'humidité  :  l'hygromètre 
à  cheveu  de  Saussure  était  monté  de  85°  à  93°.  Ce  n'est 
donc  pas  la  quantité  de  vapeurs  dissoutes  dans  l'at- 
mosphère, c'est  leur  inégale  répartition  dans  les  cou- 
ches superposées,  ce  sont  les  courants  d'air  chaud 
et  d'air  froid  régnant  dans  les  hautes  réjions.  sans 
se  faire  sentir  dans  les  basses ,  qui  modifient  le  jeu 
compliqué   des  interférences  d'où   naît  le  phéno- 


—  85  — 

mène  en  question.  J'ai  même  vu  certains  nuages  qui 
venaient  teindre  le  ciel  d'une  couleur  rougeâtre,  peu 
de  temps  avant  les  secousses  des  tremblements  de 
terre,  augmenter  d'une  manière  frappante  la  scin- 
tillation des  étoiles  élevées.  Ces  observations  se  rap- 
portent toutes  à  une  zone  tropicale  s'étendant  à  lO** 
ou  12"  des  deux  côtés  de  l'équateur,  et  à  la  sai- 
son sans  pluie  et  sans  nuages,  où  le  ciel  est  d'une 
pureté  si  parfciite  dans  ces  régions.  Lorsqj.i' arrive 
la  saison  des  pluies ,  au  passage  du  soleil  par  le  zé- 
nith du  lieu ,  des  causes  puissantes ,  agissant 
d'une  manière  très-générale  et  presque  à  la  façon 
de  perturbations  violentes,  modifient  les  phéno- 
mènes optiques  dont  je  viens  de  parler.  Les  alises 
du  nord-est  tombent  tout  à  coup;  le  courant  ré- 
gulier des  hautes  régions  qui  va  de  l'équateur  au 
pôle,  et  le  courant  inférieur  qui  vient  du  pôle  à  l'é- 
quateur s'interrompent  et  donnent  lieu ,  par  leur 
cessation,  à  une  continuelle  formation  de  nuages. 
Alors  des  torrents  de  pluie  et  des  orages  reviennent 
périodiquement  chaque  jour,  à  une  heure  déter- 
minée. Tous  ces  phénomènes  de  la  saison  des  pluies 
sont  annoncés  plusieurs  jours  d'avance  par  la  scin- 
tillation des  étoiles  élevées ,  là  où  d'ordinaire  ce  phé- 
nomène est  le  plus  rare.  Cet  indice  est  accompagné 
d'éclairs  qui  brillent  à  l'horizon,  sans  qu'on  voie  de 
nuages  au  ciel,  si  ce  n'est  quelques  nuées  apparais- 
sant en  longues  et  étroites  colonnes  et  montant  verti- 
calement. J'ai  souvent  essayé  de  dépeindre,  dans  mes 
écrits ,  ces  signes  précurseurs  qui  donnent  au  ciel 


—  86  — 

des  tropiques  une  physionomie  si  caractéristique  (35). 
La  vitesse  de  la  lumière,  ou  du  moins  la  pensée 
que  la  lumière  doit  employer  un  temps  quelconque 
pour  se  propager,  se  trouve  indiquée,  pour  la  pre- 
mière fois,  dans  le  deuxième  livre  du  Novum  Orga- 
num.  Après  avoir  insisté  sur  l'immensité  des  espaces 
célestes  que  la  lumière  traverse  pour  arriver  jus- 
qu'à nous.  Bacon  de  Verulam  soulève  la  question  de 
savoir  ^si  toutes  les  étoiles  que  nous  voyons  briller 
en  même  temps  existent  réellement  encore  (36).  On 
s'étonne  de  rencontrer  un  pareil  aperçu  dans  un  ou- 
vrage qui  est  resté  fort  au-dessous  des  connaissances 
de  son  époque  en  astronomie  et  en  physique.  La 
vitesse  de  la  lumière  réfléchie  du  Soleil  a  été  me- 
surée par  Rœmer  vers  1675.  Rœmer  fut  conduit  à  sa 
découverte  en  comparant  les  époques  des  éclipses 
des  satellites  de  Jupiter.  La  vitesse  de  la  lumière 
directe  des  étoiles  a  été  mesurée,  en  1121,  par 
Bradley  qui  donna  ainsi,  du  même  coup,  la 
raison  de  Taberration  et  la  preuve  matérielle  du 
mouvement  de  translation  de  la  Terre,  c'est-à-dire 
de  la  vérité  du  système  copernicien.  Dans  ces  der- 
niers temps,  Arago  a  proposé  de  baser  une  troisième 
sorte  de  mesure  sur  les  changements  d'éclat  d'une 
étoile  variabie ,  telle  qu'Algol  dans  la  constellation 
de  Persée  (37).  A  ces  méthodes  purement  astronomi- 
ques il  faut  encore  joindre  une  mesure  terrestre  exé- 
cutée récemment  avec  succès,  près  de  Paris,  par  M.  Fi- 
zeaw.  Cet  ingénieux  procédé  rappelle  une  ancienne 
leatative  de  Galilée,  qui  essaya  vainement  de  déter- 


-  87  — 

miner  la  vitesse  de  la  lumière  par  une  combinaison 
de  signaux  donnés  à  l'aide  de  deux  lanternes  éloignées. 

En  discutant  les  premières  observations  de  Rœmer 
sur  les  satellites  de  Jupiter,  Horrebow  et  Ou  Hamel 
trouvèrent  14™  7'  pour  le  temps  que  la  lumière  em- 
ploie à  parcourir  la  distance  moyenne  du  Soleil  à  la 
Terre;  Cassini  donne  li""  10%  et  Newton,  7'"  30% 
évaluation  singulièrement  voisine  de  la  vérité  (38). 
Delambre  n'employa  dans  ses  calculs  que  les  obser- 
vations du  premier  satellite,  et  trouva  8"'13%2  (39). 
Encke  a  fait  remarquer  avec  raison  combien  il  serait 
important  d'entreprendre ,  dans  le  même  but ,  une 
nouvelle  série  d'observations  sur  les  éclipses  des  sa 
tellites  de  Jupiter,  aujourd'hui  que  la  perfection  des 
lunettes  donne  l'espoir  fondé  d'obtenir  par  là  des 
résultats  plus  satisfaisants. 

Les  observations  originales  que  Bradley  avait  insti- 
tuées pour  déterminer  la  constante  de  l'aberration 
ayant  été  retrouvées  par  Rigaud,  à  Oxford,  le  doc- 
teur Busch  ,  de  Kœnigsberg ,  \eb  a  soumises  de  nou- 
veau au  calcul,  et  en  a  déduit  20", 2116  pour  la  valeur 
de  cette  constante  (iO).  Par  conséquent  la  lumière 
mettrait  8"'  12%14  à  venir  du  Soleil  à  la  Terre,  et  sa 
vitesse  serait  de  31161  myriamètres  par  seconde. 
Mais  d'après  une  nouvelle  série  d'observations  entre- 
prises par  Strave,  à  l'aide  du  grand  instrument  des 
passages,  dans  le  pi'emier  vertical  dePouikova,  el 
continuées  pendant  dix-huit  mois  ,  le  pi  emier  de  ces 
nombres  doit  être  notablement  augmenté  (41).  Ce 
grand  travail  a  donné  2()",[[!\M  pour  la  constante  de 


—  88  - 

l'aberration;  d'où  Ton  tire  8"  17',78  pour  le  temps 
employé  par  la  lumière  à  parcourir  la  distance  du 
Soleil  à  la  Terre,  et  âl5i9  milles  géographiques 
(30831  myriamèlres)  par  seconde  pour  sa  vitesse. 
Ces  deux  derniers  nombres  ont  été  déduits  de  la  con- 
stante de  Struve ,  en  adoptant  la  parallaxe  du  Soleil 
donnée  par  Encke  en  1835 ,  et  les  dimensions  du 
sphéroïde  terrestre  calculées  par  Bessel  (^Ép/iémé- 
rides  de  Berlin  pour  1852,  Encke).  C'est  à  peine  si 
Terreur  probable  de  cette  valeur  de  la  vitesse  atteint 
un  myriamètre  et  demi.  Il  y  a  une  différence  de  1/110 
entre  la  constante  de  Struve  et  celle  de  Delambre 
(8™  13%2),  que  Bessel  avait  adoptée  dans  les  Tabidœ 
Begiomontanœ ,  et  dont  on  se  sert  encore  dans  les 
Éphémérides  de  Berlin,  Au  reste,  il  ne  parait  pas 
que  la  discussion  sur  ce  point  doive  être  considérée 
comme  épuisée.  On  avait  soupçonné,  il  y  a  plu- 
sieurs années,  une  différence  de  vitesse  de  1/134  en- 
viron entre  la  lumière  de  l'étoile  polaire  et  celle 
d'une  petite  étoile  qui  l'accompagne  ;  mais  cette 
opinion  est  restée  extrêmement  douteuse. 

Un  physicien  distingué  par  son  savoir  et  par  la 
grande  délicatesse  de  ses  recherches  expérimentales, 
M.  Fizeau ,  a  exécuté  une  mesure  de  la  vitesse  de  la 
lumière  sur  une  base  terrestre  de  8633  mètres  seu- 
lement, de  Suresne  à  la  butte  Montmartre.  Telle  est, 
en  effet ,  la  distance  à  laquelle  il  avait  établi  un  mi- 
roir, pour  renvoyer  à  son  point  de  départ,  avec  l'aide 
d'ingénieux  appareils,  les  rayons  émis  par  un  point 
lumineux  à  l'une  des  stations.  Cette  lumière  était 


—  89  — 

fournie  par  une  sorte  de  lampe  à  oxygène  et  à  hydro- 
gène. Une  roue  portant  720  dents  et  faisant  un  assez 
petit  nombre  de  tours  par  seconde  (12  tours  6/10)  inter- 
ceptait le  rayon  à  son  retour ,  ou  lui  livrait  passage , 
suivant  la  vitesse  de  la  roue;  cette  vitesse  était 
évaluée  à  l'aide  d'un  compteur.  On  a  cru  pouvoir 
conclure  de  ces  expériences  que  la  lunûère  artificielle 
dont  l'auteur  s'est  servi  parcourait  17266  mètres, 
c'est-à-dire  le  double  de  la  distance  des  deux  sta- 
tions, en  1/18000  de  seconde,  ce  qui  donne  31079  my- 
riamètres  par  seconde  (42).  La  détermination  anté- 
rieure qui  se  rapproche  le  plus  de  ce  résultat  est  celle 
que  Delambre  a  conclue  des  éclipses  de  l'un  des  sa- 
tellites de  Jupiter  (3109/i  myriamètres). 

Des  observations  directes ,  et  des  considérations 
ingénieuses  sur  l'absence  de  toute  coloration  pen- 
dant les  changements  d'éclat  des  étoiles  variables , 
ont  conduit  Arago  à  conclure  que  si  les  rayons  diver- 
sement colorés  exécutent,  d'après  la  théorie  des  on- 
dulations, des  vibrations  transversales  très-différentes 
en  vitesse  et  en  amplitude,  ils  se  propagent  néan- 
moins, avec  des  vitesses  égales,  dans  les  espaces 
célestes.  Ainsi ,  la  vitesse  de  propagation  des  rayons 
colorés  dans  l'intérieur  des  différents  corps  est  indé- 
pendante de  la  réfraction  qu'ils  y  subissent  (43).  Les 
observations  d' Arago  ont  montré,  en  effet,  que  la 
réfraction  de  la  lumière  stellaire ,  dans  un  même 
prisme ,  n'est  pas  affectée  par  les  combinaisons  va- 
riées de  cette  vitesse  avec  la  vitesse  propre  de  la 
Terre.  Toutes  les  mesures  donnèrent  constamment 


— -  90  — 

le  résultat  suivant  :  la  lumière  des  étoiles  vers  les- 
quelles la  Terre  marche,  et  celle  des  étoiles  dont  la 
Terre  s'éloigne,  se  réfractent  exactement  de  la  même 
quantité.  Parlant  dans  l'hypothèse  de  l'émission ,  le 
célèbre  observateur  disait  que  les  corps  émettent  des 
rayons  de  toutes  les  vitesses ,  et  que  les  seuls  rayons 
d'une  vitesse  déterminée  produisent  dans  l'œil  la 
sensation  de  la  lumière  (44). 

Il  est  intéressant  de  comparer  la  vitesse  des  rayons 
émis  par  le  Soleil,  les  .toiles  ou  les  corps  terrestres, 
rayons  qui  sont  déviés  de  la  même  manière  par  l'angle 
réfringent  d'un  prisme  quelconque,  avec  celle  de  la 
lumière  qu'engendre  l'électricité  de  frottement.  Les 
admirables  recherches  de  Wheatstone  porteraient  à  at- 
tribuer à  cette  lumière  une  vitesse  plus  grande,  au 
moins  dans  le  rapport  de  3  à  2.  Si  l'on  s'en  tient  sur 
ce  point  à  la  plus  faible  évaluation  qu'ait  fournie  l'ap- 
pareil optique  à  miroir  tournant  de  Wheatstone,  la 
lumière  électrique  parcourrait  encore  ^288000  milles 
anglais  par  seconde,  c'est-à-dire  plus  de  46300  myria- 
mètres,  en  comptant  le  slafut-mtle  (69,12  par  degré), 
pour  1609  mètres  (/i5).  Admettons ,  avec  Struve ,  que 
la  vitesse  de  la  lumière  steilaire  est  de  30831  my- 
riamèlres  ,  cette  vitesse  serait  donc  dépassée  de 
15500  myriamètres  par  celle  de  la  lumière  élec- 
trique. 

Un  tel  résultat  contredit  en  apparence  une  opinion 
déjà  citée  de  W.  Herschol ,  d'après  laquelle  la  lu- 
mière du  Soleil  et  des  étoiles  résulterait  peut-être 
d'actions  électro-magnétiques,  et  serait  par  consé- 


—  91  — 

qaent  assimilable  à  une  perpétuelle  aurore  boréale. 
Je  dis  en  apparence ,  car  ces  phénomènes  électro-ma- 
gnétiques pourraient  être  .  sans  aucun  doute ,  de  na- 
ture très-complexe  et  très-variée  dans  les  différents 
corps  célestes,  et  la  lumière  produite  pourrait  possé- 
der des  vitesses  très-différentes.  11  faut  le  dire,  d'ail- 
leurs ,  les  résultats  de  Wheatstone  sont  encore  affec- 
tés d'une  incertitude  qui  laisse  place  à  ces  conjec- 
tures. Leur  auteur  lui-même  les  considère  «  comme 
étant  trop  peu  fondés,  comme  ayant  encore  trop 
besoin  d'une  confirmation  nouvelle  »  pour  pouvoir 
être  utilement  comparés  avec  ceux  de  l'aberration  ou 
des  éclipses  des  satellites  de  Jupiter. 

L'attention  des  physiciens  a  été  vivement  excitée 
par  les  recherches  que  Walker  a  faites  récemment, 
aux  États-Unis,  sur  la  vitesse  de  Télectricité.  11  s'agis- 
sait de  déterminer,  à  l'aide  du  télégraphe  électrique, 
les  différences  de  longitudes  entre  Washington  ,  Phi- 
ladelphie, New- York  et  Cambridge.  A  cet  effet,  l'hor- 
loge astronomique  de  l'observatoire  de  Philadelphie 
fut  mise  en  communication  électrique  avec  un  appa- 
reil de  Morse,  où  les  battements  du  pendule  mar- 
quaient une  suite  de  points  équidislants,  sur  une 
bande  de  papier  sans  fin.  Le  télégraphe  électrique 
transmettait  presque  instantanément  chaque  indica- 
tion de  l'horloge  aux  autres  stations ,  et  y  ponctuait 
de  même  le  temps  de  Philadelphie  sur  d'autres  bandes 
de  papier  qu'un  mouvement  régulier  déroulait  con- 
tinuellement. Dans  cette  combinaison,  des  signaux 
quelconques  pouvaient  être  intercalés  entre  ceux  de 


^  92  — 

la  pendille.  Un  observateur  n'avait  qu'à  presser  du 
doigt  sur  une  touche  pour  signaler  l'instant  du  pas- 
sage d'une  étoile  par  le  méridien  de  sa  station. 
«  Cette  méthode  américaine  possède ,  dit  Steinheil , 
un  avantage  essentiel ,  celui  de  rendre  la  détermina- 
tion du  temps  indépendante  de  la  liaison  de  deux 
de  nos  sens ,  l'ouïe  et  la  vue  ;  car  pendant  que  la 
marche  de  la  pendule  s'inscrit  d'elle-même ,  sans 
que  l'observateur  ait  besoin  de  s'en  préoccuper, 
celui-ci  saisit  et  marque  le  passage  de  l'étoile  (avec 
la  précision  de  1/70  de  seconde  ,  suivant  Walker).  » 
Enfin,  en  comparant  les  résultats  obtenus  à  Phila- 
delphie et  à  Cambridge ,  par  exemple ,  on  trouve 
une  difiérence  constante  ,  et  cette  différence  est  due 
au  temps  employé  par  le  courant  électrique  pour 
parcourir  deux  fois  le  conducteur  fermé  qui  unit  les 
deux  stations. 

Ces  mesures,  exécutées  sur  des  fils  conducteurs 
de  1050  milles  anglais  (1689  kilomètres),  fournirent 
18  équations  de  condition  entre  les  inconnues  du 
problème  :  on  en  déduisit  18700  milles  (30094  ki- 
lomètres) pour  la  vitesse  de  propagation  du  courant 
hydrogalvanique  (46),  c'est-à-dire,  une  vitesse  quinze 
fois  moindre  que  celle  de  l'électricité  dans  les  expé- 
riences de  Wheatstone  !  Comme  ces  remarquables 
recherches  furent  instituées  à  l'aide  d'un  seul  fil,  la 
moitié  du  conducteur  étant  remplacée,  comme  on 
dit,  par  la  terre,  on  pourrait  croire  que  la  nature 
et  les  dimensions  du  milieu  parcouru  influent  à  la 
fois  sur  la  vitesse  avec  laquelle  se  propage  l'électri- 


—  93  — 

cilé  (47).  Dans  le  circuit  vollaïqiie ,  les  conducteurs 
s'écliaufîent  d'autant  plus  que  leur  conductibilité  est 
moindre,  et  Ton  sait,  par  les  derniers  travaux  de 
Riess,  combien  les  tensions  électriques  présentent 
de  phénomènes  variés  et  complexes  (48).  Les  vues 
actuellement  régnantes  sur  ce  qu'on  nomme  d'ordi- 
naire «  fermer  le  circuit  par  la  terre  »  sont  oppo- 
sées à  toute  idée  de  propagation  linéaire  de  molécule 
à  molécule,  entre  les  extrémités  des  fils  conducteurs  ; 
ce  qu'on  regardait  autrefois  comme  un  courant  réel- 
lement formé  à  travers  le  sol,  est  remplacé  aujour- 
d'hui par  l'hypothèse  d'une  restitution  continue  de 
la  tension  électrique. 

Quoique  la  vitesse  de  la  lumière  paraisse  être  la 
même  pour  toutes  les  étoiles,  du  moins  dans  la  limite 
de  précision  avec  laquelle  les  observations  modernes 
ont  pu  donner  la  constante  de  l'aberration ,  on  s'est 
cru  pourtant  autorisé  à  examiner  sil  ne  pourrait  pas 
exister  des  corps  célestes  dont  la  lumière  ne  parvien- 
drait pas  jusqu'à  nous,  retenue  qu'elle  serait  par 
l'attraction  d'une  masse  énorme  et  forcée  de  revenir 
vers  le  corps  d'où  elle  aurait  été  lancée.  La  théorie 
de  l'émission  a  donné  une  forme  scientifique  à  ce 
jeu  d'imagination  (49).  J'en  parle  ici  cependant, 
parce  que  j'aurai  plus  tard  occasion  de  revenir  à  une 
hypothèse  analogue,  en  traitant  des  mouvements  pro- 
pres de  Sirius  et  de  Procyon  ,  dont  les  anomalies  ont 
été  attribuées  à  l'action  de  certains  corps  obscurs. 
11  entre  dans  le  plan  de  cet  ouvrage  de  signaler  tout 
ce  qui  a  donné,  de  nos  jours,  une  impulsion  quel- 


~  94  - 

conque  à  la  science  :  à  ce  piix  seulement,  ce  livre 
pourra  présenter  un  tableau  fidèle  du  caractère  de 
répoque  où  il  aura  paru. 

Depuis  plus  de  deux  mille  ans,  on  s'occupe  de  re- 
cherches pholométriqiies  sur  la  lumière  des  astres  qui 
brillent  de  leur  propre  éclat  dans  l'univers;  on  s'ef- 
force de  déterminer  ou  d'estimer  du  moins  leurs 
intensités  relatives.  C'est  que  la  description  du  ciel 
étoile  ne  se  réduit  pas  à  fixer  seulement ,  avec  une 
précision  extrême ,  les  distances  mutuelles  des  astres , 
ou  à  coordonner  leurs  positions  par  rapport  aux 
grands  cercles  de  la  sphère  céleste  ;  elle  comprend 
encore  la  connaissance  et  la  mesure  de  leur  éclat 
individuel.  Ce  dernier  caractère  est  môme  celui  dont 
les  hommes  se  sont  préoccupés  d'abord.  Longtemps 
avant  de  songer  à  grouper  les  étoiles  en  constella- 
tions ,  ils  ont  donné  des  noms  propres  aux  plus  bril- 
lantes. J'ai  pu  moi-même  constater  cette  tendance 
primitive  chez  les  tribus  sauvages  qui  habitent  les 
épaisses  forêts  du  haut  Orénoque  et  de  l'Atabapo.  Là 
d'impénétrables  fourrés  me  réduisaient  à  observer 
d'ordinaire  les  plus  hautes  étoiles  pour  déterminer  la 
latitude,  et  quand  je  consultais  les  naturels,  prin- 
cipalement les  vieillards,  sur  les  plus  belles  étoiles,  Ca- 
nopus,  Achernar,  les  Pieds  du  Centaure  ou  a  de  la  Croix 
du  Sud ,  ils  m'en  disaient  aussitôt  les  noms  consacrés 
parmi  eux.  Si  le  catalogue  de  constellations  connu 
sous  le  nom  de  Catastérismes  d'Ératosthène  avait  la 
haute  antiquité  que  lui  attribuèrent  si  longtemps  ceux 
qui  en  plaçaient  l'époque  entre  Autolycus  et  Timo- 


—  95  -- 

charis,  cent  cinquante  ans  avant  Hipparque,  une 
particularité  de  ce  catalogue  nous  permettrait  d'assi- 
gner une  limite  pour  le  temps  où  les  étoiles  n'étaient 
pas  encore  rangées,  chez  les  Grecs,  par  ordre  de  gran- 
deur ou  d'éclat.  Quand  il  s'agit,  en  effet,  d'énumérer 
les  étoiles  qui  constituent  chaque  constellation ,  les 
Catastérismes  citent  assez  souvent  le  nombre  des 
étoiles  les  plus  brillantes  ou  les  plus  grandes  et  celui 
des  étoiles  obscures,  moins  faciles  h  reconnaître  (50)  ; 
jamais  ils  ne  comparent  entre  elles  les  étoiles  ap- 
partenant à  des  groupes  différents.  Mais  Bernhardy , 
Baehr  et  Letronne  rejettent  les  Catastérismes  plus 
de  deux  siècles  après  le  catalogue  d'Hipparque.  Ce 
n'est  d'ailleurs  qu'une  compilation  sans  mérite,  un 
simple  e\\vdi\ià\xPoeticiim  astronomiciim  attribué  à  Ju- 
lius  Hyginus,  ou  même  du  poëme  d'Eratosthène  l'an- 
cien ,  intitulé  Epp.yjç.  Il  en  est  autrement  du  catalogue 
d'Hipparque  que  nous  possédons  sous  la  forme  qui  lui 
a  été  donnée  dans  l'Almageste.  Ce  catalogue  contient 
la  première  détermination  des  ordres  de  grandeur 
ou  d'éclat  de  1022 étoiles,  c'est-à-dire  du  cinauième 
environ  des  étoiles  visibles  à  l'œil  nu  sur  le  ciel 
entier,  depuis  la  1''  jusqu'à  la  6*  grandeur.  Seu- 
lement nous  ignorons  si  ces  grandeurs  ont  été 
déterminées  par  Hipparque  lui-même,  ou  si  elles 
ont  été  empruntées  aux  observations  de  Timocharis 
et  d'Aristille,  dont  Hipparque  a  fait  un  si  fréquent 
usage. 

Cette  œuvre  forme  la  base  de  tous  les  travaux  pos- 
térieurs des  Arabes  et  des  astronomes  du  moyen  âge. 


-   S6  — 

On  y  retrouve  même  l'origine  d'une  habitude  qui 
s'est  prolongée  jusqu'au  xix^  siècle,  celle  de  li- 
miter à  15  le  nombre  des  étoiles  de  1"  grandeur. 
Mœdler  en  compte  18  ;  Rûmker,  qui  a  soumis  le  ciel 
austral  à  une  révision  soigneuse,  en  compte  20. 
L'ancien  nombre  est  uniquement  basé  sur  la  classifi- 
cation qu'on  trouve  dans  l'Almageste,  à  la  fm  du  ca- 
talogue stellaire  du  8'  livre.  Ptolémée  appliquait  l'épi- 
Ihète  d'obscures  aux  étoiles  qui  sont  au-dessous  de  la 
6'  grandeur.  Chose  singulière,  il  ne  cite  que  49  étoiles 
de  6'  grandeur  qu'il  a  choisies  d'une  manière  à  peu 
près  uniforme  dans  les  deux  hémisphères  ;  or  comme 
son  catalogue  comprend  à  peu  près  la  cinquième 
partie  des  étoiles  visibles  à  l'œil  nu^  il  eût  dû  donner, 
toute  proportion  gardée,  640  étoiles  de  cette  gran- 
deur, d'après  l'énumération  qu'Argelander  en  a 
faite.  Quant  aux  nébuleuses  (vscpeXoeioerç)  de  Ptolémée 
et  des  Catastérismes  du  Pseudo-Ératosthène,  ce  sont 
pour  la  plupart  de  petits  amas  d'étoiles  qu'on  dis- 
tingue aisément  sous  le  ciel  pur  des  contrées  méri- 
dionales (51)  ;  c'est  du  moins  ce  que  me  donne  à  penser 
l'indication  relative  à  une  nébuleuse  située  dans  la 
main  droite  de  Persée.  Galilée  lui-même  qui  ignorait, 
comme  les  astronomes  grecs  et  arabes ,  l'existence 
de  la  nébuleuse  d'Andromède ,  quoique  cette  nébu- 
leuse soit  visible  à  Fœil  nu ,  a  dit  dans  son  Nuncius 
sidereus  que  les  stellœ  nebulosœ  sont  de  simples  amas 
d'étoiles ,  lesquels  «  sicut  aerolae  sparsim  per  selhera 
fulgent  »  (52).  Quoique  l'expression  de  grandeurs  de 
différents  ordres  (twv  /[/syaXwv  rdhç)  ait  été  restreinte, 


—  97  — 

dès  l'origine,  au  sens  de  gradation  d'éclat  ou  d'inten- 
sité lumineuse ,  elle  a  pourtant  donné  lieu  ,  dès  le 
IX' siècle,  à  des  hypothèses  sur  les  diamètres  que 
devaient  avoir  les  étoiles  d'éclat  différent  (53)  ;  comme 
si  cet  éclat  ne  dépendait  pas  à  la  fois  de  la  distance  , 
du  volume,  de  la  masse,  et  avant  tout  des  propriétés 
physiques ,  spéciales ,  de  la  matière  dont  la  surface 
des  astres  est  formée. 

La  science  fit  un  pas  de  plus  vers  le  xv"  siècle,  à  l'é- 
poque de  la  domination  des  Mogols,  lorsque  l'astro- 
nomie florissait  à  Samarcande ,  sous  le  Timouride 
Oulough  Beg.  Chaque  ordre  de  grandeur  de  l'ancienne 
classification  d'Hipparque  et  de  Ptolémée  fut  sub- 
divisé; on  y  distingua  les  étoiles  petites,  moyennes 
et  grandes ,  à  peu  près  comme  Struve  et  Argelander 
ont  divisé  depuis  en  dix  les  mêmes  intervalles  (54).  Les 
Tables  d'Oulough  Beg  attribuent  ce  progrès  en  pho- 
tométrie  à  Abderrahman  Soufi ,  auquel  on  doit  un 
ouvrage  sur  «  la  connaissance  des  fixes  » ,  ainsi  que 
la  première  mention  de  l'une  des  Nuées  de  Magellan , 
sous  le  nom  à^Bœuf  blanc.  Depuis  l'universelle  intro- 
duction des  lunettes  dans  le  domaine  de  l'astronomie, 
l'estimation  des  grandeurs  a  dû  aller  bien  au  delà 
du  6'  ordre.  Les  recherches  photométriques  avaient 
été  fortement  stimulées  par  le  phénomène  des  étoiles 
nouvelles  qui  apparurent  subitement  dans  le  Cygne 
et  dans  le  Serpentaire ,  et  dont  la  première  a  brillé 
21  ans.  Il  fallut  en  effet ,  pour  déterminer  les  phases 
d'accroissement  et  de  diminution  de  leur  lumière, 
comparer  continuellement  ces  étoiles  nouvelles  à  d'au- 
III.  7 


—  98  — 

très  étoiles  bien  connues.  Alors  les  étoiles  nébuleuses 
de  Ptolémée  purent  être  classées,  dans  l'échelle  nu- 
mérique des  grandeurs,  au-dessous  de  la  6%  et  peu  à 
peu  les  astronomes  furent  conduits  à  prolonger  cette 
échelle  par  delà  la  16'  grandeur,  afin  de  représenter 
des  dégradations  successives,  qui  sont  encore  ap- 
préciables, suivant  Sir  John  Herschel,  pour  les 
astronomes  munis  de  puissants  instruments  (55). 
Disons  pourtant  qu'à  cette  limite  extrême  l'estime 
devient  excessivement  incertaine  :  Struve  assigne 
quelquefois  le  12"  ou  le  13^  rang  à  des  étoiles  que 
J.  Herschel  place  dans  le  18'  ou  le  20°  ordre  de  gran- 
deur. 

Il  ne  saurait  entrer  dans  mon  plan  de  discuter  ici 
les  moyens  très-variés  qu'on  a  imaginés  pendant  un 
siècle  et  demi,  depuis  Auzout  et  Huyghens  jusqu'à 
Bouguer  et  Lambert ,  depuis  W.  Herschel,  Rumford 
et  Wollaston  jusqu'à  Steinheil  et  J.  Herschel,  pour 
mesurer  l'intensité  de  la  lumière.  Qu'il  nous  suffise 
de  signaler  rapidement  ces  diverses  méthodes.  On  a 
eu  recours  à  la  comparaison  des  ombres  des  lumières 
artificielles ,  en  faisant  varier  le  nombre  et  la  dis- 
tance de  ces  lumières.  Plus  tard  on  employa  des  dia- 
phragmes ,  des  plans  de  glacé  d'épaisseurs  ou  même 
de  couleurs  variables;  puis  des  étoiles  artificielles 
formées  par  réflexion  sur  des  sphères  de  verre.  On 
imagina  de  rapprocher  assez  deux  télescopes  pour  que 
l'œil  pût  se  transporter  de  l'un  à  l'autre ,  durant  le 
court  intervalle  d'une  seconde.  On  composa  des  ap- 
pareils dans  lesquels  on  pouvait  voir  simultanément 


—  09  — 

par  réflexion  les  deux  étoiles  qu'il  s'agissait  de  com- 
parer, en  ayant  soin  de  rectifier  la  lunette  de  telle  sorte 
qu'une  même  étoile  y  donnât  deux  images  d'égale 
intensité  (56).  On  construisit  d'autres  appareils  où 
un  objectif^  muni  d'un  miroir,  pouvait  être  masqué 
plus  ou  moins  par  des  diaphragmes  tournants ,  dont 
la  rotation  était  mesurée  sur  un  cercle  divisé.  On 
a  formé  des  images  stelliformes ,  d'intensité  va- 
riable ,  en  concentrant  les  rayons  de  la  Lune  ou  de 
Jupiter  à  l'aide  de  Vastromètre ,  instrument  composé 
d'un  prisme  réflecteur  et  d'une  lentille  (57).  Enfin 
on  a  eu  recours  à  des  objectifs  divisés  dont  les 
deux  moitiés  recevaient ,  par  des  prismes ,  la  lu- 
mière des  étoiles.  Le  succès  n'a  point  répondu  à 
tant  d'efforts  :  Tastronome  distingué  qui  s'est  le 
plus  occupé  des  recherches  de  ce  genre  et  dont  la 
judicieuse  activité  a  pu  s'exercer  dans  les  deux  hémi- 
sphères. Sir  John  Herschel ,  avoue  lui-même  qu'a- 
près tant  de  travaux  une  méthode  pratique  et  exacte, 
pour  les  mesures  photométriques ,  reste  un  deside- 
ratum en  astronomie.  A  son  avis,  la  mesure  de  l'in- 
tensité de  la  lumière  est  encore  dans  l'enfance  ;  et 
cependant  l'attention  des  astronomes  se  porte  plus 
que  jamais  de  ce  côté,  stimulée  qu'elle  est  par  le 
problème  des  étoiles  changeantes  et  par  un  phéno- 
mène céleste  qui  s'est  présenté  de  nos  jours,  l'ac- 
croissement d'éclat  extraordinaire  que  reçut  en  1837 
une  étoile  du  Navire  Argo. 

En    fait   de   grandeurs  stellaires ,    il  est  essen- 
tiel de  distinguer  soigneusement  deux  genres  bien 


—  100  — 

différents  de  classification.  L'un  se  réduit  à  une 
distribution  des  étoiles  rangées  d'après  leur  éclat 
décroissant  ;  le  Manuel  scientifique  pour  les  Naviga- 
teurs de  Sir  John  Herschel  en  contient  un  exemple. 
L'autre  est  basé  sur  l'évaluation  numérique  des 
rapports  de  grandeurs,  ou  même  sur  des  nom- 
bres qui  expriment  l'éclat  absolu ,  la  quantité  de  lu- 
mière émise  (58).  De  ces  deux  derniers  modes,  le 
premier,  qui  borne  ses  prétentions  à  reproduire  en 
nombres  des  évaluations  faites  à  la  simple  vue,  mérite 
probablement  la  préférence ,  quand  ces  évaluations 
ont  été  instituées  avec  un  soin  convenable  (59).  Dans 
l'état  imparfait  où  se  trouve  la  photométrie ,  il  ne 
s'agit  encore,  en  effet,  que  d'obtenir  un  premier  degré 
d'approximation.  Mais ,  il  faut  le  reconnaître ,  c'est 
dans  l'estime  faite  à  la  vue  simple  que  se  manifeste  le 
plus  l'influence  de  l'individualité  propre  à  chaque  ob- 
servateur. A  cette  diflîculté  première,  il  faut  ajouter 
celles  qui  naissent  de  la  pureté  si  variable  de  l'atmo- 
sphère et  de  l'inégale  hauteur  des  astres  très-éloignés 
l'un  de  l'autre,  entre  lesquels  la  comparaison  n'est 
possible  qu'à  l'aide  d'intermédiaires  nombreux;  on 
doit  tenir  compte  surtout  des  erreurs  qui  peuvent 
tenir  à  la  différence  des  couleurs.  La  lumière  est-elle 
d'égale  teinte  et  du  même  degré  de  blancheur,  on  ren- 
contre de  nouveaux  obstacles  dans  la  vivacité  de  son 
éclat.  Par  exemple,  il  est  bien  plus  difficile  de  com- 
parer Sirius  et  Canopus,  a  du  Centaure  et  Achernar, 
Deneb  et  Véga ,  que  des  étoiles  beaucoup  plus  faibles, 
comme  celles  de  6'  ou  de  7*  grandeur.  La  difficulté 


—  101  — 

s'accroît  encore  pour  les  étoiles  très-brillantes,  quand 
il  s'agit  de  comparer  des  étoiles  jaunes  ,  comme  Pro- 
cyon ,  la  Chèvre  ou  Ataïr,  avec  des  étoiles  rouges, 
telles  qu'Aldébaran,  Arcturus  et  Béleigeuze  (60). 

Sir  John  Herschel  a  tenté ,  à  l'exemple  de  Wol- 
laston,  de  déterminer  le  rapport  qui  existe  entre 
l'intensité  de  lumière  d'une  étoile  et  celle  du  So- 
leil. Il  a  pris  la  Lune  pour  point  de  comparaison  in- 
termédiaire, et  en  a  comparé  l'éclat  à  celui  de  l'étoile 
double  a  du  Centaure,  une  des  plus  brillantes  (la  3*) 
de  tout  le  ciel.  Ainsi  fut  accompli ,  pour  la  seconde 
fois,  le  souhait  que  John  Michell  formait  dès  1787  (61). 
Par  la  moyenne  de  11  mesures,  instituées  à  l'aide 
d'un  appareil  prismatique,  Sir  John  Herschel  trouva 
que  la  pleine  Lune  est  27408  fois  plus  brillante  que 
a  du  Centaure.  Or,  d'après  Wollaston,  le  Soleil  est 
801072  fois  plus  brillant  que  la  pleine  Lune  (62).  Ainsi 
la  lumière  que  le  Soleil  nous  envoie  est  à  celle  que 
nous  recevons  de  a  du  Centaure  dans  le  rapport  de 
22000  millions  à  1.  En  tenant  compte  de  la  distance, 
d'après  la  parallaxe  adoptée  pour  cette  étoile,  il 
résulte  des  données  précédentes  que  l'éclat  absolu  de 
a  du  Centaure  est  double  de  celui  du  Soleil  (dans  le 
rapport  de  23  à  1 0).  Wollaston  a  trouvé  que  la  lumière 
de  Sirius  est,  pour  nous,  20000  millions  de  fois  plus 
faible  que  celle  du  Soleil  :  son  éclat  réel ,  absolu , 
serait  donc  63  fois  plus  grand  que  celui  du  Soleil , 
si ,  comme  on  le  croit ,  la  parallaxe  de  Sirius  doit  être 
réduite  à  0",230  (63).  Nous  sommes  conduits  ainsi  à 
ranger  notre  Soleil  parmi  les  étoiles  d'un  médiocre 


—  102  — 

éclat  intrinsèque.  Sir  John  Herschel  estime  que 
l'éclat  apparent  de  Sirius  est  presque  égal  à  celui  de 
200  étoiles  de  6'  grandeur. 

Puisqu'on  dernier  résultat  il  paraît  vraisemblable, 
au  moins  par  analogie ,  que  tous  les  astres  sont  varia- 
bles,non-seulement  sous  le  rapport  de  la  position  qu'ils 
occupent  dans  Tespace  absolu  ,  mais  encore  sous  celui 
de  leur  éclat  intrinsèque,  quelle  que  soit  d'ailleurs  la 
durée  encore  inconnue  des  périodes  de  ces  variations  ; 
puisque  d'autre  part  toute  vie  organique  est  subordon- 
née à  l'intensité  de  la  lumière  et  de  la  chaleur  de  notre 
Soleil ,  on  est  en  droit  de  regarder  les  progrès  de  la 
photométrie  comme  un  des  buts  les  plus  sérieux  et  les 
plus  importants  que  la  science  puisse  se  proposer. 
On  comprend  quel  intérêt  les  races  futures  attache- 
ront à  des  déterminations  numériques  que  de  nou- 
veaux perfectionnements   en  photométrie  peuvent 
seuls  nous  permettre  de  leur  léguer  sur  l'état  actuel 
du  firmament.  Là  se  trouvera,  par  exemple,  l'explica- 
tion de  nombreux  phénomènes  qui  sont  en  rapport 
intime  avec  l'histoire  thermologique  de  notre  atmo- 
sphère et  avec  l'ancienne  distribution  géographique 
des  espèces  animales  et  végétales.  Des  considérations 
de  même  nature  s'étaient  déjà  présentées  ,  il  y  a  plus 
d'un  demi-siècle,  à  l'esprit  de  William  Herschel,  ce 
grand  investigateur  qui,   devançant  la  découverte 
des  rapports  intimes  du  magnétisme  avec  Télectricilé, 
osait  assimiler  la  lumière,  perpétuellement  engen- 
drée dans  l'enveloppe  gazeuse  du  Soleil ,  à  celle  des 
aurores  boréales  de  notre  globe  terrestre  (6ft). 


—  105  — 

Arago  a  reconnu  dans  l'état  réciproquement  com- 
plémentaire des  anneaux  colorés,  vus  par  transmis- 
sion et  par  réflexion,  le  moyen  qui  laisse  concevoir 
le  plus  d'espérance  d'arriver  à  la  mesure  directe  de  la 
quantité  de  lumière.  J'ai  cité  dans  une  note  (65),  en 
conservant  les  propres  termes  de  mon  ami,  l'indica- 
tion de  sa  méthode  photométrique,  et  celle  du  prin- 
cipe optique  sur  lequel  il  a  basé  son  cyanomètre. 

En  raison  de  ces  variations  cosmiques  de  la  lu- 
mière stellaire,  nos  cartes  célestes  et  nos  catalo- 
gues, où  l'on  trouve  soigneusement  indiquées  les 
diverses  grandeurs  des  étoiles ,  ne  sauraient  consti- 
tuer un  tableau  homogène  de  l'état  du  ciel.  Il  faut 
distinguer,  en  réalité,  dans  les  diverses  parties  de 
ce  tableau  ,  celles  qui  répondent  à  des  époques  très- 
différentes.  On  a  cru  longtemps  que  l'ordre  des  let- 
tres dont  on  s'était  servi  pour  désigner  les  étoiles,  au 
xvn*  siècle ,  pourrait  fournir  des  indices  sûrs  de  ces 
variations  de  grandeur  et  d'éclat.  Mais  en  discutant 
sous  ce  point  de  vue  V Uranométrie  de  Bayer,  Arge- 
lander  a  prouvé  qu'il  n'était  pas  possible  de  juger  de 
l'éclat  relatif  des  étoiles,  à  l'époque  de  Bayer,  d'après 
le  rang  que  leurs  lettres  occupent  dans  l'alphabet; 
car  l'astronome  d'Augsbourg  s'est  laissé  guider,  dans 
le  choix  de  ces  lettres,  par  la  forme  et  la  direc- 
tion des  constellations ,  plutôt  que  par  l'éclat  des 
étoiles  elles-mêmes  (66). 


104 


SÉRIE  PHOTOMÉTRIQUE  DES  ÉTOILES, 


J'intercale  ici  un  tableau  que  j'emprunte  au  récent  ouvrage 
de  Sir  John  Herschel,  Outlines  of  Mtronomy,  p.  6^5  et  6/16. 
JMon  savant  ami  5  M.  le  docteur  Galle,  a  bien  voulu  se  charger 
de  le  coordonner  et  d'en  rédiger  l'explication.  Voici  un  extrait 
de  la  lettre  qu'il  m'écrivit,  à  ce  sujet,  en  mars  1850  : 

«  Les  nombres  de  V échelle  phoiométrique ,  contenue  dans  les 
Outlines  of  Astronomy,  ont  été  formés  à  l'aide  de  ceux  de 
Véchelle  vulgaire,  en  ajoutant  uniformément  0,^1  à  ces  derniers. 
Les  grandeurs  indiquées  par  les  nombres  de  cette  seconde 
éclielle  proviennent  d'observations  directes.  L'auteur  a  institué 
des  séries  de  comparaisons  (séquences)  entre  les  diverses  étoiles, 
et  a  combiné  ses  résultats  avec  les  grandeurs  ordinairement 
employées  par  les  astronomes  {Foyage  au  Cap,  p.  SO^-352); 
sous  ce  dernier  rapport,  le  Catalogue  de  la  Société  astrono- 
mique de  Londres,  pour  l'an  1827,  lui  a  servi  de  base  (p.  305). 
Les  mesures  photométriques,  proprement  dites,  faites  sur  plu- 
sieurs étoiles  à  l'aide  de  Vastromèlre,  n'ont  pas  servi  directe- 
ment à  construire  cette  table,  mais  seulement  à  voir  jusqu'à 
quel  point  l'échelle  ordinaire  des  grandeurs  (la  1",  la  2%  la  3^ . . . 
grandeur)  peut  représenter  la  quantité  de  lumière  réellement 
émise  par  chaque  étoile.  En  procédant  ainsi,  l'auteur  est  ar- 
rivé à  ce  résultat  remarquable  que  la  série  de  nos  grandeurs 
habituelles  (1"^%  2s  3%....)  répond  à  peu  près  h  celles  que 
prendrait  une  même  étoile  de  l'*^  grandeur,  transportée  suc- 
cessivement aux  distances  1,2,3,  ....,  et  l'on  sait  que,  dans 
ce  cas,  l'intensité  de  la  lumière  serait  représentée  par  la 
série  1,1/^,  1/9,  IjiQ, ....  {Voyage  au  Cap,  1^.  371,372;  Out- 
lines, p.  521 ,  522).  Toutefois,  si  l'on  veut  perfectionner  cette 
remarquable  concordance  des  deux  séries,  il  faut  augmenter  nos 


-^  105  ~ 

évaluations  habituelles  d'environ  4/2  grandeur,  ou  plus  exacte- 
ment de  0,41.  Dans  ce  système,  une  étoile  estimée  actuellement 
de  2^  grandeur  devient  de  la  grandeur  2,Zil  ;  une  autre  de 
2,5  grandeur  devient  de  2,91 ,  etc....  C'est  \kV échelle photomé- 
trique  que  Sir  John  Herschel  propose  de  substituer  à  l'échelle  ac- 
tuelle des  grandeurs  {Foyage  au  Cap,  p.  372;  Outlines,  p.  522), 
et  assurément  cette  proposition  mérite  bien  d'être  accueillie. 
D'un  côté  ,  en  effet ,  la  différence  entre  les  deux  échelles  est  à 
peine  sensible  (would  hardly  be  Mi, "Foyage  au  Cap,  p.  372)  ; 
d'autre  part,  la  table  des  Outlines  (p.  645  et  suiv.) ,  peut  déjà 
servir  de  base  jusqu'à  la  U^  grandeur,  en  sorte  qu'on  peut  dès 
aujourd'hui  appliquer  complètement  aux  étoiles  la  règle  qu'on  a 
suivie  jusqu'ici  d'une  manière  instinctive,  et  qui  consiste  en  ce  que 
les  intensités  relatives  à  la  r%  la  2^^  la  3%  la  4%  ....  grandeur 
sont  proportionnelles  aux  nombres  1,  1/4,  1/9,  1/16,  etc.... 
Sir  John  Herschel  a  choisi  a  du  Centaure  comme  étoile  normale 
de  première  grandeur  pour  l'échelle  photométrique ,  et  comme 
unité  pour  la  quantité  de  lumière  (Outlines,  p.  523  ;  Foyage 
au  Cap,^.  372).  D'après  cela,  si  Ton  élève  au  carré  le  nombre 
qui  représente  la  grandeur  photométrique  d'une  étoile ,  on 
obtient  l'inverse  du  rapport  de  la  quantité  de  lumière  à  celle 
de  a  du  Centaure.  Par  exemple ,  x  d'Orion  ayant  3  pour  gran- 
deur photométrique ,  émet  9  fois  moins  de  lumière  que  a  du 
Centaure  ;  et  en  même  temps ,  ce  nombre  3  indique  que 
X  d'Orion  doit  être  3  fois  plus  éloigné  de  nous  que  a  du  Centaure, 
si  ces  deux  étoiles  sont  des  astres  d'égale  grandeur  linéaire  et 
d'égal  éclat.  Si  l'on  eût  fait  choix  d'une  autre  étoile,  de  Sirius, 
par  exemple  ,  qui  est  4  fois  plus  brillant,  pour  servir  d'unité  à 
cette  échelle  dont  les  nombres  indiquent  à  la  fois  léclat  et  la 
distance ,  la  régularité  dont  il  vient  d'être  question  ne  se  serait 
pas  présentée  avec  la  même  simplicité.  En  outre,  deux  particu- 
larités désignaient  assez  a  du  Centaure  ;  sa  distance  est  connue 
avec  un  certain  degré  de  probabilité ,  et  cette  distance  est  la 
plus  petite  de  toutes  celles  que  l'on  a  mesurées  jusqu'ici. 
»  L'auteur  des  Outlines  montre  dans  ce  dernier  ouvrage , 


—  106  — 

p.  521 ,  que  l'échelle  pli otora étriqué ,  ordonnée  suivant  les 
carrés  1 , 1/4, 1/9, 1/16, ....  est  préférable  à  toute  autre  série  , 
telle  que  les  progressions  géométriques  1, 1/2, 1/4,  1/8, ....  ou 
i  ,  1/3, 1/9, 1/27, ....  Pendant  votre  voyage  en  Amérique,  vous 
aviez  adopté  une  progression  arithmétique  pour  coordonner  les 
observations  que  vous  fîtes  sous  l'équateur;  mais  vos  séries, 
ainsi  que  les  précédentes ,  ne  s'adaptent  pas  aussi  bien  à  l'échelle 
ordinaire  des  grandeurs  stellaires  (vulgar  scale  )  que  la  pro- 
gression des  carrés  adoptée  par  Herschel  (Humboldt,  Recueil 
d^Observ.  aslron.  ,  t.  I ,  p.  Lxxi,  et  Âi^tron.  Nachrichten, 
n**374).  Dans  la  table  suivante,  les  190  étoiles  des  OutUnes  sont 
ordonnées  d'après  l'ordre  des  grandeurs  seulement,  et  non 
d'après  leurs  décHnaisons  boréales  ou  australes.  » 


CATALOGUE 

de  100  étoiles^  depuis  la  ï'^  jusquà  la  ^"^  grandeur ,  rangées, 
d'après  les  dékrminations  de  Sir  John  Herschel ,  dans  V ordre 
de  leurs  grandeurs  estimées  photométriquement,  et  dans  celui 
de  leurs  grandeurs  ordinaires,  d'après  les  données  les  plus 
exactes, 

ÉTOILES   DE  1"   GRANDEUR. 


NOMS 

DES   ÉTOILES. 

es 

3        . 
W      - 
Q    — 
Z    "C 

<     '- 

X.     "' 

0,08 

0,49 

NOMS 

DES   ÉTOILES. 

GRANDEUR 

onlin. 

i  E 

Q     C 
Z     ~ 

<   i; 
an  — 
O    — 

1,4: 

Sirius. 

a  Orion. 

1,0: 

Tf)  Argo  (var.). 

» 

» 

a  Eridan. 

1,09 

1,50 

Canopus. 

0,29 

0,70 

Aldébaran. 

1,1: 

1,5: 

a  Centaure. 

0,59 

1.00 

^Centaure. 

1,17 

1,58 

Arcturus. 

0,77 

1,18 

a  Croix. 

1,2 

1,6 

Rigel. 

0,82 

1,23 

Antarès. 

1.2 

1,6 

La  Chèvre. 

1,0: 

1,4: 

a  Aigle. 

1,28 

1,69 

a  Lyre. 

1,0: 

1,4: 

L'Épi. 

1,38 

1,79 

Procyon. 

1,0: 

1,4: 

—  107  — 


ÉTOILES   DE   2'   GRAÎVDEUR. 


NOMS 

s     . 

c  •- 

ce      . 

5  ^ 

NOMS 

a 
s     . 

-  .E 

es     . 

il 

DES  ÉTOILES. 

z  1^ 

1,54 

II 

1,95 

DES  ÉTOILES. 

es   ^ 

2,23 

<  ^ 

2,64 

Fomalhaut. 

a  Triangle  austral. 

P  Croix. 

1,57 

1,98 

£  Sagittaire. 

2,26 

2,67 

Pollux. 

1,6: 

2,0- 

p  Taureau. 

2,28 

2,69 

Regulus. 

1,6: 

2,0: 

La  Polaire. 

2,28 

2,69 

a  Grue. 

1,66 

2,07 

6  Scorpion. 

2,29 

2,70 

Y  Croix. 

1,73 

2,14 

a  Hydre. 

2,30 

2,7l' 

s  Orion. 

1,84 

2,25 

0  Chien. 

2^32 

2,73 
2,74 

£  Chien. 

1,86 

2,27 

a  Paon. 

2,33 

X  Scorpion. 

1,87 

2,28 

Y  Lion. 

2,34 

2,75; 

a  Cygne. 

1,90 

2,31 

?  Grue. 

2,36 

2,77  j 

Castor. 

1,94 

2,35 

a  Bélier. 

2,40 

2,81 

£  Ourse  (var). 

1,95 

2,36 

a  Sagittaire. 

2,41 

2,82 

a  Ourse  (var). 

1,96 

2,37 

8  Argo. 

2,42 

2,83 

^  Orion. 

2,01 

2,42 

Ç  Ourse. 

2,43 

2,84 

1 

pArgo. 

2,03 

2,44 

p  Andromède. 

2,45 

2,86 1 

a  Persée. 

2,07 

2,^8 

p  Baleine. 

2,46 

2,87: 

YArgo. 

2,08 

2,49 

1  Argo. 

2,46 

2,87 1 

£  Argo. 

2,18 

2,59 

p  Cocher. 

2,48 

2,89 1 

Tf]  Ourse  (var). 

2,18 

2,59 

Y  Andromède. 

2,50 

2,91 

7  Orion. 

2,18 

2,59 

—  108  -^ 

ÉTOILES   DE   3*   GRAÎXDEUR. 


NOMS 

ce 

3       « 

w  c 

«  1 

o  o 

NOMS 

ce 

"1 

§  1 

DES  ÉTOILES. 

o 

2,52 

2,93 

DES   ÉTOILES. 

2,85 

^  2 
3,26 

Y  Cassiopée. 

P  Verseau. 

a  Andromède. 

2,5Zi 

2,95 

ô  Scorpion. 

2,86 

3,27 

6  Centaure. 

2,54 

2,95 

£  Cygne. 

2,88 

3,29 

a  Cassiopée. 

2,57 

2,98 

Tj  Orphiucus. 

2,89 

3,30 

(3  Chien. 

2,58 

2,99 

Y  Corbeau. 

2,90 

3,31 

X  Orion 

2,59 

3,00 

a  Céphée. 

2,90 

3,31 

Y  Gémeaux. 

2,59 

3,00 

V]  Centaure. 

2,91 

3,32 

8  Orion. 

2,61 

3,02 

a  Serpent. 

2,92 

3,33 

Algol  (var). 

2,6^2 

3,03 

0  Lion. 

2,94 

3,35 

£  Pégase. 

2,62 

3,03 

X  Argo. 

2,94 

3,35 

Y  Dragon. 

2,62 

3,03 

P  Corbeau. 

2,95 

3,36 

P  Lion. 

2,63 

3,04 

p  Scorpion. 

2,96 

3,37 

a  Ophiucus. 

2,63 

3,04 

^  Centaure. 

2,96 

3,37 

P  Cassiopée . 

2,63 

3,04 

l  Ophiucus. 

2,97 

3,38 

Y  Cygne. 

2,63 

3,04 

a  Verseau. 

2,97 

3,38 

a  Pégase. 

2,65 

3,06 

TT  Argo. 

2,98 

3,39 

p  Pégase. 

2,65 

3,06 

Y  Aigle. 

2,98 

3,39 

Y  Centaure. 

2,68 

3,09 

0  Cassiopée. 

2,99 

3,40 

a  Couronne. 

2,69 

3,10 

8  Centaure. 

2,99 

3,40 

Y  Ourse. 

2,71 

3,12 

a  Lièvre. 

3,00 

3,41 

e  Scorpion. 

2,71 

3,12 

0  Ophiucus. 

3,00 

3,41 

^  Argo. 

2,72 

3,13 

C  Sagittaire. 

3,01 

3,42 

p  Ourse. 

2,77 

3,18 

ri  Bouvier. 

3,01 

3,42 

a  Phénix. 

•2,78 

3,19 

t]  Dragon. 

3,02 

3,43 

i  Argo. 

2,80 

3,21 

71  Ophiucus. 

3,05 

3,^6 

£  Bouvier. 

2,80 

3,21 

p  Dragon. 

3,06 

3,47 

a  Loup. 

2,82 

3,23 

p  Balance. 

3,07 

3,48 

£  Centaure. 

2,82 

3,23 

Y  Vierge. 

3,08 

3,49 

fi  Chien. 

2,85 

3,26 

(i.  Argo. 

3,08 

3,49 

—  109  — 

ÉTOILES   DE   3'  GRANDEUR    {suite). 


NOMS 

c; 
o  — 

es     . 

"  i 

NOMS 

c: 

B       . 

"  1 

Q   S 

DES   ÉTOILES. 

o 

3,09 

3,50 

DES  ÉTOILES. 

3,32 

%  2 
3,73 

(3  Bélier. 

|3  Capricorne. 

Y  Pégase. 

3,11 

3,52 

p  Argo. 

3,32 

3,73 

ô  Sagittaire. 

3,11 

3,52 

Ç  Aigle. 

3,32 

3,73 

a  Balance. 

3,12 

3,53 

?  Cygne. 

3,33 

3,74 

X  Sagittaire. 

3,13 

3,54 

Y  Persée. 

3,34 

3,75 

B  Loup. 

3,14 

3,55 

\x.  Ourse. 

3,35 

3,76 

£  Vierge  ? 

S,U 

«>,5d 

(3  Triangle  boréal. 

3,35 

3,76 

a  Colombe. 

3,15 

3,56 

T.  Scorpion. 

3,35 

3,76 

0  Cocher. 

3,17 

.3,58 

?  Lièvre. 

3,35 

3,76 

J3  Hercule. 

3,18 

3,59 

Y  Loup. 

3,36 

3,77 

'.  Centaure. 

3,20 

3,61 

0  Persée. 

3,36 

3,77 

0  Capricorne. 

3,20 

3,61 

'^  Ourse. 

3,36 

3,77 

ô  Corbeau. 

3,22 

3,63 

e  Cocher  (var.). 

3,37 

3,78 

a  Chiens  de  chasse. 

3,22 

3,63 

0  Scorpion. 

3,37 

3,78 

(3  Ophiucus. 

3,23 

3,64 

t  Orion. 

3,37 

3,78 

0  Cygne. 

3,24 

3,65 

Y  Lynx. 

3,39 

3,80 

£  Persée. 

3,26 

3,67 

Ç  Dragon. 

3,40 

3,81 

7)  Taureau  ? 

3,26 

3  67 

a  Autel. 

3,40 

3,81 

p  Eridan. 

3,26 

3,67 

Ti  Sagittaire. 

3,40 

3,81 

6  Argo. 

3,26 

3,67 

TT  Hercule. 

3,41 

3,82 

P  Hydre. 

3,27 

3,68 

!3  Petit  Chien  ? 

3,41 

3,82' 

C  Persée. 

3,27 

3,68 

^  Taureau. 

3,42 

3,83 

Ç  Hercule. 

3,28 

3,69 

0  Dragon. 

3,42 

3,83 

e  Corbeau. 

3,28 

3,69 

|j.  Gémeaux. 

3,42 

3,83 

i  Cocher. 

3,29 

3,70 

Y  Bouvier. 

3,43 

3,84 

yPtitite  Ourse. 

3,30 

3,71 

£  Gémeaux. 

3,Z|3 

3,84 

vj  Pégase. 

3,31 

3,72 

a  3Iouche. 

3,43 

3,84 

P  Autel. 

3,31 

3,72 

a  Hydre  ? 

3,44 

3,85 

a  Toucan. 

3,32 

3,73 

t:  Scorpion. 

3,44 

3,85 

—  110  - 


ÉTOILES   DE    o«   GRAÎVDEUR   [^uxtè). 


NOMS 

DEUR 

in. 

NOMS 

fcj    c 

=•    G     8 
MCI 

O     O     j 

DES  ÉTOILES. 

z    - 

3,44 

5    => 

3,85 

DES   ÉTOILES. 

2^.     r' 

G 
3,46 

<  2 
G  «^  i 

3,87 

0  Hercule. 

T)  Cocher. 

ô  Gémeaux. 

3,44 

3,85 

Y  Lyre. 

3,47 

3,88 

qOrion. 

3,45 

3,86 

T)  Gémeaux. 

3,48 

3,891 

p  Céphée. 

3,45 

3,86 

Y  Céphée. 

3,48 

3,89 

6  Ourse. 

3,45 

3,86 

X  Ourse. 

3,49 

3,90 

^  Hydre. 

3,45 

3,86 

£  Cassiopée. 

3,49 

3,90 

Y  Hydre. 

3,46 

3,87 

e  Aigle. 

3,50 

3,91 

p  Triangle  austral. 

3,46 

3,87 

a  Scorpion. 

3,50 

3,91 

i  Ourse. 

3,46 

3,87 

T  Argo. 

3,50 

3,91 

«  Le  petit  tableau  suivant  peut  encore  offrir  de  l'intérêt  : 

les  nombres  désignent  les  quantités  de  lumière  de  17  étoiles  de 

1"  grandeur,  telles  qu'elles  résultent  des  grandeurs  photomé- 

triques  : 

Sirius.    ......  4,165 

Tj  Argo — 

Canopus 2,041 

a  Centaure 1,000 

Arcturus 0,718 

Rigel 0,661 

La  Chèvre 0,510 

a  Lyre 0,510 

Procyon 0,510 

a  Orion 0,489 

a  Eridan 0,444 

Aldébaran ,  0,444 

p  Centaure 0,401 

a  Croix 0,391 

Antarès 0,391 

a  Aigle 0,350 

L'Épi 0,312 


__  111  __ 

»  Voici,  de  plus,  les  quantités  de  lumière  des  étoiles  qui  sont 
juste  de  1*^%  de  2%  de  3^  grandeur,  etc.  : 

Grandeur  Quantité 

d'après  l'échelle  ordinaire.  de  lumière. 

1,00  0,500 

2,00  0,172 

3,00  0,086 

^,00  0,051 

5,00  0,034 

6,00  0,024 

»  Partout  la  quantité  de  lumière  de  a  du  Centaure  est  prise 
pour  unité.  » 


—  112  — 


ill 


NOMBRE  ,  DISTRIBUTION  ET  COULEURS  DES  ÉTOILES.  —  AMAS 


STELLAIRES.  ~  VOIE  LACTÉE  PARSEMÉE  DE  RARES  NÉBULEUSES. 

Dans  la  première  partie  de  ces  fragments  d'astro- 
gnosie ,  j'ai  rappelé  une  conception  originale  d'Ol- 
bers  (67)  :  Si  la  voûte  du  ciel  était  entièrement 
tapissée  de  points  stellaires  qui  correspondraient  à 
d'innombrables  couches  d'étoiles,  placées  les  unes 
derrière  les  autres  dans  toutes  les  directions  possi- 
bles ;  si,  de  plus,  la  lumière  traversait  l'espace  sans  y 
subir  d'extinction;  alors  le  fond  du  ciel  présenterait 
un  éclat  uniforme ,  insupportable  ;  aucune  constel- 
lation ne  pourrait  être  distinguée  ;  le  Soleil  ne  serait 
reconnaissable  que  par  ses  taches,  et  la  Lune,  par 
un  disque  obscur.  Cette  singulière  hypothèse  re- 
porte mon  esprit  vers  un  phénomène  diamétrale- 
ment opposé ,  quant  à  l'apparence ,  identique ,  au 
fond,  pour  l'obstacle  qu'il  opposerait  au  développe- 
ment de  la  science^  si  la  nature  ne  l'eût  circonscrit 
aux  plaines  du  Pérou.  Là ,  entre  les  côtes  de  la  mer 
du  Sud  et  la  chaîne  des  Andes ,  un  brouillard  épais 
masque  le  firmament  pendant  des  mois  entiers.  C'est 
la  saison  qu'on  nomme  el  îiempo  de  la  garua.  Im- 
possible alors  de  distinguer  une  seule  planète,  une 


I 


seule  de  ces  belles  étoiles  de  l'hémisphère  austral , 
Canopus,  la  Croix  du  Sud ,  ou  les  pieds  du  Centaure. 
A  peine  si  l'on  parvient  à  deviner  parfois  le  lieu 
qu'occupe  la  Lune.  Le  jour,  quand  il  arrive  par  ha- 
sard que  les  contours  du  Soleil  soient  reconnaissa- 
bles,  son  disque  apparaît  sans  rayons,  comme  s'il 
était  vu  à  travers  un  verre  noir;  sa  couleur  est 
jaune  rougcatre,  quelquefois  blanche,  plus  rarement 
d'un  bleu  verdàtre.  Le  navigateur,  entraîné  dans  ces 
parages  par  le  courant  froid  qui  règne  sur  les  côtes 
du  Pérou ,  ne  peut  reconnaître  le  rivage  ;  sans  moyens 
pour  déterminer  sa  latitude,  il  dépasse  souvent  le 
port  où  il  se  proposait  d'arriver.  Heureusement  la 
configuration  locale  des  courbes  magnétiques  lui 
offre  une  dernière  ressource;  j'ai  montré  ailleurs 
comment  l'aiguille  d'inclinaison  peut  encore  le  gui- 
der, quand  les  astres  lui  font  défaut  (68). 

Longtemps  avant  moi ,  Bouguer  et  son  collabora- 
teur Don  Jorge  Juan,  se  sont  plaints  «  du  ciel  si  peu 
astronomique  du  Pérou.  »  Mais  une  considération 
plus  grave  encore  se  rattache  à  ce  phénomène  d'une 
couche  atmosphérique  imperméable  à  la  lumière , 
incapable  de  retenir  l'électricité,  où  jamais  un  orage 
ne  se  forme,  et  d'où  s'élancent  vers  des  régions  plus 
pures  les  hauts  plateaux  des  Cordillères ,  avec  leurs 
sommets  couverts  de  neiges  éternelles.  D'après  les 
idées  que  la  Géologie  moderne  s'est  formées  de  l'état 
de  l'atmosphère,  dans  les  temps  primitifs,  il  est  à 
présumer  que  l'air,  alors  plus  opaque  et  mélangé  de 
vapeurs  épaisses,  devait  être  peu  propre  à  trans- 
III.  8 


-  114  — 

mettre  les  rayons  lumineux.  Si  donc  on  réfléchit 
aux  actions  complexes  qui  ont  déterminé ,  dans  le 
monde  primitif,  la  séparation  des  éléments  solides, 
liquides  et  gazeux ,  et  qui  ont  constitué  finalement 
l'écorce  terrestre  avec  ses  enveloppes  actuelles, 
il  sera  impossible  de  se  soustraire  à  Tidée  que 
l'humanité  a  couru  le  danger  de  vivre  dans  une 
atmosphère  opaque ,  favorable  encore ,  il  est  vrai , 
à  plusieurs  espèces  végétales,  mais  qui  aurait  voilé 
à  nos  regards  les  merveilles  du  firmament.  La  struc- 
ture des  Gieux  aurait  échappé  à  l'esprit  d'analyse  ; 
hors  la  Terre ,  rien  n'existerait  pour  nous  dans  la 
création,  si  ce  n'est  peut-être  le  Soleil  et  la  Lune; 
l'espace  semblerait  uniquement  fait  pour  ces  trois 
corps.  Privé  de  ses  notions  les  plus  élevées  sur  le 
Cosmos ,  l'homme  aurait  manqué  de  ces  incitations 
qui  le  lancent  depuis  des  siècles  à  la  poursuite  de 
la  vérité,  et  qui  posent  incessamment  de  nouveaux 
problèmes,  dont  les  difficultés  ont  exercé  tant  d'in- 
fluence sur  l'admirable  essor  des  sciences  mathé- 
matiques. Il  est  bien  permis  de  considérer  un  in- 
stant cette  possibilité  funeste,  avant  cTénumérer  ici 
les  conquêtes  de  l'esprit  humain ,  conquêtes  que  le 
plus  simple  obstacle  eût  suffi ,  on  le  voit ,  à  étouffer 
en  germe. 

Quand  il  s'agit  du  nombre  des  astres  qui  rem- 
plissent les  espaces  célestes,  on  doit  distinguer  trois 
questions  difl'érentes.  Combien  d'étoiles  peut-on  voir 
à  l'œil  nu  ?  Combien  nos  catalogues  en  contiennent- 
ils,  c'est-à-dire,  quel  est  le  nombre  de  celles  dont  la 


—  115  — 

position  est  exactement  connue  ?  Combien  y  a-t-il 
d'étoiles  comprises  dans  les  divers  ordres  d'éclat , 
depuis  la  1"  jusqu'à  la  9'  et  à  la  10'  grandeur? 
On  peut  actuellement  répondre  à  ces  trois  ques- 
tions, au  moins  d'une  manière  approximative; 
la  science  possède  pour  cela  des  matériaux  suffi- 
sants. Il  en  est  autrement  de  ces  recherches  pu- 
rement conjecturales  qu'on  a  voulu  baser  sur  les 
jauges  stellaires  de  certaines  parties  isolées  de  la 
Voie  lactée,  afin  d'arriver  à  résoudre  théoriquement 
cette  question  :  Combien  d'étoiles  peut-on  discerner 
sur  la  voûte  entière  du  ciel ,  à  l'aide  du  télescope  de 
20  pieds  d'Herschel?  Problème  qui  doit  roaiprendro 
les  astres  dont  la  lumière  emploie ,  dit  on ,  2000  ans 
à  venir  jusqu'à  nous  (69). 

Les  résultats  numériques  que  je  publie  ici  sur  ce 
sujet  sont  dus,  en  grande  partie,  aux  recherches 
de  mon  honorable  ami  Argelander,  directeur  de 
l'Observatoire  de  Bonn.  J'avais  prié  l'auteur  de  la 
Révision  du  Ciel  boréal,  de  soumettre  les  don- 
nées actuelles  de  nos  catalogues  à  un  nouvel  exa- 
men. Pour  la  dernière  classe  de  grandeur,  il  y  a 
quelque  incertitude  provenant  des  divergences  de 
l'appréciation  individuelle  ;  ces  divergences  se  font 
sentir  surtout  vers  les  limites  de  la  visibilité  à  l'œil 
nu,  quand  il  faut  séparer  les  étoiles  de  6'  à  1°  gran- 
deur des  étoiles  de  6"  grandeur.  Argelander  a  trouvé, 
en  moyenne,  par  un  grand  nombre  de  combinaisons, 
que  le  nombre  des  étoiles  visibles  à  l'œil  nu,  dans 
tout  le  ciel,  est  de  5000  à  5800,  et  que  les  étoiles 


—  116  — 

comprises  dans  chaque  classe  forment  à  peu  près  la 
série  des  nombressuivants,  en  allant  jusqu'à  la  9' gran- 
deur (70)  ; 


1"  grandeur. 

20 

étoiles. 

2'   — 

65 

y       — 

190 

U'        ~ 

^25 

— 

5«    - 

1100 

6« 

3200 

— 

V        — 

13000 

8^    — 

60000 

— 

9« 

162000 

Le  nombre  des  étoiles  que  l'on  peut  nettement  dis- 
tinguer à  la  vue  simple,  en  un  lieu  donné,  parait  au 
premier  coup  d'œil  extrêmement  foible  :  on  en  voit 
11/1.6  dans  la  portion  du  ciel  visible  sur  l'horizon  de 
Paris,  et  /i638  à  Alexandrie  (71).  Le  rayon  moyen  du 
disque  de  la  Lune  étant  de  15'  33",5 ,  il  faut  195291 
aires  égales  au  disque  de  cet  astre  pour  couvrir  la 
surface  entière  du  ciel.  En  admettant  donc  que  les 
200000  étoiles  (en  nombre  rond),  comprises  entre  la 
1"  et  la  9'  grandeur,  soient  réparties  uniformément , 
il  n'y  aurait  qu'une  étoile  pour  chacune  de  ces  aires 
égales  au  disque  entier  de  la  Lune  ;  et  comme  cet 
astre  emploie  41"  30*  pour  décrire  sur  le  ciel  une 
aire  égale  à  celle  de  son  propre  disque,  il  ne  sau- 
rait rencontrer  plus  d'une  étoile,  en  moyenne,  dans 
ce  même  laps  de  temps.  Si  donc  on  voulait  étendre 
jusqu'aux  étoiles  de  9'  grandeur  l'annonce  calculée 
des  occultations  d'étoiles  par  la  Lune,  on  trouverait 


-  117  — 

qu'un  phénomène  de  ce  genre  doit  se  reproduire, 
en  moyenne,  à  chaque  intervalle  de  41'"  30*.  On 
comprend ,  d'après  cela ,  comment  il  se  fait  que  la 
Lune  occulte  si  peu  d'étoiles  visibles  à  l'œil  nu,  dans 
sa  marche  à  travers  les  constellations. 

11  n'est  pas  sans  intérêt  de  comparer  les  énumé- 
rations  des  anciens  avec  celles  des  modernes.  Or 
Pline,  qui  connaissait  certainement  le  catalogue 
d'Hipparquo,  et  le  nommait  une  entreprise  auda- 
cieuse, disant  que  c  Hipparque  avait  voulu  léguer  le 
ciel  à  la  postérité,  »  Pline  ne  comptait  que  1600  étoiles 
visibles  sur  le  beau  ciel  de  l'Italie  (72)!  Il  avait  pour- 
tant fait  entrer  largement  les  étoiles  de  5'  grandeur 
dans  son  énumération.  Un  demi-siècle  plus  tard  ,  le 
cataloguede  Ptolémée  indique  seulement  1025  étoiles, 
jusqu'à  la  6'  grandeur. 

Depuis  qu'on  ne  se  borne  plus  à  classer  les  étoiles 
d'après  les  diverses  parties  qu'elles  occupent  dansleurs 
constellations  respectives,  mnis  d'après  leur  position 
par  rapporta  l'équateur  ou  à  l'écliptique,  les  progrès 
de  cette  branche  de  la  science  se  sont  réglés  constam- 
ment sur  ceux  des  instruments  de  mesure.  Aucun 
catalogue  ne  nous  est  parvenu  de  l'époque  d'Aristille 
et  de  Timocharis  (283  ans  avant  J.  C).  Leurs  obser- 
vations étaient  faites  grossièrement  {-ndyu  oXoaxepw;), 
d'après  un  fragment  d'Hipparque  sur  la  Longuciii" 
de  l'Année,  cité  dans  le  T  livre  de  TAlmageste 
(cap.  III,  pag.  15,  éd.  Halma);  cependant  il  parait 
certain  qu'ils  ont  déterminé  les  déclinaisons  d'un 
nombre  d'étoiles  considérable,  près  de  150  ans  avant 


—  118  — 

l'époque  du  catalogue  stellaire  d'Hipparque.  On  sait 
comment  l'apparition  d'une  étoile  nouvelle  engagea 
Hipparque  à  faire  une  révision  complète  des  étoiles; 
mais  nous  n'avons  sur  ce  point  d'autre  témoignage 
que  celui  de  Pline,  témoignage  accusé  plus  d'une 
fois  de  n'être  que  l'écho  d'un  bruit  inventé  après 
coup  (73).  Ptolémée  n'en  parle  point.  Toujours  est- 
il  que  le  grand  catalogue  de  Tycho  a  précisément 
cette  origine.  Comme  Hipparque,  Tycho  fut  déter- 
miné à  entreprendre  son  catalogue  par  l'apparition 
subite  d'une  étoile  brillante  dans  Cassiopée ,  vers  le 
mois  de  novembre  1572.  Sir  John  Herschel  pense 
qu'une  étoile  nouvelle,  vue  dans  le  Scorpion  131  ans 
avant  notre  ère ,  pourrait  bien  être  celle  dont  Pline 
a  parlé  (74).  D'après  les  annales  chinoises ,  elle  pa- 
rut au  mois  de  juillet,  sous  le  règne  de  Vou-ti ,  de  la 
dynastie  des  Han ,  six  années  avant  l'époque  à  la- 
quelle les  recherches  d'Ideler  fixent  l'élaboration  du 
catalogue  d'Hipparque.  C'est  Edouard  Biot,  dont 
les  sciences  regrettent  la  perte  prématurée,  qui 
a  découvert  la  mention  de  ce  curieux  phénomène 
dans  la  célèbre  collection  de  Ma-tuan-lin,  où  sont 
rapportées  toutes  les  apparitions  de  comètes  et  d'é- 
toiles singulières  qui  ont  eu  lieu  entre  l'an  613  avant 
J.  C.  et  l'an  1222  de  l'ère  chrétienne. 

Le  poème  didactique  d'Aratus,  auquel  nous  de- 
vons le  seul  écrit  d'Hipparque  qui  nous  soit  par- 
venu,  remonte  aux  temps  d'Ératosthène ,  de  Timo- 
charis  et  d'Aristille  (75).  La  partie  astronomique 
de  ce  poëme,    qui  contient  aussi  une  partie  mé- 


—  119  — 

téorologique ,  est  basée  sur  la  sphère  d'Eudoxe  de 
Cnide.  Le  catalogue  d'Hipparque  ne  nous  a  point  été 
conservé ,  quoiqu'il  fît  partie ,  d'après  Ideler ,  et 
même  partie  essentielle  de  l'œuvre  citée  par  Suidas 
sur  la  Distribution  des  Étoiles  et  des  Astres  (76).  Cette 
table  renfermait  les  positions  de  1080  étoiles  pour 
l'an  128  avant  notre  ère.  Les  positions  données  par 
Hipparque,  dans  son  Commentaire  sur  Aratus,  ont 
été  déterminées,  sans  doute,  à  l'aide  de  l'armille 
équatoriale  ,  non  avec  l'astrolabe  ;  car  elles  sont 
toutes  rapportées  à  l'équateur  d'après  la  déclinaison 
et  l'ascension  droite.  Au  contraire ,  le  catalogue  de 
Ptolémée,  où  l'on  trouve  1025  positions  d'étoiles  et 
h  stellœ  nebulosœ,  est  rapporté  à  l'écliptique  (77),  et 
ne  contient  que  les  latitudes  et  les  longitudes  {Aima- 
geste,  éd.  Halma ,  t.  II,  p.  83\  On  croit  que  c'est 
une  simple  reproduction  du  catalogue  d'Hipparque 
transformé  par  le  calcul.  Voici  comment  ces  étoiles 
sont  réparties  entre  les  différentes  classes  de  gran- 
deurs : 


!'•  grandeur, 

15  étoiles. 

2« 

as     — 

3«        — 

208      — 

^e           — 

txllx      — 

5«        — 

217       — 

6«        — 

^9 

On  devait  s'attendre  à  trouver  des  nombres  beau- 
coup trop  faibles  pour  la  5'  et  la  6*^  classe;  mais  la 
richesse  de  la  3"  et  de  la  4"  est  remarquable.  Toute 
autre  comparaison  plus  détaillée  entre  ce  vieux  ca- 


talogiie  et  les  catalogues  modernes  serait  d'ailleurs 
nécessairement  illusoire ,  à  cause  du  vague  qui  alïecte 
toujours  Testimation  des  grandeurs. 

Nous  avons  vu  que  le  catalogue  stellaire,  dit  de 
Ptolémée,  contient  seulement  le  quart  des  étoiles 
visibles  à  Toeil  nu  sur  l'horizon  de  Rhodes  ou 
d'Alexandrie  :  il  faut  ajouter  que,  par  suite  des  ré- 
ductions basées  sur  une  fausse  valeur  de  la  préces- 
sion, les  positions  d'étoiles  qu'on  y  trouve  pa- 
raîtraient avoir  été  observées,  non  à  l'époque 
d'Hipparque,  mais  vers  l'an  63  de  notre  ère.  Dans 
les  seize  siècles  suivants ,  nous  ne  trouvons  plus  que 
trois  catalogues  complets  et  fondés  sur  des  observa- 
tions originales  ;  celui  d'Oulough  Beg,  en  1437;  celui 
de  Tycho,  en  1600,  et  celui  d'Hevelius,  en  1660. 
Au  milieu  des  ravages  de  la  guerre  et  des  plus  sau- 
vages bouleversements ,  c'est  à  peine  si  les  sciences 
purent  mettre  à  profit  de  rares  intervalles  de  repos, 
entre  le  ix'  siècle  et  le  milieu  du  xv^  ;  mais  ce  furent 
là  des  époques  de  splendeur  pour  l'astronomie  obser- 
vatrice. Elle  fut  brillamment  cultivée  parmi  les 
Arabes,  les  Persans,  les  Mogols,  depuis  Al-Mamoun, 
fils  de  Haraoun  Al  Raschid ,  jusqu'au  fils  du  Scliah 
Rokh,leTimouride  Mohammed  TaraghiOulough  Beg. 
Les  tables  astronomiques  d'Ebn-Jounis,  composées 
en  1007  et  nommées  tables  hakémitiques  en  l'hon- 
neur du  calife  fatimite  Aziz  Ben-Hakem  Biamrilla, 
ainsi  que  les  tables  ilkhaniennes  (78)  de  Nasir-Eddin 
Tousi,  fondateur  du  grand  observatoire  de  Meragha, 
qui  datent  de  1259,    nous  montrent  assez    quels 


progrès  avait  faits  la  connaissance  des  mouvements 
planétaires,  et  combien  on  avait  su  perfectionner 
les  instruments  de  mesure  et  les  méthodes  de  Ptolé- 
mée.  Déjà  même  les  oscillations  du  pendule  étaient 
employées  pour  la  mesure  du  temps,  concurremment 
avec  les  clepsydres  (79).  Il  faut  reconnaître  aux 
Arabes  le  grand  mérite  d'avoir  montré  comment  on 
peut  perfectionner  les  tables  astronomiques,  en  les 
comparant  assidûment  aux  observations.  Le  cata- 
logue d'Oulough  Beg,  primitivement  écrit  en  persan, 
est  basé  sur  les  observations  originales  du  gymnase 
de  Samarcande,  sauf  quelques  étoiles  australes  in- 
visibles sous  la  latitude  de  39°  52'  (?)  et  empruntées 
à  Ptolémée  (80).  11  ne  contient  aussi  que  1019  posi- 
tions d'étoiles  réduites  à  l'an  1437.  Un  commentaire 
subséquent  contient  300  étoiles  de  plus,  dont  les  po- 
sitions ont  été  déterminées  en  1533  par  Abou-Bekri 
Altizini.  Nous  arrivons  ainsi,  par  les  Arabes,  les 
Persans  et  les  Mogols,  à  la  grande  époque  de  Co- 
pernic et  presqu'à  celle  de  Tycho. 

Dès  le  commencement  du  xvi*  siècle,  les  progrès 
de  la  navigation  ,  entre  les  tropiques  et  sous  les  hautes 
latitudes  australes,  contribuèrent  puissamment  à 
l'extension  incessante  de  nos  connaissances  sur  le 
ciel  étoile,  bien  moins  pourtant  que  ne  fit,  un  siècle 
plus  tard,  l'invention  des  lunettes.  Ces  deux  conquêtes 
donnaient  accès  à  de  nouvelles  régions,  à  des  espaces 
auparavant  inconnus  dans  le  ciel.  J'ai  dit  ailleurs  ce 
que  nous  devons,  pour  le  ciel  austral,  aux  premiers 
navigateurs,  à  Amerigo  Vespucci,  puis  à  Pigafetta, 


—  122  — 

compagnon  de  Magellan  et  d'Elcano.  Vicente  Yanez 
Pinzon  et  Acosta  nous  firent  connaître,  les  premiers, 
ces  taches  noires  du  ciel  austral  surnommées  Sacs  à 
Charbon;  Angbiera  et  Andréa  Corsali  décrivirent  les 
Nuées  de  Magellan  (81).  Là  encore  l'astronomie  des- 
criptive précéda  Tastronomie  des  mesures.  Il  y  eiît 
aussi  des  exagérations  :  l'ingénieux  Cardan  affir- 
mait que  dans  les  régions  célestes,  voisines  du  pôle 
austral ,  si  pauvre  en  étoiles  comme  on  sait ,  Ame- 
rigo  Vespucci  en  avait  compté  10000  à  l'œil  nu  (82). 
Après  avoir  décrit ,  on  commença  enfin  à  mesurer. 
Frédéric  Houtman  et  Pierre  Theodori  van  Emden 
ou  Dirkz  Keyser,  car  Olbers  croit  que  ces  deux  noms 
s'appliquent  à  la  même  personne,  mesurèrent,  à 
Java  et  à  Sumatra  ,  les  distances  angulaires  des 
étoiles.  Grâce  à  ces  observations,  les  étoiles  australes 
purent  être  inscrites  dans  les  cartes  célestes  de  Bartsch, 
deHondius  et  de  Bayer;  Kepler  en  ajouta  les  positions 
au  catalogue  de  Tycho,  dans  les  Tables  Rudolphines. 
Un  demi-siècle  à  peine  s'est  écoulé  depuis  le 
voyage  de  Magellan  autour  du  monde  ,  et  Tycho 
commence  ses  travaux  sur  le  ciel  étoile ,  travaux 
admirables  dont  l'exactitude  surpasse  tout  ce  que 
l'astronomie  pratique  avait  produit  jusqu'alors  , 
même  sans  en  excepter  les  observations  du  Land- 
grave Guillaume  IV,  à  Cassel.  Cependant  le  cata- 
logue de  Tycho ,  calculé  et  édité  par  Kepler,  ne 
comprend  encore  que  1000  étoiles  dont  le  quart 
tout  au  plus  se  compose  d'étoiles  de  6'  gran- 
deur.   Ce   catalogue  et  celui   d'Hevelius ,  qui  est 


—  125  — 

beaucoup  moins  employé  et  contient  1561  positions 
pour  Tan  1660,  sont  les  derniers  produits  de  Tob- 
servation  à  l'œil  nu,  dont  le  règne  a  été  prolongé  par 
Tobstination  d'Hevelius,  qui  repoussa  constamment 
l'application  des  lunettes  aux  instruments  de  mesures. 
Cette  application  permit  enfin  d'étendre  au  delà  de 
la  6''  grandeur  la  détermination  des  lieux  des  étoiles. 
De  ce  moment  les  astronomes  sont  entrés,  pour 
ainsi  dire ,  en  possession  de  l'univers  sidéral.  Mais  si 
l'étude  des  étoiles  télescopiques ,  la  détermination 
de  leur  nombre  et  de  leurs  positions  ont  étendu  le 
champ  de  nos  idées  sur  l'univers,  ce  n'est  pas  là  l'uni- 
que avantage  qu'on  en  ait  tiré.  Cette  étude  a  exercé,  ce 
qui  est  d'une  bien  autre  importance,  une  influence 
essentielle  sur  la  connaissance  de  notre  propre 
monde ,  en  amenant  la  découverte  de  planètes  nou- 
velles ,  et  en  donnant  aux  calculateurs  les  moyens 
de  déterminer  plus  promptement  leurs  orbites. 
Lorsque  William  Herschel  eut  conçu  l'heureuse 
idée  de  sonder  les  profondeurs  de  l'espace  et  de 
compter,  dans  ses  jauges  à  différentes  distances 
de  la  Voie  lactée  (83),  les  étoiles  qui  traversaient 
le  champ  de  ses  grands  télescopes,  il  devint  possible 
de  saisir  la  loi  suivant  laquelle  les  étoiles  s'accumu- 
lent dans  les  diverses  régions.  Cette  loi  fit  naître ,  à 
son  tour,  les  conceptions  grandioses  par  lesquelles 
on  se  représente  la  Voie  lactée,  avec  ses  divisions 
multiples,  comme  la  perspective  d'une  série  d'im- 
menses anneaux  stellaires  concentriques  et  contenant 
des  millions  d'étoiles.  D'un  autre  côté,  l'étude  mi- 


—  124   - 

luitieuse  des  plus  petites  étoiles  et  de  leurs  positions 
relatives  a  singulièrement  aidé  à  la  découverte  des 
planètes  qui  voyagent  au  milieu  d'elles,  comme  les 
eaux  d'un  fleuve  entre  des  rives  immobiles.  Vovez,  en 
effet,  avec  quelle  facilité  Galle  a  pu  trouver  Neptune, 
sur  la  première  indication  de  Le  Verrier,  et  combien 
de  petites  planètes  ont  été  découvertes,  grâce  à  la 
connaissance  approfondie  du  ciel,  jusque  dans  ses 
moindres  détails.  Mais  on  va  sentir  encore  mieux 
toute  l'importance  que  peuvent  acquérir  des  cata- 
logues aussi  complets  que  possible.  Dès  qu'une 
nouvelle  planète  a  été  découverte  au  ciel ,  les  as- 
tronomes s'efforcent  aussitôt  de  la  découvrir  une 
seconde  fois,  pour  ainsi  dire,  dans  les  anciens  ca- 
talogues. Si  cet  astre  a  été  pris  autrefois  pour 
une  étoile  ordinaire ,  s'il  a  été  observé  et  inscrit  à 
ce  titre  dans  un  catalogue,  ce  document  rétrospectif 
sera  souvent  plus  utile  pour  déterminer  une  orbite 
dont  la  forme  se  dessine  avec  lenteur,  que  ne  se- 
raient plusieurs  années  d'observations  postérieures. 
C'est  ainsi  que  le  n^  964  du  catalogue  de  Tobie 
Mayer  a  joué  un  grand  rôle  dans  la  théorie  d'Ura- 
nus ,  et  le  n°  26266  de  Lalande  dans  celle  de  Nep- 
tune (84).  Avant  qu'on  n'y  eût  reconnu  une  planète , 
Uranus  avait  été  observé  21  fois  :  7  fois  par  Flani- 
steed ,  1  fois  par  Tobie  Mayer,  1  fois  par  Bradley, 
12  fois  par  Le  Mon  nier.  L'espérance  de  voir  aug- 
menter encore  le  nombre  des  astres  de  notre  monde 
planétaire  ne  repose  pas  seulement  sur  la  puis- 
sance actuelle  de  nos  lunettes;  il   faut   peut-être 


—  1^25  — 

compter  encore  plus  sur  Tétendue  de  nos  catalogues 
et  le  soin  des  observateurs.  Quand  on  découvritHébé, 
cette  planète  était  de  8'  à  9'  grandeur  (juillet  1847); 
lorsqu'on  la  revit  en  mai  1849,  elle  n'était  plus  que 
de  11'  grandeur. 

Le  premier  catalogue  qui  ait  paru ,  depuis  l'épo- 
que où  Morin  et  Gascoigne  enseignèrent  à  réunir  les 
lunettes  aux  instruments  de  mesure ,  c'est  le  cata- 
logue des  étoiles  australes  dont  Halley  avait  déter- 
miné la  position  ,  pendant  le  court  séjour  qu'il  fit 
à  Sainte-Hélène ,  en  1677  et  1678.  Il  est  assez 
étrange  que  ce  catalogue  ne  contienne  point  d'é- 
toiles au-dessous  de  la  6'  grandeur  (85).  Flamsteed 
avait  entrepris  longtemps  auparavant  la  construc- 
tion de  son  grand  Atlas  céleste  ;  mais  l'œuvre  de  ce 
célèbre  astronome  parut  seulement  en  1712.  Puis 
vinrent  les  travaux  de  Bradley  qui  conduisirent  à  la 
découverte  de  l'aberration  et  de  la  nutation  ,  et  sa 
belle  série  d'observations,  faites  de  1750  à  1762,  dont 
Bessel  a  fait  connaître  toute  la  valeur,  en  1818,  par 
ses  Fiindamenta  Astronomiœ  (86).  Enfin  parurent 
les  catalogues  de  Lacaille  et  de  Tobie  Mayer,  ceux 
de  Gagnoli,  de  Piazzi,  de  Zach,  de  Pond,  de  ïaylor, 
et  de  Groombridge,  ceux  d'Argelander,  d'Airy,  de 
Brisbane  et  de  Rûmker. 

Choisissons ,  parmi  tant  de  travaux  remarqua- 
bles, les  catalogues  qui  se  recommandent  par  leur 
grande  étendue,  et  qui  comprennent  une  bonne 
part  des  étoiles  de  la  T  à  la  10'  grandeur.  Nous 
rencontrons  d'abord  V Histoire  céleste  française  de 


—  126  — 

Jérôme  de  Lalande^  à  laquelle  on  vient  de  rendre 
une  tardive  mais  éclatante  justice.  Ce  catalogue  est 
fondé  sur  des  observations  faites  de  1789  à  1800, 
par  Le  Français  de  Lalande  et  Burckhardt.  Calculé 
et  réduit  soigneusement ,  par  ordre  de  V Association 
Britannique  pour  C Avancement  des  Sciences,  et  sous  la 
direction  de  Francis  Baily,  il  contient  47390  étoiles; 
beaucoup  sont  de  9'  grandeur,  quelques-unes  sont 
plus  faibles  encore.  Harding ,  auquel  on  doit  la  dé- 
couverte de  Junon ,  a  consigné ,  dans  son  Atlas  en 
27  cartes,  plus  de  50000  positions  d'étoiles  tirées  de 
la  vaste  collection  française.  Les  zones  de  Bessel,  con- 
tenant 75000  observations,  depuis  le  parallèle  céleste 
de  —  15^  j  usqu  à  celui  de  +  45^,  ont  exigé  huit  années 
de  labeur.  Commencé  en  1825,  ce  grand  travail  a 
été  terminé  en  1833.  De  1841  à  1843,  Argelander  a 
continué  ces  zones  jusqu'au  parallèle  de  80*^,  et  a 
fixé,  avec  une  admirable  exactitude,  les  lieux  de 
22000  étoiles  (87).  Enfm  les  zones  de  Bessel  ont  été 
réduites  et  calculées,  en  grande  partie,  par  les  soins 
de  TAcadémie  de  Saint-Pétersbourg  :  Weisse,  direc- 
teur de  l'Observatoire  de  Cracovie,  chargé  de  ce 
travail,  a  calculé,  pour  1825,  les  positions  de  31895 
étoiles  dont  19738  seulement  sont  de  9®  grandeur  (88). 
Il  me  reste  à  mentionner  les  Cartes  de  l'Académie 
de  Berlin.  Pour  parler  dignement  de  cette  œuvre  im- 
mense, je  ne  crois  pas  pouvoir  mieux  faire  que  d'em- 
prunter le  passage  suivant  à  l'éloge  de  Bessel,  pro- 
noncé par  Encke  (89)  :  «  On  sait  que  Harding  a 
puisé,  dans  V Histoire  Céleste  de  Lalande,  les  éléments 


—  127  — 

de  son  Atlas,  où  le  ciel  étoile  se  trouve  si  admira- 
blement représenté.  De  même  Bessel ,  après  avoir 
terminé,  en  iS^lli,  la  première  partie  de  ses  zones  , 
proposa  de  baser  des  cartes  célestes  encore  plus 
détaillées  sur  ces  nouvelles  observations.  D'après 
le  plan  de  Bessel ,  il  ne  s'agissait  pas  de  retracer 
seulement  les  lieux  observés;  il  fallait  encore 
rendre  ces  cartes  assez  complètes  pour  qu'en  les 
comparant  plus  tard  avec  le  ciel ,  il  fût  possible  de 
reconnaître  immédiatement  les  planètes  les  plus 
faibles,  et  de  les  distinguer  au  milieu  des  étoiles 
fixes,  sans  avoir  besoin  d'attendre  un  changement 
de  position,  toujours  long  et  difficile  à  constater.  Le 
projet  de  Bessel  n'a  pas  encore  été  exécuté  dans  toute 
son  étendue,  et  déjà  cependant  les  Cartes  de  l'Aca- 
démie de  Berlin  ont  réalisé ,  de  la  manière  la  plus 
brillante  ,  les  espérances  du  promoteur  de  cette  en- 
treprise. Ce  sont  ces  cartes  ,  en  effet,  qui  ont  amené 
ou  du  moins  facilité  la  découverte  récente  de  sept 
nouvelles  planètes  (1850).  »  Des  !2i  cartes  qui  doi- 
vent représenter  une  zone  comprise  entre  les  paral- 
lèles de  15%  de  chaque  côté  de  l'équateur,  l'Académie 
de  Berlin  en  a  déjà  publié  16 ,  où  l'on  s'est  astreint 
à  représenter,  autant  que  possible ,  toutes  les  étoiles 
comprises  dans  les  9  premiers  ordres  de  grandeur, 
et  même  une  partie  des  étoiles  de  lO''  grandeur. 

C'est  ici  le  lieu  de  rappeler  les  tentatives  qu'on  a 
faites  pour  estimer  le  nombre  des  étoiles  rendues  vi- 
sibles ,  dans  tout  le  ciel ,  par  les  puissants  instru- 
ments optiques  dont  l'astronomie  dispose  aujour- 


—   128  — 

d'hiii.  Strnve  admet  que  le  célèbre  télescope  de 
20  pieds,  employé  par  W.  Plerschel  dans  ses  jauges 
{[jauges,  sweeps)  avec  un  grossissement  de  180  fois, 
fait  voir  5  800  000  étoiles  dans  les  deux  zones  qui 
s'étendent  à  30°  au  nord  et  au  sud  de  Téquateur,  et 
20  374000  dans  le  ciel  entier.  Avec  un  instrument 
encore  plus  puissant,  le  télescope  de  40  pieds,  Sir 
William  Herschel  portait  à  18  000  000  le  nombre  des 
étoiles  contenues  dans  la  seule  Voie  lactée  (90). 

Bornons-nous  ici  aux  énumérations  basées  sur  les 
observations  effectives  et  sur  les  catalogues  actuels  , 
tant  pour  les  étoiles  visibles  à  l'œil  nu  ,  que  pour  les 
étoiles  télescopiques  ,  et  voyons  maintenant  de  quelle 
manière  ces  astres  sont  disséminés  ou  groupés  sur 
la  voûte  céleste.  Nous  avons  vu  déjà  que  les  étoiles 
peuvent  servir  de  points  de  repère  dans  l'immensité 
de  l'espace  ;  malgré  les  petits  mouvements  appa- 
rents ou  réels  dont  elles  sont  animées  ,  l'astronome 
rapporte  à  ces  points  fixes  tout  ce  qui  se  meut  plus 
rapidement  dans  le  ciel,  les  comètes,  par  exemple,  ou 
les  planètes  de  notre  système.  Au  premier  coup  d'œil 
jeté  sur  le  firmament,  ce  sont  les  étoiles  qui,  par 
leur  multitude  et  la  prépondérance  de  leurs  masses  , 
saisissent  d'abord  notre  intérêt  ;  elles  sont  la  source 
des  sentiments  d'admiration  ou  d'étonnement  que 
l'aspect  du  ciel  fait  naître  en  nous.  Mais  les  mouve- 
ments des  astres  errants  répondent  mieux  à  la  nature 
scrutatrice  de  la  raison  ,  car  là  est  l'origine  et  le  but 
de  ces  difficiles  problèmes  dont  la  solution  provoque 
incessamment  l'essor  de  la  science. 


—  Iî29  ~- 

Au  milieu  de  celte  multitude  d'astres  grands  et 
petits,  dont  la  voûte  céleste  est  semée  comme  par  ha- 
sard, le  regard  s'arrête  spontanément  sur  des  groupes 
d'étoiles  brillantes ,  associées  en  apparence  par  une 
proximité  frappante,  ou  bien  sur  des  étoiles  remar- 
quables par  leur  éclat  et  par  un  certain  isolement 
dans  la  région  qu'elles  occupent.  Ces  groupes  natu- 
rels font  pressentir  obscurément  un  lien ,  une  dé- 
pendance quelconque  entre  les  parties  et  l'ensemble. 
Ils  ont  été  remarqués  à  toutes  les  époques ,  même  par 
les  races  d'hom  mes  les  plus  grossières.  Les  recherches 
que  l'on  a  faites,  dans  ces  derniers  temps,  sur  les 
langues  de  plusieurs  tribus  dites  sauvages,  en  font 
foi  ;  on  retrouve  même  presque  toujours,  d'une  race 
à  l'autre ,  des  groupes  identiques  sous  des  noms  dif- 
férents, et  ces   noms,    empruntés  d'ordinaire  au 
règne  organique,  donnent  une  vie  fantastique  à  la 
solitude  et  au  silence  des  cieux.  Ainsi  furent  distin- 
guées de  bonne  heure  les  7  étoiles  des  Pléiades  ou 
la  Poussinière,  les   7   étoiles  du  Grand  Chariot, 
celles  du   Baudrier  d'Orion  (bâton  de  Jacob),  de 
Cassiopée^  du  Cygne,  du  Scorpion,  de  la  Croix  du 
Sud ,  si  remarquable  par  son  changement  de  direc- 
tion au  lever  et  au  coucher,  de  la  Couronne  australe, 
des  Pieds  du  Centaure ,  qui  forment  une  espèce  de 
constellation  des  Gémeaux  dans  Thémisphère  aus- 
tral ,  etc.  Quant  au  Petit  Chariot,  c'est  une  constel- 
lation moins  ancienne,  qui  ne  doit  son  origine  qu'à 
une  répétition   frappante  de   la   forme   dn   Grand 
Chariot. 

ai.  9 


—  130  — 

Là  où  des  steppes ,  de  vastes  prairies  ou  des  déserts 
de  sable  présentent  un  large  horizon,  le  lever  et  le 
coucher  des  constellations ,  variant  sans  cesse  avec 
les  saisons ,  les  Iravaux  de  l'agriculture  et  les  occu- 
pations des  peuples  pasteurs,  ont  été,  dès  les  premiers 
âges,  l'objet  d'une  étude  attentive  et  d'une  associa- 
tion d'idées  symboliques.  C'est  ain^i  que  l'astrono- 
mie contemplative,  non  pas  celle  qui  a  pour  objet 
les  mesures  et  les  calculs,  a  commencé  à  se  dé- 
velopper. Outre  le  mouvement  diurne,  commun  à 
tous  les  coi'ps  célestes ,  on  reconnut  bientôt  au 
Soleil  un  autre  mouvement  beaucoup  moins  rapide, 
qui  s'accomplit  dans  une  direction  opposée.  Les  étoiles 
que  l'on  voit  le  soir  à  l'occident  se  rapprochent  du 
Soleil  et  finissent  par  se  perdre  dans  ses  rayons,  pen- 
dant le  crépuscule,  tandis  que  les  étoiles  qui  brillent 
au  ciel  avant  l'aurore  s'écartent  du  Soleil ,  et  le  de- 
vancent de  plus  en  plus.  Le  spectacle  mouvant  du 
ciel  olTre  sans  cesse  à  nos  yeux  de  nouvelles  constel- 
lations. Mais,  avec  un  peu  d'attention,  il  fut  facile  de 
reconnaître  que  les  étoiles  du  matin  étaient  les  mêmes 
étoiles  qu'on  avait  vues  auparavant  disparaître  dans 
l'ouest,  et  que  les  constellations,  d'abord  voisines 
du  Soleil,  se  retrouvaient  six  mois  après  à  l'oppo- 
site,  se  couchant  quand  le  Soleil  se  lève,  et  se  levant 
à  l'heure  de  son  coucher.  D'Hésiode  à  Eudoxe,d'Eu- 
doxe  à  Aratus ,  la  littérature  des  Grecs  est  remplie 
d'allUvSionsà  ces  phénomènes  annuels  du  lever  et  du 
coucher  héliaque  des  étoiles.  C'est  dans  l'observa- 
tion exacte  de  ces  phénomènes  que  furent  puisés  les 


~  131  — 

premiers  éléments  de  Fart  de  mesurer  le  temps  : 
éléments  que  déjà  la  science  naissante  exprimait 
froidement  par  des  nombres ,  tandis  que  Fimagina- 
tion  sombre  ou  riante  des  peuples  livrait  les  espaces 
célestes  aux  caprices  de  la  mythologie. 

Les  Grecs  enrichirent  peu  à  peu  leur  sphère  pri- 
mitive de  constellations  nouvelles ,  bien  avant  de 
songer  à  les  coordonner  d'une  manière  quelconque 
avec  récliptique.  On  voit  que  j'adopte  encore  ici, 
comme  dans  V Histoire  de  l'Étude  du  Monde  physique, 
les  vues  de  mon  célèbre  et  regrettable  ami  Le- 
tronne  (91).  Ainsi  Homère  et  Hésiode  connaissaient 
déjà  certaines  constellations  et  nommaient  certaines 
étoiles.  Homère  cite  la  Grande  Ourse  qu'on  appelait 
déjà  le  chariot  céleste  et  qui  «  ne  se  baigne  pas  dans 
les  eaux  de  l'Océan  »  ;  il  parle  du  Bouvier  et  du  Chien 
d'Orion.  Hésiode  nomme  Sirius  et  Arcturus.  Homère 
et  Hésiode  connaissaient  les  Pléiades,  les  Hyades  et 
la  constellation  d'Orion  (92).  Si  le  premier  dit,  à 
deux  reprises ,  que  l'Ourse  seule  ne  se  plonge  jamais 
dans  la  mer,  il  s'ensuit  uniquement  qu'on  n'avait  pas 
encore  formé ,  à  cette  époque ,  les  constellations  du 
Dragon ,  de  Céphée  et  de  la  Petite  Ourse  qui  ne  se 
couchent  pas  davantage.  C'étaient  les  aslérismes, 
non  les  étoiles  dont  ils  se  composent,  qu'on  igno- 
rait alors.  Un  long  passage  de  Strabon,  souvent  mal 
interprété  (Strabo,  lib.  I,  p.  3;  éd.  Casaubon),  établit 
compléleraent  la  thèse  capitale  dont  il  s'agit  ici,  à 
savoir  :  l'introduction  successive  des  constellations 
dans  la  sphère  grecque.  «  C'est  à  tort,  dit  Strabon, 


~    132  — 

que  l'on  accuse  Homère  d'ignorance,  parce  qu'il  n'a 
parlé  que  d'une  des  deux  Ourses  célestes.  Probable- 
ment la  seconde  constellation  n'avait  point  encore  été 
formée  à  son  époque.  Ce  sont  les  Phéniciens  qui  la 
formèrent  les  premiers  et  s'en  servirent  pour  navi- 
guer; elle  vint  plus  tard  chez  les  Grecs.  »  Tous  les 
Scoliastes  d'Homère,  Hygin  et  Diogène  de  Laërte 
attribuent  à  Thaïes  l'introduction  de  cette  constel- 
lation. Le  Pseudo-Eratosthène  nomme  la  Petite 
Ourse  Ooivi/.-/;,  pour  indiquer  qu'elle  servait  de  guide 
aux  Phéniciens.  Un  siècle  plus  tard,  vers  la  71''  Olym- 
piade ,  Cléostrate,  de  Ténédos,  enrichit  la  sphère  du 
Sagittaire,  To^^r/;;,  et  du  Bélier,  l^iptô;. 

C'est  de  cette  époque,  c'est-à-dire  de  la  tyrannie  des 
Pisistratides,queLetronne  fait  dater  l'introduction  du 
zodiaque  dans  l'ancienne  sphère  des  Grecs.  Eudémus, 
de  Rhodes,  un  des  élèves  les  plus  distingués  du  Sta- 
girite  et  auteur  d'une  Histoire  de  l'Astronomie,  at- 
tribue l'introduction  de  la  zone  zodiacale  {i  roû  Çw^i^- 
xoû  ^t:/Zwc?tç,  ou  ^^lato; //j;'.Xo;)  à  OEnopide ,  de  Chio, 
contemporain  d'Anaxagore  (93).  L'idée  de  rapporter 
les  lieux  des  planètes  et  des  étoiles  à  l'orbite  solaire, 
la  division  de  l'écliptique  en  douze  parties  égales  (do- 
décatémories) ,  appartient  à  l'antiquité  chaldéenne, 
d'où  elle  parvint  directement  aux  Grecs,  sans  passer, 
comme  on  l'a  cru ,  par  la  vallée  du  Nil.  La  date  de 
cette  transmission  ne  remonte  même  pas  au  delà  du 
commencement  du  v''  ou  du  vi=  siècle  avant  notre 
ère  (9i).  Les  Grecs  se  bornèrent  à  subdiviser,  dans 
leur  sphère  primitive ,  les  constellations  qui  se  rap- 


—  133  — 

prochaienl  le  plus  de  l'écliptique  et  qui  pouvaient 
servir  de  constellations  zodiacales.  La  preuve  en  est 
simple  :  si  les  Grecs  avaient  pris  à  un  peuple  étranger 
un  zodiaque  complet,  au  lieu  de  borner  leurs  em- 
prunts à  ridée  de  partager  Técliptique  en  dodécaté- 
mories,  on  ne  retrouverait  point  chez  eux  onze 
constellations  seulement  dans  le  zodiaque ,  une  d'en- 
tre elles ,  le  Scorpion ,  ayant  été  partagée  en  deux 
pour  compléter  le  nombre  nécessaire.  Leurs  divisions 
zodiacales  auraient  été  plus  régulières  ;  elles  n'auraient 
point  embrassé  des  espaces  de  35  à  48  degrés,  comme 
le  Taureau ,  le  Lion,  les  Poissons  et  la  Vierge,  tandis 
que  le  Cancer,  le  Bélier  et  le  Capricorne  en  compren- 
nent de  19  à  23  seulement.  Leurs  constellations  n'au- 
raient point  été  disposées  irrégulièrement  au  nord 
et  au  sud  de  l'écliptique ,  tantôt  occupant  sur  ce 
cercle  de  grands  intervalles,  tantôt  resserrées,  au 
contraire,  et  empiétant  Tune  sur  l'autre,  comme  le 
Taureau  et  le  Bélier,  le  Verseau  et  le  Capricorne. 
Preuves  évidentes  que  les  Grecs  ont  fait  les  signes  du 
zodiaque  avec  leurs  anciennes  constellations. 

D'après  Letronne,  le  signe  de  la  Balance  a  été  in- 
troduit du  temps  d'Hipparque,  et  peut-être  par  Hip- 
parque  lui  même.  Eudoxe,  Archimède,  Autolycus 
n'en  font  pas  mention.  Hipparque  lui-même  n'en 
parle  point  dans  le  peu  qui  nous  reste  de  lui,  excepté 
dans  un  seul  passage  qui  a  été  falsifié  probablement 
par  un  copiste  (95).  11  est  question  pour  la  première 
fois  de  ce  nouveau  signe,  dans  les  écrits  de  Geminus 
et  de  Varron ,  un  demi-siècle  à  peine  avant  notre  ère  : 


-  134  ^ 

et  comme  la  passion  de  l'astrologie  fit  irruption  dans 
le  monde  romain,  entre  le  règne  d'Auguste  et  celui 
d'Antonin,  il  arriva  aussi  que  les  constellations  «  si- 
tuées sur  le  chemin  céleste  du  Soleil  »  acquirent  une 
importance  démesurée ,  chimérique.  C'est  à  la  pre- 
mière moitié  de  cette  période  de  la  domination  ro- 
maine qu'appartiennent  les  représentations  zodiacales 
des  temples  de  Dendéra  et  d'Esné, celles  des  propylônes 
de  Panopolis  et  des  enveloppes  de  plusieurs  momies. 
Ajoutons  que  ces  vérités  désormais  acquises  avaient  été 
déjà  soutenues  par  Visconti  et  Testa,  avant  môme  que 
les  preuves  décisives  eussent  été  rassemblées ,  dans 
un  temps  où  l'on  donnait  cours  aux  plus  singulières 
théories  sur  la  signification  symbolique  des  représen- 
tations zodiacales  et  sur  leurs  prétendus  rapports 
avec  la  précession  des  équinoxes.  Quant  à  la  haute 
antiquité  que  A.  W.  de  Schlegel  attribuait  aux  zodia- 
ques indiens ,  en  se  fondant  sur  quelques  passages 
des  Lois  de  Manou ,  du  Ramayana  de  Yalmiki  ou  du 
dictionnaire  d'Amarasinba,  c'est  un  point  devenu 
bien  douteux  depuis  les  ingénieuses  recherches 
d'Adolphe  Holtzmann  (96). 

Ces  constellations  formées  au  hasard,  dans  le  cours 
des  siècles,  sans  but  déterminé,  la  grandeur  incom- 
mode, l'indétermination  de  leurs  contours,  les  dési- 
gnations compliquées  des  étoiles  composantes  pour 
lesquelles  il  a  fallu  parfois  épuiser  des  alphabets  en- 
tiers, témoin  le  Navire  Argo,  le  peu  de  goût  avec 
lequel  on  a  introduit  dans  le  ciel  austral  la  froide 
nomenclature  d'instruments  usités  dans  les  sciences, 


>-  135  - 

tels  que  la  Pendule  ou  le  Fourneau  de  Chimie ,  à 
côté  des  allégories  mythologiques ,  tous  ces  dé- 
fauts accumulés  ont  déjà  suggéré  plusieurs  fois 
des  plans  de  réforme  pour  les  divisions  stellaires  et 
le  projet  d'en  bannir  toute  configuration.  Il  faut 
l'avouer,  la  tentative  a  dû  paraître  moins  hasardée 
pour  l'hémisphère  austral  que  pour  le  nôtre;  car, 
dans  le  premier,  le  Scorpion ,  le  Sagittaire,  le  Cen- 
taure ,  le  Navire  et  l'Éridan  sont  les  seules  con- 
stellations auxquelles  la  poésie  ait  donné  droit  de 
cité  (97). 

Ces  mots  de  voûte  étoilée  (prbis  inerrans  d'Apulée) 
ou  d'étoiles  fixes  (  astra  fixa  de  Manilius)  sont  autant 
d'expressions  impropres  qui  rappellent,  avons-nous 
dit  (98),  que  l'on  a  réuni,  ou  plutôt  confondu,  deux 
idées  différentes.  Quand  Aristote  emploie  l'expression 
de  £v(5£(5£a£y«:aatpa  (astres  fixés)pour  désigner  les  étoiles; 
quand  Ptolémée  les  nomme  Tipo^Treq-u-AÔTe;  (adhérents) , 
il  est  bien  évident  que  ces  désignations  se  rapportent 
à  la  sphère  cristalline  d'Anaximène.  Le  mouvement 
diurne  qui  entraine  tous  ces  astres  de  l'est  à  l'ouest, 
sans  changer  leurs  distances  mutuelles,  avait  dû  con- 
duire tout  d'abord  à  des  idées  ou  à  des  hypothèses 
de  ce  genre  :  «  Les  étoiles  {àrly-vri  ar^x^y.)  appartien- 
nent aux  régions  supérieures  ;  elles  y  sont  fixées  et 
comme  clouées  sur  une  sphère  de  cristal  ;  les  planètes 
{àoToy.  i{ko(.vû)u.vjy  OU  TrXavYiTa) ,  qui  ont  un  autre  mouve- 
ment en  sens  inverse ,  appartiennent  à  des  régions  in- 
férieures et  plus  voisines  de  nous  (99).  »  Si  dès  les  pre- 
miers temps  de  l'ère  des  Césars,  on  trouve,  dans 


—  136  — 

Manilius  ,  le  tenue  de  Stella  fixa  au  lieu  de  infixa  ou 
affixa,  il  est  à  croire  qu'on  s'en  était  tenu  d'abord , 
dans  l'école  romaine ,  au  sens  primitif  dont  nous  ve- 
nons de  parler,  mais  qu'à  la  longue,  le  mot  fîxus 
emportant  avec  lui  le  sens  d'immotus  et  d'immobilis, 
il  s'est  fait  peu  à  peu ,  dans  la  croyance  popu- 
laire ,  ou  plutôt  dans  le  langage  même,  une  confu- 
sion où  l'idée  d'immobilité  a  dû  prévaloir  ;  de  telle 
sorte  que  les  étoiles  sont  devenues  fixes  (steWad  fixœ), 
indépendamment  de  la  sphère  à  laquelle  on  conce- 
vait autrefois  qu'elles  étaient  attachées.  Voilà  com- 
ment Sénèquea  pu  dire,  du  monde  des  étoiles,  fixum 
et  immobilem  populum. 

Si  nous  prenons  pour  guides  Stobée  et  le  collecteur 
des  «  Opinions  des  Philosophes  » ,  et  que  nous  sui- 
vions la  trace  de  cette  idée  d'une  sphère  de  cristal 
jusqu'à  l'époque  antique  d'Anaximène  ,  nous  la  re- 
trouvons encore  plus  nettement  formulée  par  Empé- 
docle.  Ce  philosophe  considère  la  sphère  des  fixes 
comme  une  masse  solide,  formée  d'une  partie  de 
l'éther  que  l'élément  igné  aurait  converti  en  cris- 
tal (100).  La  Lune  est ,  à  ses  yeux,  une  matière  que 
la  puissance  du  feu  a  coagulée  en  forme  de  grêlon 
et  qui  reçoit  sa  lumière  du  Soleil.  Dans  la  physique 
des  anciens  et  d'après  leur  manière  de  concevoir  le 
passage  de  l'état  fluide  à  Tétat  solide,  les  conceptions 
précédentes  n'étaient  point  en  relation  nécessaire 
avec  les  idées  de  refroidissement  et  de  congéla- 
tion ;  mais  l'affinité  du  mot  y.pvaxûàloç  avec  /puo;  et 
zpu-îTaiVw ,  et  un  rapprochement  naturel  avec  la  ma- 


^  137   - 

tière  qui  sert  vulgairement  de  type  pour  la  transpa- 
rence, ont  donné  corps  à  des  idées  d'abord  moins  pré- 
cises (i)  ;  on  en  est  venu  à  voir,  dans  la  voûte  céleste, 
une  sphère  de  glace ,  ou  de  verre ,  et  Lactance  a  pu 
dire  :  Cœliun  aé'rem  glaciatum  esse,  et  ailleurs  :  Fi- 
treum  cœliim.  Sans  doute  Empédocle  n'a  point  songé 
au  verre,  invention  phénicienne,  mais  bien  à  Tair 
que  l'éther  igné  aurait  transformé  en  un  corps  solide 
éminemment  translucide.  Au  reste,  quand  il  s'agis- 
sait de  cette  glace  (xpuaraX^oç) ,  on  sent  bien  que  l'idée 
de  transparence  était  l'idée  dominante  ;  on  écartait 
celle  du  froid  pour  ne  songer  qu'à  un  corps  devenu 
solide,  tout  en  restant  transparent.  Le  poète  em- 
ployait le  mot  de  cristal  ;  mais  le  prosateur  disait 
seulement  zpi>aTa).Xo£t^r;; ,  semblable  au  cristal ,  té- 
moin ce  passage  d'Achille  Tatius ,  le  commentateur 
d'Aratus ,  que  j'ai  rapporté  dans  Favant-dernière 
note.  De  même ,  le  mot  Tzy.yoç,  (  de  7irr/vvaBc/.L ,  se  so- 
lidifier) veut  bien  dire  aussi  un  morceau  de  glace , 
mais  il  faut  se  borner  ici  au  sens  relatif  à  la  soli- 
dification. 

Ce  sont  les  Pères  de  l'Église  qui  ont  transmis  au 
moyen  âge  l'idée  d'une  voûte  de  cristal.  Ils  l'avaient 
prise  au  pied  de  la  lettre ,  et ,  renchérissant  encore 
sur  l'idée  primitive,  ils  imaginaient  un  ciel  de  verre 
formé  de  huit  à  dix  couches  superposées  à  peu  près 
comme  les  peaux  d'un  oignon.  Cette  conception  sin- 
gulière se  serait  même  perpétuée  dans  certains  cloî- 
tres de  l'Europe  méridionale,  si  j'ai  bien  compris  le 
propos  que  me  tenait  un  vénérable  prince  de  l'Église, 


-  138  — 

au  sujet  du  fameux  aérolitlie  d'Aigle,  dont  on  était 
alors  vivement  préoccupe.  Cette  prétendue  pierre 
météorique,  recouverte  d'une  croûte  vitrifiée,  n'é- 
tait point  la  pierre  elle-même,  disait-il,  à  ma  grande 
surprise ,  mais  un  simple  fragment  du  ciel  de  cristal 
qu'elle  avait  dû  briser  en  tombant.  Kepler  s'était 
vanté,  deux  siècles  et  demi  auparavant,  d'avoir  brisé 
les  77  sphères  homocentriques  du  célèbre  Girolamo 
Fracastoro  et  tous  les  épicycles  des  anciens,  en  dé- 
montrant que  les  comètes  coupent  et  traversent  en 
tous  sens  les  orbites  planétaires  (2).  Quant  à  savoir 
si  de  grands  esprits,  tels  qu'Eudoxe,  Ménechme , 
Aristote  et  Apollonius  de  Perge ,  ont  cru  à  la  réalité 
de  ces  sphères  emboîtées  l'une  dans  l'autre  et  con- 
duisant les  planètes ,  ou  si  cette  conception  n'était 
pas  plutôt  pour  eux  une  combinaison  fictive,  servant 
à  simplifier  les  calculs  et  à  guider  l'esprit  à  travers 
les  difficiles  détails  du  problème  des  planètes,  c'est  un 
point  que  j'ai  traité  ailleurs  et  dont  il  est  impossible 
de  méconnaître  l'importance,  lorsqu'on  veut  recher- 
cher dans  l'histoire  de  l'astronomie  les  phases  suc- 
cessives du  développement  de  l'esprit  humain  (3). 

Laissons  désormais  Fantique,  mais  artificielle  di- 
vision des  étoiles  en  constellations  zodiacales,  et  la 
sphère  solide  à  laquelle  on  les  croyait  fixées.  Mais 
avant  de  passer  à  l'étude  des  groupes  naturels  qu'elles 
forment  en  réalité  et  aux  lois  de  leur  distribution 
dans  l'espace ,  arrêtons-nous  un  instant  à  quelques 
phénomènes  particuliers ,  tels  que  les  rayons  para- 
sites, les  diamètres  factices  et  les  couleurs  variées  des 


—  139  — 

étoiles.  J'ai  déjà  mentionné,  à  propos  des  lunes  de  Ju- 
piter (4),  les  rayons  qui  paraissent,  à  l'œil  nu ,  éma- 
ner des  étoiles  brillantes,  sortes  de  queues  dont  le 
nombre ,  la  position  et  la  longueur  varient,  au  reste, 
pour  chaque  observateur.  La  vision  indistincte  est 
due  à  plusieurs  causes  de  nature  organique  ;  elle  dé-, 
pend  de  l'aberration  de  sphéricité  de  l'œil,  de  la 
diffraction  qui  se  produit  aux  bords  de  la  pupille  ou 
des  cils,  et  de  la  manière  irrégulière  dont  l'irritabi- 
lité de  la  rétine  propage,  autour  de  chaque  point, 
l'impression  directement  reçue  (5).  Je  vois  très-ré- 
gulièrement huit  rayons,  inclinés  l'un  sur  l'autre 
de  ù5",  autour  des  étoiles  de  1'^%  2^  et  3^  grandeur. 
D'après  la  théorie  d'Hassenfratz,  ces  queues  sont  les 
caustiques  du  cristallin  formées  par  l'intersection 
mutuelle  des  rayons  réfractés  ;  elles  suivent  donc 
les  mouvements  de  la  tête,  et  s'inclinent  avec  elle  à 
droite  ou  à  gauche  (6) .  Quelques  astronomes  de  mes 
amis  voient  au-dessus  des  étoiles  trois  ou  quatre 
rayons,  et  n'en  voient  point  au-dessous.  11  m'a  tou- 
jours paru  bien  remarquable  que  les  anciens  Égyp- 
tiens aient  donné  constamment  aux  étoiles  cinq 
rayons  disposés  à  72" d'intervalle;  d'après  Horapollo, 
l'image  d'une  étoile  signifie  le  nombre  5  dans  le  lan- 
gage hiéroglyphique  (7). 

Les  queues  des  étoiles  disparaissent,  quand  on  les 
regarde  à  travers  un  très-pelit  trou  percé  dans  une 
carte  avec  une  aiguille;  j'ai  fait  souvent  cette  épreuve 
sur  Sirius  et  sur  Canopus.  11  en  est  de  même  lors- 
qu'on emploie  des  lunettes  armées  de  grossissements 


—  140  — 

notables  ;  alors  les  étoiles  apparaissent  comme  des 
points  d'un  éclat  très-intense,  ou  plutôt  comme  des 
disques  excessivement  petits.  Ces  détails  ne  sont 
point  sans  intérêt  ;  les  effets  dont  il  s'agit  concourent 
à  la  magnificence  de  la  voûte  étoilée.  Peut-être  la 
vision  indistincte  favorise-t-elle  cet  effet  ;  car  la  faible 
scintillation  et  l'absence  complète  de  ces  rayons  stel- 
laires,  sous  le  ciel  des  Tropiques,  m'ont  toujours  paru 
augmenter  le  calme  de  la  nuit  et  dépeupler  en  quel- 
que sorte  la  voûte  étoilée.  Yoici  encore,  à  ce  sujet, 
une  question  qu'Arago  a  soulevée  depuis  bien  long- 
temps :  pourquoi  ne  peut-on  pas  voir  les  étoiles  de 
première  grandeur  à  leur  lever  malgré  leur  vif  éclat , 
tandis  qu'on  voit  le  premier  bord  de  la  Lune,  dès  qu'il 
atteint  l'horizon  (8)? 

Les  instruments  optiques  les  plus  parfaits ,  munis 
des  plus  forts  grossissements,  donnent  aux  étoiles 
des  diamètres  factices  (spurious  disks),  lesquels  de- 
viennent d'autant  plus  petits,  d'après  la  remarque  de 
Sir  John  Herschel ,  que  l'ouverture  de  la  lunette  est 
elle-même  plus  grande  (9).  Les  occultations  d'étoiles 
par  la  Lune,  sont  exemptes  de  cette  cause  d'er- 
reur, aussi  l'immersion  et  l'émersion  se  font-elles 
instantanément  ;  il  est  impossible  d'assigner  une 
fraction  quelconque  de  seconde  pour  la  durée  de  ce 
phénomène.  Si  l'étoile  occultée  a  paru  quelquefois 
empiéter  sur  le  disque  lunaire,  c'est  là  un  fait  de 
diffraction  ou  d'inflexion  des  rayons  de  lumière  dont 
on  ne  saurait  rien  conclure,  quant  aux  diamètres  réels 
desétoiles.  Nousavons  eu,  ailleurs,  occasion  de  rappeler 


—  1/ll  — 

que  Sir  WillitïnïHerscliel  trouvait  un  diamètre  de  C, 36 
à  Véga  de  la  Lyre,  en  employant  un  grossissement  de 
6500.  Une  autre  fois,  Arcturus  étant  vu  à  travers  un 
brouillard  épais,  son  disque  se  trouvait  réduit  à  moins 
de  0'^2.  Ce  sont  les  rayons  parasites  qui  faisaient  attri- 
buer des  diamètres  si  considérables  aux  étoiles,  avant 
l'invention  des  lunettes  :  Tycho  et  Kepler  assignaient, 
par  exemple,  à  Sirius,  un  diamètre  de  4' et  de  2'  20"(10). 
Les  anneaux  alternativement  lumineux  et  obscurs 
qui  entourent  les  faux  disques  stellaires,  quand  on 
emploie  des  grossissements  de  200  à  300  fois ,  et  qui 
deviennent  irisés  lorsqu'on  recouvre  l'objectif  avec 
des  diaphragmes  de  différentes  formes,  sont  des  phé- 
nomènes d'interférence  et  de  diffraction  :  c'est  un 
point  désormais  établi  par  les  travaux  d'Arago  et 
d'Airy.  Lorsque  les  étoiles  sont  extrêmement  faibles, 
ces  anneaux  disparaissent;  leurs  images  se  réduisent 
à  de  simples  points  lumineux  dont  on  peut  se  servir 
pour  éprouver  la  perfection  et  la  puissance  optique 
des  grandes  lunettes  ou  des  télescopes  réflecteurs. 
Telles  sont  les  composantes  d'une  étoile  deux  fois 
double,  £  de  la  Lyre,  ou  la  5'  et  la  6'  étoile  qui  fu- 
rent découvertes  par  Struve,  en  1826,  et  par  Sir  John 
Herschel,  en  1832,  dans  le  trapèze  de  la  grande  né- 
buleuse d'Orion ,  trapèze  qui  constitue  l'étoile  mul- 
tiple B  d'Orion  (11). 

On  a  remarqué  depuis  longtemps  que  les  étoiles  et 
même  les  planètes  présentent  des  différences  de  colo- 
ration assez  tranchées;  mais  cet  ordre  de  faits  n'a 
pris  toute  son  extension  et  son  importance  qu'a  par- 


—  142  — 

tir  de  l'époque  où  il  a  pu  être  étudié  à  l'aide  des  téles- 
copes, surtout  depuis  qu'on  a  donné  aux  étoiles 
doubles  une  attention  si  vive  et  si  soutenue.  Il  n'est 
pas  question  ici  des  changements  de  couleur  déjà 
décrits  plus  haut ,  dont  la  scintillation  est  accompa- 
gnée ,  même  dans  les  étoiles  du  blanc  le  plus  pur.  Il 
s'agit  encore  moins  de  la  coloration  passagère  en 
rouge  que  la  lumière  slellaire  éprouve  à  l'horizon , 
par  suite  des  propriétés  spéciales  du  milieu  atmosphé- 
rique. Je  veux  seulement  parler  de  la  couleur  propre, 
essentielle ,  de  la  lumière  stellaire ,  couleur  qui  varie 
d'une  étoile  à  l'autre  >  en  vertu  des  lois  particulières 
au  développement  de  la  lumière  dans  chaque  corps , 
et  suivant  la  nature  de  la  surface  dont  elle  émane. 
Les  astronomes  grecs  ne  connaissaient  que  des  étoiles 
blanches  et  rouges  :  aujourd'hui  la  vision  télesco- 
pique  a  permis  de  retrouver  dans  les  espaces  célestes, 
comme  dans  les  corolles  des  phanérogames  ou  les 
oxydes  métalliques,  presque  toutes  les  nuances  que 
le  spectre  présente  entre  les  limites  extrêmes  de  la 
réfrangibilité ,  depuis  les  rayons  rouges  jusqu'aux 
rayons  violets.  Ptolémée  cite ,  dans  son  catalogue, 
6  étoiles  couleur  de  feu ,  vr.ôxip^ot  (12)  ,  à  savoir  : 
Arcturus,  Aldébaran,  Pollux,  Antarès,  a  d'Orion  (l'é- 
paule droite),  et  Sirius.  Cléomède  compare  même 
la  couleur  rouge  d'Antarès  à  celle  de  Mars  (15;,  au- 
quel on  donnait  tantôt  Tépithète  de  Tiuppo:,  tantôt 
celle  de  7:uoocidV<;. 

Des  6  étoiles  que  nous  venons  de  citer ,  5  ont  en- 
core aujourd'hui  une  lumière  rouge  ou  du  moins 


—  143  — 

roiigeâtre.  On  range  encore  Pollux  au  nombre  des 
étoiles  rougeàtres,  mais  Castor  est  vert-pâle  (li). 
Sirius  offre  donc  Tunique  exemple  d'un  changement 
de  couleur  constaté  historiquement,  car  la  lumière 
de  Sirius  est  aujourd'hui  d'une  blancheur  parfaite. 
11  n'y  a  qu'une  grande  révolution ,  soit  à  la  surface, 
soit  dans  la  photosphère  de  cette  étoile  ,  de  ce  soleil 
éloigné,  suivant  l'antique  expression  d'Aristarque  de 
Samos  ,  qui  ait  pu  produire  ce  changement  de  cou- 
leur, en  troublant  l'action  des  causes  auxquelles  était 
due  la  prédominance  des  rayons  rouges.  Cette  prédo- 
minance elle-même  peut  être  attribuée  à  ce  que  les 
rayons  complémentaires  des  rayons  rouges  étaient 
absorbés  par  la  photosphère  même  de  l'étoile,  ou  par 
des  nuages  cosmiques  qui  se  transporteraient  lente- 
ment d'un  point  à  l'autre  de  l'espace  (15).  Comme  les 
rapides  progrès  de  l'optique  moderne  donnent  un  vif 
intérêt  à  cette  question,  il  serait  à  désirer  que  1  épo- 
que de  ce  grand  événement,  signalé  par  la  disparition 
de  la  couleur  rouge  de  Sirius,  pvit  être  déterminée 
entre  certaines  limites.  Du  temps  de  Tycho,  Sirius 
était  déjà  bien  certainement  de  couleur  blanche  ;  car 
lorsqu'on  vit  avec  surprise  la  nouvelle  étoile  qui  ap- 
parut en  1572,  dans  la  constellation  de  Cassiopée  , 
avec  une  lumière  d'une  blancheur  éblouissante,  pas- 
ser au  rouge  dans  le  mois  de  mars  1573,  et  redeve- 
nir blanche  en  janvier  1574 ,  on  la  comparait 
bien  ,  pendant  la  seconde  période ,  avec  Mars  et  Al- 
débaran,  mais  jamais  avec  Sirius.  Peut-être  Sé- 
dillot,  ou  d'autres  savants  philologues,  versés  dans 


rnstronomie  des  Arabes  et  des  Perses,  réiissiraienl- 
ils  à  découvrir  quelque  témoignage  ancien  sur  la 
couleur  de  Sirius,  s'ils  voulaient  diriger  leurs  recher- 
ches vers  l'époque  comprise  entre  El-Batani  (  Alba- 
tegnius)  ou  El-Fergani  (Alfraganus)  et  Abdurrahman 
Soufi  ou  Ebn-Jounis  ,  c'est-à-dire  de  880  è  1007.  Ils 
pourraient  prolonger  au  besoin  leurs  investigations 
jusqu'au  temps  de   Nassir-Eddin  et  d'Oulough  Beg. 
Mohammed  Ebn-Kethir  El-Fergani,  qui  observait  à 
Rakka  (  Aracte  ) ,  sur  le^^  bords  de  l'Euphrate ,  vers  le 
milieu  du  x* siècle,  signale  comme  rouges  [stellœ  rufœ, 
dit  la  vieille  traduction  latine  de  1590)  Aldébaran  et 
même  la  Chèvre  dont  la  couleur  est  aujourd'hui  jaune 
ou  tout  au  plus  jaunerougeâtre  (16);    il  ne  parle 
point  de  Sirius.  En  tout  cas,  si  Sirius  avait  déjà  perdu 
sa  couleur  rouge  avant  cette  époque,  il  serait  bien 
singulier  que  El-Fergani,  qui  suit  fidèlement  Ptolé- 
mée  en  toutes  choses,  eut  négligé  d'indiquer  le  chan- 
gement de  couleur  d'une  étoile  si  célèbre.  Les  preuves 
négatives  sont,  à  la  vérité,  rarement  suffisantes  ;  d'ail- 
leurs Béteigeuze  (a  d'Orion) ,  qui  est  rouge  aujour- 
d'hui comme  du  temps  de  Ptolémée,  a  été  passée  sous 
silence,  dans  le  même  endroit  du  livre  d'El-Fergani, 
On  s'est  toujours  accordé  à  donner,  au  point  de  vue 
historique,  le  premier  rang  parmi  les  étoiles  brillantes 
à  Sirius,  à  cause  du  rôle  capital  qu'il  a  joué  long- 
temps dans  la  chronologie ,  et  de  sa  liaison  intime 
avec  les  premiers  développements  de  la  civilisation 
sur  les  bords  du  Nil.  D'après  les  récentes  recherches 
de  Lepsius  (17),  la  période  sothiaque  et  les  levers 


—  1/|5  -— 

liéliaquesdeSotliis(Sirius),  sur  lesquels  BioL  a  publié 
une  excellente  dissertation,  ont  réglé  complètement 
l'institution  du  calendrier  égyptien,  à  partir  d'une 
époque  que  Ton  peut  faire  remonter  à  près  de  33 
siècles  avant  notre  ère ,  «  époque  h  laquelle  le  lever 
héliaque  de  Sirius  coïncidait  avec  le  solstice  d'été , 
et  où ,  par  suite,  le  débordement  du  Nil  commençait 
avec  le  premier  du  mois  de  Pachon  (le  mois  de  l'inon- 
dation).» J'ai  réuni,  dans  une  note,  des  recher- 
ches très-récentes  et  encore  inédites  sur  Sothis  ou 
Sirius  ;  elles  reposent  sur  les  relations  étymologiques 
du  copte,  du  zend,  du  sanscrit  et  du  grec;  mais 
elles  s'adressent  uniquement  aux  personnes  qui  ai- 
ment les  origines  de  l'astronomie,  et  qui,  dans  les 
affinités  des  langues,  retrouvent  de  précieux  vestiges 
des  connaissances  de  l'antiquité  (18). 

Outre  Sirius,  on  compte  aujourd'hui  comme 
étoiles  blanches  Yéga,  Déneb,  Régulus  et  l'Épi  de 
la  Vierge.  Parmi  les  petites  étoiles  doubles ,  Struve 
a  trouvé  300  couples  dont  les  deux  composantes  sont 
blanches  (19).  La  couleur  jaune  ou  jaunâtre  se  re- 
marque dans  Procyon ,  Ataïr,  la  Polaire  et  surtout 
dans  (3  de  la  petite  Ourse.  Nous  avons  déjà  dit  que 
Béteigeuse ,  Arcturus ,  Aldébaran ,  Antarès  et  Pollux 
sont  rouges  ou  rougeâtres.  Rûmker  a  trouvé  y  de  la 
Croix  d'une  couleur  rouge  décidée;  et  mon  ami  le  capi- 
taine Bérard,  excellent  observateur,  écrivait  en  1847, 
de  Madagascar,  qu'il  voyait  la  couleur  de  a  de  la  Croix 
passer  aussi  au  rouge  depuis  plusieurs  années.  Une 
étoile  du  Navire,  n  d'Argo ,  que  les  observations  de 

IL  10 


—  146  — 

Sir  John  Herschel  ont  rendue  célèbre ,  varie  non- 
seulement  d'éclat,  mais  encore  de  couleur;  il  en  sera 
parlé  plus  loin  d'une  manière  plus  détaillée.  En  1843, 
M.  Mackay  trouvait,  à  Calcutta,  que  cette  étoile 
avait  précisément  la  couleur  d'Arcturus,  c'est-à-dire 
qu'elle  était  d'un  jaune  rougiàtre  (20).  Depuis,  des 
lettres  du  lieutenant  Gilliss,  écrites  de  Santiago 
(Chili)  en  1850,  nous  apprennent  que  sa  couleur  est 
devenue  encore  plus  foncée  que  celle  de  Mars.  A  la 
suite  du  Voyage  au  Cap,  Sir  John  Herschel  a  donné  un 
petit  catalogue  de  76  étoiles  comprises  entre  la  7*  et 
la  9' grandeur;  toutes  ces  étoiles  sont  d'un  rouge 
de  rubis  (ruby  coloured).  Quelques-unes  paraissent 
vermeilles  comme  de  petites  gouttes  de  sang.  Au  delà 
de  la  9^  ou  10'  grandeur,  il  devient  réellement  im- 
possible^ dit  Struve,  de  distinguer  les  couleurs  des 
étoiles.  La  plupart  des  descriptions  d'étoiles  variables 
leur  assignent  une  couleur  rouge  ou  du  moins  rou- 
geâtre  (21).  Mira  de  la  Baleine,  la  première  étoile 
changeante  que  l'on  ait  découverte  (22),  est  d'une 
teinte  rougeàtre  très-prononcée.  Mais  la  coloration 
en  rouge  n'est  point  nécessairement  liée  au  phéno- 
mène de  la  variabilité  d'éclat;  car,  sans  parler  d'un 
grand  nombre  d'étoiles  rouges  qui  ne  sont  pas  va- 
riables, on  peut  citer  plusieurs  étoiles  variables  qui 
sont  entièrement  blanches  ;  par  exemple  :  Algol, 
dans  la  tête  de  Méduse,  (3  de  la  Lyre,  e  du  Cocher... 
Quant  aux  étoiles  bleues  ,  dont  l'existence  a  été  si- 
gnalée ,  pour  la  première  fois  ,  par  Mariette  dans  son 
Traiié  des  Couleurs  (23) ,  on  peut  en  citer  plusieurs 


—  Ii7  — 

types  remarquables  :  r;  de  la  Lyre  est  bleuâtre  ;  Dun- 
lop  a  découvert,  dans  rhémisphère  austral ,  un  petit 
amas  de  3'  1/2  de  diamètre,  dont  toutes  les  étoiles 
sont  bleues.  Il  y  a  beaucoup  de  systèmes  binaires  où 
rétoile  principale  est  blanche  et  le  compagnon  bleu  ; 
dans  d'autres,  les  deux  étoiles  sont  bleues  à  la  fois  (24), 
comme  par  exemple,  d  du  Serpent,  la  59' d'Andro- 
mède.... Lacailie  avait  trouvé ,  près  de  y,  de  la  Croix 
du  Sud ,  un  amas  d'étoiles  auquel  ses  faibles  instru- 
ments donnaient  l'aspect  d'une  nébuleuse.  Avec  de 
puissants  télescopes,  on  y  a  trouvé  plus  de  cent 
étoiles  diversement  colorées,  rouges,  vertes,  bleues, 
bleu  verdàtre.  Ces  étoiles  sont  si  rapprochées,  qu'on 
dirait  un  écrin  de  pierres  précieuses  polychromes 
(like  a  superb  pièce  of  fancy  jewellery  )  (25). 

Les  anciens  ont  cru  reconnaître  une  symétrie  re- 
marquable dans  les  positions  relatives  de  certaines 
étoiles  de  l'"  grandeur.  Ils  avaient  distingué  sur- 
tout quatre  étoiles  diamétralement  opposées  dans  la 
sphère,  Aldébaran  et  Antarès,  Régulus  et  Fomalhaut, 
auxquelles  on  avait  donné  le  nom  d'étoiles  royales.  Un 
écrivain  de  l'époque  de  Constantin,  Julius  Firmicus 
Maternus  (26),  fournit  des  détails  curieux  sur  cette 
disposition  régulière  dont  j'ai  parlé  ailleurs  (27). 
Les  différences  d'ascension  droite  des  étoiles  royales, 
(stellœ  regales)  sont  11^  57"°  et  12''  49™.  L'importance 
qu'on  leur  attribuait  venait  sans  aucun  doute  des 
traditions  de  l'Orient  qui  pénétrèrent,  sous  les 
Césars,  dans  le  monde  romain,  où  elles  inspirèrent  un 
goût  si  vif  pour  l'astrologie.  On  retrouve,  jusque  dans 


-    l/j8    - 

le  livre  de  Job,  des  traces  de  cette  habitude  anti- 
(jue  de  désigner  les  quatre  régions  du  ciel  par  quatre 
conslellauons  opposées:  un  passage  obscur  du  9*^  cha- 
pitre (verset  9)  oppose,  «  aux  chambres  de  l'Orient,  » 
la  Cuisse,  c'est  à-dire  la  constellation  boréale  de  la 
Grande  Ourse,  cette  même  Cuisse  de  taureau  que  l'on 
a  tant  remarquée  dans  le  zodiaque  de  Dendera  et  dans 
les  papyrus  mortuaires  des  Égyptiens  (28). 

Un  siècle  avant  l'invention  du  télescope ,  on 
commençait  h  s'occuper  du  ciel  austral ,  dont  une 
grande  et  belle  partie,  commençant  au  53^  degré 
de  déclinaison  ,  était  restée  comme  voilée  pour 
l'antiquité  et  même  jusque  vers  la  fin  du  moyen 
cige.  Du  temps  de  Ptolémée,  on  voyait  sur  l'ho- 
rizon d'Alexandrie  :  l'Autel  ;  les  Pieds  du  Cen- 
taure ;  la  Croix  du  Sud ,  comprise  alors  dans  le  Cen- 
taure et  nommée  aussi  plus  tard ,  Cœsaris  Tlironus , 
en  rhonneur  d'Auguste  ,  ainsi  que  le  témoigne 
Pline  (29);  enfin  Canopus,  dans  le  Navire,  que  le 
Scoliaste  de  Germanicus  appelle  Ptolemœon  (oO). 
On  trouve  encore,  dans  le  catalogue  de  l'Alma- 
geste,  une  étoile  de  1"  grandeur,  Achernar  (en 
arabe,  Acliir  el-nahr),  la  dernière  du  fleuve  Éridan, 
bien  que  cette  étoile  soit  située  9"  au-dessous  de 
l'horizon  d'Alexandrie.  Ptolémée  doit  donc  la  con- 
naissance de  cette  étoile  aux  relations  des  naviga- 
teurs qui  fréquentaient  la  partie  australe  de  la  mer 
Rouge,  ou  la  mer  d'Arabie,  entre  Ocelis  et  Muziris, 
une  des  échelles  du  Malabar  (31).  Les  progrès  crois- 
sants de  l'art  nautique  permirent  aux  modernes  de 


pousser  leurs  recherches  bien  au  delà  de  Téquateur, 
en  suivant  les  côles  occidentales  de  l'Afrique.  En 
1484 ,  Diego  Cani  accompagné  de  Martin  Behaini  ; 
en  1487,  Barthélémy  Diaz  ;  en  1497,  Vasco  de  Gama 
atteignirent  le  parallèle  de  35"  de  latitude  sud,  dans 
leurs  expéditions  vers  les  Indes  orientales.  Mais  c'est 
à  l'époque  de  Vincent  Yanez  Pinzon  ,  d'Anierigo 
Vespucci  et  d'Andréa  Corsali,  entre  1500  et  1515, 
que  revient  l'honneur  des  premières  études  qui 
aient  été  faites  sur  le  ciel  austral ,  les  Nuées  de  Ma- 
gellan ,  les  Sacs  de  Charbon  ;  c'est  alors  que  l'Europe 
put  connaître  «  les  merveilles  d'un  ciel  qu'on  ne 
voit  pas  sur  la  Méditerranée.  »  Les  mesures  stel- 
laires  proprement  dites  commencèrent  beaucoup 
plus  tard ,  vers  la  fin  du  xvr  siècle  et  le  commence- 
ment du  xvn*'  (32). 

S'il  est  possible ,  aujourd'hui ,  de  reconnaître 
certaines  lois  dans  la  distribution  des  étoiles  et 
dans  leurs  divers  degrés  de  condensation ,  c'est 
à  une  heureuse  inspiration  de  Sir  William  Hers- 
chel  que  nous  en  sommes  redevables.  En  1785, 
Herschel  appliqua ,  à  l'étude  du  ciel ,  sa  méthode 
des  jauges  (en  anglais,  process  of  gauging  the 
heavens,  star-gauges)  dont  il  a  été  plus  d'une  fois 
question  dans  cet  ouvrage.  Cette  laborieuse  méthode 
consistait  à  diriger  successivement  vers  différentes 
régions  du  ciel  un  télescope  de  20  pieds  (6  mètres),  et 
à  compter  minutieusement  les  étoiles  qui  se  trouvent 
comprises  dans  le  champ.  Le  diamètre  du  champ  de 
vision  sous-tendant  un  angle  de  15',  le  télescope  em- 


—  150  — 

brassait  chaque  fois  1/833000  seulement  de  la  sur- 
face du  ciel  ;   aussi  ces  jauges  auraient-elles  exigé 
83  ans  de  travaux  continus ,  d'après  une  remarque 
de  Struve ,  s'il  avait  fallu  les  étendre  à  la  sphère  en- 
tière (33),  Dans  les  recherches  de  ce  genre  où  il 
s'agit  d'étudier  le  mode  de  distribution  des  étoiles , 
il  est  nécessaire  de  tenir  compte   des   ordres  de 
grandeur  photomélrique   auxquels  ces  étoiles  ap- 
partiennent.  Si  on  se  borne  aux  étoiles  brillantes 
des  3  ou  1   premiers  ordres,   on  trouve,  en  gé- 
néral ,    qu'elles   sont  réparties    avec   assez  d'uni- 
formité (3i).    Elles  paraissent  toutefois  plus  con- 
densées   localement    dans    l'hémisphère    austral , 
depuis  £  d'Orion  jusqu'à  a.  de  la  Croix.  Là  elles  for- 
ment une  zone  resplendissante,  qui  suit  la  direction 
d'un  grand  cercle  de  la  sphère.  Les  voyageurs  s'ac- 
cordent peu  dans  les  jugements  qu'ils  portent  sur 
la  beauté  relative  du  ciel  austral  et  du  ciel  boréal  ; 
leurs  divergences  tiennent  le  plus  souvent ,  selon 
moi ,  à  ce  que  plusieurs  observateurs  ont  visité  les 
régions  du  sud  pendant  une  saison  où  les  plus  belles 
constellations    culminent    de  jour.   Il   résulte    des 
jauges  exécutées  par  les  deux  Herschel,  sur  la  voûte 
entière  du  ciel ,  que  les  étoiles  comprises  entre  la 
5"  et  la  10"  ou  même  la  15"  grandeur,  étoiles  pour  la 
plupart  télescopiques,  paraissent  d'autant  plus  con- 
densées que  Ton  se  rapproche  davantage  de  la  Voie 
lactée  (6  '^yly.liyc,  zv/.Ào;).   Il  y  aurait  donc  sur  la 
sphère  un  équateur  de  richesse  stellaire,  et  des  pôles 
de  pauvreté  stellaire,  si  Ton  peut  s'exprimer  ainsi. 


--  151  — 

Le  premier  coïncidant  avec  la  direction  générale  de 
la  Voie  lactée,  l'intensité  de  la  lumière  stellaire  est 
à  son  minimum  vers  les  pôles  du  cercle  galactique  ; 
elle  croit  rapidement  à  partir  de  ces  pôles,  et  dans 
tous  les  sens,  à  mesure  que  la  distance  polaire  galac- 
tique va  elle-même  en  augmentant. 

Struve  a  soumis  à  une  discussion  approfondie 
les  matériaux  fournis  par  les  jauges  actuellement 
connues.  Il  trouve,  pour  résultat  définitif  de  son  tra- 
vail ,  qu'il  y  a ,  en  moyenne  ,  dans  la  Voie  lactée , 
30  fois  plus  d'étoiles  (plus  exactement  29,4  fois)  que 
dans  les  régions  des  pôles  galactiques.  Pour  des  dis- 
tances au  pôle  nord  de  la  Voie  lactée,  exprimées  par 
0%  30%  60%  1^'  et  90%  la  richesse  en  étoiles  est  re- 
présentée par  6,15;  6,52;  17,68;  30,30;  122,00. 
Ces  nombres  indiquent  aussi  combien  d'étoiles  un 
télescope  de  20  pieds,  dont  le  champ  aurait  15'  de 
diamètre,  ferait  voir  dans  ces  diverses  régions.  Des 
deux  côtés  de  la  Voie  lactée ,  la  distribution  des 
étoiles  paraît  suivre  à  peu  près  les  mêmes  lois  ;  ce- 
pendant la  richesse  stellaire  absolue  est  un  peu  plus 
grande  du  côté  du  sud  (35);  sons  ce  ra|)port,  le  ciel 
austral  l'emporte  encore  sur  la  région  opposée. 

J'avais  prie  le  capitaine  (hi  génie  Schvvinck  d'exa- 
miner comment  les  121i8  étoiles  (de  la  1'"  à  la 
T  grandeur)  dont  il  a  retracé  les  positions  sur  sa 
Mappa  cœlestis ,  se  distribuent  entre  les  différentes 
heures  d'ascension  droite  ;  voici  les  résultats  qui 
m'ont  été  communiqués  : 


—  152  — 

De    3^  20'"  à    9^  20""  d'Asc.  dr.,  nombre  des  étoiles  3147 

9*^20"  à  15^"  20'»         —  —  —  2627 

i5^  20""  à  21*»  20"^         _^  __  —  3523 

21*'  20"^  à    3»^  20^         —  —  —  2851 

Ces  quatre  groupes  s'accordent  avec  les  résultats  en- 
core plus  exacts  des  Études  Stellaires  de  Struve. 
D'après  Struve,  les  maxima  tombent,  pour  les  étoiles 
de  la  1"  et  la  9'  grandeur,  par  6^  40"^  et  18*^  40"^;  les 
minima,  par  1*^30™  et  13^30™  d'ascension  droite  (36). 

Si  l'on  veut  se  faire  une  idée  de  la  structure  de 
l'univers  et  de  la  position  ou  de  l'épaisseur  des  cou- 
ches stellaires ,  il  est  essentiel  de  distinguer ,  parmi 
les  astres  innombrables  qui  brillent  au  firmament , 
les  étoiles  qui  sont  sporadiquement  disséminées  ,  de 
celles  qui  forment  des  groupes  indépendants  où  leur 
condensation  suit  des  lois  particulières.  Ces  groupes 
sont  des  amas  stellaires  ;  ils  contiennent  souvent  des 
milliers  d'étoiles  télescopiques,  reliées  entre  elles  par 
une  dépendance  évidente,  et  ils  apparaissent  à  l'œil 
nu  sous  forme  de  nébuleuses  arrondies,  d'une  lueur 
et  d'un  aspect  cométaire.  Ce  sont  là  les  étoiles  né- 
buleuses d'Ératosthène  (37)  et  de  Ptolémée,  les  ne- 
bulosœ  des  Tables  Alphonsines  de  1252,  et  celles  qui, 
suivant  Galilée ,  «  sicut  areolse  sparsim  per  œthera 
subfulgent.  » 

Ces  amas  d'étoiles,  à  leur  tour,  peuvent  être  iso- 
lés dans  le  ciel ,  ou  rassemblés  et  comme  entassés 
dans  certaines  régions ,  telles  que  la  Voie  lactée  ou 
les  Nuées  de  Magellan.  La  région  la  plus  riche  en 
amas  globulaires  {globular  clusters)^  appartient  à  la 


—  153  — 

Voie  lactée  ;  elle  en  forme  même  la  partie  la  plus 
importante.  Elle  se  trouve  dans  le  ciel  austral  (38), 
entre  la  Couronne  australe,  le  Sagittaire,  la  queue 
du  Scorpion,  et  TAutel,  c'est-à  dire  entre  16*'  45"™  et 
19^  d'ascension  droite.  Mais  les  amas  qui  se  trouvent 
à  l'intérieur  ou  dans  le  voisinage  de  la  Voie  lactée 
ne  sont  pas  tous  ronds  ou  sphériques.  On  en  trouve 
beaucoup  dont  les  contours  sont  irréguliers  ;  ils  ren- 
ferment alors  moins  d'étoiles,  et  leur  condensation 
centrale  est  moins  marquée.  Dans  un  grand  nombre 
d'amas  globulaires,  les  étoiles  sont  toutes  d'égale 
grandeur;  dans  d'autres,  elles  sont  fort  inégales. 
Quelquefois  il  y  a,  au  centre,  une  belle  étoile 
rouge  (59),  comme  dans  l'amas  situé  par  ^^  10""  d'as- 
cension droite,  et  56"  21'  de  déclinaison  boréale. 
Comment  ces  systèmes  isolés  peuvent-ils  se  mainte- 
nir? comment  les  soleils  qui  fourmillent àl'intérieur 
de  ces  mondes  peuvent-ils  accomplir  leurs  révolu- 
tions librement  et  sans  chocs?  c'est  assurément  un 
des  plus  difficiles  problèmes  que  la  dynamique  puisse 
aborder.  Les  nébuleuses  ne  se  distinguent  plus  guère 
des  amas  stellaires ,  puisqu'on  les  regarde  mainte- 
nant comme  étant  formées,  elles  aussi ,  d'étoiles, 
mais  d'étoiles  plus  petites  ou  beaucoup  plus  éloi- 
gnées de  nous.  Cependant  les  nébuleuses  paraissent 
suivre,  dans  leur  distribution  ,  des  lois  particulières. 
La  connaissance  de  ces  lois  aura  surtout  pour  effet 
de  modifier  profondément  nos  idées  sur  ce  que  l'on 
nomme,  avec  tant  de  hardiesse,  la  structure  de  l'u- 
nivers. Citons  seulement  ici  un  fait  bien  remarquable: 


~  154  — 

à  parité  de  grossissement  et  d'ouverture  du  téles- 
cope ,  les  nébuleuses  rondes  sont  plus  facilement  ré- 
solubles en  étoiles  que  les  nébuleuses  ovales  (40). 

Nous  signalerons  maintenant  quelques-uns  de  ces 
amas  stellaires  qui  forment  des  systèmes  isolés,  vé- 
ritables îles  dans  Tocéan  des  mondes. 

Les  Pléiades  :  Connues  dès  la  plus  haute  antiquité  et  des 
peuples  les  plus  grossiers.  C'était  la  constellation  des  naviga- 
gateurs  :  Pleias,  à-o  xoîi  t.1i~^  ,  comme  dit  Vancien  scoliaste 
d'Aratus.  Cette  étymologie  est  bien  plus  juste  que  celle  des 
écrivains  plus  modernes,  qui  la  déduisent  de  itXioç ,  pluralité. 
Dans  la  Méditerranée,  la  navigation  durait  depuis  mai  jusqu'au 
commencement  de  novembre ,  c'est-à-dire  depuis  le  lever  hé- 
liaque  jusqu'au  coucher  héliaque  des  Pléiades. 

La  Crèche,  dans  TÉcrevisse  ;  Nubecula  quam  Praesepia  vo- 
cant  inter  Asellos ,  comme  disait  Pline  ;  un  v£.pi)aov  d'Erato- 
sthène. 

L'amas  qui  se  trouve  dans  la  poignée  de  Pépée  de  Persée  ; 
les  astronomes  grecs  en  ont  souvent  fait  menUon. 

La  Chevelure  de  Bérénice  :  visible  à  la  simple  vue  ,  ainsi  que 
les  trois  amas  précédents. 

Un  amas  situé  près  d'Arcturus  (N"  1663) ,  par  13*>  3^°*  12* 
d'asc.  dr.  et  29^>  U' de  décl.,  il  contient  plus  d'un  millier  de 
petites  étoiles  de  10^  à  12''  grandeur. 

Amas  placé  entre  -ri  et  ^  d'Hercule  :  visible  à  l'œil  nu  pendant 
les  belles  nuits;  un  magnifique  objet,  vu  àPaide  d'un  télescope 
puissant  (N^>  1968);  il  est  frangés  sur  les  bords,  de  prolonge- 
ment, assez  singuliers.  AU.  16"  35'»  37' décl.  +  36°  ^7'-,  décrit 
pour  la  première  fois  en  171^ .  par  Halley. 

Amas  situé  près  de  œ  du  Centaure  :  dérrit  par  Halley  dès 
1677;  paraissant  à  l'œil  nu  comme  une  tache  ronde  d'aspect 
cométaire;  presque  aussi  brillant  qu'une  étoile  de  li''  à  5"  gran- 
deur.  A  Paide  de  télescopes  puissants,  on  le  décompose  en 


—  155  — 

petites  étoiles  de  13«  à  15*  grandeur,  assez  fortement  conden- 
sées vers  le  centre;  AR.  13''  16'"  38%  Décl.  —  Zi6"  35';  c'est  le 
no  350^  du  Catalogue  des  nébuleuses  du  ciel  austral  de  Sir 
John  Herschel;  il  a  15' de  diamètre  {Foyage  au  Cap,  p.  21 
et  105  ;  Ont  Unes  of  Af^lr.,  p.  595). 

Amas  voisin  de  x  de  la  Croix  du  Sud  (N"  3/i35)  :  Composé 
d'étoiles  multicolores  de  12^  à  16*^  grandeur.  Ces  étoiles  sont 
distribuées  sur  une  aire  de  1/^8  de  degré  carré.  C'est  une  né- 
buleuse de  Lacaille  ;  elle  a  été  si  complètement  résolue  par 
Sir  John  Herschel,  qu'il  ne  restait  plus  de  traces  de  nébulosité. 
L'étoile  centrale  est  absolument  rouge  (Foyage  au  Cap,  p.  17 
et  102,  pi.  I,  fig.  2). 

L'amas  hl  du  Toucan,  de  Bode;  N''  2322  du  Catalogue  de 
Sir  John  Herschel  ;  un  des  plus  merveilleux  objets  du  ciel  austral. 
Lorsque  je  vins  au  Pérou  ,  pour  la  première  fois ,  et  que  je  vis 
cet  amas  plus  élevé  au-dessus  de  l'horizon  ,  je  le  pris  d'abord 
pour  une  comète.  Il  a  15  ou  20'  de  diamètre,  et  quoiqu'il  soit 
situé  près  de  la  petite  Nuée  de  iMagellan,  sa  visibilité  ù  l'œil  nu 
est  singulièrement  favorisée  par  sa  situation  dans  un  espace 
entièrement  vide  d'étoiles.  Il  est  intérieurement  coloré  en  rose 
pâle,  entouré  d'une  bordure  blanche  concentrique,  et  formé 
d'étoiles  égales  de  W  à  16^  grandeur.  Il  présente  d'ailleurs 
tous  les  signes  caractéristiques  de  la  forme  globulaire  ou  sphé- 
rique  (^1). 

La  Nébulevse  d' Andromède ,  près  de  v  de  cette  constellation. 
La  résolution  en  étoiles  de  cette  célèbre  nébuleuse  est  une  des 
plus  remarquables  découvertes  qu'on  ait  faites,  à  notre  époque, 
dans  l'aslronomie  sidérale.  Celte  découvcrle  est  due  à  Georges 
Bond  (^2s  adjoint  de  l'observatoire  de  Cambridge,  aux  États- 
Unis,  et  fut  faite  en  marsl8/i8;  elle  montre  toute  la  puissance  op- 
tique delà  lunel  te  ('c  cet  établissement  (son  objectif  est  de  38  cen- 
timètres de  diamètre);  car  un  excellent  téles(ope,  dont  le  miroir 
n'avait  pas  moins  de  ^9  centimètres  de  diamètre,  «  ne  laissait 
pas  même  soupçonner  la  présence  d'une  seule  étoile  dans  cette 
nébuleuse  »  {hZ).  Or  la  lunette  de  Cambridge  en  fait  distinguer 


—  156  — 

plus  de  1500.  Peut-être  l'amas  stellaire  d'Andromède  a-t-il  été 
connu  ,  dès  la  fin  du  x^  siècle,  comme  une  nébuleuse  de  forme 
ovale  ;  il  est  certain  du  moins  que  Simon  Marins  ou  xMayer^  de 
Guntzenhausen,  auquel  on  doit  la  remarque  des  changements  de 
couleur  qui  accompagnent  la  scintillation  [hk],  a  signalé  cet  amas 
le  15  décembre  1612,  comme  un  nouvel  astre  singulier,  dé- 
pourvu d'étoiles  et  inconnu  à  Tycho;  c'est  lui  aussi  qui  en  a  donné 
la  première  description   détaillée.   Cinquante  ans  plus  tard , 
Bouillaud ,  l'auteur  de  Y Astronomia  Philolaica,  s'est  occupé 
du  même  sujet.  Ce  qui  donne  à  cet  amas,  dont  la  longueur  est 
de  2"  1/2  et  la  largeur  de  plus  de  1%  un  caractère  tout  particu- 
lier, ce  sont  deux  bandes  noires  très-étroites  qui  traversent, 
comme  des  fissures, la  figure  entière,  parallèlement  à  son  grand 
axe.  Cette  configuration  ,  observée  par  Bond ,  rappelle  la  sin- 
gulière fissure  longitudinale  qui  traverse  également  une  nébu- 
leuse non  résolue  de  l'hémisphère  austral,  le  N°  3501,  dont 
Herschel  a  donné  la  description  et  le  dessin,  dans  son  Foyagç 
au  Cap^  p.  20  et  105 ,  pi.  IV,  fig.  2. 

J'omets  à  dessein  la  grande  nébuleuse  d'Orion 
dans  ce  choix  d'amas  stellaires  remarquables,  mal- 
gré les  découvertes  importantes  que  Lord  Rosse,  aidé 
de  son  télescope  gigantesque ,  a  faites  sur  cette  né- 
buleuse. Il  m'a  paru  plus  convenable  de  renvoyer 
au  chapitre  des  nébuleuses  la  description  des  parties 
actuellement  résolues  dans  la  constellation  d'Orion. 

La  plus  grande  accumulation  d'amas  d'étoiles , 
mais  non  de  nébuleuses,  se  trouve  dans  la  Voie  lac- 
tée (15),  {Galaxias,  le  Fleuve  céleste  des  Arabes)  (Û6), 
qui  forme  presque  un  grand  cercle  de  la  sphère  in- 
cliné à  l'équateur  sous  un  angle  de  63o.  Le  pôle  nord 
de  la  Voie  lactée  se  trouve  par  12''  hT"  d'asc.  dr. 
et  27"  de  décl.  boréale,  et  son  pôle  sud  par  0''  47*" 


—  157  — 

d'asc.  droite  et  27"  de  décl.  australe.  On  voit  que  le 
pôle  boréal  de  la  Voie  lactée  est  situé  près  de  la  Che- 
velure de  Bérénice,  et  que  son  pôle  austral  tombe 
entre  le  Phénix  et  la  Baleine.  S'il  est  naturel  de  rap- 
porter les  lieux  des  planètes  à  Técliptique,  c'est-à- 
dire  au  grand  cercle  de  la  sphère  que  le  Soleil  décrit 
dans  sa  course  annuelle,  il  ne  Test  pas  moins  de  rap- 
porter l'ensemble  des  configurations  stellaires  au 
grand  cercle  de  la  Voie  lactée ,  surtout  quand  il  s'a- 
git de  rechercher  le  mode  suivant  lequel  les  étoiles 
se  groupent  et  s'accumulent  dans  les  diverses  ré- 
gions de  la  voûte  céleste.  En  ce  sens ,  la  Voie  lactée 
a  le  môme  rôle,  dans  l'univers  sidéral,  que  l'éclip- 
tique  dans  notre  monde  planétaire.  Elle  coupe  l'é- 
quateur  en  deux  points  :  le  premier  est  situé  entre 
Procyon  et  Sirius ,  par  6''  54™  d'asc.  dr.  ;  le  second 
point  se  trouve  vers  la  main  gauche  d'Antinous,  par 
19M5"  d'asc.  dr.  (en  1800).  La  Voie  lactée  divise 
donc  la  sphère  céleste  en  deux  parties  un  peu  iné- 
gales, dont  les  surfaces  sont  dans  le  rapport  de  8 
à  9.  C'est  dans  la  plus  petite  que  se  trouve  le  point 
équinoxial  du  printemps.  La  largeur  de  la  Voie  lactée 
est  très-variable  (47).  La  partie  la  plus  étroite  et  aussi 
la  plus  brillante  a  seulement  3"  ou  4"  de  large;  elle 
se  trouve  entre  la  proue  du  Navire  et  la  Croix. 
Ailleurs,  sa  largeur  va  à  16**  et  même  à  22%  par 
exemple  entre  le  Serpentaire  et  Antinous  ;  il  est  vrai 
que  cette  partie  est  divisée  en  deux  branches  (48). 
W.  Herschel  a  remarqué  qu'en  plusieurs  endroits  la 
Voie  lactée  est  plus  large  de  6°  ou  7%  d'après  ses  jau- 


—  158  ^- 

ges,  qu'elle  ne  le  paraît  à  Toeil  nu,  quand  on  en  juge 
seulement  par  l'effet  de  sa  lueur  stellaire  (19). 

La  blancheur  lactescente  de  cette  zone  a  été  attri- 
TDuée  longtemps  à  la  présence  d'une  nébulosité  gé- 
nérale non  résoluble.  Iluyghens  avait  été  conduit  à 
cette  idée  dès  1656,  en  étudiant  la  Voie  lactée  avec 
une  lunette  de  7™, 5.  Mais  on  est  parvenu  plus  tard, 
en  employant  toute  la  puissance  optique  des  plus 
grands  télescopes,  à  démontrer  que  cette  lueur  gé- 
nérale ne  devait  pas  être  attribuée  à  la  présence  de 
quelques  rares  nébuleuses ,  mais  bien  à  des  strates 
d'étoiles  accumulées  dans  la  même  région.  C'est  la  jus- 
tification des  idées  que  Démocrite  et  Manilius  s'étaient 
formées  autrefois  sur  «  la  Voie  suivie  parPhaéton.  » 
Là  où  la  Voie  lactée  a  été  décomposée  en  étoiles,  on 
a  vu  ces  étoiles»  se  projeter  sur  un  fond  noir  entière- 
ment dégagé  de  toute  nébulosité  :  »  or,  la  lueur  gé- 
nérale de  la  Voie  lactée  est  partout  la  même  (50). 

C'est  un  caractère  général  et  très-remarquable  de 
la  Voie  lactée  que  les  amas  globulaires  et  les  nébu- 
leuses ovales  de  forme  régulière  s'y  trouvent  si  clair- 
semées (51),  tandis  qu'on  les  rencontre  en  si  grand 
nombre  à  de  grandes  distances  de  la  Voie  lactée,  et 
même  dans  les  Nuées  de  Magellan.  Dans  ces  Nuées, 
les  étoiles  isolées,  les  amas  globulaires  à  tous  les  états 
possibles  de  condensation  intérieure ,  et  les  taches 
nébuleuses  ovales  ou  irrégulières  sont  abondamment 
mêlées  les  unes  aux  autres.  Toutefois  une  partie  de 
la  Voie  lactée  fait  exception  sous  ce  rapport;  on 
trouve  des  amas  nombreux  de  forme  sphérique  dans 


—  159  — 

la  région  comprise  entre  16^  iô""  et  18*"  l\h^  d'asc.  dr., 
c'est-à-dire  entre  l'Autel,  la  Couronne  australe,  la 
lêLe  et  le  corps  du  Sagittaire,  et  la  queue  du  Scor- 
pion. On  voit  même,  entre  s  et  G  du  Scorpion  ,  une 
de  ces  nébuleuses  annulaires,  si  rares  dans  le  ciel 
austral  (52).  Dans  le  champ  de  vision  des  grands  té- 
lescopes (et  il  faut  se  rappeler  ici  que  les  télescopes 
d'Herschel  de  20  pieds  et  de  40  pieds  pénétraient 
dans  l'espace  jusqu'à  900  et  2800  fois  la  distance  de 
Sirius  à  la  Terre),  la  Voie  lactée  se  montrait  aussi 
variée,  quant  à  sa  constitiUion  sidérale,  qu'elle  est 
peu  régulière  à  l'œil  nu ,  dans  ses  limites  toujours  mal 
accusées.  Si  quelques  régions  présentent  de  grands 
espaces  où  la  lumière  est  uniformément  répartie,  il 
vient  immédiatement  après  d'autres  régions  où  des 
espaces  brillants  du  plus  vif  éclat  alternent  avec  des 
espaces  pauvres  en  étoiles,  et  dessinent  sur  le  ciel 
des  réseaux  irrégulièrement  lumineux  (53).  On  trouve 
même,  jusque  dans  l'intérieur  de  la  Voie  lactée, 
des  espaces  obscurs  où  il  est  impossible  de  découvrir 
une  seule  étoile,  fut-elle  de  18'  ou  de  20'  grandeur. 
A  l'aspect  de  ces  régions  absolument  vides,  on  ne 
saurait  se  défendre  de  l'idée  que  le  rayon  visuel  a 
pénétré  réellement  dans  l'espace,  en  traversant  l'é- 
paisseur entière  de  la  couche  stellaire  qui  nous  envi- 
ronne. Les  mêmes  irrégularités  se  manifestent  dans 
les  jauges  :  quand  celles-ci  présentent  une  moyenne 
de  40  à  50  étoiles  pour  l'étendue  d'un  champ  de 
vision  de  15'  en  diamètre,  les  jauges  suivantes  en 
comprennent  souvent  dix  fois  plus.  Quelquefois,  des 


—  160  — 

étoiles  d'un  éclat  supérieur  brillent  au  milieu  de  la 
plus  line  poussière  stellaire,  et  les  ordres  de  gran- 
deur intermédiaires  manquent  totalement.  Il  faut 
pourtant  remarquer  ici  que  les  étoiles  dites  d'ordre 
inférieur  ne  sont  pas  nécessairement  les  plus  éloi- 
gnées; il  est  possible  qu'elles  soient  d'un  volume 
plus  faible ,  ou  que  la  lumière  s'y  développe  avec  une 
moindre  intensité. 

Pour  bien  saisir  le  contraste  que  présentent  les  di- 
verses parties  de  la  Voie  lactée ,  quant  à  l'éclat  et  à 
l'accumulation  des  étoiles,  il  faut  comparer  des  ré- 
gions très-éloignées  l'une  de  l'autre.  Le  maximum  de 
richesse  et  d'éclat  stellaire  se  trouve  entre  la  proue 
du  Navire  et  le  Sagittaire,  ou ,  pour  parler  plus  exac- 
tement ,  entre  l'Autel ,  la  queue  du  Scorpion ,  la  main 
et  l'arc  du  Sagittaire ,  et  le  pied  droit  du  Serpentaire. 
«  Aucune  région  du  ciel  ne  présente  autant  d'éclat  et 
de  variété  par  la  richesse  et  le  nombre  des  objets  qui 
s'y  trouvent  réunis  »  (54).  La  région  de  notre  ciel  bo- 
réal qui  s'en  rapproche  le  plus  est  située  dans  l'Aigle 
et  dans  le  Cygne ,  vers  le  point  de  partage  de  la  Voie 
lactée.  Le  minimum  d'éclat  se  trouve  dans  les  envi- 
rons de  la  Licorne  et  de  Persée,  et  le  minimum  de 
largeur  sous  le  pied  de  la  Croix. 

Une  circonstance  digne  de  remarque  augmente  en* 
core  la  magnificence  de  la  Voie  lactée,  dans  l'hémi- 
sphère austral  :  c'est  qu'elle  est  coupée  sous  un  angle 
d'environ  20%  entre  les  parallèles  de  59°  et  de  60% 
par  la  zone  stellaire  où  se  trouvent  les  étoiles  les  plus 
brillantes  et  sans  doute  aussi  les  plus  voisines  de 


—  161   — 

nous,  zone  à  laquelle  appartiennent Orion,  le  Gia.»  - 
Chien,  le  Scorpion,  le  Centaure  et  la  Croix.  Un  arc 
de  grand  cercle,  passant  par  s  d'Orion  et  le  pied  de 
la  Croix  ,  dessine  ass;  z  bien  la  direction  de  cette  zone 
remarquable,  dont  l'intersection  avec  la  Voie  lactée 
tonibe  entre  a  de  la  Croix  et  r^  d'Argo,  devenue  si 
célèbre  par  sa  variabilité.  J.'effet  vraiment  pittores- 
que de  la  Voie  lactée  est  encore  augmenté  par  les  di- 
verses ramifications  qu'elle  présente  sur  les  o/5  de 
son  trajet.  La  bifurcation  principale  a  lieu  près  de  « 
du  Centaure,  suivant  Sir  John  Herschel  (55),  et  non 
près  de  (3  du  Centaure,  comme  l'indiquent  nos  cartes 
célestes,  ni  près  de  l'Autel,  comme  le  veut  Ptolé- 
mée  (56).  Les  deux  grandes  branches  se  réunissent 
dans  la  constellation  du  Cygne. 

Pour  embrasser  dans  son  ensemble  le  cours  en- 
tier de  la  Voie  lactée  et  de  ses  ramifications,  nous 
ferons  ici  une  revue  rapide  de  ses  diverses  parties, 
en  suivant  l'ordre  des  ascensions  droites.  Elle  passe 
par  y  et  e  de  Cassiopée,  envoie  au  sud,  vers  z  de 
Persée,  un  rameau  qui  se  perd  près  des  Pléiades  et  des 
Hyades;  elle  traverse,  faible  encore  et  peu  brillante, 
les  Chevreaux  (Ilœdi)  dans  la  main  du  Cocher,  les 
pieds  des  Gémeaux  ,  les  cornes  du  Taureau ,  coupe 
Pécliptique  au  point  solsticial  d'été ,  couvre  la  massue 
d'Orion  ettraversel'équateurvers  le  col  de  la  Licorne 
par  6'*  54"^  d'ascension  droite  (en  1800).  A  partir  de 
ce  point  son  éclat  augmente  notablement.  A  l'arrière 
du  Navire,  elle  émet  un  rameau  vers  le  sud  jusqu'à 
y  d'Argo,  011  ce  rameau  disparaît  brusquement.  La 
m.  11 


—  162  — 

branche  principale  continue  jusqu'à  33°  de  décli- 
naison australe;  là  elle  s'éteud  en  éventail  sur  20°  de 
large,  puis  elle  s'interrompt  encore  et  laisse  un  large 
espace  vide ,  suivant  la  ligne  qui  joint  y  et  ).  d' Argo. 
Elle  reprend  ensuite,  avec  la  même  largeur  ;  mais  elle 
va  en  se  rétrécissant  vers  les  pieds  de  derrière  du 
Centaure.  Dans  la  Croix  du  Sud,  où  elle  atteint  son  mi- 
nimum de  largeur,  elle  n'a  plus  que  3°  ou  4°.  Un  peu 
plus  loin  ,  elle  s'étend  de  nouveau  ,  et  se  transforme 
en  une  masse  plus  brillante  où  (5  du  Centaure ,  a  et 
P  de  la  Croix  se  trouvent  compris,  ainsi  que  l'espace 
obscur  en  forme  de  poire,  qu'on  nomme  Sac  de 
Charbon  et  dont  j'aurai  à  parler  bientôt  dans  le 
VIP  chapitre.  C'est  vers  cette  région  remarquable, 
un  peu  au-dessous  du  Sac  de  Charbon ,  que  la  Voie 
lactée  se  rapproche  le  plus  du  pôle  austral. 

Elle  se  divise  près  de  a  du  Centaure ,  comme  je 
raidit  plus  haut,  et  sa  bifurcat'on  se  maintient,  sui- 
vant les  anciennes  descriptions,  jusque  dans  la  con- 
stellation du  Cygne.  D'abord,  en  partant  de  a  du  Cen- 
taure ,  on  voit  un  rameau  étroit  se  diriger  au  nord 
et  se  perdre  vers  le  Loup.  Puis  une  division  se 
montre  dans  le  Compas,  près  de  y  de  la  Règle.  Le 
rameau  septentrional  présente  des  formes  irrégu- 
lières jusque  vers  les  pieds  du  Serpentaire;  là  il 
s'évanouit  tout  à  fait.  Le  rameau  méridional  de- 
vient alors  la  branche  principale,  traverse  l'Au- 
tel et  la  queue  du  Scorpion,  en  se  dirigeant  vers 
l'arc  du  Sagittaire  et  coupe  l'écliptique  par  276°  de 
longitude.  On  le  reconnaît  plus  loin  courant  à  tra- 


—  163  — 

vers  TAigle  ,  la  Flèche  et  le  Renard  jusqu'au  Cygne, 
mais  sous  une  forme  accidentée,  interrompue  çà  et  là. 
En  cet  endroit  commence  une  région  extrêmement  ir- 
régulière; on  y  voit  entrée,  a.  et  y  du  Cygne,  une  large 
place  obscure  que  Sir  John  Herscliel  compare  au 
Sac  de  charbon  de  la  Croix  du  Sud  (57),  et  qui  forme 
une  espèce  de  centre  d'où  divergent  trois  courants 
partiels.  Le  plus  brillant  est  facile  à  suivre,  si  on  re- 
monte par  de  là  (3  du  Cygne  et  s  de  l'Aigle;  mais  il 
ne  se  réunit  point  avec  le  rameau  mentionné  plus 
haut,  lequel  s'étend  jusqu'au  pied  d'Ophiucus.  Une 
partie  plus  considérable  de  la  Voie  lactée  s'étend  en 
outre  à  partir  de  la  tête  de  Céphée,  c'est-à-dire  près 
de  Cassiopée,  point  de  départ  de  toute  cette  descrip- 
tion, et  se  dirige  vers  la  Petite  Ourse  ou  le  pôle  nord. 
Les  progrès  extraordinaires  dont  l'étude  de  la 
Voie  lactée  est  redevable  à  l'emploi  des  grands  té- 
lescopes, ont  fait  succéder,  à  l'étude  purement  des- 
criptive ou  optique  de  cette  partie  du  ciel,  des 
aperçus  plus  ou  moins  heureux  sur  sa  constitution 
physique.  Thomas  Wright  (58),  Kant ,  Lambert  et 
William  Herschel  lui-même  ne  voyaient  dans  cette 
immense  accumulation  d'étoiles  que  la  simple  per- 
spective d'une  strate  stellaire  aplatie  et  plus  ou  moins 
régulière,  au  sein  de  laquelle  notre  système  solaire 
serait  placé.  Quant  à  l'Iiypothèse  opposée,  celle  de 
l'égale  grandeur  des  étoiles  et  de  leur  uniforme  dis- 
tribution dans  l'espace,  tout  concourt  aujourd'hui  à 
l'ébranler.  Cependant  William  Herschel  a  fini,  dans 
ses  derniers  travaux ,  par  modifier  lui-même  sa  pre- 


—  164  — 

uiière  idée  :  au  lieu  d'une  immense  couche  d'étoiles, 
cet  habile  et  hardi  scrutateur  des  cieux  a  préféré  ad- 
mettre enfin  l'hypothèse  d'un  vaste  anneau  stellaire, 
qu'il  avait  pourtant  combattue  dans  son  beau  Mé- 
moire de  1781  (59).  Les  dernières  observations  pa- 
raissent décider  en  faveur  d'un  système  d'anneaux 
concentriques,  d'épaisseurs  très-inégales,  et  dont  les 
diverses  couches,  plus  ou  moins  lumineuses  pour 
nous,  seraient  placées  à  des  profondeurs  diverses 
dans  l'espace.  Maisl'éclatrelatif  de  ces  petites  étoiles, 
comprises  entre  la  10^  et  la  IG^  grandeur,  ne  saurait  ici 
nous  donner  la  mesure  de  leur  distance;  il  est  impos- 
sible d'en  rien  conclure  de  satisfaisant,  quant  à  l'éva- 
luation numérique  du  rayon  des  sphères  auxquelles 
ces  étoiles  appartiennent  ^60). 

Dans  beaucoup  de  régions  de  la  Voie  lactée,  la  puis- 
sance de  pénétration  de  nos  instruments  optiques 
suffit  pour  résoudre  les  nuées  stellaires  dans  toute 
leur  étendue,  et  faire  voir  les  points  lumineux  sur  le 
fond  vide  et  noir  des  espaces  sans  fin.  On  peut  dire 
alors  que  la  vue  pénètre  librement  dans  l'espace.  «  It 
leads  us,  »  dit  Sir  John  Herschel,  «  irresistibly  to  the 
conclusion,  that  in  thèse  régions  we  see  fairly  through 
the  slarry  stratum  (61).  »  Dans  certaines  régions,  la 
Voie  lactée  livre  elle-même  un  passage  par  ses  hiatus 
ou  ses  fissures.  Ailleurs  elle  est  restée  impénétrable 
(fathomless,  insondable),  même  pour  le  célèbre  té- 
lescope de  40  pieds  (62j. 

La  théorie  actuelle  du  système  des  anneaux  galac- 
tiques et  la  détermination  de  que  l'on  appelle  har- 


—  165  — 

diment  «  le  lieu  du  Soleil  dans  ce  système,  »  sont 
dues ,  en  grande  partie ,  aux  récents  travaux  de  Sir 
John  Herschel  dans  l'hémisphère  austral.  Pour  obte- 
nir ces  résultats  dont  on  ne  peut  contester  la  vrai- 
semblance et  surtout  l'intérêt,  John  Herschel  a  étu- 
dié la  distribution  de  la  lumière  stellaire  dans  les 
diverses  régions  de  la  Voie  lactée ,  et  les  ordres  de 
grandeur  des  étoiles  qui  s'accumulent  de  plus  en 
plus  à  partir  des  pôles  galactiques,  accumulation 
qui  a  été  constatée,  dans  un  espace  de  30%  de 
chaque  côté  de  la  Voie  lactée,  pour  les  étoiles 
inférieures  à  la  11*  grandeur  (63),  par  consé- 
quent pour  les  16/17  de  la  totalité  des  étoiles. 
Le  lieu  que  Ton  est  ainsi  conduit  à  assigner  au  Soleil 
est  excentrique  :  on  le  place  sur  la  ligne  d'intersec- 
tion de  l'une  des  couches  secondaires  avec  le  plan  de 
l'anneau  principal  (6/i),  dans  une  des  régions  les  plus 
vides,  plus  près  de  la  Croix  du  Sud  que  de  la  région 
cil  se  trouve  le  nœud  opposé  de  la  Voie  lactée  (65). 
«  La  profondeur  à  laquelle  notre  système  solaire 
est  placé,  dans  la  couche  d'éloiles  qui  forme  la 
Voie  lactée ,  doit  donc  être  égale  à  la  distance  des 
étoiles  de  9*  à  10''  grandeur,  et  non  point  à  celle  des 
étoiles  de  11'  grandeur;  cette  profondeur  étant  d'ail- 
leurs comptée  à  partir  de  la  surface  méridionale  de  la 
strate  stellaire  (66),  »  Mais  là  où  les  mesures  di- 
rectes deviennent  impossibles,  par  la  nature  mênie 
du  problème,  l'esprit  humain,  tout  en  pressentant  la 
vérité,  ne  parvient  cependant  qu'à  saisir  une  lueur 
incertaine. 


—  166  — 


IT 


ÉTOILES  NOUVELLES.  —  ÉTOILES  CHANGEANTES  A  PÉRIODES 
CONSTATÉES  —  ASTRES  DONT  L'ÉCLAT  SUBIT  DES  VARIATIONS, 
MAIS  DONT  LA  PÉRIODICITÉ  N'A  POINT  ENCORE  ÉTÉ  RECONNUE. 

* 

Étoiles  nouvelles.  —  L'apparition  d'une  étoile  nou- 
velle a  toujours  excité  l'étonnement,  surtout  quand 
le  phénomène  a  été  subit,  quand  l'étoile  était  de 
première  grandeur  et  fortement  scintillante.  C'est 
là,  en  effet,  ce  que  l'on  pourrait  nommer  à  bon 
droit  un  événement  dans  l'univers.  Ce  qui  était 
resté,  jusque-là,  caché  à  nos  regards,  devient  vi- 
sible et  révèle  tout  à  coup  son  existence.  La  sur- 
prise,  d'ailleurs,  est  d'autant  plus  vive,  que  de  pa- 
reils événements  se  présentent  plus  rarement  dans  la 
nature.  Du  xvi"  au  xix^  siècle,  les  habitants  de  l'hé- 
misphère boréal  ont  aperçu ,  à  l'œil  nu ,  42  comètes , 
soit  14  comètes  en  moyenne  par  siècle  ;  tandis  qu'ils 
n'ont  été  témoins  que  de  8  apparitions  d'étoiles 
nouvelles,  dans  le  même  laps  de  temps.  Leur  rareté 
devif'ut  bien  plus  frappante ,  si  on  embrasse  des  pé- 
riodes plus  longues.  Depuis  l'époque,  importante 
dans  l'histoire  de  l'astronomie,  où  les  Tables  Alphon- 
sines  furent  achevées,  jusqu'à  celle  de  William 
Herschel,  de  1252  à  1800,  on  a  compté  environ 
6B  comètes  non  télescopiques,  et  seulement  9  étoiles 


—  167  — 

nouvelles.  Dans  cette  période  donc,  où  la  civilisa- 
tion européenne  permet  de  compter  sur  une  atten- 
tion scientifique  suffisamment  soutenue,  le  rapport 
des  étoiles  nouvelles  aux  comètes  visibles  est  celui 
de  1  à  7.  Nous  ferons  voir  bientôt  que,  si  on  distingue 
avec  soin,  dans  le  catalogue  chinois  de  Ma-tuan-lin, 
les  étoiles  nouvelles  des  comètes  dépourvues  de 
queues,  et  si  Ton  remonte,  à  l'aide  de  cette  pré- 
cieuse colfection,  jusqu'à  l'année  150  avant  notre  ère, 
on  trouve  encore  à  peine,  en  2000  ans,  20  à  22  ap- 
paritions d'étoiles  dont  on  puisse  garantir  là  réalité. 
Avant  de  passer  aux  considérations  générales,  il 
nous  parait  bon  de  tious  arrêter,  un  moment,  à 
un  cas  particulier,  et  d'étudier,  dans  les  écrits  d'un 
témoin  oculaire ,  la  vive  impression  que  peut  causer 
l'aspect  inattendu  d'un  phénomène  de  ce  genre. 
«  Lorsque  je  quittai  l'Allemagne  pour  retourfiel' 
dans  les  îles  danoises ,  dit  Tycho  Brahé ,  je  m'arrêtai 
(ut  aulicee  vilœ  fastidium  lenirem)  dans  l'ancien  cloître 
admirablement  situé  d'Herritzwaldt,  appartenant  à 
mon  oncle  Sténon  Bille,  et  j'y  pris  l'habitude  de  rester 
dans  mon  laboratoire  de  chimie  jusqu'à  la  nuit  tom- 
bante. Un  soir  que  je  considérais,  comme  à  l'ordi- 
naire, la  voûte  céleste  dont  l'aspect  m'est  si  familier, 
je  vis  avec  un  étonncment  indicible,  près  du  zénith, 
dans  Cassiopée,  une  étoile  radieuse  d'une  grandeur 
extraordinaire,  frappé  de  surprise,  je  ne  savais  si  j'en 
devais  croire  mes  yeux.  Pour  nie  convaincre  qu'il 
n'y  avait  point  d'illusion ,  et  pour  recueillir  le  té- 
moignage d'autres  personnes,  je  fis  sortir  les  ou- 


—  168  — 

vriers  occupés  dans  mon  laboratoire,  et  je  leur 
demandai,  ainsi  qu'à  tous  les  passants,  s'ils  voyaient, 
comme  moi,  l'éloile  qui  venait  d'apparaître  tout  à 
coup.  J'appris  plus  tard  qu'en  Allemagne  des  voilu- 
riers  et  d'autres  gens  du  peuple  avaient  prévenu  les 
astronomes  d'une  grande  apparition  dans  le  ciel,  ce 
qui  a  fourni  l'occasion  de  renouveler  les  railleries 
accoutuniées  contre  les  hommes  de  science  (comme 
pour  les  comètes  dont  la  venue  n'avait  point  été 
prédite). 

«  L'étoile  nouvelle  »,  continue  Tycho,  «  était  dé- 
pourvue de  queue  ;  aucune  nébulosité  ne  l'entourait; 
elle  ressemblait  de  tout  point  aux  autres  étoiles; 
seulement  elle  scintillait  encore  plus  que  les  étoiles 
de  première  grandeur.  Son  éclat  surpassait  celui  de 
Sirius,  de  la  Lyre  et  de  Jupiter.  On  ne  pouvait  le 
comparer  qu'à  celui  de  Vénus,  quand  elle  est  le  plus 
près  possible  de  la  Terre  (alors  un  quart  seulement 
de  sa  surface  est  éclairé  pour  nous).  Des  personnes 
pourvues  d'une  bonne  vue  pouvaient  distinguer  cette 
étoile  pendant  le  jour,  même  en  plein  midi,  quand 
le  ciel  était  pur.  La  nuit,  par  un  ciel  couvert,  lors- 
que  toutes  les  autres  étoiles  étaient  voilées,  l'étoile 
nouvelle  est  restée  plusieurs  fois  visible  à  travers  des 
nuages  assez  épais  (nubes  non  adniodum  densas). 
Les  distances  de  cette  étoile  à  d'autres  étoiles  de  Cas- 
siopée,  que  je  mesurai  l'année  suivante  avec  le  plus 
grand  soin,  m'ont  convaincu  de  sa  complète  immobi- 
lité. A  partir  du  mois  de  décembre  1572,  son  éclat 
commença  à  diminuer  ;  elle  était  alors  égale  à  Jupiter. 


—  109  — 

En  janvier  1573  elle  devint  moins  brillante  que  Ju- 
piter. Voici  les  résultais  de  mes  comparaisons  photo- 
métriques  :  en  février  et  mars,  éj^alité  avec  les 
étoiles  du  premier  ordre  (stelhirum  affixarum  primi 
honoris  ;  Tycho  paraît  n'avoir  jamais  voulu  employer 
Texpression  de  Manilius,  stellœ  fixée);  en  avril  et 
mai,  éclat  des  étoiles  de  2''  grandeur;  en  juillet  et 
août,  de  3";  en  octobre  et  novembre,  de  4*'  grandeur. 
Vers  le  mois  de  novembre ,  l'étoile  nouvelle  ne  sur- 
passait pas  la  il'  étoile  dans  le  bas  du  ôossier  du 
trône  de  Cassiopée.  Le  passage  de  la  5*  à  la  6'  gran- 
deur eut  lieu  de  décembre  1573  à  février  1574.  Le 
mois  suivant,  l'étoile  nouvelle  disparut,  sans  laisser 
de  trace  visible  à  la  simple  vue,  après  avoir  brillé 
17  mois.  »  Le  télescope  a  été  inventé  37  ans  plus 
tard. 

Ainsi  rétoile  perdit  son  éclat  d'une  manière  suc- 
cessive et  parfaitement  régulière,  sans  présenter  des 
périodes  de  recrudescence,  comme  l'a  fait  de  nos 
jours-/;  d'Argo,  étoile  qu'on  ne  peut  assurément  ap- 
peler nouvelle.  La  couleur  ch  ngeait  aussi  bien 
que  l'éclat,  ce  qui  donna  lieu,  plus  tard,  à  une 
foule  de  conjectures  erronées  sur  la  vitesse  de  pro- 
pagation des  divers  rayons  colorés.  Dans  les  premiers 
temps  de  son  apparition  ,  lors(|u'elle  égalait  en  éclat 
Vénus  et  Jupiter,  elle  resta  blanche  pendant  deux 
mois;  elle  passa  ensuite  au  jaune,  puis  au  rouge. 
Pendant  l'hiver  de  1573 ,  Tycho  la  compare  à  Mars  ; 
puis  il  la  trouve  presque  semblable  à  l'épaule  droite 
d'Orion  (Beteigeuze).  11  lui  trouvait  surtout  de  l'ana- 


—  170  — 

logie  avec  la  couleur  rouge  d'Aldébaran.  Au  prin- 
temps de  1573,  principalement  vers  le  mois  de  mai, 
la  couleur  blanchâtre  reparut:  «albedinemquamdam 
sublividam  induebat,  qualis  Saturni  stellae  subesse 
videtur  » .  Elle  resta  ainsi,  en  janvier  i57à,  de  5'  gran- 
deur et  blanche  ,  mais  d'une  blancheur  moins  pure; 
elle  scintillait  avec  une  vivacité  extraordinaire  pour 
sa  grandeur;  enfin  elle  conserva  les  mêmes  appa- 
rences jusqu'à  sa  disparition  totale  en  mars  1574. 

Ces  détails  circonstanciés  (67)  montrent  l'influence 
qu'un  tel  phénomène  devait  exercer  sur  les  esprits, 
à  une  époque  si  brillante  pour  l'astronomie  ,  et  l'im- 
portance qu'on  attachait  déjà  aux  problèmes  qu'il 
soulevait.  Comme,  malgré  la  rareté  des  étoiles  nou- 
velles ,  des  phénomènes'  de  ce  genre  se  reproduisi- 
rent 3  fois  en  32  ans,  sous  les  yeux  des  astronomes 
européens ,  ces  événements  extraordinaires  et  réi- 
térés excitèrent  au  plus  haut  degré  l'intérêt  uni- 
versel. On  reconnut  de  plus  en  plus  l'importance 
des  catalogues  stellaires,  qui  seuls  peuvent  donner 
le  moyen  de  contrôler  la  nouveauté  de  l'étoile.  On 
discuta  leur  périodicité  possible  (68),  c'est-à-dire 
leur  réapparition  après  plusieurs  siècles.  Tycho 
avança  même  hardiment  une  théorie  sur  la  ma- 
nière dont  les  étoiles  se  forment  aux  dépens  de  la 
matière  cosmique ,  et  sa  théorie  présente  beaucoup 
d'analogie  avec  celle  de  William  Ilerschel.  11  croit 
que  cette  matière  céleste  est  d'abord  à  l'état  de  né- 
bulosité ;  qu'elle  devient  lumineuse  par  sa  conden- 
sation ;   qu'elle  s'agglomère  enfin   en   formant  des 


—  171  — 

étoiles  :  «  Cœli  materiam  temiissimam,  ubiqiie  nostro 
visui  et  Planelarum  circiiitibiis  perviam  ,  in  iinurn 
globum  condensatam,  stellam  effîngere  ».  Cette  ma- 
tière cosmique,  universellement  répandue,  aurait 
acquis  déjà  un  certain  degré  de  condensation  dans 
la  Voie  lactée,  où  elle  brille  d'une  douce  lueur  ar- 
gentée. C'est  pourquoi  l'étoile  nouvelle  se  trouvait , 
comme  celles  qui  parurent  en  9/i5  et  1264,  au  bord 
même  de  la  Voie  lactée  «  quo  factum  est  quod  nova 
Stella  in  ipso  Galaxiee  margine  constiterit  ;  et  même 
on  reconnaît  encore  la  place  (le  hiatus)  que  la  ma- 
tière de  la  Voie  lactée  a  laissée  vide  en  se  conden- 
sant (69).  Ces  aperçus  rappellent  des  théories  qui 
eurent  cours  au  commencement  du  xix^  siècle,  la 
transformation  de  la  matière  nébuleuse  en  amas 
stellaires,  la  force  de  concentration  qui  condense 
peu  à  peu  cette  matière,  en  donnant  naissance  à  une 
étoile  centrale ,  et  toutes  ces  hypothèses  sur  la 
marche  que  suit  la  matière  nébuleuse,  pour  former 
des  globes  solides.  Ces  idées  ont  régné  un  instant; 
aujourd'hui  elles  sont  rejetées  comme  douteuses.  Tel 
est  le  sort  des  hypothèses,  dans  l'éternelle  fluctuation 
des  opinions  et  des  systèmes. 

Je  rassemble  ici  toutes  les  apparitions  des  étoiles 
nouvelles  temporaires  sur  la  certitude  desquelles  on 
peut  compter  jusqu'à  un  certain  point: 

(a)  13^  avant  J.  C.  dans  le  Scorpion. 

(6)  123  après  J.  C.  dans  Ophiucus. 

(c)  173  dans  le  Centaure. 

(d)  369  ? 


—  172  — 

(e)  386  dans  le  Sagittaire. 

(/•)     389  dans  l'Aigle. 

[g)  393  dans  le  Scorpion. 

{h)  827  ?  dans  le  Scorpion. 

[i)  9^5  entre  Cépliée  et  Cassiopée. 

[h)  1012  dnns  le  Bélier. 

(/)  1203  dans  le  Scorpion. 

[m)  1230  dans  Ophiucus. 

(n)  126^  entre  CépIiée  et  Cassiopée. 

(o)  1572  dans  Cassiopée. 

[p)  1578. 

{q)  158^  dans  le  Scorpion. 

(r)  1600  dans  le  Cygne. 

(s)  160i  dans  Ophiucus. 

(0  1609. 

(m)  1670  dans  le  Renard. 

iv)  18^8  dans  Ophiucus. 

Éclaircissements. 

(a)  Première  apparition,  entre  p  et  p  du  Scorpion ,  en  juillet 
de  l'an  134  av.  J.-C.  ;  extrait  de  la  Collection  chinoise  de 
Wa-tuan-lin ,  traduite  et  coordonnée  par  le  savant  linguiste 
Edouard  Biot  [Connaii^^ance  des  tempHf  pour  l'an  18/i6,  p.  61). 
On  trouve  ,  dans  ce  catalogue ,  la  description  des  étoiles  ex- 
traordinaires ,  d'un  aspect  étranger,  que  les  Chinois  nommaient 
étoiles  hôtes  (Ke-sing  ,  étrangers  d'une  physionomie  singulière). 
Ces  étoiles  sont  distinguées ,  par  les  observateurs  eux-mêmes , 
des  comètes  pourvues  de  queue;  mais  les  étoiles  nouvelles  im- 
mobiles sont  mêlées  d'un  certain  nombre  de  comètes  sans 
queue  et  changeant  de  position.  Cependant  on  peut  trouver  un 
critérium  important,  sinon  infaillible,  pour  les  distinguer, 
dans  l'indication  d'un  mouvement  (  Ke-sing  de  1092,  1181  et 
1 A58)  ou  dans  l'absence  de  toute  indication  de  ce  genre,  comme 
dans  la  formule  :  «  le  Ke-sing  s'est  dissous  »  et  a  disparu.  On 


—  173  — 

peut  rappeler  encore  que  la  tête  des  comètes  ,  avec  ou  sans 
queue,  brille  toujours  d'une  lumière  faible  et  douce,  et  ne  scin- 
tille jamais,  tandis  que  l'éclat  des  étoiles  extraordinaires,  signa- 
lées par  les  Chinois,  est  comparé  à  celui  de  Vénus,  ce  qui  ne 
saurait  convenir  aux  comètes  en  général ,  et  encore  moins  aux 
comètes  sans  queue.  L'étoile  qui  parut  en  134  avant  J.-G  ,  sous 
1  antique  dynastie  des  Han,  pourrait  être,  suivant  Sir  John 
Herschcl,  l étoile  nouvelle  dont  parle  Pline,  celle  qui  aurait 
déterminé  Nipparque  à  entreprendre  son  catalogue.  Le  dire  de 
Pline  a  été  traité  d'historiette  par  Delambre  {Hiiit  de  l*^str. 
anc^  t.  I ,  p.  290  et  Hist.  de  l'/fsfr.  mod. ,  t.  I,  p.  186).  Mais 
comme  Ptoléméealîirme  expressément  (^/wfl^.  711, 2,  p.  13,  éd. 
Halma)  que  le  catalogue  d'Hipparque  est  rolalif  h.  l'an  128  avant 
notre  ère,  et  comme  Hipparque  observait  à  Rhodes  et  peut-être 
aussi  à  Alexandrie,  entre  les  années  162  et  127  avant  J.  C,  ainsi 
que  je  l'ai  déjà  dit  d ms  un  autre  endroit,  il  n'y  a  rien  à  opposer 
h  l'assertion  de  Pline ,  ou  à  la  conjecture  d'Herschel  On  peut 
bien  croire,  en  effet,  que  le  grand  astronome  de  iNicée  a  observé 
longtemps  avant  l'époque  où  il  se  détermina  à  construire  un 
catalogue  d'étoiles.  L'expression  de  Pline  «  suo  aevo  genita  »  se 
rapporte  évidemment  à  la  vie  entiîre  d'Hipparque.  Lorsque 
l'étoile  de  1572  apparut  (celle  de  Tycho),  on  disputa  longtemps 
sur  la  question  de  savoir  si  l'étoile  d'Hipparque  était  bien  une 
étoile  nouvelle  ou  une  comète  sans  queue.  Tycho  avait  adopté 
la  première  opinion  [Progymn.,  p.  319-325).  Les  mots  «  ejus- 
que  moiu  ad  dubitationem  adiluctus  »  pourraient  faire  penser 
qu'il  s'agissait  d'une  comète  faible  ou  sans  queue  ;  mais  le  lan- 
gage un  peu  factice  de  Pline  s'accommode  de  toute  espèce 
d'ambiguïté  dans  l'expression. 

[h)  Apparition  signalée  par  les  Chinois,  en  décembre  de 
l'année  'i23  après  notre  ère,  entre  a  d'Hercule  et  a  d'Ophiucus; 
collection  de  Ma-tuan-lin,  daprès  Ed.  Biol  (Il  par;îîlrail  qu'il  y 
aurait  eu  encore  une  autre  apparition  d'étoile  nouvelle  sous 
Adrien  ,  vers  l'an  130). 

(c)  Étoile  singulière  et  très-grande ,  tirée  de  Ma-tuan-lin , 


—  174  — 

ainsi  que  les  trois  suivantes.  Elle  parut,  le  10  décembre  173, 
entre  a  et  [B  du  Centaure,  et  disparut  huit  mois  plus  tard,  après 
avoir  montré  les  cinq  couleurs  Vune  après  l'autre.  Edouard  Biot 
dit  successivement  y  dans  sa  traduction:  On  pourmit  conclure  de 
cette  expression  que  cette  étoile  a  présenté,  à  diverses  époques, 
une  série  de  couleurs  analogues  à  celles  de  Tétoile  de  ïyclio; 
mais  Sir  John  Herschel  croit  qu'il  s'agit  seulement  d'une  scin- 
tillation colorée  {Outlines,  p.  563);  c'est  la  même  interpréta- 
tion qu'Arago  a  donnée  dune  expression  presque  identique 
dont  Kepler  s'était  servi ,  pour  l'étoile  nouvelle  de  1604  dans 
le  Serpentaire  (^/inf maire  pour  18/i2  ,  p.  3Zi7). 

(d)  Elle  brilla  depuis  le  mois  de  mars  jusqu'au  mois  d'août 
de  Tan  369. 

{e}  Entre  X  et  <p  du  Sagittaire.  Le  catalogue  chinois  indique 
encore  ici  expressément  le  lieu  «  où  l'étoile  demeura  depuis  le 
mois  d'avril  jusqu'à  celui  de  juillet  386.  »  Elle  était  donc  im- 
mobile. 

{/)  Étoile  nouvelle  près  de  a  de  l'Aigle;  d'après  le  récit  de 
Cuspinianus ,  témoin  oculaire ,  elle  brillait  avec  l'éclat  de 
"Vénus,  du  temps  de  l'empereur  Ilonorius,  en  389.  Elle  disparut 
trois  semaines  après,  sans  laisser  de  traces  (70). 

{g)  Mars  393  ;  encore  dans  le  Scorpion ,  mais  cette  fois  dans 
la  queue  ;  tirée  du  catalogue  de  Ma-tuan-lin. 

[h)  L'année  827  est  douteuse  ;  il  est  plus  sûr  de  dire  :  dans 
la  première  moitié  du  ix*  siècle.  C  est  en  effet  vers  celte  époque, 
et  sous  le  règne  du  Calife  Al-31amoun,  que  deux  célèbres 
astronomes  arabes,  Haly  et  Giafar  Ben  Mohammed  Alboumazar, 
observèrent,  àBabylone,  une  étoile  nouvelle  «  dont  la  lumière 
égalait  celle  de  la  Lune  dans  son  premier  quartier  »  !  Cet  évé- 
nement eut  encore  lieu  dans  le  Scorpion  :  l'étoile  s'évanouit 
après  un  intervalle  de  quatre  mois. 

(t)  L'apparition  de  cette  étoile,  en  945,  sous  l'empereur 
Othon  le  Grand,  ainsi  que  celle  de  l'an  1264  ,  reposent  unique- 
ment sur  le  témoignage  de  l'astronome  bohémien  Cyprianus 
Leovitius ,  qui  assure  avoir  puibé  ses  renseignements  dans  une 


~  175  — 

Chronique  manuscrite.  Cet  astronome  fait  remarquer  en  même 
temps  que  les  deux  apparitions  de  91x5  et  de  126ii  ont  eu  lieu 
entre  Céphée  et  Cassiopée ,  tout  près  de  la  Voie  lactée ,  préci- 
sément à  l'endroit  où  l'étoile  de  Tyclio  s'est  montrée  en  1572. 
Dans  les  Progymnasmata  (p.  331  et  709) ,  Tycho  prend  parti 
pour  Cyprianus  Leovitius  contre  Pontanus  et  Camerarius  qui  le 
soupçonnaient  d'avoir  confondu  des  comètes  à  longues  queues 
avec  des  étoiles  nouvelles. 

(k)  D'après  le  témoignage  d'Hepidannus,  moine  de  Saint-Gall 
mort  en  1088,  et  dont  les  annales  s'élendent  de  709  à  lOZi/i,  une 
étoile  nouvelle  d'une  grandeur  extraordinaire  et  d'un  éclat 
éblouissant  (  oculos  verberans  )  parut  vers  la  fin  du  mois  de 
mai  1012,  dans  le  signe  du  Bélier,  au  point  le  plus  méridional  du 
ciel ,  et  y  resta  visible  pendant  3  mois.  Elle  parut  tantôt  plus 
grande ,  tantôt  plus  petite,  et  quelquefois  on  cessait  de  la  voir. 
«  Nova  Stella  apparuit  insolitae  magnitudinis,  aspectu  fulgurans, 
et  oculos  verberans  non  sine  terrore.  Quae  mirum  in  modum 
aliquando  contractior,  aliquancio  diffusior,  etiam  extinguebatur 
interdum.  Visa  est  autem  per  très  menses  in  intimis  finibus 
Austri,  ultra  omnia  signa  quae  videntur  in  cœlo.  »  \Heyidanni 
Annales  ^rere^dans  Duchesne,  Historiée  Francorum  Scripfores, 
t.  III,  16^1,  p.  ^77;  Cf.  aussi  Schnurrer,  Chronikder  Seuchen^ 
1'*  part ,  p.  201.  )  Le  manuscrit  consulté  par  Duchesne  et  par 
Goldast  place  cette  apparition  en  1012;  mais  d'après  de  ré- 
centes critiques  historiques  ,  il  faut  préférer  les  indications  d'un 
autre  manuscrit  qui  est  en  désaccord  fréquent  avec  le  premier, 
et  qui  recule,  par  exemple,  toutes  les  dates  de  6  ans  II  place 
l'apparition  de  1  étoile  nouvelle  dans  l'année  1006  (Cf  Annales 
Sangallenses  majores  dons  Pertz ,  Monumenta  Cermaniœ  histo- 
rica,  Scriptorum  t.  I,  1826,  p.  81;.  De  nouvelles  recherches 
ont  même  rendu  douteux  qu'Hepidannus  ait  jamais  écrit.  Le 
singulier  phénomène  dp  la  voriabiliié  a  été  nommé  par  Chladni 
la  combusti'jn  et  la  desfrvcfion  d'une  étoile.  Hind  pense  que 
l'étoile  d'Hepidannus  est  identique  avec  une  autre  étoile  nou- 
velle de  Ma-tuan-lin ,  qui  aurait  été  vue ,  en  Chine ,  dans  le 


—  176  ~ 

mois  de  février  1011 ,  entre  <y  et  o  du  Sagittaire  {Notices  ofthe 
R.  Ai^tron.  Soc,  t.  VIII,  1848,  p.  156).  Mais  alors  il  faudrait 
que  Ma-tuan-lin  se  fût  trompé  à  la  fois  sur  l'année  et  sur  la 
constellation  où  l'étoile  a  fait  son  apparition. 

(/)  A  la  fin  de  juillet  1203,  dans  la  queue  du  Scorpion. 
«  Étoile  nouvelle  ,  de  couhmr  bleuâtre  .  sans  nébulosité  lumi- 
neuse ,  et  semblable  à  Saturne,  »  d'après  les  catalogues  chinois 
(Edouard  Biot  dans  la  Connaissance  des  temps  pour  1846,  p  68). 

(m)  Encore  une  observation  chinoise  tirée  de  Ma  tuan-lin, 
dont  le  catalogue  astronomique ,  contenant  les  positions  assez 
exactes  des  comètes  et  des  étoiles,  remonte  à  613  ans  avant 
J.  C,  c'est-à-dire,  à  l'époque  de  Thaïes  et  de  l'expéJition  de 
CoKneus  de  Samos  La  nouvelle  étoile  parut ,  vers  le  milieu  de 
décembre  1230,  entre  Ophiucus  et  le  Serpent.  Elle  s  évanouit 
à  la  fin  de  mars  1231. 

(n)  C'est  l'éloile  dont  parle  l'astronome  bohémien  Cyprianus 
Leovilius  (voir  plus  haut  [i]  1  étoile  de  l'an  9^5).  A  la  même 
époque  (juillet  1264)  parut  une  gr.inde  comète  dont  la  queue 
embrassait  la  moitié  du  ciel,  et  qui  par  conséquent  n'a  pu  être 
confondue  avec  l'étoile  nouvelle  qui  apparut  entre  Céphée  et 
Gvassiopée. 

(O;  L'éloile  de  Tycho ,  du  11  novembre  1572  ,  dans  le  trône 
de  Cassiopée  ;  Asc.  dr.  =  3"  26';  Décl.  =  63»  3'  (pour  1800). 

ip)  En  février  1578,  d'après  Ma-tuan-lin.  La  constellation 
n'est  point  indiquée.  Il  faut  que  Téclat  de  cette  étoile  ait  été 
bien  extraordinaire  pcmr  que  le  catalogue  chinois  ajoute  :  a  une 
étoile  grande  comme  le  Soleil  !  » 

iq)  Le  1"  juillet  1584,  près  de  tt  du  Scorpion;  observation 
chinoise. 

(r)  L'étoile  34  du  Cygne,  d'après  Bayer.  Guillaume  Janson , 
géographe  distingué,  qui  avait  observé  quelque  temps  sous  la 
direction  de  Tycho  ,  est  le  premier  qui  ait  fixé  son  attention  sur 
cette  nouvelle  étoile  située  dans  la  poitrine  du  Cygne,  au 
commencement  du  col;  c'est  ce  que  prouve  une  inscription  de 
son  globe  céleste,  Kepler  manquant  dinstruments  depuis  la 


-.  177  — 

mort  de  Tycho,  et  empêché  d'ailleurs  par  ses  voyages,  ne  com- 
mença à  l'observer  que  deux   années  plus  tard;  il  n'apprit 
même  son  existence  que  vers  cette  époque  ;  circonstance  sin- 
gulière ,  car  l'étoile  était  de  3*^  grandeur.  «  Cum  mense  Maio 
anni  1602,  dit-il,  primum  litteris  monerer  de  novo  Gygni  phaeno- 
meno... .  »  (Kepler,  de  Stella  nova  tcrlii  honoris  in  Cygno  1606;, 
addition  à  l'ouvrage  de  Stella  nova  in  Serpent. ,  p.  152  ,  154  , 
164  et  167.)  On  ne  trouve  nulle  part,  dans  le  traité  de  Kepler, 
que  l'étoile  nouvelle  du  Cygne  ait  débuté  par  être  de  1'*^  gran- 
deur, quoiqu'on  l'ait  dit  souvent  dans  des  écrits  récents.  Kepler 
la  nomme  parva  Cygni  Stella,  et  la  classe  toujours  dans  la 
3'  grandeur.  Il  la  place  par  300"  46'  d'Asc.  dr.  et  -f  36«  52'  de 
Décl.,  ce  qui  donne  pour  1800  ;  302°  36'  et  +  37°  27'.  L'étoile 
diminua  d'éclat,  surtout  à  partir  de  1619,  et  finit  par  dispa- 
raître en  1621.  Dominique  Gassini  l'a  revue  en  1655  ;  elle  attei- 
gnit la  3*^  grandeur  et  disparut  de  nouveau  (Cf.  Jacques  Gassini, 
Élém.  d'Jstr.,  p.  69).  Hevelius  l'observa  de  nouveau  en  no- 
vembre 1665;  elle  était  d'abord  très-faible;  puis  elle  augmenta, 
mais  sans  atteindre  cette  fois  la  3^  grandeur.  Entre  1677  et  1682, 
elle  était  déjà  descendue  à  la  6«  grandeur  ;  elle  est  restée  au 
ciel  dans  cet  ordre  d'éclat.  Sir  John  Herschel  la  cite  dans  la 
liste  des  étoiles  changeantes,  mais  non  Argelander. 

(s)  Après  l'étoile  que  l'on  vit  en  1572,  dans  Gassiopée,  la  plus 
célèbre  est  celle  qui  parut  en  1604  dans  le  Serpentaire,  par 
259°  42' d'Asc.  dr.  et  21°  15'  de  Déclin,  australe  (pour  1800).  A 
l'une,  comme  à  l'autre,  se  rattache  un  grand  nom.  L'étoile  nou- 
velle du  pied  droit  du  Serpentaire  ne  fut  pas  découverte,  à  la  vé- 
rité, par  Kepler  lui-même,  mais  par  son  élève  Jean  Brunowski , 
de  Bohême,  le  10  octobre  1604.  «Elle  surpassait  les  étoiles  de 
1"  grandeur,  elle  surpassait  même  Jupiter  et  Saturne  ;  mais  elle 
était  moins  brillante  que  Vénus.  »  Herlicius  prétend  l'avoir  ob- 
servée dès  le  27  septembre.  Son  éclat  était  moindre  que  celui 
de  l'étoile  de  Tycho  ,  en  1572  ;  aussi  n'était-elle  pas  visible  en 
plein  jour  comme  celle-ci;  mais  sa  scintillation  était  beaucoup 
plus  vive  et  c'est  parla  surtout  qu'elle  excitait  l'étonnemcntdes 
iir.  \2 


—  178  — 

observateurs.  Comme  la  scintillalion  se  rattache  toujours  au 
phénomène  de  la  dispersion  des  couleurs ,  il  n'est  pas  surpre- 
nant qu'on  ait  tant  parlé  de  sa  lumière  colorée  et  de  ses  conti- 
nuelles variations.  Arago  (Annuaire  pour  iS^U  ,ip.  299-301  ,  et 
Annuaire  pour  1842,  p.  3/15-347)  a  déjà  fait  remarquer  que 
l'étoile  de  Kepler  n'a  nullement  présenté,  comme  celle  de 
Tyclio,  des  variations  de  couleur  permanentes,  en  passant  suc- 
cessivement ,  et  pour  un  temps  considérable ,  du  blanc  au  jaune, 
du  jaune  au  rouge  et  enfin  du  rouge  au  blanc.  Kepler  dit ,  de  la 
manière  la  plus  nette,  que  cette  étoile  paraissait  blanche,  quand 
elle  s'était  élevée  au-dessus  des  vapeurs  de  l'horizon.  S'il  parle 
des  couleurs  de  l'Iris,  c'est  seulement  pour  mieux  peindre  le 
phénomène  de  sa  scintillation  colorée  :  «  Exemplo  adamantis 
muUanguli,  qui  Solis  radios  inter  convertendum  ad  spectantium 
oculos  variabili  fulgore  revibraret,  colores  Iridis  (stella  nova 
in  Ophiucho  )  successive  vibratu  continuo  reciprocabat.  »  (  De 
Nova  Stella  Serpent.^  p.  5  et  125.)  Au  commencement  du  mois 
de  janvier  1605  ,  l'étoile  était  encore  plus  brillante  qu'Antarès, 
mais  un  peu  inrérieure  à  Arcturus.  A  la  fm  de  mars  de  la  même 
année ,  on  la  fait  de  3*  grandeur.  Le  voisinage  du  Soleil  vint 
interrompre  les  observations  pendant  k  mois.  Entre  février  et 
mars  1606,  elle  disparut  sans  laisser  de  traces.  Certaines  ob- 
servations fort  inexactes  de  Scipion  Claramonli  et  du  géographe 
Blaeu  (F)laew),sur  les  changements  de  position  de  l'étoile  nou- 
velle, méritent  à  peine  une  mention ,  ainsi  que  le  remarque  déjà 
J.  Cassini,  dans  ses  Élém.  d'Atron.^  p.  65  ;  elles  étaient  d'ailleurs 
en  contradiction  avec  le  travail  beaucoup  plus  sûr  de  Kepler.  Le 
catalogue  chinois  de  JMa-tuan-lin  contient  une  apparition  qui, 
pour  la  date  et  la  position,  présente  quelque  analogie  avec  celle 
de  l'étoile  nouvelle  du  Serpentaire.  Le  30  septembre  1604,  on 
vit  en  Chine,  près  de  -n:  du  Scorpion,  une  étoile  de  couleur 
orangée  («  de  la  grosseur  d'une  boule  »  ?).  Elle  brilla  au  sud- 
ouest  jusqu'au  mois  de  novembre  de  la  même  année  et  devint 
alors  invisible.  Elle  reparut,  le  14  janvier  1605,  au  sud-est; 
mais  elle  devint  un  peu  plus  obscure  en  mars  1606  (Connais- 


—  J79  — 

satice  des  temps  pour  I8/46,  p.  59).  Le  lieu  désigné  ici  par  tï  du 
Scorpion  peut  être  aisément  confondu  avec  le  pied  du  Serpen- 
taire ;  mais  les  expressions  sud- ouest  et  sud- est,  la  réapparition 
et  surtout  la  circonstance  qu'aucune  disparition  finale  n'est  indi- 
quée, répandent  quelques  doutes  sur  l'identité  des  deux  astres. 

(0  Encore  une  nouvelle  étoile  de  Ma-tuan-lin;  grandeur 
considérable;  vue  au  sud- ouest.  Il  n'y  a  pas  d'autres  indica- 
tions. 

(m)  Étoile  nouvelle ,  découverte  le  20  juin  1670,  par  le  char- 
treux Anthelme ,  dans  la  tête  du  Renard  ,  assez  près  de  (3  du 
Cygne.  Asc.  dr.  =  29V  27';  Décl.  ==+  26»  ^7'.  Elle  était  d'a- 
bord de  3°  grandeur  seulement  ;  elle  descendit  ensuite  à  la 
5*  grandeur,  vers  le  10  août.  Elle  disparut  au  bout  de  3  mois, 
mais  pour  reparaître  le  17  mars  1671 ,  avec  l'éclat  d'une  étoile 
de  U'  grandeur.  Dominique  Cassini  l'observa  assiduement  en 
avril  1671  ;  il  lui  trouvait  une  lumière  fort  variable.  On  pensa 
qu'elle  reviendrait,  avec  le  même  éclat,  au  bout  d  une  période 
de  10  mois  ;  il  n'en  fut  rien;  on  la  chercha  vainement  en  fé- 
vrier 1672.  Ce  ne  fut  que  le  29  mars  de  la  même  année  qu'elle 
fit  sa  réapparition,  mais  elle  était  seulement  de  6*  grandeur  et 
depuis  ce  temps  on  ne  l'a  jamais  revue  (Jacques  Cassini, 
Éléments  d'^ sir.,  p.  69-71).  Cette  apparition  engagea  Dominique 
Cassini  à  rechercher  les  étoiles  qui  n'avaient  point  encore  été 
vues  (par  lui!).  Il  pense  en  avoir  trouvé  14  de  4%  5^  et  6^  gran- 
deur (8  dans  Cassiopée ,  2  dans  l'Éridan  et  k  près  du  pôle  bo- 
réal ).  Comme  nous  manquons  de  tout  renseignement  sur  ces 
étoiles ,  de  même  que  sur  celles  dont  Maraldi  s'est  occupé  de 
1694  à  1709,  on  doit  les  considérer  comme  étant  plus  que  dou- 
teuses, et  il  nous  est  impossible  d'en  faire  autrement  mention 
(Jacques  Cassini,  Élém,  d'Aslr.,  p.  73-77;  Delambre,  Hist. 
de  t'Aslr.  mod.,  t.  II,  p    780). 

{v)  Depuis  Tapparition  de  l'étoile  nouvelle  du  Renard ,  il  se 
passa  178  ans  sans  qu  un  phénomène  semblable  se  présentât  ; 
cependant  le  ciel  avait  été  exploré  avec  le  plus  grand  soin, 
pendant  cet  intervalle ,  grâce  à  l'emploi  assidu  des  lunettes  et 


-  180  ~ 

à  la  construction  de  catalogues  stellaires  de  plus  en  plus  exacts. 
Enfin  le  28  avril  I8/18,  Hind  découvrit  une  étoile  nouvelle  à 
l'observatoire  particulier  de  Bisliop  (South  Yilla,  Regent's  Park). 
Son  étoile  était  de  5^  grandeur,  de  couleur  rougeâtre ,  et  située 
dans  le  Serpentaire  par  1Ç>^  50"'  59"  d'Asc.  dr.  et  12°  39'  16"  de 
Décl.  australe  (pour  18^8).  Pour  aucune  autre  étoile  nouvelle, 
la  nouveauté  de  l'apparition  ou  l'invariabilité  de  position  n'ont 
été  constatées  avec  autant  de  soin  et  d'exactitude.  Elle  est  au- 
jourd'hui (1850)  de  11^  grandeur  à  peine;  d'après  les  observa- 
tions assidues  de  Lichtenberger,  il  est  probable  qu'elle  va 
bientôt  disparaître  totalement  (  Notices  of  the  Jsir,  Soc. , 
t.  VIII,  p.  1/16  et  155-158). 

Ce  tableau  des  étoiles  nouvelles  qui  ont  paru  et 
disparu  depuis  2000  ans ,  est  peut-être  un  peu  plus 
complet  que  les  tableaux  du  même  genre  publiés 
jusqu'à  ce  jour.  Il  nous  suggère  les  remarques  sui- 
vantes. On  doit  distinguer  trois  classes  de  phéno- 
mènes :  les  étoiles  qui  apparaissent  subitement  et 
disparaissent  au  bout  d'un  temps  plus  ou  moins  long  ; 
celles  dont  l'éclat  est  soumis  à  des  variations  pério- 
diques déterminées  dès  à  présent;  et  celles  qui, 
comme  n  d'Argo,  augmentent  tout  d'un  coup  d'éclat, 
et  présentent  ensuite  des  variations  dont  la  loi  nous 
échappe.  L'étoile  nouvelle  de  Fan  1600  (dans  le 
Cygne),  qui  disparut  tout  à  fait,  mais  seulement  sans 
doute  pour  l'œil  nu  ,  et  reparaissant  ensuite ,  resta 
définitivement  à  l'état  d'étoile  de  6'  grandeur,  nous 
montre  bien  l'aflinité  des  phénomènes  des  deux  pre- 
mières classes.  On  croyait  déjà,  du  temps  de  Tycho, 
que  l'étoile  nouvelle  de  1572  (dans  Cassiopée)  pour- 
rait bien  être  la  même  que  celles  de  945  et  de  1264. 


^  181  — 

Comme  les  intervalles,  peut-être  un  peu  incertains, 
sont  de  319  et  de  308  ans ,  Goodricke  soupçonna  une 
période  de  trois  siècles  ;  Keill  et  Pigott  la  réduisirent 
de  moitié  et  en  firent  une  période  de  150  ans.  Mais 
Arago  a  montré  que  l'étoile  de  1572  ne  saurait  être 
rangée,  avec  vraisemblance,  au  nombre  des  étoiles 
périodiquement  variables (71).  Rien  ,  jusqu'ici,  n'au- 
torise à  considérer  toutes  les  étoiles  nouvelles  comme 
de  simples  étoiles  variables  à  longue  période ,  qui 
nous  seraient  restées  inconnues ,  à  cause  de  la  lon- 
gueur même  de  leur  période.  Si,  par  exemple,  la  lu- 
mière propre  de  tous  les  soleils  du  firmament  résulte 
du  jeu  des  actions  électro-magnétiques  dans  leurs 
photosphères ,  il  n'est  pas  nécessaire  de  recourir  à 
une  condensation  locale  et  temporaire  de  l'éther,  ou 
à  l'interposition  momentanée  de  prétendus  nuages 
cosmiques,  pour  expliquer  les  variations  de  cette  lu- 
mière, que  ces  variations  soient  d'ailleurs  régulières 
ou  non ,  qu'elles  se  reproduisent  à  des  époques  mar- 
quées, ou  qu'elles  aient  lieu  une  seule  fois.  Les  phé- 
nomènes de  lumière  qui  naissent  des  actions  élec- 
triques à  la  surface  de  notre  propre  globe ,  les  éclairs, 
par  exemple,  ou  les  aurores  polaires,  ne  montrent- 
ils  pas,  au  milieu  de  nombreuses  irrégularités  ap- 
parentes, une  certaine  périodicité  dépendant  des 
saisons  ou  même  des  heures  du  jour?  On  peut  en 
dire  autant  des  petits  nuages  qui  se  forment  sou- 
vent, plusieurs  jours  de  suite,  par  un  ciel  serein, 
et  toujours  aux  mêmes  places;  témoin  les  anomalies 
persistantes  qu'on  retrouve  ensuite  dans  les  observa- 


—  182  — 

lions  astronomiques  instituées  dans  de  pareilles  cir- 
constances. 

Une  des  particularités  les  plus  intéressantes  à  mes 
yeux ,  dans  ces  phénomènes ,  c'est  que  les  étoiles 
nouvelles  apparaissent  presque  toutes  avec  le  plus  vif 
éclat  :  elles  surpassent,  de  prime  abord,  les  étoiles 
de  première  grandeur,  et  pour  la  vivacité  de  la  lu- 
mière et  pour  celle  de  la  scintillation;  en  un  mot, 
on  ne  les  voit  pas,  du  moins  à  Fœil  nu,  atteindre  par 
degrés  leur  maximum  d'éclat.  Kepler  attachait  tant 
d'importance  à  cette  espèce  de  critérium  (72) ,  qu'il 
s'en  faisait  un  argument  contre  les  assertions  du  Po- 
litien.  Ce  dernier  prétendait  avoir  découvert  l'étoile 
nouvelle  du  Serpentaire  (en  1604)  longtemps  avant 
Brunowski;  sa  réclamation,  contestée  par  Kepler, 
était  conçue  en  ces  termes  :  «  Apparuit  nova 
slella  parva ,  et  postea  de  die  in  diem  crescendo  ap- 
paruit lumine  non  multo  inferior  Venere ,  supe- 
rior  Jove.  »  Trois  étoiles  seulement  font  exception  à 
la  règle ,  et  ont  présenté  une  augmentation  d'éclat 
progressive  ;  ce  sont  :  l'étoile  de  3'  grandeur  de  1600 
(dans  le  Cygne),  celle  de  1670  (dans  le  'Renard),  et  l'é- 
toile nouvelle  de  Hind  dans  le  Serpentaire  (en  1848). 

Il  est  bien  à  regretter  que  ces  phénomènes  soient 
devenus  si  rares,  depuis  178  ans.  Ils  ne  se  sont  pré- 
sentés en  effet  que  deux  fois  pendant  ce  long  inter- 
valle,  tandis  qu'ils  s'étaient  concentrés ,  pour  ainsi 
dire,  dans  les  siècles  précédents  :  4  en  24  ans  ,  vers 
la  un  du  iV  siècle;  3  en  61  ans,  au  xni';  et  6  en 
37  ans,  vers  l'époque  de  Tycho  et  de  Kepler,  entre 


—  183  — 

la  fin  du  xvr  et  le  commencement  du  xvn*  siècle. 
Je  compte  ici ,  bien  entendu ,  les  étoiles  extraordi- 
naires observées  par  les  Chinois ,  car,  au  dire  des 
juges  compétents,  la  majeure  partie  de  ces  observa- 
tions est  digne  de  confiance.  A  la  vérité ,  les  étoiles 
vues  en  Europe  n'ont  point  toujours  été  consi- 
gnées dans  la  collection  de  Matuan-lin  ;  celle  de 
Tycho  (1572)  ne  s'y  trouve  point;  peut-être  même 
celle  de  Kepler  (1604)  ne  saurait-elle  être  identifiée 
avec  aucune  des  étoiles  observées  en  Chine.  La 
raison  de  ces  discordances  m'échappe;  il  est  tout 
aussi  difficile  d'en  rendre  compte,  que  d'expliquer 
comment  le  grand  phénomène  lumineux ,  observé 
en  Chine  au  mois  de  février  1570,  n'a  point  été  aperçu 
et  mentionné  par  les  Européens.  Dans  tous  les  cas , 
ce  n'est  pas  la  différence  des  longitudes  des  deux 
pays  (114°)  qui  pourrait  expliquer  ces  contradictions. 
Mais  les  personnes  habituées  à  ce  genre  de  recherches 
savent  que  l'absence  de  toute  mention  historique,  en 
fait  d'événements  politiques  ou  célestes  ,  ne  prouve 
rien  contre  leur  existence.  Que  l'on  compare  d'ail- 
leurs entre  eux  les  trois  catalogues  compris  dans  la 
collection  de  Ma-tuan-lin  ,  et  l'on  trouvera  dans  l'un 
d'eux  des  apparitions  de  comètes,  par  exemple  celles 
de  1385  et  de  1495,  qui  ne  sont  point  rapportées 
dans  les  autres  ou  dans  l'un  des  autres. 

Les  anciens  et  les  modernes,  Tycho  et  Kepler, 
comme  Sir  John  Herschel  et  Hind,  ont  fait  remar- 
quer que  la  plupart  des  étoiles  nouvelles  {.parurent 
dans  l'intérieur  ou  sur  les  bords  de  la  Voie  lactée. 


—  181  — 

Les  4/5  de  ces  étoiles  observées  en  Europe  ou  en 
Chine  sont  dans  ce  cas.  La  Voie  lactée  est-elle  un 
simple  agrégat  d'étoiles  télescopiques,  dont  la  réu- 
nion en  strates  annulaires  nous  offre  l'apparence 
d'une  douce  lumière  nébuleuse?  Alors  l'idée  de 
Tycho  porte  complètement  à  faux  ;  il  n'est  plus  permis 
de  se  représenter  les  étoiles  nouvelles  comme  de 
simples  formations  opérées  sous  nos  yeux  aux  dépens 
de  la  matière  cosmique.  Sans  doute  la  gravitation 
générale  s'exerce  aussi  dans  ces  couches  stellaires , 
dans  ces  amas  d'étoiles  plus  ou  moins  condensées  ; 
on  peut  même  concevoir  un  mouvement  de  rotation 
autour  d'un  centre  commun  ;  mais  on  ne  saurait  aller 
plus  loin  sans  tomber  dans  le  domaine  de  l'indéter- 
mination et  des  mythes  astrognosiques.  Parmi  les 
21  étoiles  nouvelles  citées  dans  la  liste  précédente, 
5  appartiennent  au  Scorpion  (131,  393,  827, 1203, 
1584);  3  à  Cassiopée  et  à  Céphée  (945,  1264 ,  1572); 
4  au  Serpentaire  (123,  1230,  1604,  1848).  Celle 
de  1012,  l'étoile  du  moine  de  Saint-Gall,  a  paru 
dans  une  région  très-éloignée  de  la  Voie  lactée,  dans 
le  Bélier.  Kepler  a  même  cité ,  comme  une  seconde 
exception  à  la  règle  générale ,  l'étoile  de  la  Baleine 
qui  passait  alors  pour  nouvelle,  parce  que  Fabricius, 
après  l'avoir  découverte  en  1596,  l'avait  vue  dispa- 
raître au  mois  d'octobre  de  la  même  année  (Kepler, 
de  Stella  nova  Serp.,  p.  112).  Toujours  est-il  que  la 
fréquence  de  ces  apparitions  dans  les  mêmes  constel- 
lations, c'est-à-dire  dans  de  certaines  directions  dé- 
terminées par  les  étoiles  du  Scorpion ,  par  exemple, 


«-  185  — 

ou  celles  de  Cassiopée ,  peut  porter  à  croire  que  la 
production  de  ces  phénomènes  est  favorisée  par  des 
causes  tout  à  fait  locales. 

La  plus  courte  durée  de  l'incandescence  des  étoiles 
nouvelles  s'est  présentée  dans  les  apparitions  des  an- 
nées 389,  827  et  1012.  La  première  a  brillé  3  semai- 
nes ,  la  seconde,  1  mois,  et  la  troisième  s'est  éteinte 
au  bout  de  3  mois.  L'étoile  de  Tycho,  au  contraire, 
a  duré  17  mois;  celle  de  Kepler  (en  1600,  dans  le 
Cygne)  est  restée  visible  pendant  21  années  en- 
tières. Elle  reparut  en  1655,  de  3"  grandeur  comme  la 
première  fois,  mais  pour  se  fixer  ensuite  à  la  6°  gran- 
deur. Cependant  Argelander  n'a  pas  cru  devoir  la  pla- 
cer dans  la  classe  des  étoiles  périodiquement  variables. 

Étoiles  disparues,  —  L'étude  et  Fénumération 
exacte  de  ces  étoiles  sont  importantes  pour  la  re- 
cherche des  petites  planètes,  qui  existent  proba- 
blement en  si  grand  nombre  dans  certaines  ré- 
gions de  notre  système  planétaire  ;  mais  malgré 
l'exactitude  avec  laquelle  les  positions  d'une  mul- 
titude d'étoiles  télescopiques  ont  été  enregistrées 
dans  les  catalogues  et  les  cartes  modernes,  il  est 
souvent  difficile  de  constater  d'une  manière  irré- 
cusable, qu'une  étoile  manque  au  ciel  depuis  une 
époque  déterminée.  Les  meilleurs  catalogues  sont 
souvent  entachés  de  fautes  provenant  de  l'observa- 
tion, des  calculs  de  réduction  et  surtout  de  l'im- 
pression (73).  D'ailleurs  ce  fait  qu'un  astre  disparait 
de  la  place  où  il  a  été  vu  une  première  fois,  peut 
tenir  tout  aussi  bien  à  un  mouvement  propre  qu'à 


—  186  — 

un  affaiblissement  réel  de  sa  lumière.  Ce  que  nous 
ne  voyons  plus  n'a  donc  pas  nécessairement  disparu. 
L'idée  d'une  destruction  ,  d'une  combustion  réelle 
des  étoiles  devenues  invisibles,  appartient  à  l'époque 
de  Tycho.  Pline  lui-même  pose  cette  question ,  dans 
un  beau  passage  sur  Hipparque  :  «  stellœ  an  obirent 
nascerenturve.  »  L'éternel  jeu  des  créations  et  des 
destructions  apparentes  ne  conclut  point  à  un  anéan- 
tissement de  la  matière  ;  c'est  une  pure  transition 
vers  de  nouvelles  formes,  déterminées  par  l'action  de 
forces  nouvelles.  Des  astres  devenus  obscurs ,  peu- 
vent redevenir  subitement  lumineux  par  le  jeu  re- 
nouvelé des  mêmes  actions  qui  y  avaient  primitive- 
ment développé  la  lumière. 

Etoiles  périodiquement  variables,  —  Puisque  tout 
est  en  mouvement  sur  la  voûte  céleste,  puisque  tout 
change  dans  le  temps  et  dans  l'espace,  l'analogie  nous 
conduit  à  admettre  que  si  les  étoiles,  prises  dans  leur 
ensemble  ,  possèdent  des  mouvements  réels  ,  et  non 
point  de  simples  mouvements  apparents ,  de  même 
leurs  surfaces  ou  leurs  photosphères  peuvent  être  le 
siège  de  variations  réelles  de  lumière.  Pour  le  plus 
grand  nombre  des  étoiles ,  ces  variations  se  repro- 
duisent périodiquement ,  mais  par  périodes  excessive- 
ment longues,  qui  n'ont  pu  être  encore  déterminées, 
et  sont  peut-être  même  à  jamais  indéterminables. 
Pour  le  petit  nombre,  ces  variations  non  périodiques 
se  produisent  pendant  un  temps  plus  ou  moins  court, 
comme  par  une  révolution  subite.  Je  n'ai  point  à 
m'occuper  ici  de  cette  dernière  classe  de   phéno- 


—  187  — 

mènes,  dont  une  belle  étoile  du  Navire  nous  a  offert 
récemment  un  remarquable  exemple  :  je  ne  veux 
parler  que  des  étoiles  changeantes  dont  les  périodes 
ont  été  déjà  reconnues  et  mesurées.  Il  était  essentiel, 
avant  tout ,  de  distinguer  soigneusement  entre  trois 
grands  phénomènes  de  la  nature  sidérale,  dont  on  n'a 
pu  encore  saisir  la  connexité,  à  savoir  :  la  périodicité 
constatée  de  certaines  étoiles  variables;  l'apparition 
des  étoiles  nouvelles;  les  changements  subits  d'éclat 
que  présentent  d'autres  étoiles,  connues  depuis  long- 
temps pour  avoir  toujours  conservé  jusque-là  le 
même  éclat  uniforme.  C'est  uniquement,  ai-je  dit, 
de  la  première  classe  de  variations  que  nous  aurons 
à  nous  occuper  ici.  Mira  Geti ,  étoile  située  dans  le 
col  de  la  Baleine ,  en  a  offert  le  premier  exemple , 
exactement  observé  (1638).  Un  pasteur  protestant 
de  la  Frise  orientale,  David  Fabricius,  père  de  l'as- 
tronome auquel  on  doit  la  découverte  des  taches  du 
Soleil,  avait  déjà  remarqué  cette  étoile  en  1596;  le 
13 août,  elle  lui  paraissait  être  de  3*  grandeur,  et  il 
la  vit  disparaître  dans  le  mois  d'octobre  de  la  même 
année.  Mais  ce  fut  un  professeur  de  Franeker,  Jean 
Phocylides  Holwarda ,  qui  découvrit ,  42  ans  plus 
tard  ,  les  alternatives  d'éclat  et  d'extinction ,  en  un 
mot  la  variabilité  de  cette  étoile.  Cette  découverte 
fut  suivie,  dans  le  même  siècle,  de  celle  de  deux 
autres  variables  :  (3  de  Persée  (1669),  décrite  par 
Montanari,  et  ^  du  Cygne  (1687),  par  Kirch. 

Les  irrégularités  singulières  qu'on  ne  tarda  point 
à  remarquer  dans  les  périodes,  et  le  nombre  crois- 


-=-  188  — 

sant  des  étoiles  variables ,  ont  appelé  le  plus  vif 
intérêt  sur  cette  étude ,  dès  le  commencement  du 
xix^  siècle.  Considérant  la  difficulté  du  sujet ,  animé 
d'ailleurs  du  désir  de  présenter,  dans  cette  partie  de 
mon  ouvrage ,  les  éléments  numériques  de  la  varia- 
bilité, avec  toute  Texactitude  requise  par  l'état  actuel 
de  la  science,  je  me  suis  déterminé  à  invoquer  le  se- 
cours amical  de  l'astronome  qui  s'est  le  plus  occupé 
de  cette  question  et  dont  les  brillants  travaux  ont  fait 
faire  tant  de  progrès  à  l'étude  des  étoiles  périodique- 
ment variables.  Les  questions  et  les  doutes,  auxquels 
mon  propre  travail  a  pu  donner  lieu ,  ont  été  soumis 
avec  confiance  à  mon  excellent  ami  Argelander,  di- 
recteur de  l'observatoire  de  Bonn  ;  c'est  à  ses  com- 
munications, encore  entièrement  inédites,  que  je  dois 
ce  qui  suit. 

Les  étoiles  variables  sont,  pour  la  plupart,  tout  à 
fait  rouges  ou  rougeâtres;  mais  toutes  ne  le  sont 
pas.  Par  exemple,  (3  de  Persée  (Algol  dans  la  Tète 
de  Méduse) ,  ,3  de  la  Lyre  et  i  du  Cocher  sont  des 
étoiles  blanches;  -n  de  l'Aigle  est  un  peu  jaunâtre; 
t,  des  Gémeaux  l'est  aussi ,  mais  moins.  On  a  affirmé 
autrefois ,  sans  preuves  bien  réelles ,  que  certaines 
étoiles  variables,  particulièrement  Mira  de  la  Ba- 
leine, sont  plus  rouges,  lorsque  leur  éclat  va  en 
décroissant,  que  dans  la  période  inverse.  Dans  l'é- 
toile double  a  d'Hercule,  la  composante  principale, 
rouge  suivant  Sir  William  Herschel,  jaune  suivant 
Struve,  est  une  étoile  variable  ;  elle  a  pour  compagnon 
une  étoile  d'un  bleu  foncé  que  l'on  a  crue  également 


—  189  — 

variable ,  parce  que  les  estimations  de  sa  grandeur 
présentaient  de  notables  divergences  (  de  la  5"  à  la 
T  grandeur)  ;  mais  cette  opinion  paraît  très-problé- 
matique. Struve  lui-même  dit  seulement  :  Suspicor 
minorem  esse  variabilem  (7à).  La  variabilité  n'est 
nullement  liée  à  la  teinte  rouge.  Il  y  a  beaucoup 
d'étoiles  rougeâtres  et  même  fortement  teintes  en 
rouge,  comme  Arcturus  et  Aldébaran,  dans  lesquelles 
on  n'a  pu  découvrir  le  moindre  changement  d'éclat. 
Il  est  encore  fort  douteux  qu'on  doive  ranger  parmi 
les  variables  une  étoile  de  Céphée,  à  laquelle  W.  Her- 
schel  donnait,  en  1782,  le  nom  d'étoile  grenat,  à  cause 
de  sa  couleur  d'un  rouge  extrêmement  vif.  C'est  le 
n°  7582  du  Catalogue  de  l'Association  Britannique. 

Il  est  difficile  d'assigner  exactement  le  nombre  des 
étoiles  périodiques,  parce  que  les  périodes  actuelle- 
ment déterminées  ne  méritent  pas  toutes  une  égale 
confiance.  Par  exemple,  les  deux  variables  de  Pégase, 
a  de  l'Hydre,  g  du  Cocher,  a  de  Cassiopée  n'oflfrent 
pas  la  même  certitude  que  Mira  de  la  Baleine,  Algol 
et  à  de  Céphée.  Si  donc  il  s'agit  de  former  un  tableau 
des  étoiles  périodiques,  la  première  chose  à  faire  est 
de  fixer  le  degré  d'exactitude  dont  on  veut  se  con- 
tenter. Argelander  porte  à  24  seulement  le  nombre 
des  périodes  actuellement  connues  avec  une  précision 
satisfaisante  (75).  Tel  est  aussi  le  nombre  des  étoiles 
inscrites  dans  la  liste  qu'on  trouvera  plus  loin. 

De  même  que  le  phénomène  de  la  variabilité  se 
retrouve  à  la  fois  dans  des  étoiles  rouges  et  dans  des 
étoiles  blanches ,  de  même  il  paraît  afTecter  indiffé- 


—  190  — 

remment  divers  ordres  de  grandeur.  Par  exemple', 
a  d'Orion  est  de  1/'  grandeur  ;  Mira  de  la  Baleine  est 
de  ^%  comme  a  de  l'Hydre,  a  de  Cassiopée  et  j3  de 
Pégase;  p  de  Persée  est  de  2°  à  3'  grandeur;  •/;  de 
l'Aigle  et  |3  de  la  Lyre  ,  de  3"  à  4*.  11  y  a  aussi  des  va- 
riables parmi  les  étoiles  comprises  entre  la  6*  et  la 
9'  grandeur,  et  même  elles  sont  là  beaucoup  plus 
nombreuses.  Telles  sont  les  variables  de  la  Couronne, 
de  la  Vierge,  de  l'Écrevisse  et  du  Verseau.  L'étoile  x 
du  Cygne  présente  en  outre  de  grandes  oscillations 
d'éclat  à  son  maximum. 

Que  les  périodes  des  étoiles  variables  soient  très- 
irrégulières,  c'est  ce  qu'on  avait  reconnu  depuis  long- 
temps; mais  que  ces  irrégularités  mêmes  soient  sou- 
mises à  certaines  lois  fixes,  c'est  ce  qu' Argelander  a  su 
établir  de  la  manière  la  plus  irrécusable  :  il  se  propose 
d'en  donner  les  preuves  dans  un  Mémoire  détaillé 
qu'il  prépare  en  ce  moment.  Pour  -^  du  Cygne ,  il 
admet  aujourd'hui  deux  perturbations  dans  la  pé- 
riode, l'une  de  100,  l'autre  de  8  1/2  périodes  élé- 
mentaires; ces  deux  perturbations  lui  paraissent  plus 
probables  qu'une  seule  de  108  périodes.  A  quelle 
cause  faut-il  rapporter  ces  perturbations?  Faut-il 
chercher  cette  cause  dans  l'atmosphère  propre  de 
l'étoile  même ,  ou  dans  la  révolution  d'un  satellite 
circulant  autour  de  -^  du  Cygne ,  comme  autour  d'un 
soleil ,  et  agissant  par  attraction  sur  sa  photosphère? 
Ce  sont  là  des  questions  auxquelles  il  est  encore  im- 
possible de  répondre. 

L'étoile  qui  présente  les  irrégularités  les  plus  for- 


—  191  — 

tes ,  dans  ses  changements  d'éclat,  est  assurément  la 
variable  de  FÉcu  de  Sobieski,  car  cette  étoile  descend 
parfois  de  la  5.  4^  grandeur  à  la  9'.  Elle  a  même 
disparu  complètement ,  au  dire  de  Pigott,  vers  la  fm 
du  dernier  siècle.  A  d'autres  époques ,  ses  oscilla- 
tions se  sont  restreintes  entre  la  6.  5^  et  la  6'  gran- 
deur. Le  maximum  d'éclat  de  -^  du  Cygne  varie  entre 
la  6.  7^  et  la  h""  grandeur  ;  celui  de  Mira  entre  la  h^  et 
la  2. 1^  grandeur. 

La  variable  3  de  Céphée  présente  dans  ses  périodes 
une  régularité  frappante  ;  elle  surpasse,  à  cet  égard, 
toutes  les  autres  étoiles  changeantes,  comme  le 
prouvent  les  observations  de  87  minima ,  qui  ont  eu 
lieu  entre  le  10  octobre  1840  et  le  8  janvier  1848. 
Pour  £  du  Cocher,  un  infatigable  observateur,  M .  Ileis, 
à  Aix-la-Chapelle,  trouve  que  les  variations  du  maxi- 
mum d'éclat  sont  comprises  entre  la  3,  4*  grandeur 
et  la  4.  5% 

Mira  ou  o  de  la  Baleine  présente  de  grandes  diffé- 
rences, aux  époques  du  maximum  d'éclat.  Le  6  no- 
vembre 1779,  par  exemple  ,  Mira  était  à  peine  infé- 
rieure à  Aldébaran  ;  plus  d'une  fois  elle  a  dépassé  la 
2^  grandeur.  Mais,  à  d'autres  époques,  elle  n'a  même 
pas  atteint  l'éclat  de  ^  de  la  Baleine  (4'  gr.).  Sa  gran- 
deur moyenne  est  égale  à  celle  de  y  de  la  Baleine 
[?)"■  gr.).  Si  l'on  désigne  par  0  Téclat  des  dernières 
étoiles  visibles  à  l'œil  nu ,  et  celui  d' Aldébaran  par  50, 
on  peut  dire  que  Mira  oscille,  vers  son  maximum, 
entre  20  et  47.  Son  éclat  probable  peut  être  repré- 
senté par  30  ;  mais  elle  est  plus  souvent  au-dessous 


—  192  — 

qu'au-dessus  de  cette  limite.  Ces  derniers  écarts  sont , 
du  reste,  les  plus  frappants.  On  n'a  pu,  jusqu'à  pré- 
sent, rattacher  les  oscillations  de  Mira  à  aucune  pé- 
riode bien  nette  ;  il  y  a  seulement  quelque  raison  de 
soupçonner  une  période  de  10  ans  et  une  seconde 
période  de  160  ans. 

D'une  étoile  à  l'autre,  les  durées  des  changements 
d'éclat  varient  beaucoup  :  les  extrêmes  sont  dans  le 
rapport  de  1  à  250.  La  plus  courte  période  est,  sans 
contredit,  celle  de  (3  de  Persée,  dont  la  durée  est  de 
68  heures  49  minutes;  à  moins  pourtant  qu'une  pé- 
riode plus  courte  (moins  de  2  jours),  attribuée  à  la 
Polaire,  ne  se  confirme.  Après  (3  de  Persée,  viennent 
a  de  Céphée  (5  jours  8»^  49'"),  vi  de  l'Aigle  (7J  4^  n™), 
et  l  des  Gémeaux  (lOJ  Z^  SS'").  Les  plus  longues  pé- 
riodes sont  celles  de  3o  de  l'Hydre  d'Hevelius  (495^), 
de  /  du  Cygne  (406 J),  de  la  variable  du  Verseau 
(388 J),  de  S  du  Serpent  (367J),  et  enfm  de  Mira  ou 
0  de  la  Baleine  (332  J).  Pour  plusieurs  variables,  il  est 
parfaitement  établi  que  l'éclat  augmente  plus  rapi- 
dement qu'il  ne  décroit,  phénomène  dont  a  de  Cé- 
phée présente  l'exemple  le  plus  remarquable.  Pour 
d'autres  étoiles,  par  exemple  (3  de  la  Lyre,  ces  deux 
phases  sont  d'égale  durée.  Quelquefois  ces  rapports 
présentent  eux-mêmes  des  anomalies  dans  la  même 
étoile ,  mais  à  des  époques  différentes  de  leurs  varia- 
tions. En  général.  Mira  augmente,  comme  ^  de  Cé- 
phée, plus  rapidement  qu'elle  ne  décroît;  mais  on  a 
pu  aussi  observer  l'inverse  dans  la  même  étoile. 

Pour  ce  qui  est  des  périodes  de  périodes ,  on  peut 


—  193  — 

citer  Algol,  Mira,  6  de  la  Lyre  et  très-probablement 
-^  du  Cygne,  qui  en  présentent  plusieurs  avec  beau- 
coup de  netteté.  On  ne  doute  plus  aujourd'hui  de  la 
décroissance  progressive  des  périodes  d'Algol.  Good- 
ricke  ne  s'en  était  pas  aperçu  ;  mais  elle  ne  pouvait 
échapper  à  Argelander  qui  avait  rassemblé,  en  1842 , 
plus  de  100  bonnes  observations  dont  les  extrêmes 
embrassaient  58  années,  c'est-à-dire  7600  périodes 
(Schumacher's  Astron,  Nadir,,  n°*  472  et  624).  La 
décroissance  de  la  durée  devient  actuellement  de 
plus  en  plus  sensible  (77).  Quant  à  la  période  des 
maxima  d'éclat  de  Mira ,  Argelander  a  discuté 
toutes  les  observations,  y  compris  le  maximum  ob- 
servé en  1596  par  Fabricius,  et  il  en  a  déduit  une 
formule  par  laquelle  tous  les  maxima  sont  repré- 
sentés avec  une  erreur  probable  de  7  jours  (sur  une 
longue  période  de  331 J  8^).  Cette  erreur  probable 
serait  de  15  jours,  si  on  adoptait  une  période  con- 
stante (78). 

Le  double  maximum  et  le  double  minimum ,  qui 
ont  lieu  à  chaque  période  de  (3  de  la  Lyre  (près 
de  13J),  avaient  été  déjà  signalés  par  Goodricke,  à  qui 
nous  devons  la  découverte  de  cette  étoile  variable; 
les  observations  récentes  ont  fait  disparaître  tous  les 
doutes  à  cet  égard  (79).  Il  est  bien  remarquable  que 
l'étoile  atteigne  le  même  éclat  dans  ses  deux  maxima, 
tandis  que ,  vers  le  minimum  principal,  elle  est  d'une 
demi-grandeur  plus  faible  qu'au  second  minimum. 
Depuis  la  découverte  de  la  variabilité  de  (3  de  la  Lyre, 
la  période  dans  la  période  est  devenue  probablement 
ni.  U 


-  19i  — 

de  plus  en  plus  longue.  D'abord  les  changements 
étaient  plus  rapides  ;  puis  ils  se  ralentirent  de  plus 
en  plus  jusque  vers  réporjue  comprise  entre  1840 
et  1844  ;  alors  cessa  Taccroissement  de  la  durée  qui 
devint  sensiblement  constante.  Aujourd'hui  elle  com- 
mence certainement  à  décroître.  La  variable  è  de  Cé- 
phée  présente  quelque  chose  d'analogue  au  double 
maximum  de  (3  de  la  Lyre;  car  la  décroissance  de 
l'éclat  ne  suit  point  un  cours  uniforme.  Après  avoir 
été  d'abord  assez  rapide,  elle  offre  ensuite  un  temps 
d'arrêt,  ou  du  moins  une  vitesse  bien  plus  faible, 
jusqu'à  un  certain  moment  à  partir  duquel  la  dé- 
croissance reprend  son  cours  avec  rapidité.  Les  phé- 
nomènes, se  présentent  en  effet,  pour  certaines  étoi- 
les, comme  si  une  cause  quelconque  empêchait  la 
lumière  de  s'élever  librement  à  un  deuxième  maxi- 
mum d'intensité.  Quanta/  du  Cygne,  il  y  a  très-pro- 
bablement deux  périodes  de  variabilité  :  une  longue 
période  formée  de  iOO  périodes  secondaires  et  une 
autre  de  8  1/2  périodes. 

Il  est  difficile  de  dire,  même  d'une  manière  gé- 
nérale ,  si  les  étoiles  variables  à  courtes  périodes 
présentent  plus  de  régularité  que  les  étoiles  à  lentes 
variations.  Les  déviations  relatives  à  une  période 
constante  ne  peuvent  être  raisonnablement  présen- 
tées en  nombres  absolus;  il  faut  les  évaluer  en  parties 
de  la  période  même.  Commençons  par  les  étoiles 
à  longues  périodes,  telles  que  /  du  Cygne,  Mira  de 
la  Baleine  et  30  de  l'Hydre.  Pour  y^  du  Cygne,  la 
période  la   plus  probable  est  de  406J,0634,  en  sui- 


—  195  — 

vant  Thypothèso  d'une  variation  unifornie  ;  les  écarts 
vont  alors  à  39,4  jours.  En  faisant  la  part  des  er- 
reurs d'observation  ,  les  écarts  s'élèvent  encore  à  29 
ou  30  jours,  c'est  à-dire  à  1/14  de  la  période  en- 
tière. Pour  Mira  de  la  Baleine  (^0),  une  période  con- 
stante de  331^,340  donne  des  écarts  de  55^,5,  mênie 
en  laissant  de  côté  l'observation  do  David  Fabricius. 
Veut-on  réduire  ces  écarts  à  40  jours,  afin  de  tenir 
compte  des  erreurs  inévitables  de  l'observation?  les 
erreurs  iront  encore  à  1/8  de  la  périod;%  c'est-à-dire  au 
double,  en  proportion,  des  écarts  relatifs  à  y  du  Cygne. 
Enfin,  pour  30  de  l'Hydre,  dont  la  période  est  de 
495  jours,  les  écarts  sont  encore  plus  considérables  ; 
ils  vont  peut  être  à  1/5.  C'est  depuis  1840  seulement 
que  les  étoiles  variables  à  périodes  très  courtes  ont 
été  observées  d'une  manière  continue  et  avec  toute 
l'exactitude  requise.  Le  problème  que  nous  agitons 
ici  devient  donc  plus  difficile,  quand  il  s'agit  de 
cette  classe  d'étoiles,  où  cependant  les  écarts  sem- 
blent être  réellement  moins  considérables.  Pour  yj 
de  l'Aigle,  dont  la  période  est  de  7  jours  4  heures, 
ils  ne  sont  que  de  1/16  ou  1/17  de  la  période  en- 
tière; dans  (3  de  la  Lyre  (période ^:^  12  J  21''),  ils  des- 
cendent à  ly27  ou  même  à  1/30.  Mais  ces  recherches 
sont  encore  exposées  à  bien  des  incertitudes.  On  a 
observé  de. 1700  à  1800  périodes  de  |3  de  la  Lyre, 
279  de  Mira,  145  seulement  de  y^  du  Cygne. 

On  demandera  si  les  étoiles ,  qui  ont  procédé  long- 
temps par  périodes  régulières  dans  leurs  variations, 
peuvent  cesser  d'être  variables;  la  réponse  paraît 


—  196  — 

devoir  être  négative.  De  même  qu'il  existe  des  étoiles 
dont  les  variations  sont  tantôt  faibles,  tantôt  plus 
marquées,  par  exemple,  la  variable  de  TÉcu  de  So- 
bieski,  de  même  il  paraît  y  avoir  des  étoiles  dont  les 
variations  sont  par  moments  si  faibles,  qu'elles  échap- 
pent à  nos  moyens  bornés  d'investigation.  On  peut 
compter,  parmi  ces  dernières,  la  variable  de  la  Cou- 
ronne boréale  (n°  5236  du  Catalogue  de  l'Association 
britannique),  que  Pigott  a  découverte  et  observée 
quelque  temps.  Pendant  l'hiver  de  1795  à  1796, 
cette  étoile  était  restée  complètement  invisible  ; 
plus  tard ,  elle  reparut  ;  ses  variations  furent  alors 
observées  par  Koch.  En  1817,  Harding  et  West- 
pbal  lui  trouvaient  une  lumière  presque  constante  ; 
en  1824,  Olbers  put  observer  de  nouveau  ses  chan- 
gements d'éclat.  Les  variations  ont  cessé  encore  une 
fois .  et  cette  nouvelle  phase  a  été  étudiée  avec  soin 
par  Argelander,  depuis  le  mois  d'août  18i3  jusqu'en 
septembre  1845.  A  la  fin  de  septembre ,  l'étoile  re- 
commença à  diminuer;  en  octobre,  elle  n'était  plus 
visible  dans  un  chercheur  de  comètes;  elle  repa- 
rut en  février  1846,  et  atteignit  sa  grandeur  or- 
dinaire (la  6'  gr.)  vers  le  commencement  de  juin. 
Depuis  cette  époque,  elle  a  conservé  le  même  éclat, 
sauf  de  petites  oscillations  dont  on  ne  peut  être  bien 
certain.  La  variable  du  Verseau  appartient  à  cette 
classe  mystérieuse  d'étoiles  variables;  peut-être  en 
est-il  de  môme  de  l'étoile  de  Janson  et  de  Kepler 
(dans  le  Cygne,  en  1600),  dont  nous  avons  déjà 
parlé,  quand  il  était  question  des  étoiles  nouvelles. 


—  197  — 

LISTE    DES   ÉTOILES    VARIABLES, 

PAR  Fr.  argelander. 


N°* 


1 

2 
3 
4 
5 
6 
7 
8 
9 
10 
11 
12 
13 
iU 
15 
16 
17 
18 
19 
20 
21 
22 
23 
H  24 


NOMS 

DES  ÉTOILES. 


0  Baleine. 
[3  Persée  . 
y  Cygne. . 
30  Hydre  (Hev 

LionR,  420 
7)  Aigle.   . 
P  Lyre. .  . 
ô  céphée. 
a  Hercule. 

Couronne  R 

ÉcuR.  .  . 

Vierge  R. 

Verseau  R. 

Serpent  R. 

Serpent  S. 

Écrevisse  R 
a  Cassiopée. 
a  Orion.  .  . 
a  Hydre.  .  . 
£  Cocher.  . 
Ç  Gémeaux. 
p  Pégase  .  . 

Pégase  R. 

Écrevisse  S. 


M 


DURÉE 

(le  la 

PÉRIODE. 

jours  heur.  min. 

331 

20  — 

2  20  Zi9 

406 

1  30 

495 


312 

18  — 

7 

4  14 

12 

21  45 

5 

8  49 

66 

8  — 

323 


71 

17  — 

145 

21  — 

388 

13  — 

359 


367 

5  — 

380 


79 

3  — 

196 

0  — 

55 


? 

10 

3  35 

40  23  - 

350 


? 

ECLAT 

AU 


MAXIMUM. 


grandeur. 

4  à  2.1 

2.3 
6.7  à      4 

5  à      4 

5 

3.4 

3.4 

4.3 

3 

6 

6.5  à  5.4 

7  à  6.7 
9  à  6.7 

6.7 

8  à  7.8 

7 

2 

1 

2 

3.4 

4.3 

2 

8 

7.8 


MINIMUM. 


grandeur. 

0 

4 

0 

0 

0 

5.4 

4.5 

5.4 

3.4 

0 


9  à 


6 

0 

0 

0 

0 

0 
3.2 
1.2 
2.3 
4.5 
5.4 
2.3 

0 

0 

I    I  iinmiiaB 


INOM  DE  L'AUTEUR 

et  date 
DE  LA  DÉCOUVERTE. 


Holvvarda  1639 
Montanari  1669 
Gottfr.Kirch  1687 
Maraldi  1704 

Koch 


E.  Pigott 


1782 
1784 
1784 
1784 


Goodricke 

Goodricke 

W.  Herschel  1795 

E.  Pigott        1795 

E.  Pigott 

Hardi  ng 


Harding 
Harding 
Harding 
Schvverd 
Birt 


1795 
1809 
1810 
1826 

1828 
1829 
1831 


J.  Herschel  1836 

J.  Herschel  1837 

Heis  1846 

Schmidt  1847 

Schmidt  18û8 

Hind  1848 

Hind  1848 


—  198  — 

Remarques  sur  le  tableau  précédent. 

Le  0  placé  dnns  la  colonne  du  minimum  signifie  que  rétoile 
est,  à  cette  époque,  au-dessous  de  la  10^  grandeur.  Pour 
désigner  d'une  manière  simple  et  commode  h  la  fois  les  petites 
étoiles  variables  qui  n'ont  point  encore  reçu  de  nom  ni  de 
signe,  je  me  suis  permis  de  leur  donner  des  lettres  tirées  du 
grand  nlplinbel,  les  lettres  grecques  et  les  minuscules  latines 
ayant  été  déjà  épuisées  en  grande  partie  par  Bayer. 

Outre  les  variables  inscrites  dans  le  tableau,  il  y  a  encore 
presque  autant  d'étoiles  que  Ton  soupçonne  de  variabilité,  parce 
que  divers  observateurs  leur  ont  assigné  des  grandeurs  diflTé- 
rentes.  Mais  comme  ces  estimations  purement  occasionnelles 
ne  sauraient  prétendre  à  une  grande  exactitude,  et  comme 
les  astronomes  ont  chacun  leur  manière  particulière  d'apprécier 
les  grandeurs,  il  m'a  paru  plus  sûr  de  ne  pas  tenir  compte  de 
cette  classe  d  étoiles,  tant  qu'un  même  observateur  n'en  aura 
pas  constaté  les  variations  par  une  élude  directe,  faite  à  des 
époques  différentes.  Toutes  les  étoiles  du  tableau  sont  dans  ce 
dernier  cas;  l'existence  de  leurs  variations  périodiques  est  cer- 
taine, même  lorsque  la  période  n'a  pas  pu  être  déterminée. 
Les  périodes  indiquées  dans  le  tableau  reposent,  presque 
toutes ,  sur  tes  recherches  auxquelles  j'ai  soumis  l'ensemble  des 
anciennes  observations  et  les  observations  encore  inédites  que 
j'ai  faites  pendant  les  dix  dernières  années.  Les  exceptions 
seront  indiquées  dans  les  notes  suivantes,  où  chaque  étoile  est 
considérée  isolément. 

Les  positions  données  dans  ces  notes  sont  exprimées  en  as- 
censions droites  et  en  déclinaisons  pour  1850.  L'expression 
souvent  employée  de  df^gré  désigne  des  différences  d'éclat 
encore  sensibles,  avec  quelque  certitude,  soit  à  l'œil  nu,  soit 
à  lœil  armé  d'une  lunette  de  Fraunholér  dont  la  longueur  fo- 
cale égale  65  centimètres,  lorsqu'il  s'agit  d'étoiles  invisibles  à 
la  vue  simple.  Pour  les  étoiles  au  dessus  de  laf/  grandeur,  un 
degré  forme  à  peu  près  un  dixième  de  la  différence  d'éclat  entre 


^  199  — 

deux  ordres  de  grandeur  consécutifs;  mais  pour  les  étoiles  plus 
faibles ,  les  intervc.lles  des  grandeurs  ordinaires  sont  sensible- 
ment plus  pelits. 

(1  )  0  de  la  Baleine ,  AR.  32"  57'  Décl.  —  y  60';  nommée  aussi 
Mira  à  cause  des  singulières  variations  de  sa  lumière,  les 
premières  qui  aient  été  remarquées.  La  périodicité  de  cette 
étoile  a  été  reconnue  pendant  la  seconde  moitié  du  xvii^  siècle  ; 
BouUiaud  portait  à  333  jours  la  durée  de  sa  période.  On 
trouva  en  même  temps  que  cette  durée  est  tantôt  plus  longue , 
tantôt  plus  courte,  et  que  l'étoile  n'a  pas  toujours  le  même 
éclat,  au  moment  de  son  maximum  d'intensité.  Ces  remarques 
ont  éîé  complètement  confirmées  par  les  observations  faites 
depuis  cette  époque,  mais  on  »'a  pu  décider  si  l'étoile  devient 
complètement  invisible  à  son  mininum  d'éclat.  On  l'a  vue  quel- 
quefois descendre  à  la  11^  ou  12''  grandeur;  quelquefois  aussi 
on  n'a  pas  réussi  à  la  voir  avec  des  lunettes  de  1"'  à  1"',3.  Ce 
qui  est  certain ,  c'est  qu'elle  reste  longtemps  au-dessous  de  la 
10*  grandeur.  On  n'a  guère  observé  par  delà  cette  limite; 
le  plus  souvent  on  s'est  borné  à  attendre  que  l'étoile  redevînt 
visible  à  l'œil  nu  (de  ô'^gr.)  pour  recommencer  les  observa- 
tions. A  partir  de  la  6^  grandeur,  sa  lumière  augmente  rapide- 
ment d'abord,  ensuite  avec  plus  de  lenteur,  puis  d'une  ma- 
nière à  peine  sensible.  Elle  décroît  ensuite,  d'abord  lentement, 
puis  avec  rapidité.  En  moyenne,  l'éclat  augmente  à  partir  de 
la  6"  grandeur,  pendant  50  jours;  il  diminue  jusqu'à  la  G""  gran- 
deur, pendant  69  jours  ;  ce  qui  donne  k  mois  environ  pour  la 
durée  totale  de  la  visibilité  à  la  simple  vue.  Mais  cette  durée 
est  seulement  une  moyenne  ;  la  durée  eflTective  a  été  quelque  - 
fois  de  5  mois;  à  d'autres  époques,  elle  n'a  point  dépassé 
3  mois.  De  même,  les  durées  de  l'accroissement  et  de  la  dimi- 
nution de  l'éclat  présentent  de  grandes  oscillations,  et  la  pre- 
mière a  été  parfois  plus  longue  que  l'autre  C'est  ce  qui  a  eu 
lieu  en  18/jO  :  l'étoile  a  mis  62  jours  à  atteindre  son  maximum 
d'éclat,  et  69  jours  à  redescendre  au  point  d'invisibilité  pour 
l'œil  nu.  La  plus  courte  période  ascendante  a  été  de  30  jours 


—  200  — 

en  1679  ;  la  plus  longue,  de  67  jours,  en  1709.  La  plus  longue 
période  descendante  eut  lieu  en  1839,  où  elle  fut  de  91  jours; 
la  plus  courte,  en  1660,  où  elle  dura  52  jours.  Quelquefois 
l'étoile  change  à  peine  pendant  un  mois,  vers  lépoque  de  son 
plus  grand  éclat;  d'autres  fois  un  intervalle  de  peu  de  jours 
suffit  pour  rendre  ses  variations  sensibles.  En  1678  et  en  18^7, 
on  a  remarqué  un  temps  d'arrêt  au  milieu  de  la  période  descen- 
dante, ou  du  moins  un  temps  pendant  lequel  la  lumière  a 
diminué  d'une  manière  à  peine  perceptible. 

L'éclat  n'est  pas  toujours  le  même,  avons-nous  dit,  à  l'époque 
du  maximum.  En  désignant  par  0  léclat  des  plus  faibles  étoiles 
encore  visibles  à  l'œil  nu,  et  celui  d'Aldébaran  (l'^gr.)  par  50, 
on  peut  dire  que  Mira  oscille  entre  20  et  Ul  vers  son  maximum, 
c'est-à  dire  entre  la  U^  et  la  1-2^  grandeur  ;  son  éclat  moyen  est 
représenté  par  28,  c'est-à-dire  égal  à  celui  de  l'étoile  y  de  la  Ba- 
leine. La  durée  de  la  période  ne  s'est  pas  montrée  moins  irrégu- 
lière. Elle  est  en  moyenne  de  331  jours  20  heures,  mais  ses  oscil- 
lations vont  à  un  mois  entier  ;  car  la  plus  courte  période  comprise 
entre  deux  maxima  consécutifs  a  été  de  306  jours,  et  la  plus 
longue  de  367  jours.  Ces  irrégularités  deviennent  encore  plus 
frappantes,  quand  on  compare  les  époques  des  n)axima  observés 
avec  les  époques  calculées  dans  l'hypothèse  d'une  période  inva- 
riable. Les  différences  entre  le  calcul  et  l'observation  vont  alors  à 
50  jours,  et  même  ces  écarts  conservent  à  peu  près  la  même 
grandeur  et  le  même  sens  plusieurs  années  de  suite.  C'est  une 
preuve  manifeste  qu'il  existe  une  perturbation  à  longue  période 
dans  les  changements  de  lumière  de  cette  étoile;  seulement  un 
calcul  plus  exact  montre  qu'une  perturbation  unique  ne  suffit 
pas,  et  qu'il  faui  en  admettre  plusieurs ,  engendrées  sans  doute 
par  la  même  cause.  Une  de  ces  perturbations  revient  à  chaque 
intervalle  de  11  périodes  élémentaires;  la  durée  de  la  2"  com- 
prend 88  de  ces  périodes;  celle  de  la  3%  176,  et  celle  de  la  k% 
26/1.  C'est  l'ensemble  de  ces  inégalités  périodiques  que  repré- 
sente la  formule  de  sinus  rapportée  dans    a  note  78,  formule 
avec  laquelle  les  observations  des  maxima  s'accordent  très-bien. 


—  201  — 

quoiqu'elle  laisse  encore  subsister  des  écarts  dont  les  erreurs 
d'observation  ne  peuvent  rendre  compte. 

(2)  [3  de  Persée,  Algol;  AR.  Ixk'  36',  Décl.  +  ^0°  22'.  Gemi- 
niano  Montanari  a  remarqué  le  premier,  en  1667,  la  variabilité 
de  cette  étoile  dont  Maraldi  s'est  aussi  occupé;  mais  c'est 
Goodricke  qui  a  reconnu,  en  1782,  la  périodicité  de  ses  varia- 
tions. La  raison  en  est,  sans  doute,  que  cette  étoile  ne  change 
pas  d'éclat  peu  h  peu,  comme  la  plupart  des  étoiles  variables, 
mais  qu'elle  reste  constamment  de  2-3^  grandeur  pendant 
2  jours  et  13  heures ,  tandis  qu'elle  emploie  seulement  7  à 
8  heures  pour  décroître  et  descendre  à  la  4^  grandeur.  Les 
changements  d'éclat  ne  sont  pas  tout  à  fait  réguliers  ;  ils  sont 
plus  rapides  à  l'époque  du  minimum  ;  aussi  peut-on  en  déter- 
miner l'instant,  à  10  ou  15  minutes  près.  Il  est  encore  bien 
digne  de  remarque  que  cette  étoile,  après  avoir  commencé  à 
croître  en  lumière  pendant  une  heure  environ,  s'arrête  et 
conserve  la  même  clarté  pendant  l'heure  suivante  ;  elle  reprend 
ensuite  son  mouvement  ascendant  d'une  manière  marquée.  On 
avait  regardé  jusqu'ici  la  durée  de  la  période  comme  absolument 
constante ,  et  AVurm  représentait  bien  les  observations  par  une 
période  de  2  jours  21  heures  US  minutes  58  secondes  et  demie. 
Mais  des  calculs  plus  exacts,  basés  sur  un  intervalle  de  temps 
deux  fois  plus  grand  que  celui  dont  Wurm  avait  pu  se  servir, 
ont  montré  que  la  période  se  raccourcit  de  plus  en  plus.  Elle 
était  en  1784,  de  2J  20'^  48'"  59^,4,  et  en  1842,  de  2J  20^  48™ 
55%2  seulement.  Il  résulte  encore,  avec  vraisemblance,  des 
observations  les  plus  récentes,  que  cette  diminution  de  la  pé- 
riode est  plus  rapide  aujourd'hui  qu'autrefois,  en  sorte  qu'il 
faudra  ici ,  tôt  ou  tard ,  une  formule  de  sinus  pour  représenter 
ces  perturbations  delà  période  principale.  Au  reste, la  diminu- 
tion actuelle  de  la  période  s'expliquerait,  en  supposant  qu' Algol 
se  rapproche  de  nous  h  raison  de  371  myriamètres  par  an,  ou , 
ce  qui  revient  au  même,  qu'il  s'éloigne  de  nous  avec  une  vitesse 
décroissant  dans  le  même  rapport  Dans  l'un  et  l'autre  cas,  la  lu- 
mière nous  parviendrait  chaque  année  un  peu  plus  tôt  qu'elle  ne 


—  202  — 

le  ferait  dans  l'hypothèse  d'une  position  constante,  et  cette  avance, 
d'environ  12  millièmes  de  seconde,  suffirait  pour  rendre  compte 
de  la  diminution  observée.  Si  telle  est  l'explication  véritable, 
une  formule  de  sinus  deviendra  nécessaire  dans  quelque  temps. 

(3)  y  clu  Cygne,  AR.  296M2',  Décl.  +  32"  32'.  Cette  étoile 
présente  h  peu  près  les  mêmes  irrégularités  que  Mira  ;  les  écarts 
des  maxima  que  Ton  a  observés,  comparés  à  ceux  qui  résultent 
du  cahul  fait  dons  Ihypothèse  d'une  période  uniforme  ,  vont  à 
UO  jours;  mais  ils  se  réduisent  considérablement,  quand  on  in- 
troduit une  perturbation  de  8  1 '2  périodes  élémentaires  et  une 
autre  de  lOO  périodes.  A  son  maximum,  l'étoile  atteint  l'éclat 
des  étoiles  faibles  de  5*"  grandeur,  c'est-^-dire  un  degré  de  plus 
que  la  17^  du  Cygne.  Les  oscillations  de  Téclat  maximum  sont 
aussi  très-notables;  elles  varient  de  13  degrés  au-dessous  à 
10  degrés  au-dessus  de  l'éclat  moyen.  Lorsque  l'étoile  avait  son 
éclat  maximum  le  plus  faible,  elle  était  totalement  invisible  à 
l'œil  nu,  en  1847,  au  contraire,  on  put  la  voir  sans  lunette, 
pendant  97  jours  entiers.  La  durée  moyenne  de  sa  visibilité  est 
de  52  jours,  dont  20  appartiennent,  en  moyenne,  à  la  phase 
ascendante,  et  32  à  la  phase  de  diminution. 

iU)  30  de  l'Hydre  d'Hevelius,  AR.  200^  23'.  Décl.  —  22*»  30'. 
Cette  étoile  n'est  visible  que  pendant  peu  de  temps  chaque 
année,  à  cause  de  sa  position  très-australe;  tout  ce  qu'on  peut 
en  dire ,  c'est  que  sa  période  et  son  éclat  maximum  présentent 
de  grandes  irrégularités. 

(5)  R  du  Lion,  ou  420  de  Mayer;  AR.  U4°52',  DécL  +  12» 
7'.  On  la  confond  souvent  avec  des  étoiles  voisires  18  et  19  da 
Lion);  aussi  a-t-elle  été  fort  peu  observée.  Elle  l'a  été  assez, 
cependant,  pour  montrer  que  sa  période  n'est  pas  très-régu- 
lière. Son  éclatmaximum  paraît  varier  aussi  de  quelques  degrén, 

(6)  Tj  de  l'Aigle  ou  r,  d'Antinous;  AR.  296M2',  Décl. -f-0"37', 
La  période  assez  constante  de  cette  étoile  est  de  7'  4^13"» 
53^  Toutefois  les  observations  décèlent  de  petites  oscillations 
de  20  secondes  qui  se  manifestent  au  bout  d'un  temps  suffisam- 
mcDt  long.  Quant  aux  variations  d'éclat,  elles  sont  très-régo- 


—  203  — 

lières;  les  écarts  ne  dépassent  point  les  limites  de  ce  qu'on  peut 
imputer  aux  erreurs  d'obscrvalion.  A  son  minimum ,  elle  est 
d'un  degré  au-dessous  de  i  de  l'Aigle.  Son  éclat  augmente 
d'abord  lentement,  puis  avec  rapidité,  ensuite  avec  plus  de 
lenteur,  et  2  jours  9  heures  après  l'instant  du  minimum,  elle 
atteint  son  plus  grand  éclat.  Elle  est  alors  près  de  3  degrés  au- 
dessus  de  p  et  2  degrés  au-dessous  de  S  de  l'Aigle.  A  partir  du 
maximum,  la  lumière  ne  décroît  pas  aussi  régulièrement,  car 
vers  le  moment  où  elle  atteint  l'éclat  de  p  (1  jour  10  heures 
après  le  maximum  ,  elle  varie  avec  plus  de  lenteur  que  dans 
les  heures  précédentes  ou  suivantes. 

(7)  p  de  la  Lyre,  AR.  28r  8',  Décl.  +  33"  11';  cette  étoile 
est  remarquable  par  ses  deux  maxima  et  ses  deux  minima. 
Après  avoir  été  d  un  tiers  de  degré  au-dessous  de  ^  de  la  Lyre, 
à  l'époque  du  plus  faible  éclat,  elle  met  3i  5'^  à  atteindre  son 
premier  maximum  où  elle  est  de  3//i  de  degré  plus  faible  que  y 
de  la  Lyre.  3  jours  et  3  heures  après,  elle  arrive  à  son  second 
minimum  qui  dépasse  C  de  la  Lyre  de  5  degrés.  Après  un  nouvel 
intervalle  de  3J  2'',  elle  atteint,  à  son  deuxième  maximum,  le 
même  éclat  qu'au  premier;  enfin  elle  met  3J  12^  à  revenir  à 
son  plus  faible  éclat.  L'ensemble  de  ces  phases  comprend  donc 
12J  21''  46'n  ^0^  Mais  cette  durée  de  la  période  ne  peut  compter 
que  pour  les  années  ISUQ-i^UU;  antérieurement,  elle  était  plus 
courte  de  2  1/2  heures  en  178^,  de  plus  d'une  heure  en  1817 
et  1818,  et  aujourd'hui  elle  paraît  subir  de  nouveau  une  dimi- 
nution. Il  n'y  a  donc  pas  à  douter  que  la  formule  de  sa  période 
ne  doive  être  aussi  une  fonction  de  sinus. 

(8)  ô  de  Céphée ,  AR.  335'^  5^',  Décl.  -\- 51'  39'.  C'est  de  toutes 
les  étoiles  connues  la  plus  régulière  sous  tous  les  rapports.  Une 
période  de  5J  8'»  Ul"^  39^5  représente  toutes  les  observations, 
depuis  178^  jusqu'il  ce  moment,  avec  la  précision  des  obser- 
vations elles-mêmes;  les  petites  dilférences  qui  se  présentent 
dans  la  marche  des  variations  de  lumière  peuvent  être  attri- 
buées aux  erreurs  ordinaires  de  l'observation.  A  son  mini- 
mum ,  l'étoile  est  3/4  de  degré  au-dessus  de  «  de  Céphée  ;  elle 


—  204  — 

égale,  à  son  maximum,  l'étoile  -.  de  la  même  constellation. 
Pour  passer  du  minimum  au  maximum ,  elle  emploie  IJ  15^',  et 
plus  du  double  de  ce  temps,  c'est-à-dire  3J  18^,  pour  revenir  au 
minimum.  Mais  dans  cette  dernière  phase,  elle  reste  8''  presque 
sans  varier;  pendant  un  jour  entier  ses  changements  sont  très- 
peu  notables. 

(9)  a  d'Hercule ,  AR.  256°  57',  Décl.  -j-  \U°  3V.  Étoile  double 
très-rouge,  dont  les  variations  sont  très-irrégulières,  quant  à  la 
période  et  quant  à  l'éclat.  Souvent  sa  lumière  reste  invariable 
des  mois  entiers.  A  d'autres  époques,  son  maximum  dépasse 
son  minimum  de  5  degrés;  aussi  sa  période  est-elle  très- 
incertaine.  "\V.  Herschel  lui  supposait  une  durée  de  63  jours;  je 
la  portais  moi-même  à  95  jours,  jusqu'à  ce  que  la  discussion 
de  mes  propres  observations ,  continuées  pendant  7  ans ,  m'eût 
conduit  à  la  période  consignée  dans  le  tableau  précédent.  Heis 
croit  pouvoir  représenter  les  observations  par  une  période 
de  18/4,9  jours  comprenant  deux  maxima  et  deux  minima. 

(10)  R  de  la  Couronne,  AR.  235  36',  Déch  -f  28°  37'.  Cette 
étoile  n'est  variable  que  d'une  manière  purement  temporaire. 
La  période  a  été  calculée  par  Koch  d'après  ses  propres  obser- 
vations, qui  sont  malheureusement  perdues. 

(11)  Rde  rÉcudeSobieski,  AR.  279*^52',  Décl.  —  5*51'.  Les 
oscillations  de  l'éclat  de  cette  étoile  sont  souvent  restreintes  à 
un  petit  nombre  de  degrés;  mais  aussi,  en  d'autres  temps,  elle 
descend  de  la  5*"  à  la  9'  grandeur.  Elle  a  encore  été  trop  peu 
observée  jusqu'ici  pour  qu'on  puisse  décider  si  ces  alternatives 
suivent  ou  non  une  marche  régulière.  De  même  la  durée  de  la 
période  présente  de  notables  fluctuations. 

(12)  R  de  la  Vierge  ,  AR.  187"  ^3',  Décl.  -f-  7°  U9'.  La  période 
et  l'éclat  maximum  sont  assez  constants;  il  y  a  pourtant  des 
écarts  trop  considérables ,  à  mon  gré,  pour  pouvoir  être  attri- 
bués uniquement  aux  erreurs  d'observation. 

(13)  R  du  Verseau,  AR.  35/i°  11',  Décl.  —  16°  6'. 
(U)  R  du  Serpent,  AR.  235'^57',Décl.  -f  15"  36'. 
(15)  S  du  Serpent,  AR.  228°  60',  Décl.  +\U'5-Ï. 


—  ^205  — 

(16   R  de  rÉcrevisse ,  AR.  122'>  6',  Décl.  + 12°  9'. 

Il  n'y  a  -rien  de  plus  à  dire,  sur  ces  quatre  étoiles,  que  ce 
que  donne  le  tableau. 

(17)  a  de  Gassiopée,  AR.  8"  0',  Décl.  +  55"  43'.  Éloile  très- 
difficile  à  observer  ;  la  différence  entre  le  maximum  et  le  mi- 
nimum n'est  que  d'un  petit  nombre  de  degrés;  d'ailleurs  cette 
différence  est  aussi  variable  que  la  durée  de  la  période.  Ces 
difficultés  expliquent  le  peu  d'accord  des  résultats  obtenus.  La 
période  indiquée  dans  le  tableau  représente  d'une  manière 
3alisfaisante  les  observations  de  1782  à  18/i9  ;  elle  me  paraît 
être  la  plus  vraisemblable. 

(18)  a  d'Orion,  AR.  86"  46' Décl.  +7''  22'.  Encore  une  étoile 
dont  la  variation  d'éclat  n'est  que  de  U  degrés  ,  du  minimum  au 
maximum.  Elle  augmente  d'éclat  pendant  91  1/2  jours;  elle 
décroît  pendant  104  1/2  jours,  sur  lesquels  elle  reste  50  jours 
sans  changer  (du  20®  au  70^  jour).  Quelquefois  ses  variations 
sont  encore  plus  faibles  et  h  peine  sensibles.  Elle  est  très-rouge. 

(19)  a  de  l'Hydre,  AR.  140°  3',  Décl.  --8°1'.  C'est  la  plus 
difficile  à  observer,  et  sa  période  est  encore  tout  à  fait  incer- 
taine. Sir  John  Herschel  lui  donne  de  29  à  30  jours 

(20)  E  du  Cocher,  AR.  72°  48',  Décl.  ~\-  43»  36'.  Les  change- 
ments d'éclat  de  cette  étoile  sont  très -variables,  ou  bien  il  y  a 
plusieurs  maxima  et  minima  pendant  une  période  de  quelques 
années.  Il  faut  attendre  bien  des  années  encore  avant  de  pou- 
voir trancher  la  question. 

(21)  C  des  Gémeaux,  AR.  103°  48',  Décl.  +  20°  47'.  Cette  étoile 
s'est  montrée  jusqu'ici  très-régulière  dans  ses  changements 
d'éclat.  A  son  minimum,  elle  tient  le  milieu  entre  v  et  u  des 
Gémeaux;  à  son  maximum  ,  elle  n'atteint  pas  tout  à  fait  l'éclat 
de  X.  La  phase  ascendante  dure  4J  21'»  et  la  phase  descen- 
dante 5J  6''. 

(22)  p  de  Pégase,  AR.  344o  7',  Décl.  +  27°  16'.  La  période  est 
assez  bien  déterminée  ;  mais  il  est  encore  impossible  de  rien 
dire  sur  la  marche  de  ses  variations  d'éclat. 


—  206  — 

(23)  R  de  Pégase,  AR.  ZUli'Ur,  Décl.  +  9*  U^' . 

i^U)  s  de  lÉci  evisse ,  AR.  V2S'  50  ,  Décl.  +  19»  3V. 

Il  n'y  a  encore  rien  à  dire  sur  ces  deux  dernières  étoiles. 

A  Bonn,  août  1850. 

Fr.  Argelander. 

Variations  dont  les  périodes  restent  encore  inconnues, 
—  Quand  il  s'agit  de  soumettre  à  Tanalyse  scienti- 
fique des  faits  importants  par  le  rôle  qu'ils  jouent 
dans  le  Cosmos,  que  ces  faits  appartiennent  d'ailleurs 
au  règne  lellurique  ou  à  la  sphèi^e  sidérale,  une  ré- 
serve nous  est  imposée,  c'est  de  ne  pas  chercher  pré- 
maturément à  relier  entre  eux  des  phénomènes  dont 
les  causes  immédiates  sont  encore  entourées  d'ob- 
scurité. Aussi  nous  plaisons-nous  à  établir  une  ligne 
de  démarcation  entre  les  étoiles  nouvelles  qui  ont 
complètement  disparu  (celle  de  1572,  dans  Cassio- 
pée)  et  les  étoiles  nouvelles  qui  sont  restées  au  ciel 
(dans  le  Cygne,  en  1600).  Nous  distinguerons  en- 
core les  étoiles  variables  à  périodes  déterminées  (Mira, 
Algol)  de  celles  dont  Téclat  change,  sans  qu'on  ait  pu 
découvrir  la  loi  de  leurs  variations  (r/d'Argo).  Il 
n'est  pas  invraisemblable ,  mais  aussi  il  n'est  nulle- 
ment nécessaire ,  que  ces  quatre  classes  de  phéno- 
mènes (81)  aient  même  origine  ;  peut-être  dépendent- 
ils  de  la  nature  des  surfaces, ou  des  photosphères  de 
ces  soleils  éloignés. 

Pour  décrire  les  étoiles  nouvelles,  nous  avons 
commencé  par  le  phénomène  le  plus  frappant  de  cet 
ordre,  la  subite  apparition  de  l'étoile  de  ïycho;  pour 
les  mêmes  raisons,  nous  présenterons  ici,  comme 


—  207  — 

type  des  variations  non  périodiques  de  la  lumière 
stellaire  ,  celles  d'une  éloile  remarquable  ,  y,  d'Argo  , 
dont  les  phases  durent  encore  de  nos  jours.  Cette 
étoile  est  située  dans  la  grande  et  brillante  constel- 
lation du  Navire,  c  la  joie  du  ciel  austral.  »  Dès  1677, 
Halley,  à  son  retour  de  Tîle  de  Sainte-Hélène,  émet- 
tait des  doutes  nombreux  sur  la  constance  d'éclat 
des  étoiles  du  Navire  Argo  ;  il  avait  surtout  en  vue 
celles  qui  se  trouvent  sur  le  bouclier  de  la  proue  et  sur 
le  tiliac  {àcTïLch/.r,  et  zaraorpcoua ) ,  donl  Ptolémée  a 
indiqué  les  grandeurs  (8*2).  Mais  l'incertitude  des  dési- 
gnations anciennes,  les  nombreuses  variantes  des  ma- 
Duscrits  de  l'Almageste,  et  surtout  la  difficulté  d'ob- 
tenir des  évaluations  exactes  sur  l'éclat  des  étoiles, 
ne  permirent  point  à  Halley  de  transformer  ses 
soupçons  en  certitude.  En  1677 ,  Halley  rangeait  y] 
d'Argo  parmi  les  étoiles  de  4^  grandeur;  en  1751, 
Lacaille  la  trouvait  déjà  de 2^ grandeur.  Plustard,  elle 
reprit  son  faible  éclat  primitif,  puisque  Burchell  la  vit 
de  4'  grandeur,  pendant  son  séjour  dans  le  sud  de 
l'Afrique  (de  1811  à  1815).  Depuis  1822  jusqu'en 
1826  ,  elle  fut  de  2'  grandeur  pour  T'allows  et  Bris- 
bane;  Burchell,  qui  se  trouvait  en  1827  à  San  Paulo, 
au  Brésil,  la  trouva  de  1'"  grandeur  et  presque  égale 
à  a  de  la  Croix.  Un  an  plus  tard,  elle  était  revenue  à 
la  2'  grandeur.  C'est  a  cette  classe  qu'elle  apparte- 
nait, quand  Burchell  l'observait  à  Goyaz,  le  29  février 
1828;  c'est  sous  celte  grandeur  que  Johnson  etTaylor 
l'inscrivirent  dans  leurs  catalogues  de  1829  à  1833; 
et  quand  Sir  John  Herschel  vint  observer  au  Gap  de 


Bonne-Espérance,  il  la  plaça  constamment,  de  18âi 
à  1837,  entre  la  2'  et  la  1'"  grandeur. 

JMais,  le  16  décembre  1837,  pendant  que  cet  il- 
lustre astronome  s'apprêtait  à  mesurer  l'intensité  de 
la  lumière  émise  par  Tinnombrable  quantité  de  pe- 
tites étoiles  de  11*'  à  16'  grandeur  qui  forment  au- 
tour de  7;  d'Argo  une  magnifique  nébuleuse,  son  atten- 
tion fut  attirée  par  un  phénomène  étrange;  r,  d'Argo, 
qu'il  avait  si  souvent  observée  auparavant,  avait  aug- 
menté d'éclat  avec  tant  de  rapidité,  qu'elle  était  de- 
venue égale  à  a  du  Centaure  ;  elle  surpassait  d'ailleurs 
toutes  les  autres  étoiles  de  ]'"  grandeur,  sauf  Cano- 
pus  et  Sirius.  Cette  fois,  elle  atteignit  son  maximum 
vers  le  2  janvier  1838.  Bientôt  elle  s'affaiblit;  elle 
devint  inférieure  à  Arcturus,  tout  en  restant  encore, 
vers  le  milieu  d'avril  1838  ,  plus  brillante  qu'Aldéba- 
ran.  Elle  continua  à  décroître  jusqu'en  mars  1843, 
sans  tomber  cependant  au-dessous  de  la  1'^  grandeur  ; 
puis  elle  augmenta  de  nouveau,  surtout  en  avril  1843, 
et  avec  une  rapidité  telle,  que,  d'après  les  observa- 
tions de  Mackay,  à  Calcutta ,  et  celles  de  Maclear ,  au 
Cap ,  Y.  d'Argo  surpassait  Canopus  et  devint  presque 
égaleàSirius(83).  L'étoile  a  conservé  cet  éclat  extra- 
ordinaire jusqu'au  commencement  de  l'année  précé- 
dente. Un  observateur  distingué,  le  lieutenant  Gilliss, 
chef  de  l'expédition  astronomique  que  les  États-Unis 
ont  envoyée  au  Chili,  écrivait  de  Santiago,  en  février 
1850  :  «  aujourd'hui  y;  d'Argo,  avec  sa  couleur  d'un 
rouge  jaunâtre,  plus  sombre  que  celle  de  Mars,  se  rap- 
proche extrêmement  de  Canopus  pour  l'éclat  ;  elle  est 


—  209  — 

plus  brillante  que  la  lumière  réunie  des  deux  com- 
posantes de  a  du  Centaure  (84).  »  Depuis  l'apparition 
de  1604,  dans  le  Serpentaire,  aucun  phénomène  stel- 
laire  ne  s'est  produit  avec  tant  d'intensité;  aucun 
non  plus  n'a  présenté  une  si  longue  durée,  car  ce- 
lui-ci dure  depuis  7  ans.  Dans  les  173  années  (167  7- 
1850)  pendant  lesquelles  nous  avons  eu  des  rensei- 
gnements plus  ou  moins  suivis  sur  l'éclat  de  la  belle 
étoile  du  Navire ,  ses  variations  de  lumière  nous  ont 
offert  8  ou  9  alternatives  d'affaiblissement  et  de  re- 
crudescence. Par  un  hasard  heureux ,  où  les  astro- 
nomes ne  manqueront  pas  de  puiser  un  nouveau 
motif  de  persévérer  dans  des  recherches  si  déli- 
cates ,  l'apparition  de  ces  brillants  phénomènes  a 
coïncidé  avec  l'époque  de  la  célèbre  expédition  de 
Sir  John  Herschel  au  Cap  de  Bonne-Espérance. 

On  a  remarqué  des  variations  analogues,  dont  la 
périodicité  nous  échappe  également,  dans  d'autres 
étoiles  isolées  et  dans  les  couples  stellaires  observés 
par  Struve  [Stellarum  compos,  Mensurœ  microm.^ 
p.  Lxxi-Lxxin).  Les  exemples  dont  nous  nous  con- 
tenterons ici  sont  basés  sur  les  évaluations  photo- 
métriques que  le  même  astronome  a  faites  à  des 
époques  différentes ,  et  non  sur  l'ordre  des  lettres 
de  rUranométrie  de  Bayer.  Dans  un  court  traité 
de  fide  Uranometriœ  Bayerianœ  (1842,  p.  15),  Ar- 
gelander  a  prouvé  ,  sans  réplique ,  que  Bayer  ne 
s'est  nullement  astreint  à  désigner  les  plus  belles 
étoiles  par  les  premières  lettres  de  l'alphabet,  mais 
qu'il  s'est  laissé  guider  habituellement  par  la  posi- 
m.  14 


—  210  — 

tion  des  étoiles.  Il  leur  assignait  les  lettres  suc- 
cessives de  l'alphabet,  en  suivant  la  figure  de  la 
constellation  depuis  la  tête  jusqu'aux  pieds.  C'est 
pourtant  la  distribution  des  lettres  dans  l'Uranomé- 
trie  de  Bayer  qui  a  fait  croire  si  longtemps  qu'un 
changement  d'éclat  avait  eu  lieu  dans  plusieurs  belles 
étoiles,  telles  que  a  de  l'Aigle,  Castor  et  Alphard, 
ou  a  de  l'Hydre. 

Struve,  en  1838,  et  Sir  John  Herschel  ont  vu  la 
Chèvre  augmenter  d'éclat.  Le  dernier  trouve  actuel- 
lement la  Chèvre  un  peu  plus  brillante  que  Véga  ; 
il  la  trouvait  plus  faible  autrefois  (85).  Galle  et  Heis 
ont  comparé  récemment  ces  deux  étoiles  et  par- 
tagent cette  opinion.  Heis  trouve  Véga  plus  faible 
de  5  à  6  degrés;  c'est  plus  d'une  demi-grandeur  de 
différence. 

Les  variations  de  lumière  des  étoiles  qui  forment 
la  Grande  et  la  Petite  Ourse  méritent  une  attention 
particulière.  «L'étoile  yi  de  la  Grande  Ourse,  dit  Sir 
John  Herschel,  est  certainement  aujourd'hui  la  plus 
brillante  des  7  belles  étoiles  de  cette  constellation , 
tandis  qu'en  1837,  e  avait  le  premier  rang.  »  Cette 
remarque  m'a  engagé  à  consulter  M.  Heis,  qui  ob- 
serve avec  tant  de  soin  et  d'ardeur  les  variations  de 
la  lumière  stellaire.  «  D'après  la  moyenne  de  toutes 
les  observations  que  j'ai  faites  à  Aix-la-Chapelle , 
depuis  1842  jusqu'en  1850,  écrit  M.  Heis,  je  trouve 
la  série  suivante  :  1**  e  de  la  Grande  Ourse,  ou  Alioth  ; 
2^  a  ou  Dubhé  ;  3''  n  ou  Benetnadj  ;  4°  ^  ou  Mizar  ; 
5"  (3  ;  6**  7  ;  7''  (5.  Les  trois  étoiles  g ,  «  et  y?  sont  si  près 


—  211  — 

d'être  égales ,  que  le  moindre  trouble  dans  Tatmo- 
sphère  pourrait  rendre  l'ordre  des  grandeurs  diffi- 
cile à  reconnaître;  ^  est  décidément  inférieur  aux 
trois  précédentes.  Les  étoiles  f3  et  y,  toutes  deux  re- 
marquablement plus  faibles  que  j;,   sont  presque 
égales  entre  elles;  enfin  d,  que  les  anciennes  cartes 
font  égale  à  (3  et  y,  est  au-dessous  de  ces  étoiles  de 
plus  d'une  grandeur.  L'étoile  e  est  positivement  va- 
riable. Quoique  z  soit  d'ordinaire  plus  brillante  que  a, 
je  l'ai  vue  cependant,  5  fois  en  3  ans,  décidément 
plus  faible  que  a.  Je  considère  aussi  (3  de  la  Grande 
Ourse  comme  variable ,  sans  pouvoir  en  assigner  la 
période.  Sir  John  Herschel  trouvait  (3  de  la  Petite 
Ourse  beaucoup  plus  brillante  que  la  Polaire,  en  1840 
et  1841  ;  le  contraire  a  été  observé  par  lui  en  1846, 
Il  soupçonne  une  variabilité  pour  (3  (86).  Depuis  1843, 
j'ai  trouvé  ordinairement  la  Polaire  inférieure  à  p 
de  la  Petite  Ourse-,  mais  depuis  octobre  1843  jus- 
qu'en juillet  1849,  la  Polaire  a  été,  d'après  mes 
notes,  1,4  fois  plus  brillante  que  |3.  J'ai  d'ailleurs 
eu  de  fréquentes  occasions  de  m'assurer  que  la  cou- 
leur rougâtre  de  cette  dernière  n'est  pas  toujours 
constante  ;  elle  tire  parfois  plus  ou  moins  sur  le  jaune  ; 
d'autres  fois  elle  est  d'un  rouge  tranché  »   (87). 
Cette  laborieuse  étude  de  l'éclat  relatif  des  astres 
est  condamnée  à  rester  un  peu  incertaine ,  tant  que 
l'estime  pure  et  simple ,  opérée  à  l'œil  nu ,  n'aura 
pas  fait  place  à  des  procédés  de  mesure  basés  sur 
les  récents  progrès  de  l'optique  (88).   La  possibi- 
lité de  parvenir  à  un  pareil  résultat  ne  devrait  pas 


—  212  — 

être  mise  en  doute  par  les  astronomes  et  les  physi- 
cie  ns. 

Une  grande  analogie  doit  vraisemblablement 
exister,  quant  au  mode  de  génération  de  la  lumière, 
entre  tous  les  astres  brillant  de  leur  propre  éclat,  et 
par  suite  entre  le  corps  central  de  notre  système 
planétaire  et  les  soleils  étrangers,  c'est-à-dire  les 
étoiles.  Cette  analogie  a  fait  pressentir  depuis  long- 
temps qu'il  existe  aussi  une  liaison  entre  les  varia- 
tions, périodiques  ou  non,  de  la  lumière  stellaire 
ou  solaire  et  l'histoire  météorologique  de  notre 
planète  (89).  On  comprend  toute  l'importance  de 
ces  phénomènes ,  quand  on  considère  que  les  va- 
riations de  la  quantité  de  chaleur  que  notre  pla- 
nète reçoit  du  Soleil ,  dans  le  cours  des  siècles , 
ont  dû  régler  le  développement  de  la  vie  organi- 
que et  sa  distribution  suivant  les  divers  degrés  de 
latitude.  L'étoile  variable  du  col  de  la  Baleine 
(Mira  Ceti)  varie  de  la  2"  à  la  11'  grandeur,  et  va 
même  jusqu'à  disparaître;  n  du  Navire  Argo  oscille 
entre  la  4"  et  la  1"  grandeur;  elle  atteint  même 
l'éclat  de  Canopus  et  presque  celui  de  Sirius.  Si 
notre  Soleil  a  éprouvé  des  variations  semblables ,  ou 
seulement  une  faible  partie  des  changements  d'in- 
tensité dont  nous  venons  de  donner  le  tableau  (  et 
pourquoi  serait-il  différent  des  autres  soleils?),  de 
pareilles  alternatives  d'affaiblissement  et  de  recru- 
descence ,  dans  l'émission  de  la  lumière  et  de  la  cha- 
leur, peuvent  avoir  eu  les  conséquences  les  plus 
graves,  les  plus  formidables  même,  pour  notre  pla- 


—  213  — 

nète;  elles  suffiraient  amplement  à  expliquer  les  an- 
ciennes révolutions  du  globe  et  les  plus  grands  phé- 
nomènes géologiques.  William  Herschel  et  Laplace 
ont,  les  premiers,  agité  cette  question.  Si  j'expose 
ici  de  tels  aperçus,  ce  n'est  pas  que  je  prétende  y 
trouver  la  solution  complète  du  problème  des  varia- 
lions  de  chaleur  à  la  surface  du  globe.  Non,  la  haute 
température  primitive  de  notre  planète  a  résulté  de 
sa  formation  même  et  de  la  condensation  progressive 
de  sa  matière  ;  les  couches  profondes  ont  rayonné 
leur  chaleur  à  travers  les  crevasses  du  sol  et  les  failles 
restées  béantes  ;  le  jeu  des  courants  électriques , 
l'inégale  distribution  des  mers  et  des  continents 
peuvent  avoir  rendu  ,  dans  les  temps  primitifs ,  la 
distribution  de  la  chaleur  totalement  indépendante 
de  la  latitude,  c'est-à-dire  de  la  position  relative 
d'un  corps  central.  Les  considérations  cosmiques  ne 
doivent  pas  être  envisagées  sous  une  seule  face  ;  il 
faut  se  garder  de  les  restreindre  à  de  pures  spécula- 
tions astrognostiques.  % 


211 


MOUVEMENTS  PROPRES  DES  ÉTOILES. —  EXISTENCE  PROBLÉMATIQUE 
d'astres  OBSCURS.  —  PARALLAXES,  DISTANCES  DE  QUELQUES 
ÉTOILES.  ~  DOUTES  SUR  L'EXISTENCE  D'UN  CORPS  CENTRAL 
DANS  l'univers  STELLAIRE. 

Dans  les  étoiles,  ce  n'est  pas  seulement  la  couleur 
ou  l'éclat  qui  varie  :  en  dépit  de  leur  antique  dénomi- 
nation de  fixes ,  elles  changent  de  position  dans  l'es- 
pace absolu;  chaque  étoile  est  isolément  animée  d'un 
perpétuel  mouvement  de  progression.  Où  trouver, 
dans  l'univers,  un  point  absolument  fixe?  et  si  on 
ose  s'élever  jusqu'à  la  conception  d'un  système  gé- 
néral, comment  démêler  les  conditions  de  stabilité 
au  milieu  de  cette  infinie  variété  de  mouvements  et 
de  vitesses?  De  toutes  les  étoiles  brillantes  qu'ont 
observées  les  anciens,  pas  une  n'occupe  aujourd'hui 
la  même  place  au  firmament.  J'ai  dit  ailleurs  qu'Arc- 
turus,  li.  de  Cassiopée  et  la  61*^  du  Cygne  s'étaient 
déplacées ,  depuis  20  siècles,  de  quantités  angulaire- 
ment  équivalentes  à  2  1/2,  3  1/2  et  6  fois  le  diamètre 
du  disque  de  la  Lune.  Une  autre  étoile,  dont  l'éclat 
atteint  presque  l'extrême  limite  de   la  visibilité  à 
l'œil    nu ,     la    1830'    du    catalogue    de    Groom- 
bridge  (6-7'  ou  T  gr.)  marche,  avec  encore  plus 
de  vitesse ,   droit  sur  l'amas  d'étoiles  de  5*  et  de 


—  215  — 

6'  grandeur  qui  forme  la  Chevelure  de  Bérénice.  Si 
celte  étoile  conserve  pendant  71  siècles  la  vitesse 
et  la  direction  actuelle  de  son  mouvement,  elle 
quittera  la  Grande  Ourse,  décrira  un  arc  égal  à 
près  de  27  fois  le  diamètre  de  la  Lune ,  et  viendra 
se  projeter  juste  au  milieu  de  l'amas  si  clairsemé 
de  la  Chevelure.  Dans  le  même  laps  de  temps, 
vingt  étoiles  se  seront  déplacées  de  plus  de  deux  de- 
grés (90).  Or  comme  les  mouvements  propres ,  déjà 
connus  et  mesurés,  varient  de  0",05  à  7", 7,  c'est-à- 
dire  dans  le  rapport  de  1  à  151,  il  est  évident  que 
les  distances  muti\elles  des  étoiles  doivent  s'altérer  à 
la  longue,  et  que  la  figure  actuelle  des  constella- 
tions ne  peut  toujours  durer.  La  Croix  du  Sud,  par 
exemple  ,  ne  conservera  pas  toujours  sa  forme  carac- 
téristique ,  car  ses  quatre  étoiles  marchent  en  sens 
différent,  et  avec  des  vitesses  inégales.  On  ne  saurait 
calculer  aujourd'hui  combien  de  myriades  d'années 
doivent  s'écouler  jusqu'à  son  entière  dislocation  ; 
qu'importe?  ni  pour  l'espace,  ni  pour  le  temps  il 
n'existe  de  termes  absolus  de  grandeur  ou  de  peti- 
tesse. 

Veut-on  embrasser,  d'une  manière  générale,  les 
changements  qui  s'opèrent  au  ciel  et  qui  doivent  im- 
primer, dans  le  cours  des  siècles,  une  autre  physio- 
nomie à  l'aspect  du  firmament?  Alors  il  faut  procé- 
der par  énumération  et  distinguer  parmi  les  causes 
qui  président  à  ces  variations  :  1**  la  précession  des 
équinoxes ,  dont  l'effet  est  de  faire  monter  de  nou- 
velles étoiles  sur  l'horizon  et  d'en  rendre  d'autres 


._  216  — 

pour  longtemps  invisibles  ;  2"  le  changement  d'éclat , 
périodique  ou  non  périodique,  d'un  grand  nombre 
d'étoiles  ;  3°  l'apparition  subite  d'étoiles  nouvelles  dont 
plusieurs  sont  restées  au  ciel;  h°  la  révolution  des 
étoiles  binaires  autour  de  leur  centre  de  gravité 
commun.  Au  milieu  de  ces  étoiles  prétendues  fixes, 
qui  changent  à  la  fois  d'éclat,  de  couleur  et  de 
position ,  nous  pouvons  suivre  les  mouvements  bien 
autrement  rapides  des  20  planètes  principales  de 
notre  monde  solaire  et  de  leur  20  satellites  (le 
nombre  des  astres  secondaires  de  notre  système  est 
actuellement  de  quarante  ;  à  l'époque  de  Copernic 
et  de  Tycho,  le  restaurateur  de  l'astronomie  pra- 
tique, on  n'en  connaissait  que  sept).  On  pourrait 
encore  ranger  parmi  les  corps  planétaires  prè!>  de 
200  comètes  calculées ,  dont  5  sont  à  courtes  pé- 
riodes. Celles-ci  doivent  être  nommées  comètes  inté- 
rieures^ puisque  leurs  trajectoires  sont  comprises  dans 
les  orbites  des  planètes.  Lorsque  ces  astres  devien- 
nent visibles  à  l'œil  nu ,  pendant  la  durée  presque 
toujours  très-courte  de  leurs  apparitions,  ils  con- 
tribuent comme  les  planètes  proprement  dites,  et 
comme  les  étoiles  nouvelles  qui  apparaissent  subi- 
tement avec  un  vif  éclat ,  à  augmenter  l'attrait  du 
tableau  déjà  si  brillant,  j'ai  presque  dit  si  pittores- 
que, de  la  voûte  étoilée. 

L'étude  des  mouvements  propres  des  étoiles  se 
rattache  d'une  manière  intime ,  dans  l'histoire  des 
sciences  astronomiques,  aux  progrès  des  instruments 
et  des  méthodes  d'observation.  Cette  étude  ne  pou- 


—  217  — 

vait  d'ailleurs  être  tentée  avec  fruit,  que  depuis 
l'époque  où  l'on  appliqua  les  lunettes  aux  instru- 
ments destinés  à  mesurer  les  angles  :  pas  décisif, 
qu'il  fallait  franchir,  avant  de  pouvoir  faire  succéder 
la  précision  d'une  seconde,  ou  même  d'une  fraction 
de  seconde  d'arc,  à  la  précision  d'une  minute,  qu'au 
prix  des  plus  grands  efforts ,  Tycho  avait  su ,  le  pre- 
mier, donner  à  ses  observations.  Sans  cet  immense 
progrès,  nous  n'aurions,  aujourd'hui  encore,  qu'un 
moyen  de  trancher  la  question  des  mouvements  pro- 
pres :  ce  serait  de  comparer  entre  elles  des  observa- 
tions séparées  par  une  longue  série  de  siècles.  Telle 
fut,  en  effet,  la  marche  suivie  par  Halley  en  1717. 
Il  rapprocha  les  positions  modernes  des  positions  du 
catalogue  d'Hipparque ,  et  par  les  différences  qu'il 
trouva  de  cette  manière,  il  se  crut  fondé  à  attribuer 
des  mouvements  propres  à  trois  étoiles  principales , 
Sirius,  Arcturus  et  Aldébaran.  L'intervalle  de  temps 
compris  entre  ces  observations  était  de  1844  ans  (91). 
Mais,  plus  tard,  la  précision  des  travaux  de  Rœmer 
et  la  haute  idée  qu'on  s'était  faite  de  la  valeur 
des  ascensions  droites  conservées  dans  le  Triduum 
de  l'astronome  danois  déterminèrent  successivement 
Tobie  Mayer  en  1756,  Maskelyne  en  1770,  et  Piazzi 
en  1800,  à  se  contenter  du  faible  intervalle  compris 
entre  leur  époque  et  celle  de  Rœmer,  et  à  comparer 
leurs  observations  aux  siennes  (92).  C'est  ainsi  que 
le  phénomène  des  mouvements  propres  des  étoiles  a 
pu  être  reconnu,  dans  sa  généralité,  dès  le  milieu 
du  dernier  siècle.  Mais  les  premières  déterminations 


—  218  — 

numériquement  exactes  datent  seulement  de  1783 
et  sont  dues  à  W.  Herschel,  qui  prit  pour  base  les 
observations  de  Flamsteed  (93)  ;  elles  sont  dues  sur- 
tout aux  admirables  travaux  de  Bessel  et  d'Argelan- 
der,  qui  ont  comparé  leurs  propres  catalogues  avec 
les  positions  observées  par  Bradley,  vers  1755. 

Cette  découverte  des  mouvements  propres  des 
étoiles  est  de  la  plus  haute  importance  pour  l'astro- 
nomie physique  ;  elle  a  fait  connaître  le  mouve- 
ment qui  emporte  notre  propre  système  solaire  à 
travers  les  espaces  célestes ,  et  même  la  direction 
dans  laquelle  cette  translation  s'accomplit.  Jamais 
nous  n'aurions  rien  su  d'un  tel  phénomène ,  si  le 
mouvement  progressif  des  étoiles  avait  échappé  à 
nos  mesures  par  sa  petitesse  même.  Il  y  a  plus  ;  les 
efforts  inouïs  qui  ont  été  tentés  pour  déterminer  ce 
mouvement  en  grandeur  et  en  direction ,  pour  me- 
surer la  parallaxe  des  étoiles  ou  leurs  distances  ,  ont 
eu  cette  conséquence  immédiate  de  porter  l'art  d'ob- 
server au  plus  haut  degré  de  perfection ,  et  de  l'y 
maintenir,  surtout  depuis  1830  ,  soit  par  les  progrès 
incessamment  stimulés  des  appareils  micrométriques, 
soit  par  l'emploi  de  plus  en  plus  intelligent  des  grands 
cercles  méridiens ,  des  grands  héliomètres  et  des 
grandes  lunettes  montées  parallactiquement. 

Nous  avons  vu ,  au  début  de  ce  chapitre ,  que  les 
mouvements  propres  des  étoiles  varient ,  de  l'une  à 
l'autre,  depuis  1/20  de  seconde  jusqu'à  près  de  8". 
Mais  ce  ne  sont  point  les  étoiles  les  plus  brillantes 
qui  possèdent  les  plus  forts  mouvements;  ce  sont  des 


—  219  — 

étoiles  de  5%  de  6°  et  même  de  7"  grandeur  (94).  Voici 
les  plus  remarquables  sous  ce  rapport  :  Arcturus , 
l"gr.,  mouvement  propre  ==2", 25  ;  a  du  Centaure, 
1"  gr.  3",58  (95);  /^.  de  Cassiopée,  6«  gr.  3",74; 
rétoile  double  è  de  l'Éridan ,  5-4^  gr.  4",08;  l'étoile 
double  61  du  Cygne,  5-6'  gr.  5", 123  (son  mouve- 
ment a  été  reconnu  par  Bessel ,  en  1812,  sur  les 
observations  de  Bradley,  comparées  avec  celles  de 
Pia7zi)  ;  une  étoile  située  sur  la  limite  qui  sépare  les 
Chiens  de  Chasse  de  la  Grande  Ourse  (96),  et  portant 
le  n"  1830  dans  le  Catalogue  des  étoiles  circumpo- 
laires de  Groombridge,  7^  gr.  6", 974,  d'après  Arge- 
lander;  e  de  l'Indien  7", 74,  d'après  d'Arrest  (97)  ; 
2151  de  la  Poupe  du  Navire,  6'  gr.  7", 871.  Oppo- 
sons à  ces  résultats  exceptionnels  une  donnée  plus 
générale  :  en  prenant  la  moyenne  arithmétique  des 
mouvements  propres  stellaires,  pour  toutes  les  ré- 
gions du  ciel  où  ces  mouvements  sont  actuel- 
lement bien  constatés ,  Meedler  n'a  trouvé  que 
0",102  (98). 

Par  suite  de  ses  recherches  sur  «  la  variabilité  des 
mouvements  propres  de  Sirius  et  de  Procyon,  » 
Bessel ,  le  plus  grand  astronome  de  notre  époque , 
est  arrivé ,  en  1844,  à  des  conséquences  bien  remar- 
quables. Il  était  convaincu ,  peu  de  temps  avant  la 
douloureuse  maladie  qui  a  causé  sa  mort,  «  que  les 
étoiles  dont  les  mouvements  propres  présentent  des 
variations  sensibles,  appartiennent  à  des  systèmes 
qui  occupent  des  espaces  assez  faibles  relativement 
aux  énormes  distances  mutuelles  des  étoiles.  »  La 


—  2^20  — 

croyance  de  Bessel  à  l'existence  de  couples  stellaires 
où  l'un  des  astres  composants  serait  privé  de  lumière 
était  si  ferme,  comme  le  prouverait  au  besoin  sa 
longue  correspondance  avec  moi,  qu'elle  réussit  à 
éveiller  l'attention  universelle ,  indépendamment  de 
l'intérêt  qui  s'attache  naturellement  à  toute  concep- 
tion capable  d'élargir  le  cercle  de  nos  connaissances 
sur  l'univers  sidéral.  «  Le  corps  attirant,  dit  le  cé- 
lèbre observateur,  doit  être  ou  très-près  de  l'étoile 
dont  le  mouvement  propre  présente  des  variations 
sensibles,  ou  très-près  de  notre  propre  Soleil.  Or, 
comme  la  présence  d'un  corps  attirant,  doué  d'une 
masse  considérable  et  placé  à  très-petite  distance  du 
Soleil,  n'est  nullement  accusée  par  les  mouvements 
de  notre  système  planétaire ,  on  se  trouve  ramené  à 
l'autre  alternative  ;  il  faut  admettre  que  le  corps  at- 
tirant est  placé  très-près  de  l'étoile  elle-même.  C'est 
là  la  seule  explication  admissible  des  variations  que 
le  mouvement  propre  de  Sirius  a  subies  dans  le  cours 
d'un  siècle (99).  »  Bessel  m'écrivait,  en  juillet  1844: 
«...  Je  n'en  persiste  pas»moins  à  croire  que  Sirius  et 
Procyon  sont  de  véritables  étoiles  doubles ,  composées 
chacune  d'une  étoile  visible  et  d'une  étoile  invisible.  » 
Et  comme  j'avais  exprimé ,  en  plaisantant,  quelques 
scrupules  au  sujet  de  ce  monde  fantastique  que  l'on 
allait  peupler  d'astres  obscurs,  il  ajoutait  :  «  Il  n'y  a 
aucune  raison  de  considérer  la  faculté  d'émettre  la 
lumière  comme  une  propriété  essentielle  des  corps. 
De  ce  que  des  étoiles  sans  nombre  sont  visibles ,  il 
ne  résulte  évidemment  aucune  preuve  contre  l'exis- 


-  2H  — 

tence  d'étoiles  invisibles ,  également  innombrables. 
La  difficulté  principale ,  celle  d'expliquer  physique- 
ment la  variabilité  d'un  mouvement  propre,  sera 
levée  d'une  manière  satisfaisante ,  en  supposant  qu'il 
existe  des  astres  obscurs.  On  ne  peut  rien  objecter 
à  cette  simple  hypothèse  :  des  variations  de  vitesse 
ne  peuvent  résulter  que  de  l'action  de  certaines 
forces ,  et  ces  forces  doivent  agir  d'après  les  lois  de 
Newton.  » 

Un  an  après  la  mort  de  Bessel ,  Fuss  entreprit , 
sur  l'invitation  de  Struve,  de  rechercher,  de  son 
côté ,  la  cause  des  anomalies  présentées  par  Sirius 
et  Procyon.  11  employa  dans  ce  but  de  nouvelles 
observations  faites  à  Poulkova  ,  à  l'aide  de  la  lu- 
nette méridienne  d'Ertel ,  et  compara  les  résultats 
ainsi  obtenus  avec  d'anciennes  observations  conve- 
nablement réduites.  La  conclusion  de  Struve  et  de 
Fuss  est  contraire  à  la  pensée  de  Bessel  (100).  Mais 
un  grand  travail  que  Péters  vient  de  terminer  à 
Kœnigsberg,  et  des  recherches  analogues  entreprises 
par  Schubert,  calculateur  du  Naiitical  Almanacli  des 
États-Unis,  ont  donné  gain  de  cause  à  cette  hypo- 
thèse. 

La  croyance  aux  étoiles  dépourvues  de  lumière 
s'était  déjà  répandue  dans  l'antiquité  grecque,  et 
surtout  dans  les  premiers  temps  du  christianisme. 
On  admettait  «  qu'au  milieu  des  étoiles  brillantes , 
dont  les  vapeurs  alimentent  la  combustion,  se  meu- 
vent encore  d'autres  corps  de  nature  terrestre ,  qui 
restent  invisibles  pour  nous  (1).  »  Plus  tard ,  l'ex- 


—  222  — 

tinction  complète  des  étoiles  nouvelles,  surtout  de 
celles  que  Tycho  et  Kepler  observèrent  avec  tant  de 
soin  dans  Cassiopée  et  le  Serpentaire ,  parut  devoir 
donner  une  base  plus   assurée   à   cette  croyance. 
Comme  on  pensait,  dès  cette  époque,  que  la  première 
étoile  avait  déjà  paru  deux  fois,  à  300  ans  de  dis- 
tance, ridée  d'un  anéantissement  réel ,  d'une  des- 
truction complète  ne  pouvait  se  présenter  à  l'esprit. 
L'immortel  auteur  de  la  Mécanique  Céleste   croyait 
aussi  à  l'existence  de  masses  non  lumineuses  dans 
l'univers  ;  il  basait  sa  conjecture  sur  les  appari- 
tions de  1572  et  de  1604.  «  Ces  astres  devenus  invi- 
sibles ,  après  avoir  surpassé  l'éclat  de  Jupiter  même, 
n'ont  point  changé  de  place  pendant  leur  apparition 
(  ils  ont  seulement  cessé  d'émettre  de  la  lumière). 
Il  existe  donc,  dans  l'espace  céleste,  des  corps  opa- 
ques aussi  considérables  et  peut-être  en  aussi  grand 
nombre  que  les  étoiles  (2).»  De  môme  Moedler  dit, 
dans  ses  Recherches  sur  le  Système  sidéral  (3)  :  «  Un 
corps  obscur  pourrait  être  corps  central  ;  il  pour- 
rait être  entouré  de  corps  obscurs ,  de  même  que  le 
Soleil  n'est  entouré  immédiatement  que  de  planètes 
dépourvues  de  toute  lumière  propre.  Les  mouve- 
ments de  Sirius  et  de  Procyon ,  signalés  par  Bessel , 
conduisent  d'ailleurs  nécessairement  (?)  à  admettre 
des  cas  où  certains  astres  brillants  seraient  de  sim- 
ples satellites,  subordonnés  à  des  masses  obscures.  » 
Quelques  partisans  de  la  théorie  de  l'émission  admet- 
tent que  de  telles  masses  peuvent  rayonner  de  la 
lumière,  tout  en  restant  invisibles  pour  nous;  il 


—  22S  — 

suffît  que  leurs  dimensions  ou  leurs  masses  soient 
telles,  que  les  atomes  de  lumière  qu'ils  émettent 
soient  retenus  ou  ramenés  vers  le  centre  par  la  force 
d'attraction  de  la  masse ,  et  cela,  à  partir  d'une  cer- 
taine limite  que  les  molécules  lumineuses  ne  sau- 
raient dépasser  (4).  S'il  existe,  comme  on  peut  le 
croire ,  des  corps  obscurs  ou  invisibles  dans  l'uni- 
vers, des  corps  où  la  lumière  ne  se  développe  point, 
toujours  est-il  qu'ils  ne  sauraient  se  trouver  près 
de  notre  système  de  planètes  et  de  comètes ,  à  moins 
que  leur  masse  ne  soit  extrêmement  fciible ,  sans 
quoi  leur  présence  se  serait  déjà  trahie  par  des  per- 
turbations sensibles. 

La  recherche  des  mouvements  stellaires,  qu'ils 
soient  réels  ou  seulement  apparents  et  produits 
par  le  simple  déplacement  de  l'observateur;  la  me- 
sure de  la  distance  des  étoiles  par  celle  de  leurs 
parallaxes;  la  détermination  du  sens  et  de  la  vitesse 
du  mouvement  de  translation  de  notre  système  pla- 
nétaire ,  sont  trois  importants  problèmes ,  intime- 
ment liés  par  leur  nature  même  et  par  les  moyens 
que  Ton  peut  employer  pour  obtenir  leur  solution 
plus  ou  moins  complète.  Nul  progrès  dans  les  mé- 
thodes ,  nul  perfectionnement  dans  les  appareils 
de  mesure ,  n'ont  été  réalisés  en  vue  d'attaquer  un 
de  ces  difficiles  problèmes ,  sans  produire  aussitôt, 
pour  la  solution  des  deux  autres ,  d'inestimables 
résultats.  Je  commencerai  de  préférence  par  la  ques- 
tion des  parallaxes  ou  des  distances  de  certaines 
étoiles  choisies,  afin  de  compléter  l'exposition  des 


—  224  ~ 

notions  acquises  sur  les  étoiles  prises  isolément. 
Galilée  proposait,  dès  le  commencement  du 
xvn' siècle,  de  «  mesurer  les  distances,  sans  doute 
fort  inégales ,  qui  séparent  les  étoiles  de  notre  sys- 
tème solaire.  »  Il  avait  même  pressenti ,  avec  une  ad- 
mirable sagacité,  qu'on  trouverait  le  meilleur  moyen 
ûe  déterminer  la  parallaxe  ,  non  dans  la  mesure 
des  distances  angulaires  au  pôle  ou  au  zénith,  mais 
«  dans  la  comparaison  faite  avec  soin  des  positions 
respectives  de  deux  étoiles  très-voisines.  »  C'était , 
en  termes  généraux ,  l'indication  formelle  des  mé- 
thodes micrométriques  qui  furent  appliquées  plus 
tard  parW.  Herschel  en  1781,  puis  par  Struve  et  par 
Bessel.  »  Perché  io  non  credo,  dit  Galilée» (5)  dans  sa 
Giornata  terza ,  che  tutte  le  stelle  siano  sparse  in 
una  sferica  superficie  ^^^/«/m^/^?^  distante  da  uncentro; 
ma  stimo  che  le  loro  lontananze  da  noi  siano  tal- 
mente  varie ,  che  alcune  ve  ne  possano  esser  2  e 
3  volte  più  remote  di  alcune  altre  ;  talchè  quando  si 
trovasse  col  Telescopio  quakhe  picciolissima  Stella 
vicinissima  ad  alcuna  délie  7naggiori  ^  e  che  pero 
quella  ïws^iQ,  (i\û^^\m'à ,  potrebbe  accadere  ^  clie  qualche 
sensibil  miitazione  succedesse  ira  di  loro»  »  Le  système 
de  Copernic  posait  en  effet  ce  problème  ;  en  l'a- 
doptant, on  se  trouvait  entraîné  à  rechercher  dans 
les  changements  de  position  des  étoiles  Içi  démons- 
tration du  mouvement  annuel  de  la  Terre  autour 
du  Soleil.  Aussi  lorsque  Kepler  eut  prouvé ,  parles 
observations  de  Tycho ,  que  les  positions  apparentes 
des  étoiles  ne  manifestaient  aucune  trace  sensible 


—  225  — 

de  déplacement  parallacliqiie,  du  moins  si  l'on  s'en 
tient  à  la  précision  d'une  minute  d'arc  (tel  était  le 
degré  d'exactitude  que  Tycho  lui-même  attribuait  à 
ses  mesures  de  distance),  les  coperniciens  durent 
conclure  que  le  diamètre  de  l'orbite  terrestre,  malgré 
ses  306  millions  de  kilomètres,  est  une  base  géomé- 
trique beaucoup  trop  faible,  relativement  à  l'énorme 
distance  des  étoiles  fixes. 

L'espoir  d'arriver  jamais  à  déterminer  ces  dis- 
tances devait  donc  uniquement  reposer  sur  les  pro- 
grès futurs  des  appareils  optiques  et  des  instruments 
de  mesure,  c'est  à-dire  sur  la  possibilité  d'évaluer 
avec  précision  de  très-petits  angles.  Aussi  longtemps 
qu'on  ne  put  répondre  de  cette  précision  qu'à  une 
minute  près,  l'absence  de  parallaxe  sensible  prouvait 
seulement  que  la  distance  des  étoiles  fixes  surpasse 
3/108  rayons  de  l'orbite  terrestre ,  c'est-à-dire  3138 
fois  la  distance  de  la  Terre  au  Soleil  (6).  A  mesure 
que  l'exactitude  des  observations  a  été  en  crois- 
sant, cette  limite  s'est  élevée  dans  le  même  rap- 
port. Les  observations  de  Bradiey,  exactes  à  1"  près, 
rejetaient  les  étoiles  les  plus  proches  à  200265  fois  la 
distance  de  la  Terre  au  Soleil.  Depuis  l'époque  bril- 
lante où  Fraunhofer  construisit  ses  admirables  instru- 
ments, la  précision  des  mesures  a  été  portée  à  0",1  ; 
le  rayon  de  l'orbite  terrestre  n'est  plus  insuffisant 
que  pour  des  étoiles  dont  la  distance  surpasserait 
20G2G48  fois  la  longueur  de  cette  base  géométrique. 

L'ingénieux  appareil  zénithal  consfrijit,  en  1G69, 
par  Robert  Hooke,  contemporain  de  Newton,  ne  put 
ni.  15 


—  226  — 

conduire  au  but  proposé.  Picard,  Horrebow  (le  cal- 
culateur des  seules  observations  de  Rœmer  qui  aient 
été  sauvées),  et  Flamsteed  croyaient  avoir  trouvé  des 
parallaxes  de  plusieurs  secondes,  parce  qu'ils  con- 
fondaient certains  déplacements  apparents  des  étoi- 
les avec  reflet  parallactique  du  mouvement  an- 
nuel. John  Michell,  au  contraire  (Philos.  Trans., 
4  767,  t.  LVII,  p.  23/1-264),  attribuait  aux  étoiles  les 
plus  proches  une  parallaxe  de  moins  de  G", 02, 
«  qu'on  ne  pourrait  reconnaître  à  moins  d'employer 
un  grossissement  de  12000  fois.  »  L'opinion  très- 
répandue  que  la  supériorité  d'éclat  d'une  étoile  est 
un  indice  assuré  de  proximité,  engagea  Calandrelli 
et  le  célèbre  Piazzi  (1805)  dans  une  série  de  recher- 
ches peu  heureuses  sur  les  parallaxes  de  Véga, 
d'Aldébaran,  de  Sirius  et  de  Procyon.  Il  faut  en  dire 
autant  des  recherches  de  Brinkley  (1815):  Pond  d'a- 
bord et  ensuite  Airy  les  ont  victorieusement  combat- 
tues. Les  premières  notions  satisfaisantes  sur  les 
parallaxes  ont  été  obtenues  par  la  voie  des  mesures 
micrométriques  ;  mais  elles  ne  commencèrent  à  se 
produire  qu'à  dater  de  1832. 

Dans  un  important  mémoire  sur  la  distance  des 
étoiles  (7),  Péters  évalue  à  33  le  nombre  des  pa- 
rallaxes déjà  déterminées.  Nous  n'en  citerons  que  9; 
ce  sont  celles  qui  méritent  le  plus  de  confiance,  en- 
core ne  la  méritent-elles  pas  toutes  au  même  degré. 
Nous  suivrons  d'ailleurs  l'ordre  chronologique. 

L'étoile  devenue  si  célèbre  par  les  travaux  de  Bes- 
sel ,  la  61"  du  Cygne ,  doit  avoir  ici  le  premier  rang. 


—  227  — 

Dès  1812,  rastronome  de  Kœnigsberg  avait  décou- 
vert le  mouvement  propre  considérable  de  cette  étoile 
double,  dont  les  composantes  sont  au  dessous  de 
la  6*^  grandeur;  mais  ce  ne  fut  qu'en  1838  qu'il  en 
détermina  la  parallaxe  à  l'aide  de  son  héliomètre. 
Mes  amis  Arago  et  Mathieu  avaient  observé  la  dis- 
tance zénithcile  de  la  61*  du  Cygne,  depuis  le  mois 
d'août  1812  jusqu'au  mois  de  novembre  de  Tannée 
suivante,  afin  d'en  mesurer  la  parallaxe  absolue.  Ils 
tirèrent  de  leurs  observations  la  conséquence  très- 
juste  que  la  parallaxe  de  cette  étoile  est  au-dessous 
d'une  demi-seconde  (8).  En  1815  et  en  1816,  Bessel 
n'avait  encore  pu  obtenir  aucun  résultat  admissi- 
ble (ce  sont  ses  propres  termes)  (9)  ;  mais  les  obser- 
vations instituées  à  l'aide  du  grand  héliomètre  de 
Fraunhofer,  depuis  le  mois  d'août  1837  jusqu'en 
octobre  1838,  lui  donnèrent  enfin  une  parallaxe  de 
0",3/i83,  c'est-à-dire  une  distance  égale  à  592200  fois 
celle  de  la  Terre  au  Soleil.  La  lumière  emploie  9  ans 
et  1/4  à  parcourir  cet  espace.  Les  observations  faites 
en  18Ù2  par  Péters  ont  confirmé  ce  résultat,  puis- 
qu'elles ont  donné  0",3490.  Le  même  astronome  a 
modifié  plus  tard  le  résultat  de  Bessel,  en  y  introdui- 
sant une  petite  correction  relative  aux  variations  de 
température;  il  a  trouvé  ainsi  0",374û  (10). 

La  parallaxe  de  la  plus  belle  étoile  double  du  ciel 
austral,  a  du  Centaure,  a  été  déterminée,  en  1832, 
par  les  observations  de  Henderson  au  Cap  de  Bonne- 
Espérance,  et  par  celles  de  Maclear  en  1839.  Le 
résultat  est  0',9128  (11).  C'est  donc  l'étoile  la  plus 


---  228   — 

voisine  de  nous  ,  parmi  celles  dont  a  mesuré  la  dis- 
tance ;  elle  est  trois  fois  plus  rapprochée  que  la  61*  du 
Cygne. 

W.  Struve  s'est  longtemps  occupé  de  la  parallaxe 
de  a  de  la  Lyre.  Ses  premières  observations  datent 
de  1836;  elles  donnaient  un  résultat  compris  entre 
0",07  et  0M8  (12).  Plus  tard  il  obtint ,  pour  valeur 
délinitive,  le  nombre  0",2613,  qui  correspond  à 
771400  rayons  de  Torbite  terrestre,  distance  par- 
courue en  12  ans  par  la  lumière  (13).  Pélers  a  trouvé 
seulement  0",103.  Ainsi  la  plus  brillante  étoile  du 
ciel  boréal  serait  encore  plus  éloignée  qu'une  petite 
étoile  de  G*  grandeur,  la  61^  du  Cygne,  que  l'œil 
distingue  avec  quelque  peine  sur  la  voûte  céleste. 

La  parallaxe  de  l'étoile  polaire  a  été  déduite,  par 
Péters  ,  d'observations  continuées  pendant  vingt  ans 
à  Dorpat,  de  1818  à  1838.  Péters  a  trouvé  O'.lOô, 
résultat  d'autant  plus  satisfaisant  que  les  observa- 
tions dont  il  procède  assignent,  en  même  temps,  à 
la  constante  de  l'aberration  une  valeur  de  20", 455, 
presqu'identiqne  à  celle  de  W.  Struve  (14). 

L'étoile  1830  du  catalogue  de  Groombridge,à  la- 
quelle Argelander  a  reconnu  le  plus  fort  mouvement 
propre  de  tout  le  ciel  boréal,  a  pour  parallaxe  0",226 
d'ciprès  une  série  de  48  distances  zénithales  très- 
exactes  que  Péters  a  observées  à  Poulkova  en  1842 
et  1843.  Paye  avait  cru  devoir  assigner  à  cette  étoile 
une  parallaxe  5  fois  plus  forte (1", 08),  supérieure  par 
conséquent  à  celle  de  a  du  Centaure.  Afin  de  lever  les 
doutes  qui  pouvaient  rester  encore  sur  la  distance  de 


la  1830"  de  Groombridge,  Otto  Struve  entreprit  d'en 
déterminer  la  parallaxe ,  au  moyen  du  grand  équa- 
torial  de  Poulkova.  Ses  recherches  amenèrent  un 
résultat  inattendu;  il  fut  conduit,  par  la  discus- 
sion d'une  des  plus  belles  séries  d'observations  qui 
aient  jamais  été  ûiites,  à  afiirmer  que  la  parallaxe  de 
cette  étoile  devait  être  au-dessous  d'un  dixiènje  de 
seconde.  Bessel  avait  résolu,  en  18^2,  d'appliquer  à 
celte  étoile  la  méthode  et  Finslrument  qui  avaient  si 
bien  réussi  pour  la  Gl^du  Cygne.  Les  observations 
faites  par  Schlûter,  et  calculées  par  Wichiriann,  à 
Kœnigsberg.  ont  donné  une  parallaxe  intermédiaire 
entre  celles  de  Péiers  et  de  0.  Struve.  Ces  trois  me- 
sures s'accordent  donc  à  établir  que  la  parallaxe  de 
la  1830'  de  Groombrid^je  ne  saurait  dépasser  une 
assez  petite  fraction  de  la  seconde  d'arc  (15). 


ÉTOILES. 

a  du  Centaure. 

■< 

< 
PS 

< 

a. 

ERREUR 

probable. 

NOMS 

DES   OBSERVATEURS. 

0",913 

O'',070 

Henderson  et  Maclear. 

6^  du  Cygne. 

0  ,^l[ih 

0  ,020 

Bessel. 

Sirius. 

0  ,230 

» 

Henderson. 

1830  Groombridge. 

0  ,226 

0  ,UI 

Pélers 

» 

0  ,1825 

0  ,0185 

Schlutcr  et  Wichniann . 

» 

0  ,03/i 

0  .029 

OUo  Struve. 

i  de  la  Grande  Ourse. 

0  ,133 

0  ,106 

Pélers. 

Arcturus. 

0  ,127 

0   ,073 

Péters. 

a  de  la  Lyre. 

0  ,207 

0  ,038 

Struve  et  Péters. 

La  Polaire. 

0  ,106 

0  ,012 

Pctcrs. 

La  Chèvre. 

0  ,0Zi6 

0  ,200 

Péters. 

—  230  — 

En  général,  les  résultats  obtenus  jusqu'ici  n'éta- 
blissent nullement  que  les  étoiles  les  plus  brillantes 
soient  aussi  les  plus  proches.  Si  la  parallaxe  de  «  du 
Centaure  est  la  plus  grande  de  toutes,  on  voit  en  même 
temps  que  celles  de  «  de  la  Lyre,  d'Arcturus  et  de  la 
Chèvre  surtout  sont  bien  inférieures  à  la  parallaxe 
d'une  étoile  de  6'  grandeur,  la  61' du  Cygne.  11  en  est 
de  même  des  mouvements  propres.  Après  la  2151*  de 
la  Poupe  et  i  de  l'Indien,  les  étoiles  douées  du  mouve- 
ment le  plus  rapide  sont  la  61^  du  Cygne  (5'', 123  par 
an  )  et  le  n°  1830  de  Groombridge ,  appelé  aussi ,  en 
France,  étoile  d'Argelander  (6",974par  an  .  Ces  étoiles 
sont  3  à  ù  fois  )  lus  éloignées  que  a  du   Centaure 
dont  le  mouvement  propre  ne  dépasse  point  3", 58.  Le 
volume,  la  masse,  l'éclat,  le  mouvement  propre  et 
la  distance  ont  sans  doute  entre  eux  des  relations 
fort  complexes  (16),  et  s'il  est  à  présumer  que  les 
étoiles  les  plus  brillantes  sont  aussi,  en  thèse  gé- 
nérale ,  les  plus  rapprochées  de  nous,  il  peut  y  avoir 
également  de  petites  étoiles  très-éloignées ,  dont  la 
photosphère  ou  la  surface  soit  capable  d'émettre 
une  lumière  très-vive.  Les  étoiles  classées  dans  le 
1"  ordre  de  grandeur,  à  cause  de  leur  éclat,  pour- 
raient donc  être  situées  plus  loin  que  des  étoiles  de 
4*  ou  même  de  6'  grandeur.  Si  nous  quittons  l'im- 
mense couche  stellaire  dont  notre  système  fait  par- 
tie, pour  descendre,  degré  par  degré,  jusqu'à  notre 
monde  planétaire   ou  plus  bas   encore,  jusqu'aux 
mondes  inférieurs  de  Saturne  et  de  Jupiter,  nous 
voyons  constamment  un  corps  central  entouré  de 


—  231  - 

masses  subordonnées ,  dont  la  grandeur  et  Téclat 
ne  paraissent  guère  dépendre  des  distances.  Rien  ne 
saurait  donner  autant  d'attrait  à  Tétude  encore  si  peu 
avancée  des  distances  steliairesque  la  relation  étroite 
qui  rattache  nécessairement  la  connaissance  des  pa- 
rallaxes à  celle  de  la  structure  générale  de  l'univers. 
Le  génie  humain  a  su  tirer  parti,  pour  ce  genre 
de  recherches,  de  la  propagation  successive  de  la  lu- 
mière ,  et  y  trouver  une  ressource  nouvelle ,  bien 
diflerente  des  moyens  dont  j'ai  parlé  plus  haut.  Cette 
ingénieuse  conception  mérite  assurément  de  trouver 
place  ici.  Savary,  qui  a  été  sitôt  ravi  aux  sciences, 
a  montré  comment  certains  effets  de  l'aberration, 
particuliers  aux  étoiles  doubles,  pourraient  servir 
à  déterminer  leurs  parallaxes.  Si  le  plan  de  l'orbite 
décrite  par  le  satellite  autour  de  l'étoile  centrale  n'est 
point  perpendiculaire  au  rayon  visuel  dirigé  de  la 
Terre  vers  l'étoile ,  si  ce  plan  se  trouve  placé  à  peu 
près  dans  la  direction  du  rayon  visuel,  le  satellite 
paraîtra  décrire  une  orbite  presque  rectiligne.  Or  son 
orbite  réelle  peut  être  alors  idéalement  décomposée 
en  deux  parties,  dans  le  sens  du  rayon  visuel  :  l'une, 
où  le  satellite  se  rapproche  constamment  de  la 
Terre;  l'autre,  où  il  s'en  éloigne  constanmient.  Dans 
le  premier  cas ,  l'espace  que  la  lumière  doit  parcoiu'ir 
pour  arriver  jusqu'à  nous  va  en  diminuant  ;  cet  espace 
va  en  croissant,  dans  le  second  cas.  Il  en  résulte  que 
le  satellite  emploiera  des  temps  différents,  non  pas  en 
réalité  mais  en  apparence ,  à  décrire  ces  deux  moi- 
tiés de  son  orbite,  que  je  supposerai  circulaire,  pour 


--  232  -^ 

plus  de  simplicité.  Si  donc  la  grandeur  de  ce! te  orbite 
est  telle  que  la  lumière  ail  besoin  de  plusieurs  jours 
ou  de  plusieurs  semaines  pour  la  traverser,  la  demi- 
différence  des  durées  apparentes  des  deux  deuii-révo- 
lulions  donnera  la  mesure  du  temps  que  la  lumière 
emploie  à  parcourir  Téteudue  de  l'orbile,  dans  le  sens 
de  noire  rayon  visuel;  tandis  que  la  somme  de  ces 
durées  apparentes  indiquera  la  durée  réelle  de  la  ré- 
volution entière.  Or,  on  connaît  la  vitesse  absolue  de 
la  lumière;  elle  parcourt 2663  millions  de  myriamè- 
tresen  24  heures.  Il  s'ensuit  qu'une  des  dimensions 
absolues  de  l'orbite  peut  être  calculée  en  myriamè- 
tres;  après  quoi  la  simple  détermination  micromé- 
Irique  de  l'angle  sous  lequel  cette  ligne  est  vue  par 
l'observateur  fournit  immédiatement  la  parallaxe 
ou  la  distance  de  l'étoile  principale  (17). 

De  même  que  la  détermination  des  parallaxes  nous 
enseigne  les  distances  mutuelles  des  étoiles  et  leur 
vrai  lieu  dans  l'univers;  de  môme  l'étude  des  mou- 
vements propres,  en  grandeur  et  en  direction,  peut 
nous  conduire  à  la  solution  de  deux  nouveaux  pro- 
blèmes ,  savoir  :  le  mouvement  de  translation  du 
système  solaire  dans  l'espace  (18),  et  la  position  du 
centre  de  gravité  de  l'univers  sidéral  tout  entier.  Hâ- 
tons-nous de  dire  qu'en  pareille  matière  toute  no- 
tion irréductible  à  de  simples  relations  de  nombres 
est,  par  cela  même,  impropre  à  manifester,  avec  la 
clarté  nécessaire,  la  connexion  des  causes  et  des 
effets.  Des  deux  problèmes  dont  il  vient  d'être  parlé, 
le  premier  est  donc  le  seul  qui  n'offre  point  le  carac- 


tère  d'une  indétermination  absolue.  On  peut  citer, 
comme  preuve  à  Tappui,  les  excellentes  recher- 
chrs  d'Argelaiider.  Qnant  au  second  problème,  re- 
latif à  la  structure  même  de  Tunivers,  Tesprit  ne 
saurait  s'élever  à  la  conception  nette  et  claire  du  jeu 
des  forces  innombrables  qu'il  devrait  comprendre.  La 
solution  manque  d'ailleurs,  d'après  l'aveu  même  de 
Meedler  qui  a  fait  tant  d'efforts  ingénieux  pour  l'ob- 
tenir, de  l'évidence  indispensable  à  toute  démonstra- 
tion réellement  scientifique  (19). 

Lorsqu'on  a  tenu  un  compte  exact  des  effets  dus  à 
la  précession  des  équinoxes,  à  la  nulation  de  l'axe 
terrestre,  à  l'aberration  de  la  lumière  et  aux  chan- 
gements parallacliques,  engendrés  par  le  mouvement 
annuel  de  la  Terre  autour  du  Soleil,  les  mouvements 
apparents  des  étoiles  contiennent  encore,  outre  les 
déplacements  qui  leur  appartiennent  en  réalité,  une 
trace  quelconque  du  mouvement  de  translation  gé- 
nérale du  système  solaire.  Dans  son  beau  Mémoire 
sur  la  nutation  (1748),  Bradley  a  entrevu,  le  pre- 
mier, le  mouvement  propre  du  Soleil;  il  a  même  in- 
diqué la  meilleure  marche  à  suivre  pour  contrôler 
cette  hypothèse  (20).  «  Si  l'on  vient  à  reconnaîlre,  dit 
Bradley,  que  notre  système  planétaire  cliange  de  place 
dans  Cespace  absolu ,  ou  devra  pouvoir  observer,  dans 
la  suite  des  temps,  une  variation  apparente  dans  les 
distances  angulaires  des  étoiles;  et  comme  les  étoiles 
voisines  en  seront  affectées  plus  que  les  étoiles  éloi- 
gnées ,  il  résulte  de  là  que  les  positions  de  ces  deux 
classes  d'étoiles  paraîtront  changer,  les  unes  relati- 


—  23/1  — 

vement  aux  autres,  quoiqu'elles  soient  restées  im- 
mobiles en  réalité.  Si,  au  contraire,  notre  soleil  est 
en  repos  et  que  ce  soient  les  étoiles  qui  se  meuvent , 
alors  leurs  positions  apparentes  changeront  encore; 
ces  variations  seront  d'autant  plus  sensibles,  que 
les  étoiles  se  trouveront  plus  près  de  la  Terre  et  plus 
favorablement  placées  par  rapport  à  nous.  Les  chan- 
gements de  position  des  étoiles  peuvent,  d'ailleurs, 
dépendre  d'un  si  grand  nombre  de  causes ,  qu'il  fau- 
dra peut-être  attendre  bien  des  siècles  avant  d'en 
pouvoir  reconnaître  les  lois.  » 

Depuis  Bradley,  Tobie  Mayer,  Lambert  et  Lalande 
ont  discuté,  dans  leurs  écrits,  tantôt  la  possibilité, 
tantôt  la  vraisemblance  du  mouvement  de  translation 
du  système  solaire.  William  Herschel  est  le  premier 
qui  ait  tenté,  dans  ses  Mémoires  de  1783,  1805  et 
1806,  d'établir  cette  conjecture  sur  des  faits  observés. 
11  trouva  (ce  qui  a  été  confirmé  depuis  par  un  grand 
nombre  de  travaux  plus  exacts)  que  notre  système 
solaire  se  dirige  vers  un  point  situé  dans  la  constella- 
tion d'Hercule  ,  par  260°  44'  d'ascension  droite  et 
26"  16'  de  déclinaison  boréale  (pour  1800).  En  com- 
parant les  positions  qu'un  grand  nombre  d'étoiles 
ont  occupées  dans  le  ciel,  à  diverses  époques,  Ar- 
gelander  a  trouvé  ,  pour  la  position  de  ce  point  : 

en  1800,     AR.  257°  5.V,1     Décl.  -|-  28°Z!9',2, 
et  pour  1850,  258  23,5  +  28  ^5,6; 

Otto  Struve  a  déduit  de  392  étoiles  : 

en  1800,    AR.  261°  26',9     Décl.  +  37o  35',5, 
et  pour  1850,  261    52,6  +  37  33,0. 


—  235  — 

D'après  Ganss  (21),  le  point  cherché  se  trouve  dans 
un  quadrilatère  dont  les  sommets  ont  pour  positions: 

AR.  258°  ^0'  Décl.  -f  30"  ^0' 

258  ^2         30  57 

259  13         31  9 

260  U  30  32 

Il  restait  encore  à  examiner  ce  que  donneraient  les 
étoiles  de  l'hémisphère  austral ,  invisibles  dans  nos 
climats.  Galloway  s'est  occupé  de  ces  calculs  avec  un 
zèle  tout  particulier  (22)  ;  il  a  comparé  des  observa- 
tions très-récentes ,  faites  par  Johnson  à  Sainte- 
Hélène  5  et  par  Henderson  au  Cap  de  Bonne-Es- 
pérance (1830\  avec  les  anciennes  déterminations  de 
Lacaille  et  de  Bradley  (1750  et  1757).  Le  résultat  a  été  : 

pour  1790,     AR.  260°    0'    Décl.  +  3^-23'; 
ainsi ,    pour  1800 ,  260    5  +  3^  22  , 

et  pour  1850,  260  33  +  34  20. 

L'accord  de  ce  résultat  avec  ce  que  les  étoiles  bo- 
réales avaient  déjà  donné ,  est  extrêmement  satisfai- 
sant, 

La  direction  du  mouvement  progressif  de  notre 
système  solaire  étant  ainsi  déterminée,  avec  un  cer- 
tain degré  d'approximation ,  une  question  se  présente 
naturellement,  à  savoir  :  l'univers  sidéral  est-il  une 
simple  aggrégation  fortuite  de  systèmes  partiels , 
indépendants  les  uns  des  autres,  ou  est-il  lui-même 
un  système  plus  vaste,  dans  lequel  tous  les  astres 
tourneraient  ensemble  autour  du  centre  de  gravité 
général?  On  peut  même  demander  si  le  centre  de  Tu- 


nivers  tombe  dans  le  vicie,  ou  s'il  doit  être  matériel- 
lement représenté  par  un  corps  central  d'une  masse 
pré|)ondérante.  Ici  nous  entrons  dans  le  domaine  des 
pures  conjectures.  On  peut ,  il  est  vrai ,  leur  donner 
des  dehors  scientifiques;  mais  rinsuflisance  radicale 
des  données  fournies  par  Tobservalion  ou  par  l'ana- 
logie ne  permettra  jamais  d'élever  ces  hypothèses  au 
degré  de  consistance  et  de  netteté  que  l'on  trouve 
dans  d'autres  branches  de  la  science.  Vouloir  traiter  à 
fond  un  pareil  problème,  prétendre  appliquer  là  les 
ressources  de  l'analyse  mathématique  ,  c'est  oublier 
que  les  mouvements  propres  d'un  nombre  infini  de 
petites  étoiles  (de  la  10^  à  la  li^  grandeur)  nous  res- 
tent inconnus,  et  que  ce  sont  précisément  de  telles 
étoiles  qui  constituent  la  partie  la  plus  considéra- 
ble des  anneaux  ou  des  couches  stellaires  de  la  Voie 
lactée.  L'élude  de  notre  propre  monde  planétaire, 
où  l'on  remonte  successivement  des  petits  systèmes 
partiels  de  Jupiter,  de  Saturne  et  d'Uranus  à  la  con- 
ception du  système  solaire  qui  les  comprend  tous, 
a  pu  offrir,  pour  l'étude  de  l'univers,  la  tentation 
d'une  analogie  facile.  De  là  l'idée  d'un  monde  slel- 
laire,  où  des  groupes  partiels,  nombreux,  situés  à 
des  intervalles  immenses  les  uns  des  autres ,  seraient 
coordonnés  mutuellement  par  un  lien  d'ordre  supé- 
rieur, tel  que  l'attraction  prépondérante  d'un  grand 
corps  central,  espèce  de  Soleil  de  runivcrs  (23}. 
Mais  les  faits  acquis  contredisent  ces  conjectures  uni- 
quement basées  sur  la  vague  analogie  qu'elles  ten- 
dent à  établir  entre  l'univers  sidéral  et  notre  svstème 


—  237  — 

solaire.  Dans  les  étoiles  inuliiples,  par  exemple,  est-ce 
que  des  astres  lumineux  par  eux-mêmes,  des  soleils, 
en  un  mot,  ne  tournent  pas  autour  d'un  centre  dé 
gravité,  placé  bien  loin  d'eux  dans  l'espace?  VA  même, 
dans  notre  propre  monde ,  le  centre  du  Soleil  est-il 
donc  le  véritable  centre  des  mouvements  planétaires? 
Non  :  le  centre  des  mouvements,  c'est  le  centre  de 
gravité  général  de  toutes  les  masses  qui  composent 
le  système.  Tantôt  le  centre  de  gravité  tombe,  en 
vertu  des  positions  respectives  des  planètes  pré- 
pondérantes (Jupiter  et  Saturne),  à  l'intérieur  du 
Soleil;  tantôt,  et  c'est  le  cas  le  plus  fréquent,  il 
tombe  hors  du  Soleil  (24).  Pour  les  étoiles  doubles, 
le  centre  de  gravité  est  placé  dans  le  vide.  Dans  notre 
système  solaire ,  ce  point  se  trouve  tantôt  dans  le 
vide,  tantôt  dans  un  lieu  occupé  par  la  matière. 
On  pourrait  même  imaginer,  pour  plier  à  l'analogie 
les  étoiles  binaires  ou  multiples,  qii'il  existe  au 
centre  de  leurs  mouvements  un  corps  obscur  ou  fai- 
blement éclairé  d'une  lumière  étrangère  ;  mais  ce  se- 
rait s'engager  beaucoup  trop  avant  dans  le  domaine 
des  mythes  et  des  hypothèses  gratuites. 

Voici  cependant  une  considération  plus  digne  d'at- 
tention. Si  les  mouvements  propres  des  étoiles  diver- 
sement éloignées  et  du  Soleil  lui-même  s'accomplis- 
saient dans  d'immenses  cercles  concentriques  ,  le 
centre  de  ces  mouvements  devrait  se  trouver  à  90**  du 
point  vers  lequel  notre  système  solaire  se  dii'ige  ("25). 
Dans  cet  ordre  d'idées,  il  devient  important  d'étudier 
de  quelle  manière  les  mouvements  propres,  lents  ou 


—  238  — 

rapides  des  étoiles  se  répartissent  sur  le  ciel.  Arge- 
lander  a  examiné,  avec  sa  réserve  et  sa  sagacité  ha- 
bituelles ,  jusqu'à  quel  degré  de  vraisemblance  on 
pouvait  chercher  le  centre  général  des  gravitations  de 
notre  strate  stellaire  dans  la  constellation  de  Per- 
sée  (26).  Mœdler  se  prononce  pour  le  groupe  des 
Pléiades.  Il  va  plus  loin,  et  tout  en  rejetant  l'idée 
d'un  corps  central  doué  d'une  masse  prépondérante, 
il  place  le  centre  de  gravité  général  dans  Alcyone 
(•/)  du  Taureau),  la  plus  belle  des  Pléiades  (27).  Je 
n'ai  point  à  discuter  ici  une  pareille  conjecture, 
ni  à  examiner  si  elle  est  fondée  ou  seulement  vrai- 
semblable (28).  On  peut  la  repousser  ;  on  accor- 
dera ,  du  moins  ,  à  l'actif  directeur  de  l'Obser- 
vatoire de  Dorpat,  que  ses  recherches  ne  seront 
point  inutiles  pour  quelques  parties  de  l'astronomie 
physique.  Il  lui  restera  surtout  le  mérite  d'avoir 
péniblement  réduit  et  discuté  les  positions  et  les 
mouvements  propres  de  plus  de  800  étoiles. 


—  239 


VI 


ÉTOILES  DOUBLES  ET  MULTIPLES.  —  LEUR  NOMBRE  ET  LEURS 
DISTANCES  MUTUELLES.—  DURÉES  DE  LA  RÉVOLUTION  DE  DEUX 
SOLEILS  AUTOUR  DE  LEUR  CENTRE  DE  GRAVITÉ  COMMUN. 

Puisque  le  système  général  de  l'univers  a  été  plu- 
tôt soupçonné  qu'entrevu,  laissons  là  les  considéra- 
tions d'ensemble  ,  pour  descendre  aux  systèmes  par- 
tiels. Ici,  nous  retrouvons  un  sol  plus  ferme,  des 
phénomènes  plus  accessibles  à  l'observateur.  Les 
étoiles  doubles ,  ou  plus  généralement  encore ,  les 
étoiles  multiples  sont  des  systèmes  composés  d'un 
très-petit  nombre  d'astres  lumineux  par  eux-mêmes , 
véritables  soleils  que  réunit  le  lien  d'une  gravitation 
réciproque,  et  qui  exécutent  leurs  mouvements  dans 
des  courbes  fermées.  Avant  que  l'observation  n'eût 
révélé  leur  existence,  on  ne  connaissait  de  pareils 
mouvements  que  dans  notre  système  solaire ,  où  les 
planètes  accomplissent  aussi  leurs  révolutions  dans 
des  trajectoires  limitées  (29).  Mais  cette  analogie, 
purement  apparente,  a  longtemps  conduit  à  des  idées 
fausses.  On  appliquait  le  nom  d'étoile  double  à  tout 
couple  d'étoiles  dont  le  rapprochement  ne  permet- 
tait pas  à  l'œil  désarmé  d'opérer  la  séparation  (Cas- 
tor, a  de  la  Lyre,  p  d'Orion  ,  «  du  Centaure);  tandis 
qu'il  aurait  fallu  distinguer  deux  classes  fort  diffé- 


—  240  — 

renies  de  couples  steîlaires:  ceux  qui  paraissent  tels, 
à  cause  de  la  situation  particulière  de  l'observateur, 
quoique  les  étoiles ,  en  apparence  réunies ,  aj)partien- 
nent  en  réalité  à  des  régions  ou  à  des  couches  tout 
à  fait  dilTerentes  ;  et  ceux  qui  sont  formés  d'étoiles 
réellement  voisines,  d'étoiles  placées,  dès  lors,  sous 
l'influence  de  leur  gravitation  réciproque.  Ceux-ci 
sont  de  vrais  systèmes  partiels.   On  donne   à  ces 
deux  classes  les  noms  d'étoiles  doubles  optiques  et 
d'étoiles  doubles  physiques.  Lorsque  la  distance  est 
grande   et  le  mouvement  très-lent,   ces  dernières 
peuvent  être  aisément  confondues  avec  les  couples 
purement  optiques.    Alcor ,   petite   étoile   dont  les 
astronomes  arabes  ont  souvent  parlé,  parce  qu'elle 
est  visible  à  l'œil  nu ,  quand  l'air  est  pur  et  la  vua 
très-perçante ,  constitue  avec  ^  de  la  queue  de  la 
Grande  Ourse  un  couple  optique  dans  toute  l'éten- 
due du  mot,  je  veux  dire  un  couple  d'étoiles  physi- 
quement indépendantes.  J'ai  rappelé  ailleurs  com- 
bien une  grande  proximité  ,  apparente  ou  réelle , 
peut  apporter  d'obstacles  à  la  séparation  optique  des 
étoiles  formant  couple  ,  surtout  si  l'une  des  deux 
possède  un  éclat  prépondérant.  Les  queues  steîlaires 
et  d'autres   illusions   d'origine  organique  qui  pro- 
duisent la  vision  indistincte,  ont  été  aussi  discutées 
en  leur  lieu  (30). 

Sans  avoir  jamais  fait,  des  étoiles  doubles,  un  but 
spécial  de  recherches  lélescopiqiies,  Galilée,  dont 
les  lu!ielte.^  étaient  d'ailleurs  beaucoup  trop  faibles 
pour  un   pareil  sujet,   avait  remarqué  cependant 


-^  241  — 

l'existence  des  couples  optiques.  Dans  un  passage 
célèbre  de  sa  Giornata  terza,  il  indique  aux  astro- 
nomes le  parti  qu'ils  pourraient  tirer  de  ces  étoiles, 
pour  en  déterminer  la  parallaxe  (quando  si  trovasse 
nel  telescopio  qualche  picciolissima  Stella,  vicinis- 
simaadalcuna  délie  mag'giori)(oi).  C'est  à  peine  si 
l'on  comptait  20  étoiles  doubles,  vers  le  milieu  du 
siècle  passé,  en  excluant  celles  dont  la  distance  sur- 
passe 3*2".  Aujourd'hui,  on  en  connaît  6000  dans  les 
deux  hémisphères,  grâce  aux  immenses  travaux  de 
William  Herschel,  de  John  llerschel  et  de  Slruve. 
Parmi  les  plus  anciens  couples  connus  on  peut  citer  : 
Ç  de  la  Grande  Ourse,  signalée,  en  1700,  par  Gotlfried 
Kirch;  a  du  Centaure,  en  1709  par  le  Père  Teuillée  ; 
y  de  la  Vierge,  en  1718;  a  des  Gémeaux,  en  1719; 
la  6l«  du  Cygne,  en  1753  ;  (ces  trois  derniers  ont  été 
observés  par  Bradley  qui  en  a  déterminé  les  angles 
de  position  et  les  distances);  p  d'Ophiucus;  j;  de 
rÉcrevisse....  (32).  Peu  à  peu,  leur  nombre  est  allé 
en  augmentant,  depuis  Flamsteed  qui  se  servait  déjà 
d'un  micromètre,  jusqu'à  Tobie  Mayer  dont  le  ca- 
talogue parut  en  1756.  Deux  profonds  penseurs, 
Lambert  [Pliolometria,  1760;  Lellres  cosmologiqiies  sur 
la  Structure  de  l'Univers,  1761)  et  John  Michell  (1767) 
n'ont  point  observé  eux-mêmes  les  étoiles  doubles; 
mais  ils  ont  publié  les  premières  notions  exactes 
sur  les  rapports  d'attraction  mutuelle  qui  doivent 
exister  entre  les  composantes  de  ces  systèmes  par- 
tiels. Lambert  pensait,  avec  Kepler,  que  les  soleils 
éloignés  doivent  être  entourés,  comme  notre  propre 

m.  16 


—  242  — 

Soleil ,  d'un  cortège  d'astres  obscurs ,  semblables  à 
nos  planètes  et  à  nos  comètes.  Quant  aux  étoiles 
très  rapprochées  l'une  de  l'autre,  il  croyait,  tout  en 
paraissant  pencher  pour  l'hypothèse  d'un  corps  cen- 
tral obscur,  que  ces  étoiles  devaient  tourner  autour 
de  leur  centre  de  gravité  commun ,  et  accomplir  leur 
révolution  dans  un  espace  de  temps  assez  res- 
treint (33).  Michell,  qui  ne  connaissait  point  les 
idées  émises  par  Kant  et  par  Lambert,  suivit  une 
autre  voie.  Il  appliqua  le  calcul  des  probabilités  à 
l'étude  des  groupes  stellaires  et  surtout  aux  étoiles 
multiples,  binaires  ou  quaternaires  (34).  Il  prouva 
qu'il  y  avait  500000  à  parier  contre  1 ,  que  la  réu- 
nion des  6  étoiles  principales  des  Pléiades  ne  pouvait 
être  l'effet  du  hasard  ,  et  qu'une  cause  quelconque 
avait  dû  en  déterminer  le  rapprochement.  11  se 
montre  si  persuadé  de  l'existence  d'étoiles  tournant 
l'une  autour  de  l'autre,  qu'il  propose  l'étude  de  ces 
systèmes  partiels  comme  un  moyen  de  résoudre  cer- 
tains problèmes  astronomiques  (35). 

Christian  Mayer,  astronome  de  Manheim,  a  le 
grand  mérite  d'avoir,  le  premier,  sérieusement  ob- 
servé les  étoiles  doubles  (en  1778).  La  désignation  peu 
convenable  de  satellites  et  surtout  l'application  qu'il 
avait  cru  devoir  en  faire  à  des  étoiles  qu'il  rattachait 
à  Arcturus,  quoiqu'elles  en  fussent  éloignées  de  2"  30' 
et  de  2°  55',  l'exposèrent  aux  railleries  de  ses  con- 
temporains et  à  la  critique  par  trop  amère  d'un  cé- 
lèbre géomètre,  Nicolas  Fuss.  Était-il  vraisemblable, 
en  effet,  que  des  corps  planétaires  pussent  être  visi- 


—  245  — 

blés  pour  nous,  s'ils  empruntaient  leur  lumière  à  des 
sources  si  doignées?  On  rejeta  donc  les  idées  systé- 
matiques de  Mayer  :  on  se  crut  même  le  droit  de  re- 
jeter aussi  ses  observations.  11  disait  pourtant,  en 
propres  termes,  dans  sa  réponse  aux  critiques  du 
Père  Maximilien  Ilell,  directeur  de  l'observatoire 
impérial  de  Vienne  :  «  ou  bien  les  petites  étoiles  qui 
sont  placées  si  près  des  grandes  sont  sans  lumière 
propre  et  simplement  éclairées  comme  des  planètes; 
ou  bien  l'étoile  centrale  et  son  satellite  sont  deux 
soleils,  brillant  de  leur  propre  éclat,  qui  tournent 
l'un  autour  de  l'autre.  »  Ce  qu'il  y  a  de  capital  dans 
les  travaux  de  Christian  Mayer  a  été  dignement  re- 
connu, longtemps  après  sa  mort,  par  Struve  et  par 
Mœdler,  qui  ont  fait  valoir  ses  droits  à  la  reconnais- 
sance des  astronomes.   Dans  ses  deux  traités  :  Dé- 
fense des  nouvelles  Observations  sur  les  Satellites  cT Ë- 
toiles  (en  allemand,  1778),  ei  Dissert,  de  novis  in 
Cœlo  sidereo  Pliœnomenis  (1779),  on  trouve  la  des- 
cription de  80  étoiles  doubles  qu'il  avait  observées; 
parmi  ces  couples,  67  ont   une  distance  moindre 
que    32".   La   plupart  avaient  été  découverts    par 
C.  Mayer,  à  l'aide  de  l'excellente  lunette  de  2'", G  de 
longueur  focale,  dont  le  quart  de  cercle  mural  de 
Manheim  était  pourvu.  «  Quelques-uns  sont  encore 
comptés,  aujourd'hui,  parmi  les   objets    les  plus 
difficiles,  que  des  instruments   puissants  peuvent 
seuls  faire  distinguer:  tels  sont  p  et  71  d'Hercule, 
la  5^  de  la  Lyre  et  w  des  Poissons.  »  A  la  vérité , 
Mayer  observait  seulement,  à  l'aide  des  instruments 


-  244  - 

méridiens  (comme  on  Ta  fait  d'ailleurs  longtemps 
encore  après  lui),  les  différences  d'ascension  droite 
ou  de  déclinaison  ;  mais  quand  il  voulut  comparer 
ses  résultats  aux  observations  anciennes,  pour  mettre 
en  évidence  les  changements  de  position ,  il  ne  sut 
pas  toujours  très-bien  démêler  ce  qui  provenait  seu- 
lement de  certains  mouvements  propres  (;^6). 

Ces  faibles  mais  mémorables  débuts  furent  suivis 
des  travaux  gigantesques  de  W.  Herschel ,  compre- 
nant une  longue  période  de  plus  de  25  années. 
Quoique  son  premier  Catalogue  d'étoiles  doubles 
soit  postérieur  de  quatre  ans  au  traité  que  C.  Mayer 
avait  publié  sur  le  même  sujet ,  il  n'en  est  pas  moins 
vrai  que  ses  observations  remontent  à  l'an  1779,  et 
même  à  1776,  si  l'on  tient  compte  de  ses  recherches 
sur  le  trapèze  de  la  grande  nébuleuse  d'Orion.  Pres- 
que tout  ce  que  nous  savons  aujourd'hui  sur  les  étoiles 
doubles  a  sa  racine  dans  les  travaux  de  \V.  Herschel. 
Non-seulement  Herschel  a  publié  des  Catalogues  en 
1782,  1783  et  1804  qui  contiennent  846  couples 
stellaires ,  presque  tous  découverts  et  mesurés  par 
lui  (37);  mais,  ce  qui  importe  bien  plus  que  l'aug- 
mentation du  nombre,  Herschel  a  exercé  son  génie 
d'observation  et  sa  sagacité  sur  tout  ce  qui  a  rapport 
aux  orbites,  à  la  durée  présumée  des  révolutions, 
à  l'éclat  de  la  lumière,  au  contraste  des  couleurs,  à 
la  classification  des  divers  couples  d'après  les  dis- 
tances mutuelles  des  étoiles  composantes.  Doué  de  la 
plus  vive  imagination ,  et  malgré  cela  procédant  tou- 
jours avec  une  extrême  réserve ,  ce  ne  fut  qu'en 


179iqu'Herschel  osa  exprimer  ses  idées  sur  la  na- 
ture des  relations  qui  peuvent  exister  entre  Téloile 
principale  et  le  compagnon ,  et  établir  enfin  une  dis- 
tinction profonde  entre  les  étoiles  doubles  physiques 
et  les  étoiles  doubles  optiques.  Neuf  ans  plus  tard ,  il 
développa  la  connexité  générale  de  ces  phénomènes, 
dans  le  93^  volume  des  P/dlosopItical  Transactions, 
La  science  était  désormais  en  possession  d'une 
théorie  complète  de  ces  systèmes  partiels,  où  nous 
voyons  des  soleils  tourner  aulour  de  leur  centre  de 
gravité  commun.  On  sut  alors  que  la  force  d'at- 
traction qui  gouverne  notre  système ,  qui  s'étend  du 
Soleil  h  Neptune  et  même  28  fois  plus  loin ,  puisque 
l'attraction  solaire  agit  encore,  à  131000  millions 
de  kilomètres,  sur  la  grande  comète  de  1680,  la 
retient  dans  son  orbite  et  la  force  à  revenir,  on  apprit, 
dis-je ,  que  cette  force  règne  aussi  dans  les  autres 
mondes  et  gouverne  les  systèmes  stellaires  les  plus 
éloignés.  Mais  quoique  W.  Ilerschel  eût  reconnu, 
avec  une  netteté  parfaite ,  la  connexité  générale  de 
ces  phénomènes,  il  faut  avouer  que  les  observations 
étaient  encore  bien  incomplètes  au  commencement 
du  xix**  siècle.  Les  angles  de  position  qu'il  avait  me- 
surés, joints  à  ceux  qu'on  pouvait  déduire  d'obser- 
vations plus  anciennes,  ne  comprenaient  pas  un 
intervalle  suffisant  pour  permettre  de  calculer,  avec 
certitude,  la  durée  des  révolutions  et  les  autres  élé- 
ments des  orbites  stellaires.  De  tels  calculs  de- 
vaient conduire  à  des  erreurs;  Sir  John  Ilerschel 
lui-même  rappelle  les  périodes  de  2>2>k  ans  qu'on  assi 


—  2i6  — 

gnait  alors  à  Castor,  au  lieu  de  520  ans  (38)  ;  de 
708  ans  à  y  de  la  Vierge ,  au  lieu  de  169 ,  et  celle  de 
1200  ans  qu'on  donnait  à  y  du  Lion  (la  1424' du  grand 
Catalogue  de  Struve  ,  magnifique  étoile  double ,  dont 
les  couleurs  sont  le  jaune  d'or  et  le  vert  rougeâLre). 
Après  William  Herschel ,  W.   Slruve,   de  1813 
à  184*2,  et  Sir  John  Herschel ,  de  1819  à  1838 ,  ont 
mis    au   service  de   cette   importante   branche   de 
l'astronomie  une  activité  non  moins  admirable  et 
des  instruments  plus  parfaits,  surtout  pour  les  appa- 
reils micrométriques.   En  1820,  Struve  publia,  à 
Dorpat ,  son  premier  Catalogue  contenant 79G  étoiles 
doubles.  Un  deuxième  Catalogue  parut  en  1824  ;  il 
contenait  3112  étoiles  doubles,  toutes  au-dessus  de 
la  9'  grandeur  et  ayant  moins  de  32"  de  distance. 
Les  5/6  de  cette  collection  se  composaient  d'étoiles 
doubles  jusqu'alors  inconnues;  Struve  les  avait  dé- 
couvertes à  l'aide  de  la  grande  lunette  de  Fraunhofer, 
en  soumettant  plus  de  120000  étoiles  à  une  révision 
minutieuse.  Le  troisième  Catalogue  de  Struve  est  de 
1837  ;  il  constitue  l'œuvre  capitale  intitulée  :  Slellariim 
comjwsitariim  Mensiirœ  micrometricœ  (39).  Ce  livre 
contient  seulement  2787  étoiles  doubles,  attendu  que 
certains  objets  observés  d'une  manière  incomplète 
en  ont  été  soigneusement  exclus. 

Ce  nombre  déjà  si  considérable  a  été  encore 
augmenté ,  grâce  à  des  travaux  qui  feront  époque 
dans  l'histoire  astronomique  de  l'hémisphère  austral. 
Pendant  un  séjour  de  quatre  ans  au  Cap  de  Bonne- 
Espérance,  à  Feldhausen ,  J.  Herschel  a  observé  plus 


-  m  — 

de  2100  étoiles  doubles,  dont  quelques-unes  seule- 
ment étaient  déjà  connues  (40).  Toutes  ces  observa- 
tions africaines  ont  été  faites  à  l'aide  d'un  télescope 
de  20  pieds  (6  mètres) ,  calculées  et  réduites  à  1830  , 
et  coordonnées  de  manière  à  faire  suite  à  six  cata- 
logues antérieurs  que  Sir  John  Herschel  avait  déjà 
publiés  dans  la  6^  et  la  9'  partie  de  la  riche  collection 
des  Memoirs  of  the  R,  Astronomical  Society  (11).  Les 
six  catalogues  européens  contenaient  déjà  33/|6  étoiles 
doubles  ,  dont  380  ont  été  observées  en  commun  par 
Sir  John  Herschel  et  Sir  James  South  ,  en  1825. 

La  série  historique  de  ces  travaux  montre  comment 
la  science  s'est  élevée  successivement ,  dans  le  cours 
d'un  demi-siècle,  à  la  connaissance  approfondie  des 
systèmes  stellaires  partiels  et  surtout  des  systèmes  bi- 
naires. On  peut  aujourd'hui,  avec  quelque  certitude, 
porter  à  6000  le  nombre  des  étoiles  doubles,  en  tenant 
compte  de  celles  qui  ont  été  découvertes  par  Bessel 
avec  son  magnifique  héliomètre  de  Fraunhofer;  par 
Argelander,  à  Abo,  de  1827  à  1835  (42);  par  Encke  et 
Galle,  à  Berlin  ,  de  1836  à  1839;  par  Preuss  et  Otto 
Struve  à  Poulkova  (depuis  le  grand  catalogue  de  1837); 
par  Msedler  à  Dorpat,  et  par  Mitchell  à  Cincinnati,  où  il 
emploie  une  lunette  de  Munich  de  5"", 5  de  longueur. 
Parmi  ces  6000  couples  dont  les  étoiles  composantes 
paraissent  si  rapprochées,  même  pour  l'œil  muni  des 
plus  puissants  télescopes, combien  y  a-t-il  d'étoiles 
doubles  purement  optiques  et  combien  de  couples 
où  les  deux  étoiles ,  soumises  aux  lois  d'une  attrac- 
tion mutuelle ,  circulent  dans  des  courbes  fermées  et 


—  2/i8  — 

constituent  un  système  véritable?  C'est  assurément 
là  une  question  capitale,  mais  il  est  malaisé  d'y  ré- 
pondre aujourd'hui.  En  fait,  le  nombre  des  couples  où 
l'on  peut  prouver  que  le  satellite  se  meut  autour  de 
l'étoile  centrale  va  toujours  en  augmentant.  Des  mou- 
vements d'une  lenteur  extrême,  une  position  défa- 
vorable de  l'orbile  peuvent  faire  méconnaître  long- 
temps le  caractère  d'un  couple  stellaire,  et  le  faire 
ranger  à  lort  parmi  les  étoiles  optiquemeni  doubles. 
Cependant  la  constatation  de  mouvements  relatifs 
n'est  pas  le  seul  critérium.  Si  les  deux  étoiles  d'un 
même  couple  sont  animées  du  même  mouvement  de 
translation ,  si  elles  marchent  ensemble  dans  l'espace 
absolu,  de  même  que  Jupiter,  Saturne,  Uranus,  Nep- 
tune entraînent  avec  eux  leurs  cortèges  de  satellites, 
et  sont  entraînés  eux-mêmes,  avec  tout  le  système  so- 
laire, dans  une  même  direction,  alors  on  peut  pronon- 
cer sur  la  nature  de  ce  couple;  ses  étoiles  composantes 
sont  reliées  physiquement  ;  elles  appartiennent  à  un 
même  système.  Les  travaux  de  Bessel  et  d'Argelander 
sur  les  mouvements  propres  des  étoiles  ont  conduit 
ainsi  à  reconnaître  un  certain  nombre  de  véritables 
systèmes  stellaires.  Nous  devons  à  Mœdler  la  remar- 
que suivante.  Jusqu'en  1836,  on  ne  connaissait,  sur 
2640  étoiles  doubles  cataloguées,  que  58  couples  dans 
lesquels  des  changements  de  position  relative  avaient 
été  constatés,  et  105  où  Texistence  de  tels  change- 
ments pouvaient  paraître  plus  ou  moins  vraisembla- 
bles. Aujourd'hui  le  rapport  numérique  des  étoiles 
physiquement  doubles  à  celles  qui  le  sont  optique- 


—  2Û9  — 

ment  a  bien  changé.  D'après  un  tableau  publié  en 
1819 ,  sur  6000  couples ,  on  en  a  trouvé  650  dont  les 
composantes  ont  changé  manifestement  de  position 
relative  (43).  Autrefois  on  ne  connaissait  qu'un  couple 
physique,  sur  16  étoiles  doubles;  aujourd'hui  leur 
rapport  est  celui  de  1  à  9. 

Quant  à  la  distribution  des  étoiles  doubles ,  soit 
dans  Tespace  absolu,  soit  même,  plus  simple- 
ment, sur  la  voûte  apparente  des  cieux  ,  on  est  en- 
core bien  peu  avancé,  et  il  est  difficile  d'assigner 
des  nombres  exacts.  On  sait,  par  exemple,  dans 
quelle  région  se  trouve  la  majeure  partie  des  étoiles 
doubles  :  c'est  celle  des  constella  lions  d'Andromède, 
du  Bouvier,  de  la  Grande-Ourse,  du  Lynx  et  d'Orion, 
pour  l'héniisphère  boréal.  Pour  le  ciel  austral.  Sir 
John  lïerschel  a  remarqué  «  que  dans  la  partie  extra- 
tropicale de  cet  hémisphère,  le  nombre  des  étoi- 
les multiples  est  beaucoup  plus  faible  que  dans  la 
partie  correspondante  de  la  zone  opposée.  »  Malgré 
ce  que  ce  résultat  peut  avoir  d'inattendu ,  il  n'en 
mérite  pas  moins  toute  confiance,  car  les  belles  ré- 
gions du  ciel  austral  ont  été  explorées  sous  les  con- 
ditions atmosphériques  les  plus  favorables ,  et  par 
un  observateur  des  plus  habiles,  à  l'aide  d'un  puis- 
sant télescope  de  6  mètres  de  longueur  focale  qui 
séparait  des  couples  d'étoiles  de  8'  grandeur,  même 
lorsque  des  distances  ne  dépassaient  point  3/4  de 
seconde  (44). 

Un  des  caractères  les  plus  remarquables  des  étoiles 
doubles ,  c'est  le  contraste  de  couleur  qu'elles  pré- 


—  250  — 

sentent  dans  une  foule  de  cas.  Struve  a  examiné , 
dans  son  j^rand  ouvrage  de  1837  (45),  les  couleurs 
de  600  étoiles  doubles,  choisies  parmi  les  plus  bril- 
lantes; voici  les  résultats  de  sa  discussion.  Dans  o75 
couples  stellaires,  les  deux  étoiles  ont  la  môme  cou- 
leur, au  même  degré  d'intensité.  Dans  101  couples, 
les  étoiles  sont  aussi  de  même  teinte;  mais  on  remar- 
que une  différence  quant  à  l'intensité  de  leurs  colo- 
rations respectives.  Struve  en  a  trouvé  120,  c'est-à- 
dire  1/5  du  nombre  total,  où  les  couleurs  diffèrent 
complètement.  Les  couples  où  l'étoile  princii)ale  et  le 
compagnon  ont  môme  couleur,  sont  donc  4  fois  plus 
nombreux.  Les  étoiles  blanches  forment  près  de  la 
moitié  de  ces  600  couples.  Parmi  les  étoiles  doubles 
à  deux  couleurs,  on  rencontre  souvent  l'association 
du  jaune  et  du  bleu,  comme  dans  i  de  rÉcrevisse,ou 
de  l'orangé  et  du  vert,  comme  dans  l'étoile  triple  y 
d'Andromède  (46). 

Arago  a  fait  remarquer,  en  1825 ,  que  les  étoiles 
doubles  bicolores  présentent  souvent  deux  couleurs 
complémentaires,  c'est-à-dire  deux  couleurs  dont  la 
réunion  forme  du  blanc  (47).  On  sait,  en  optique, 
qu'un  objet  faiblement  éclairé  paraîtra  vert,  par  un 
effet  de  contraste,  si  on  le  place  à  côté  de  quelque 
autre  objet  d'un  rouge  éclatant;  il  paraîtra  bleu,  si 
l'objet  voisin  brille  d'une  vive  lumière  jaune.  Mais , 
en  faisant  cette  remarque,  Arago  a  prudemment  rap- 
pelé que  si  la  teinte  verte  ou  bleue  du  compagnon 
pouvait  s'expliquer  par  un  effet  de  contraste,  lors- 
que l'étoile  centrale  est  elle-même  teinte  de  rouge 


—  251  — 

ou  de  jaune,  il  faudrait  se  garder,  cependant,  de 
généraliser  ce  mode  d'explication  au  point  de  nier, 
par  exemple ,  l'existence  d'éloiles  réellement  vertes 
ou  bleues  (48).  Il  cite,  en  effet,  plusieurs  couples 
dans  lesquels  une  étoile  brillante  et  blanche  a  pour 
compagnon  une  petite  étoile  bleue  (15*27  du  Lion, 
1768  des  Chiens  de  Chasse);  il  cite  encore  ^  du 
Serpent,  dont  les  composantes  sont  bleues  toutes 
deux  (l\9};  il  propose  enfin  de  vérifier  si  les  teintes 
complémentaires  sont  réellement  un  effet  de  con- 
traste, en  couvrant  l'étoile  principale  avec  un  fil  ou 
un  diaphragme ,  lorsque  la  distance  des  deux  étoiles 
le  permet.  Ordinairement,  c'est  la  petite  étoile  seule 
qui  est  bleue  ;  cependant  on  voit  le  contraire  dans  la 
23' d'Orion  (G96  du  Catalogue  de  Struve,  p.  lxxx), 
dont  l'étoile  principale  est  bleuâtre ,  tandis  que  le 
compagnon  est  d'un  blanc  parfait.  Si  les  soleils,  dont 
ces  systèmes  multiples  se  composent ,  sont  entourés 
de  planètes  invisibles  pour  nous ,  ces  planètes  doi- 
vent avoir  leurs  jours  blancs,  bleus,  rouges  et  verts  {^{)), 
Il  faut,  pour  plus  d'un  motif,  se  garder  de  géné- 
raliser trop  tôt  en  pareilles  maiières.  Nous  avons 
vu  (51)  que  toutes  les  étoiles  colorées  ne  sont  pas 
nécessairement  des  étoiles  variables;  de  même  les 
étoiles  doubles  d'une  ou  de  plusieurs  couleurs  ne 
sont  pas  toujours  des  étoiles  physiquement  doubles. 
De  ce  que  certaines  coïncidences  se  reproduisent  sou- 
vent sous  nos  yeux,  il  n'en  faudrait  pas  toujours  con- 
clure que  ces  coïncidences  sont  des  faits  nécessaires, 
surlout   quand   il   s'agit  d'étoiles   périodiquement 


—  252  — 

variables,  ou  d'étoiles  tournant  dans  des  systèmes 
partiels  autour  d'un  centre  de  gravité  commun.  En 
notant  avec  soin  les  couleurs  des  étoiles  doubles  jus- 
qu'à la  9*"  grandeur,  c'est-à-dire  jusqu'à  la  limite  où 
la  coloration  cesse  d'être  perceptible.^  on  y  a  retrouvé 
toutes  les  nuances  du  spectre  solaire;  mais  ces  teintes 
ne  se  répartissent  pas  indifféremment  entre  les  deux 
composantes.  Quand  l'étoile  principale  n'est  pas 
blanche,  sa  couleur  se  rapproche,  en  général,  de 
l'extrémité  rouge  du  spectre,  c'est-à-dire  de  celle 
des  rayons  les  moins  réfrangibles;  tandis  que  la  cou- 
leur du  satellite  tire  sur  le  violet,  et  correspond  ainsi 
aux  rayons  les  plus  réfrangibles.  Les  étoiles  rougea- 
tres  sont  deux  fois  plus  nombreuses  que  les  étoiles 
bleues  ou  bleuâtres  ;  les  blanches  sont  2  1  /2  fois  plus 
nombreuses  que  las  étoiles  plus  ou  moins  rouges.  Il 
est  encore  digne  de  remarque  qu'une  grande  dif- 
férence de  coloration  se  rencontre  d'ordinaire  avec 
une  grande  inégalité  d'éclat.  Deux  couples  que  leur 
vive  lumière  permet  d'observer  en  plein  jour,  t,  du 
Bouvier  et  y  du  Lion,  se  composent,  l'un  de  deux 
étoiles  blanches  de  3'  et  de  4'  grandeur,  l'autre  d'une 
étoile  principale  de  2^  grandeur  et  d'un  satellite  de 
3%5  grandeur.  Celle-ci,  y  du  Lion,  est  la  plus  belle 
étoile  double  du  ciel  boréal ,  de  même  que  a  du  Cen- 
taure (52)  et  a  de  la  Croix  sont  les  plus  belles  de 
l'hémisphère  austral.  Quant  à  'C,  du  Bouvier,  il  pré- 
sente, avec  a  du  Centaure  et  y  de  la  Vierge,  une 
assez  rare  particularité,  à  savoir,  la  réunion  de  deux 
grandes  étoiles  d'un  éclat  peu  différent. 


Il  règne  encore  bien  des  incertitudes  et  des  désac- 
cords sur  la  question  de  la  variabilité  d^éclat,  consi- 
dérée par  rapport  aux  étoiles  doubles,  surtout  quand 
il  s'agit  du  compagnon.  J'ai  déjà  dit  (53)  que  l'étoile 
principale  de  a  d'Hercule  offre  assez  peu  de  régularité 
dans  ses  variations.  Struve  a  observé  des  change- 
ments d'éclat  dans  les  deux  étoiles  de  y  de  la  Vierge 
qui  sont  à  peu  près  de  la  même  couleur  jaunâtre  et 
du  même  éclat  (3'  gr),  et  dans  le  n**  2718  de  son 
grand  Catalogue.  Peut-être  ces  changements  provien- 
nent-ils du  mouvement  de  rotation  de  ces  soleils 
autour  de  leurs  axes  (54).  Après  les  changements 
d'éclat,  disons  un  mot  des  changements  de  couleur. 
On  a  soupçonné  des  variations  de  ce  genre  dans  y  du 
Lion  et  y  du  Dauphin;  mais  la  question  reste  encore 
indécise.  On  n'a  pas  réussi  à  constater  que  des  étoiles 
blanches  soient  devenues  colorées,  ou  que  des  étoiles 
colorées  soient  devenues  blanches,  comme  cela  paraît 
avoir  eu  lieu  pour  une  étoile  isolée ,  pour  Sirius  (55). 
S'il  s'agit  de  simples  variations  de  nuances ,  la  dis- 
cussion doit  tenir  compte  de  nombreuses  causes 
d'erreur,  parmi  lesquelles  il  faut  mettre ,  au  premier 
rang ,  l'individualité  organique  de  chaque  observa- 
teur et  même  les  propriétés  optiques  de  chaque  ins- 
trument. On  sait,  par  exemple,  que  les  miroirs  des 
télescopes  ont  pour  effet  de  teindre  plus  ou  moins 
en  rouge  tous  les  rayons  lumineux  qu'ils  réflé- 
chissent. 

Parmi  les  étoiles  multiples,  on  trouve  :  des  étoiles 
triples,  comme  l  de  la  Balance,  'q  de  l'Écrevisse,  la 


—  254  — 

12*^  du  Lynx,  la  il'  de  la  Licorne;  des  étoiles  qua- 
druples ,  telles  que  les  n"^  102  et  2C81  du  catalogue 
de  Struve,  a  d'Andromède  et  s  de  la  Lyre;  enfin  une 
étoile  sextuple,  9  d'Orion ,  qui  forme  le  célèbre  tra- 
pèze de  la  grande  nébuleuse  d'Orion.  Très-probable- 
ment cette  étoile  sextuple   constitue  un  véritable 
système,  car  les  5  petites  étoiles  de  6%o  grandeur, 
de  7%  de  8%  de  11%3  et  de  12'  grandeur  partagent  le 
mouvement  propre  de  l'étoile  principale  (4%7  gr.). 
Toutefois  on  n'y  a  pas  encore  remarqué  le  moindre 
déplacement  relatif  (56).  Dans  les  étoiles  triples  l  de  la 
Balance  et  l,  de  i'Écrevisse  ,  au  contraire ,  les  mouve- 
ments révolutifs  de  tous  les  satellites  ont  été  parfai- 
tement constatés.  La  dernière  se  compose  de  3  étoi- 
les de  3^  grandeur,  d'un  éclat  peu  différent,  et  le 
satellite  le   plus  voisin  de  l'étoile  centrale  paraît 
avoir  un  mouvement  10  fois  plus  rapide  que  le  plus 
éloigné. 

Le  nombre  des  étoiles  doubles  dont  les  orbites 
ont  pu  être  calculées  monte  aujourd'hui  à  4;  il  y 
en  a  encore  10  ou  12  dont  les  éléments  seront  pro- 
bablement bientôt  connus  avec  un  degré  suffisant 
d'approximation  (57).  Parmi  ces  étoiles,  î;  d'Hercule 
a  déjà  accompli,  sous  nos  yeux,  deux  révolutions 
entières;  il  a  offert  deux  fois,  en  1802  et  en  1831, 
le  curieux  spectacle  d'une  étoile  occultée  par  une 
autre  étoile  (58). 

C'est  à  Savary  que  l'on  doit  les  premiers  calculs 
relatifs  à  la  détermination  des  éléments  de  l'orbite 
d'une  étoile  double;  il  avait  choisi  l  de  la  Grande- 


—  255  — 

Ourse  pour  sujet  de  ses  recherches.  Puis  vinrent 
les  méthodes  et  les  calculs  d'Encke  et  de  Sir  John 
Herschel  ;  plus  lard  encore,  les  travaux  de  Bessel, 
de  Struve,  de  Mœdler,  de  Hind,  de  Smyth,  du  capitaine 
Jacob  et  d'YvonVillarceau.  Les  méthodes  deSavaryet 
d'Encke  exigent  4 observations  complètes,  correspon- 
dant à  des  époques  suffisamment  éloignées  l'une  de 
l'autre.  Celles  de  Sir  John  Herschel  et  d'Yvon  Yillar- 
ceau  sont  destinées  à  utiliser  immédiatement  l'en- 
semble des  observations.  Les  plus  courtes  durées  des 
révolutions,  dans  les  étoiles  doubles,  sont  de  36^  61 , 
66  et  77  ans  ;  elles  sont  donc  intermédiaires  entre 
celle  de  Saturne  et  celle  d'Uranus.  La  plus  longue 
révolution  ,  parmi  celles  dont  la  durée  a  pu  être  dé- 
terminée avec  quelque  apparence  de  succès ,  est  de 
500  ans,  c'est-à-dire  triple  du  temps  de  la  révolution 
du  Neptune  de  Le  Yerriier.  L'excentricité  des  ellipses 
stellaires  est  très-considérable,  à  en  juger  d'après 
les  faits  actuellement  connus.  Par  exemple,  celle 
des  ellipses  de  y  de  la  Yierge  (0,87)  et  de  «  du  Cen- 
taure (0,95  ou  0,72)  en  font  des  orbites  véritablement 
cométaires;  et  même,  la  comète  intérieure  de  Paye, 
comète  dont  l'orbite,  il  est  vrai,  s'éloigne  le  moins 
de  la  forme  circulaire  ,  a  une  excentricité  (0,55)  plus 
faible  que  ces  deux  étoiles  doubles.  Les  orbites  des 
autres  étoiles  sont  comparativement  peu  excentri- 
ques. 

Si,  dans  un  couple  stellaire ,  on  considère  l'une 
des  deux  étoiles,  la  plus  brillante,  par  exemple, 
comme  étant  en  repos,  et  qu'on  la  prenne  pour  centre 


—  256  — 

du  mouvement  de  la  seconde  étoile ,  on  peut  con- 
clure des  observations  et  des  calculs  actuels  que  la 
courbe  décrite  par  le  compagnon  autour  de  l'étoile 
centrale  est  une  ellipse,  dans  laquelle  le  rayon  vec- 
teur décrit  des  aires  égales  en  temps  égaux.  C'est 
ainsi  qu'en  multipliant  les  mesures  d'angle  de  posi- 
tion et  de  distance ,  on  a  pu  s'assurer  que  les  soleils 
de  ces  divers  systèmes  obéissent  aux  mêmes  lois  de 
gravitation  que  les  planètes  de  notre  propre  monde. 
Il  a  fallu  un  demi-siècle  d'efforts  pour  asseoir  enfin 
ce  grand  résultat  sur  des  bases  solides  ;  mais  aussi  ce 
demi-siècle  comptera  comme  une  grande  époque 
dans  l'histoire  des  sciences  qui  s'élèvent  jusqu'au 
point  de  vue  cosmique.  Des  astres  auxquels  une 
vieille  habitude  a  conservé  le  nom  de  fixes,  quoi- 
qu'ils ne  soient  ni  fixés ^  ni  même  immobiles  sur  la 
voûte  céleste^  se  sont  mutuellement  occultés  sous 
nos  yeux.  La  connaissance  de  ces  systèmes  par- 
tiels, où  des  mouvements  s'accomplissent  ainsi  en 
dehors  de  toute  influence  extérieure,  ouvre  à  la  pen- 
sée un  champ  d'autant  plus  large ,  que  déjà  ces  sys- 
tèmes apparaissent,  à  leur  tour,  comme  de  simples 
détails,  dans  le  vaste  ensemble  des  mouvements  qui 
animent  les  espaces  célestes. 


—  257  — 
ÉLÉMENTS  DES  ORBITES  DES  ÉTOILES  DOUBLES. 


NOMS 
ET  GRANDEURS 

DES    ÉTOILES. 

DEMI 

GRAND  AXE. 

EÎCESTRIClfÉ. 

DURÉE 
de  la 

RÉVOLUTION. 

NOMS 

DES   CALCDLATECBS. 

l  Grande-Ourse 
k*  et  5'  gr. 

3", 857 

3  ,278 
2  ,295 
2  ,439 

0,4164 
0,3777 
0,4037 
0,4315 

ans 

58  ,262 

60  ,720 

61  ,300 
61  ,576 

Savary  1830 
J.  Ilerschel  (1849) 
Mœdler  1847 
Y.  Villarceau      1848 

p  d'Ophiucus 
II''  et  6'  gr. 

4", 328 
4  ,966 
4  ,8 

0,4300 
0,4445 
0,4781 

73  ,862 
92  ,338 
92 

Encke  1832 
Y.  Villarceau  1849 
IMaedler               184'i 

11,  d'Hercule 
3"=  et  6%5  gr. 

1",208 
1  ,254 

0,4320 
0,4482 

30  ,22 
36  ,357 

Msedler  1847 
Y.  Villarceau      1847 

7j  Couronne 
5%5  et  6-=  gr. 

0",902 
1  ,012 
1  ,lli 

0,2891 
0,4744 
0,4695 

42  ,50 
42  ,501 
66  ,257 

IMaedler  1847 
Y.  Villarceau  1847 
Id.  2'  solution. 

Castor 

2%7  et  3%7  gr. 

8", 086 

5  ,692 

6  ,300 

0,7582 
0,2194 
0,2405 

252  ,66 
519  ,77 
632  ,27 

J.  Ilerschel  (1849) 
Mœdler  1847 
Ilind                   1849 

Y  de  la  Vierge 
3*^  et  3"  gr. 

3", 580 

3  ,863 

3  ,446 

» 

0,8795 
0,8806 
0,8699 
—  0,0016/' 
-f- 0,0426^ 

182  ,12 
169  ,44 

153  ,787 
—  0  ,081/' 
+69  ,4    g 

J.  Ilerschel        (1849) 

Msedler               1847 

Y.  Villarceau      1848 

/•>-!  et  <+l 

ry>— 0,42  et  <+0,15 

^  de  rÉcrevisse 
5e  et  6"  gr. 

0",934 
0  ,892 

0,3662 
0,4438 

58  ,59 

58  ,27 

Y.  Villarceau  1849 
Msedler              (1849) 

a  du  Centaure 
1^'  et  2«  gr. 

15  ",500 
12  ,128 

0,9500 
0,7187 

77  ,00 

78  ,486 

Capit.  Jacob  1848 
Y.  Villarceau      1848 

1 

III. 


17 


—  258  — 
Remarques  sur  le  tableau  'précédent. 

Les  orbites  des  k  premières  étoiles  doubles  paraissent  être 
assez  bien  déterminées  aujourd'hui.  Il  n'en  est  pas  de  même 
des  k  dernières  :  pour  celles-là ,  les  observations  actuelles  ne 
fournissent  pas  assez  de  données  réellement  distinctes  pour 
qu'on  puisse  en  déduire  les  7  éléments  de  l'orbite. 

Il  était  impossible  de  ne  pas  rappeler,  dans  ce  tableau, 
les  calculs  de  Savary  et  d'Encke  sur  k  de  la  Grande  Ourse  et 
p  d'Ophiucus.  Ces  calculs  ont ,  en  effet ,  une  valeur  historique, 
parce  que  ce  sont  les  premières  applications  des  méthodes  de 
calcul  que  ces  deux  astronomes  éminents  ont  proposées.  Mais 
comme  en  1830  et  en  1832  les  données  de  l'observation  étaient 
encore  insuffisantes ,  il  ne  faut  pas  s'étonner  des  discordances 
que  l'on  ne  manquera  pas  de  remarquer  entre  les  éléments 
d'Encke  ou  de  Savary  et  ceux  de  J.  Herschel,  de  iMaedler  ou 
d'Yvon  Yillarceau.  Les  déterminations  récentes  relatives  aux 
Ix  premières  étoiles  s'accordent  beaucoup  mieux,  et  tout  fait 
espérer  que  les  éléments  consignés  dans  ce  tableau  n'auront 
plus  à  subir  désormais  de  très- graves  modifications. 

Cependant  tj  de  la  Couronne  présente  une  singulière  ano- 
malie. Tous  les  astronomes  qui  se  sont  occupés  de  cette  étoile, 
jusqu'en  18^7,  lui  assignaient  une  révolution  de  /i3  ans.  Villar- 
ceau  a  trouvé,  en  18/i7,  que  le  problème  était  susceptible  de 
recevoir  deux  solutions  entièrement  distinctes ,  dont  l'une  con- 
clut à  ^3  ans  et  l'autre  à  66  ans  de  révolution.  A  l'époque  où 
ces  derniers  calculs  furent  exécutés ,  il  n'y  avait  aucun  motif 
décisif  d'adopter  une  de  ces  orbites  de  préférence  à  l'autre  ; 
mais  les  observations  récentes  de  O.  Struve  paraissent  décider 
en  faveur  de  la  seconde  solution,  celle  de  66  ans,  dont  les  cal- 
culateurs précédents  ne  s'étaient  point  avisés. 

Comme  les  nombres  du  tableau  ne  donneraient  pas  une  idée 
complète  de  ces  deux  solutions,  je  mets  ici  en  regard,  pour 
chacune  d'elles,  les  7  éléments  fondamentaux  de  l'orbite  : 


^re  .^I.,.:«„  2»  solution 

1- solution.    p,„^  probable. 

Temps  de  la  révolution A2«"%501  66'*"%257 

Demi-grand  axe 1",012  1",111 

Excentricité 0"  ykllik  0%^695 

Inclinaison 65°39',2  58"   3',3 

Longitude  du  nœud 10°26',6        Zi°20',7 

Longitude  du  périhélie 237«36',1  198°57',5 

(  1805,666       1780,12!^ 
Temps  du  passage  au  périhélie  vrai.  |  ^^^^^^^^      ^^^^^33^ 

La  cause  de  cette  singulière  anomalie  est  elle-même  digne 
d'intérêt.  Dans  les  mesures  d'étoiles  doubles,  c'est  la  plus  belle 
des  deux  étoiles  d'un  même  couple  que  l'on  prend  pour  centre; 
on  la  considère  comme  relativement  fixe,  et  on  lui  rapporte  le^ 
positions  occupées  par  la  seconde  étoile,  considérée  dès  lors 
comme  un  satellite.  Cela  posé ,  lorsque  les  deux  étoiles  sont  à 
peu  près  égales  et  de  même  couleur,  et  que  les  observations 
sont  séparées  par  un  grand  nombre  d'années,  comme  cela  eut 
lieu  effectivement  à  l'époque  des  grands  travaux  d'Herschel,  on 
risque  de  se  tromper  d'étoile  et  de  prendre  pour  fixe  celle  qui 
était  d'abord  considérée  comme  mobile.  D'ordinaire  la  confu- 
sion ne  saurait  être  de  longue  durée  ;  elle  n'a  d'ailleurs  d'autre 
inconvénient  que  de  changer  de  180°  les  angles  observés,  et  il  est 
facile  de  réparer  l'erreur.  Mais,  pour  ï)  de  la  Couronne,  un  con- 
cours fortuit  de  circonstances  laisse  subsister  en  entier  une  am- 
biguïté de  ce  genre,  dans  l'interprétation  des  angles  de  position 
mesurés  par  AV.  Herschel.  Malgré  la  plus  minutieuse  discussion 
de  toutes  les  circonstances  propres  à  guider  le  choix  du  calcu- 
lateur, Villarccau  n'a  pu  qu'indiquer  des  probabilités  en  faveur 
de  l'orbite  de  66  ans ,  et  il  a  dû  présenter  la  double  solution  à 
laquelle  les  données  actuelles  le  conduisaient,  tout  en  fixant 
à  1853  l'époque  où  il  ne  sera  plus  possible  d'hésiter  entre  les 
deux  orbites.  Je  viens  de  dire  que  les  dernières  observations 
de  Poulkova  décident  déjà  en  faveur  de  l'orbite  de  66  ans  (59) . 

Les  discordances  des  éléments  qui  ont  été  assignées  aux  k  der- 
nières étoiles,  par  différents  calculateurs,  montrent  assez  Fin- 


—  260  — 

suffisance  des  données  actuelles  de  l'observation.  Villarceau 
s'est  même  vu  forcé  de  laisser  subsister  deux  indéterminées  g  elf 
dans  l'expression  des  éléments  de  y  de  la  Vierge  ,  une  dans 
celle  de  t  de  l'Écrevisse  et  deux  dans  celles  de  a  du  Centaure 
(le  tableau  ne  contient  que  les  indéterminées  de  la  première). 
Ici  l'incertitude  est  d'une  tout  autre  nature  que  pour  tq  de  la 
Couronne.  Il  ne  s'agit  plus  d'opter  entre  deux  orbites  différentes 
qui  seules  peuvent  satisfaire  aux  observations,  mais  de  choisir 
parmi  un  nombre  infini  d'orbites,  comprises  entre  des  limites 
données.  Ainsi  on  sait  seulement,  pour  y  de  la  Vierge,  que  la 
durée  de  la  révolution  est  comprise  entre  125  et  16/i  ans,  d'après 
les  indéterminées  du  tableau,  ou  ,  plus  exactement,  entre  128 
et  166  ans,  toutes  les  valeurs  intermédiaires  étant  à  peu  près 
également  admissibles. 

Les  éléments  de  y  de  la  Vierge,  de  ^  de  l'Écrevisse  et  de  a  du 
Centaure,  calculés  par  Y.  Villarceau,  n'ont  encore  été  publiés 
nulle  part;  j'en  dois  la  communication  à  l'obligeance  de  cet 
excellent  astronome. 


NOTES. 


On  a  supprimé  le  chiffre  des  centaines  dans  l'indication  des 
notes;  celte  suppression  n'occasionnera  point  d'incertitude,  attendu 
qu'au  numéro  du  renvoi  est  toujours  joint  celui  de  la  page  corres- 
pondante. 


NOTES. 


(1)  [page  2].  Cosmos,  t.  I,  p.  58-62  et  152. 

(2)  [page  5].  Cosmos ,  t.  I,  p.  U-Q ;  t.  Il,  p.  9-11  et  104. 

(3)  [page  5],  Cosmos,  t.  II,  p.  27-33  et  48-53. 

(4)  [page  5].  Cosmos,  1. 1,  p.  428-432  et  t.  II,  p.  128-132. 

(5)  [page  6].  M.  von  Olfers,  Ueberreste  vorweltlicher  Rie- 
senthiere  in  Beziehung  auf  ostasiadsche  Sagen ,  dans  les  Mémoires 
de  l'académie  de  Berlin,  1839,  p.  51.  Sur  l'opinion  d'Empé- 
docle  au  sujet  de  la  disparition  des  anciennes  formes  animales 
on  peut  voir  Hegel,  Geschichte  der  Philosophie,  t.  II ,  p.  344. 

(6)  [page  6] .  Voyez,  sur  l'Arbre  du  Monde  (Yggdrasil)  et  sur 
la  source  retentissante  de  Hvergelmir,  Jacob  Grimm ,  deutsche 
Mythologie,  1844,  p.  530  et  756  et  Mallet,  Monuments  de  la 
Mythol.  et  de  la  poésie  des  Celtes,  1756,  p.  110. 

(7)  [page  8].  Cosmos,  t.  I,  p.  34-37  et  66-76. 

(8)  [page  9].  Cosmos,  p.  574. 

(9)  [page  9].  En  établissant  d'une  manière  gén;5rale ,  dans 
les  considérations  qui  servent  d'introduction  au  Cosmos,  t.  I, 
p.  37,  que  le  dernier  but  des  sciences  expérimentales  est  de 
découvrir  les  lois  des  phénomènes,  peut-être  aurais-je  dû  me 
borner  à  dire,  afin  d'éviter  toute  fausse  interprétation ,  qu'il  en 
est  ainsi  en  effet  pour  beaucoup  de  classes  de  pliénomènes.  La 


—  264  — 

netteté  avec  laquelle  je  me  suis  exprimé ,  dans  le  second  volume 
(p.  375  et  [i2Q),  sur  la  relation  que  l'on  peut  établir  entre  le  rôle 
de  Newton  et  celui  de  Kepler,  prouve  assez,  j'espère,  que  je 
ne  confonds  pas  la  découverte  des  lois  naturelles  avec  leur  inter- 
prétation, c'est-à-dire  avec  l'explication  des  phénomènes,  et 
répondait  d'avance  aux  objections  que  l'on  a  pu  me  faire.  Je 
disais  à  propos  de  Kepler  :  «  Le  riche  fonds  d'observations 
précises  fournies  par  Tycho  donna  les  moyens  de  découvrir  les 
lois  éternelles  du  monde  planétaire  qui  répandirent  plus  tard  sur 
le  nom  de  Kepler  un  éclat  impérissable ,  et  qui ,  interprétées 
par  Newton ,  démontrées  par  lui  théoriquement  et  comme  un  ré- 
sultat nécessaire,  ont  été  transportées  dans  la  sphère  lumineuse 
de  la  pensée,  et  ont  fondé  la  connaissance  rationnelle  de  la  na- 
ture. »  Et  au  sujet  de  Newton  :«  Nous  terminons  en  faisant  voir 
comment  la  connaissance  de  la  forme  de  la  Terre  est  sortie,  par 
voie  de  déduction,  de  raisonnements  théoriques.  Newton  s'éleva 
à  l'explication  du  système  du  monde,  parce  qu'il  eut  le  bonheur 
de  découvrir  la  force  dont  les  lois  de  Kepler  ne  sont  que  les 
conséquences  inévitables.  »  On  peut  consulter  sur  ce  point, 
c'est-à-dire  sur  la  différence  qui  existe  entre  la  recherche  des 
lois  et  celle  des  causes,  les  excellentes  remarques  contenues 
dans  le  livre  de  Sir  John  Herschel ,  /4ddress  for  the  flfieenth 
Meeting  of  the  Britan,  Assoc.  at  Cambridge^  18/i5,  p.  XLII  et 
Edinburgh  Review ,  t.  87,  1848,  p.  180-183. 

(10)  [page  10].  Dans  le  remarquable  passage  (Metaph,  XII, 
8,  p.  1074,  éd.  Bekker)  où  Aristote  fait  mention  des  restes  de 
la  sagesse  primitive  qui  a  disparu  de  la  terre ,  il  est  parlé  claire- 
ment et  librement  du  culte  des  forces  naturelles  et  de  divinités 
semblables  aux  hommes  :  «  Beaucoup  d'autres  mythes ,  dit  Aris- 
tote, ont  été  ajoutés,  pour  convaincre  la  foule,  pour  servir 
d'appui  aux  lois,  et  en  vue  d'autres  buts  non  moins  utiles.  » 

(11)  [p^'^ge  10],  Cette  distinction  importante  des  deux  direc- 
lions  suivies  par  la  philosophie  de  la  nature  (xporoi)  est  nette- 
ment indiquée  dans  les  Physicœ  AuscuUationes  d'Aristote  (1,4, 


—  265  — 

p.  187,  éd.  Bekker).  Voyez  aussi  Brandis,  dans  le  Rheinisches 
Muséum  fur  Philologie ,  3*  année,  p.  113. 

(12)  [page  11].  Cosmos,  t.  I,  p.  lZi9  et  Zi76,  n.  87;  t.  II, 
p.  371  et  593,  n.  27.  Un  remarquable  passage  de  Siniplicius 
(p.  ^91)  oppose  très-nettement  la  force  centripète  à  la  force 
centrifuge.  11  y  est  fait  mention  de  l'équilibre  des  corps  célestes, 
tant  que  la  force  centrifuge  contre-balancera  la  pesanteur  qui 
attire  les  corps  vers  les  régions  inférieures.  C'est  par  la  même 
raison  que  dans  le  Traité  de  Plutarque,  de  Facie  in  orbe  Lunœ, 
p.  923,  la  Lune  suspendue  au-dessus  de  la  Terre  est  comparée  à 
une  pierre  dans  une  fronde.  Sur  le  sens  propre  de  la  TTôpiycopTiai; 
d'Anaxagore,  voyez  le  recueil  des  fragments  de  ce  philosophe, 
publié  par  Schaubach,  1827,  p.  107-109. 

(13)  [page  11].  Schaubach,  ihid.,  p.  151-156  et  185-189.  Sur 
les  plantes  considérées  comme  animées  aussi  par  l'esprit  (voù;), 
Voyez  Aristote,  de  Plantis,  I,  1,  p.  815,  éd.  Bekker. 

(1^)  [page  12).  Sur  cette  partie  de  la  physique  mathéma- 
tique de  Platon,  voyez  Boeckh,  de  Platonico  syslem.  cœlcslium 
globorum^  1810  et  1811;  H.  Martin,  iiYarfes  sur  le  Timée^  t.  II, 
p.  23/i-2Z(2,  et  Brandis,  Geschichte  der  Griechisch-Rœmischen 
Philosophie,  2®  part.,sect  1,  ISkU,  p.  375. 

(15)  [page  13],  Cosmos,  t.  II,  p.  394  et  616,  n.  U;  Comp. 
Gruppe,  ueber  die  Fragmente  des  Ârchylas^  1840,  p.  33. 

(16)  [page  13].  Aristote,  Po/i7.  VII,  h,  p.  1326;  Meta- 
phys.  XII,  7,  p.  1072,  et  XII,  10,  p.  1074,  éd.  Bekker.  Le 
traité  du  Pseudo-Aristote ,  de  Mundo ,  qu'Osann  attribue  à 
Chrysippe  {Cosmos,  t.  II,  p.  14),  contient  aussi,  au  chap.  6, 
p.  397,  un  passage  éloquent  sur  l'ordonnateur  et  le  conserva- 
teur du  monde. 

(17)  [page  13).  Les  preuves  à  l'appui  sont  rassemblées  dans 
H.  Ritter,  Histoire  de  la  philosophie ,  trad.  par  Tissot,  t.  III, 
p.  155-160. 


~  266  — 

(18)  [page  12].  Voyez  Aristote,  de  Jnima,  II,  7,  p.  ^19.  Dans 
ce  passage,  l'analogie  de  la  vue  avec  l'ouïe  est  très-clairement 
exprimée  ;  mais  dans  d'autres,  Aristote  a  modifié  diversement  sa 
théorie  de  la  vision.  Ainsi,  on  lit  dans  le  Traité  de  Insomniis  (c.  2, 
p.  Zt59,  éd.  Bekker)  :  «  Il  est  évident  que  la  vue  est  non-seulement 
passive,  mais  active;  qu'elle  ne  se  borne  pas  à  recevoir  l'action 
de  l'air,  mais  qu'elle  réagit  sur  le  milieu  dans  lequel  s'opère 
la  vision.  »  Aristote  cite  comme  preuve  que,  en  certaines  circon- 
stances, un  miroir  de  métal  très-pur  garde  à  sa  surface,  dès 
qu'une  femme  y  a  jeté  les  yeux ,  une  trace  nuageuse  difficile  à 
effacer.  Comp.  Martin,  Études  sur  le  Timée  de  Platon,  t.  II, 
p.  159-163. 

(19)  [page  iU].  Aristote,  de  Partibus  Animalium,  IV,  5, 
p.  681,1.  12,  éd.  Bekker. 

(20)  [page  U].  Aristote ,  7//5^or.  Animal.,  IX,  1,  p.  588, 
éd.  Bekker.  Si,  dans  le  règne  animal,  il  manque  sur  la  terre 
quelques  représentants  des  quatre  éléments,  ceux,  par  exemple, 
qui  correspondent  au  feu  le  plus  pur,  il  n'est  pas  impossible 
que  ces  degrés  intermédiaires  existent  dans  la  lune.  (Biese, 
die  Philosophie  des  Aristoteles ,  t.  II,  p.  186.)  Il  est  assez  sin- 
gulier qu'Aristote  cherche  dans  la  Lune  les  anneaux  de  la  chaîne 
que  nous  recomposons  tout  entière  avec  les  formes  évanouies 
des  animaux  ou  des  plantes. 

(21)  [page  ly.  Aristote,  Metaphys. ,  XUl ,  3,  p.  1090,  1.  20, 
éd.  Bekker. 

(22)  [page  15].  L'àvxiTrspiffraaiç  d'Aristote  joue  particulière- 
ment un  grand  rôle  dans  toutes  les  explications  des  phénomènes 
météorologiques.  Voyez  les  Traités  de  Gêner atione  et  Interitu, 
II,  3,  p.  330,  les  lUeteorologica,!,  12,  et  III,  3,  p  372,  et  les 
Problemata,  XIV,  3,  VIII,  n-  9,  p.  888,  et  XIV,  n*^  3,  p.  909, 
Traités  qui,  s'ils  ne  sont  pas  d'Aristote,  sont  du  moins  compo- 
sés d'après  les  principes  aristotéliques.  Dans  l'ancienne  hypo- 
thèse de  la  polarité  (xax  'àvxtTrspiaxaaiv),  les  conditions  analogues 


—  267  — 

s'attirent  et  les  conditions  opposées  se  repoussent  (-f  et  — ). 
Voyez  Ideler,  MeteoroL  veter.  Grœcorum  et  Romanorum ,  1832, 
p.  10.  Les  conditions  opposées,  au  lieu  de  se  neutraliser  en  se 
combinant,  augmentent  plutôt  la  tension  :  Le  ïroïô.  (tluypov)  l'em- 
porte sur  le  chaud  (^zp\k6v).  C'est  le  contraire  de  ce  qui  arrive 
«  dans  la  formation  de  la  grêle ,  lorsque  les  nuages  s'abaissent 
dans  des  couches  d'air  plus  chaudes,  et  que  la  chaleur  du  mi- 
lieu ambiant  accélère  le  refroidissement  des  particules  déjà 
froides.  »  Aristole  explique  par  son  àvciTTcptaxaaK;,  c'est-à-dire 
par  une  espèce  de  polarité  de  la  chaleur,  ce  que  la  physique 
moderne  explique  par  la  conductibilité,  le  rayonnement,  la  con- 
densation et  les  changements  produits  dans  la  capacité  des  corps 
pour  la  chaleur.  Voyez  les  ingénieuses  considérations  de  Taul 
Erman,  dans  les  Mémoires  de  l'Académie  de  Berlin,  1815, 
p.  128, 

(23)  [page  15].  «  C'est  au  mouvement  de  la  sphère  céleste 
que  doivent  être  rapportées  toutes  les  modifications  des  corps 
et  tous  les  phénomènes  terrestres.  »  Aristote,  MeteoroL,  I, 
2,  p.  339,  et  de  Generatione  et  Interitu,  II,  10,  p.  336,  éd. 
Bekker. 

(2U)  [page  15].  Aristote,  de  Cœïo,  I,  9,  p.  279;  II,  3, 
p.  286,  et  13,  p.  292,  éd.  Bekker.  Comp.  Biese,  t.  I,  p.  352-357. 

(25)  [page  16].  Aristote,  Physicœ  Auscultationes ^  II,  8, 
p.  199;  de  Anima ^  III,  12,  p.  ^3i;  de  Animalium  Genera- 
tione y  V,  1,  p.  778,  éd.  Bekker. 

(26)  [page  16].  Voyez  Aristote,  MeteoroL, XU,  8,  p.  107^, 
passage  dont  il  existe  une  remarquable  explication  dans  le  com- 
mentaire d'Alexandre  d'Aphrodisie.  Les  astres  ne  sont  pas  des 
corps  inanimés,  ils  doivent  être  considérés  plutôt  comme  des 
êtres  agissants  et  vivants  ;  ils  sont  la  partie  divine  des  phéno- 
mènes, Ta  SrsioTîpa  twv  çavcpwv  (Aristote,  de  Cœlo,  I,  9,  p.  278; 
II,  1,  p.  28/i,  et  12,  p.  292}.  Dans  le  petit  Traité  deMundo  faus- 
sement attribué  à  Aristote,  et  où  respire  souvent  une  dispo- 


^  268  — 

sition  religieuse  ^  particulièrement  lorsque  l'auteur  dépeint  la 
toute-puissance  du  Dieu  qui  conserve  le  monde  (c.  6,  p.  /^OO), 
le  haut  éllier  est  appelé  divin  (c.  2,  p  392).  Ce  que  Kepler, 
guidé  par  sa  riche  imagination ,  nomme ,  dans  son  Mysterium 
cosmograpfiicum  (c.  20,  p.  71),  des  esprits  moteurs  (animœ  mo- 
trices) ,  n'est  autre  chose  que  la  force  (virtus)  qui  a  son  siège 
principal  dans  le  Soleil  (anima  muudi) ,  force  qui  varie  avec  la 
dislance ,  en  suivant  les  mêmes  lois  que  l'intensité  de  la  lu- 
mière, et  qui  retient  les  planètes  dans  leurs  orbites  elliptiques. 
Voyez  Apelt,  Epochen  der  Geschichte  der  3Ien$cheit,  t.  I, 
p.  27/i. 

(27)  [page  16].  Cosmos,  t.  II,  p.  295-307. 

(28)  [page  17].  Voyez  une  ingénieuse  et  savante  analyse  des 
écrits  du  philosophe  de  Nola^dans  le  livre  de  M.  Christian 
Barlholmèss,  Jordano  Bruno,  t.  Il,  ISUl,  p.  129,  149  et  201. 

(29)  [page  18].  Il  fut  brûlé  à  Rome  en  vertu  de  cette  sen- 
tence :  ut  quam  clementissime  et  citra  sanguinis  elTusionem  pu- 
niretur.  Bruno  avait  été  enfermé  pendant  six  ans  sous  les  plombs 
de  Venise,  et  pendant  deux  ans  dans  les  cachots  de  l'inquisition, 
à  Rome.  Lorsque  l'arrêt  de  mort  lui  fut  annoncé,  cet  homme, 
que  rien  ce  pouvait  faire  fléchir,  prononça  ces  belles  et  coura- 
geuses paroles  :  Majori  forsitan  cum  timoré  sententiam  in  me 
fertis  quam  ego  accipiam.  Après  qu'il  se  fut  enfui  de  l'Italie 
en  1580,  il  professa  à  Genève,  à  Lyon,  à  Toulouse,  à  Paris, 
à  Oxford,  à  Marburg,  à  AVittenberg  qu'il  nomme  l'Athènes  de 
l'Allemagne,  à  Prague,  à  Helmsted  où  il  acheva  l'éducation 
scientifique  du  duc  Jules  de  Brunswick-AYolfcnblittel,  et  enfin 
en  1592  à  Padoue.  (Bartholmèss,  t.  I,  p.  167-178). 

(30)  [page  18].  Bartholmèss,  t.  II,  p.  219,  232  et  370. 
Bruno  rassembla  soigneusement  les  diverses  observations  aux- 
quelles donna  lieu  ce  grand  événement  céleste  d'une  nouvelle 
étoile  apparaissant,  en  1572,  dans  Cassiopée.  On  a  souvent, 
de  nos  jours,  examiné  le   lien  qui  rattache  la  philosophie 


—  269  — 

naturelle  de  Bruno  à  celle  de  deux  de  ses  compatriotes ,  Ber- 
nardino  Telesio  et  Thomas  Campanella,  ainsi  qu'à  celle  d'un 
cardinal  platonicien,  Nicolas  Krebs,  de  Cusa  (Cosmos,  t.  II, 
p.  595). 

(31)  [page  19].  «  Si  duo  lapides  in  aliquo  loco  Mundi  collo- 
carentur  propinqui  invicem  ,  extra  orbem  virtutis  tertii  cognati 
corporis;  illi  lapides  ad  similitudinem  duorum  Magneticorum 
corporum  coirent  loco  intermedio,  quilibet  accedcns  ad  alte- 
rum  tanto  intervallo ,  quanta  est  alterius  moles  in  compara- 
tionc.  Si  Luna  et  Terra  non  retinerentur  vi  animali  (!)  aut  alla 
aliqua  aequipollente,  quœlibet  in  suo  circuitu,  Terra  adscen- 
deret  ad  Lunam  quinquagesima  quarta  parte  intervalli,  Luna 
descenderet  ad  Terram  quinquaginta  tribus  circiter  partibus 
intervalli  ;  ibi  jungerentur,  posito  tamen  quod  substantia 
utriusque  sit  unius  et  ejusdem  densitatis.  »  (Kepler,  A$lronomia 
nova,  seu  Physica  cœlestis  de  Motibus  Stellœ  Marlis,  1609, 
Introd.  fol.  5.)  Sur  les  idées  que  l'on  se  faisait  plus  ancienne- 
ment de  la  gravitation.  Voyez  Cosmos ,  t.  II,  p.  371,  593 
et  59/i. 

(32)  [page  19].  «  Si  terra  cessaret  attrahere  ad  se  aquas 
suas,  aquas  marinas  omnes  elevarentur  et  in  corpus  Lunae  in- 
fluèrent. Orbis  virtutis  tractoriae ,  quae  est  in  Luna ,  porrigitur 
usque  ad  terras ,  et  prolectat  aquas  quacunque  in  verticem  loci 
incidit  sub  Zonam  torridam,  quippe  in  occursum  suum  quacun- 
que in  verticem  loci  incidit,  insensibiliter  in  maribus  inclusis, 
sensibiliter  ibi  ubi  sunt  latissimi  alvei  Oceani  propinqui,  aquis- 
que  spaciosa  reciprocationis  libertas.  »  (Kepler,  ibid.)  «  Undas 

a  Luna  trahi  ut  ferrum  a  Magnete »  (Kepler,  Harmonices 

Mundi  libri  quinque,  1619,  1.  IV,  c.  7,  p.  162).  Ce  livre  qui 
renferme  tant  d'admirables  choses  et,  entre  autres,  le  fondement 
de  la  troisième  loi  de  Kepler,  en  vertu  de  laquelle  les  carrés 
des  temps  de  la  révolution  des  planètes  sont  entre  eux  comme 
les  cubes  des  distances  moyennes,  est  défiguré  par  les  plus 
étranges  fantaisies  sur  la  respiration ,  la  nourriture  et  la  cha- 


—  270  — 

leur  de  la  Terre  considérée  comme  un  animal  vivant,  sur  l'âme 
de  cet  animal ,  sa  mémoire  .^memoria  animas  terrse),  et  jusque  sur 
son  imagination  créatrice  (animae  telluris  imaginatio).  Ce  grand 
homme  tenait  si  fermement  à  ces  rêveries  qu'elles  fournirent 
matière  à  une  contestation  sérieuse  de  priorité  avec  Robert 
Fludd ,  d'Oxford ,  l'auteur  mytliique  du  /IJacrocosmos ,  qui  paraît 
n'avoir  pas  été  étranger  à  l'invention  du  thermomètre  (Har- 
mojiice  Mundi,  p.  252). —  L'attraction  des  masses  est  souvent 
confondue,  dans  les  écrits  de  Kepler,  avec  l'attraction  magné- 
tique :  «  Corpus  Solis  esse  magneticum.  Yirtutem  quœ  pla- 
netas  movet  residere  in  corpore  Solis  {Stella  Martis,  3*  part. 
c.  32  et  36)  ;  il  suppose  à  chaque  planète  un  axe  magnétique 
qui  est  toujours  invariablement  dirigé  vers  la  même  région 
du  ciel  (Apelt,  Joh,  Kepplefs  astronom.  TVdtanskht ,  1869, 
p.  73). 

(33)   [page  20].  Cosmos,  i.  II,  p.  390  et  607,  n.  55. 

(36)  [page  20].  Baillet,  la  rie  de  M.  Des-Cartes,  1691, 
1'*  part.,  p.  197,  et  OEuvres  de  Descartes,  publiées  par  Victor 
Cousin,  t.  I,  1826.  p.  101. 

(35)  [page  21] .  Voyez  les  lettres  de  Descartes  au  P.  Mer- 
senne,  en  date  du  19  nov.  1633  et  du  5  janv.  1636,  dans  la  Vie 
de  Descartes  par  Baillet,  T'  part.,  p.  266-267. 

(36)  [page  21].  La  traduction  latine  est  intitulée  :  3/wn- 
dus  sive  disscrtatio  de  Lumine  ut  et  de  aliis  Sensuum  Objectis 
primariis.  Voyez  R.  Descartes,  Opuscula  posthuma  physica  et 
malhematica ,  Amst.,  1706. 

(37)  [page  22].  «  Lunam  aquis  carere  et  aère  :  marium  simi- 
litudinem  in  luna  nullam  reperio.  Nam  regiones  planas  quae 
monlosis  multo  obscuriores  sunt,  quasque  vulgo  pro  maribus 
haberi  video  et  oceanorum  nominibus  insigniri,  in  bis  ipsis, 
longiore  telescopio  inspectis,  cavitates  exiguas  inesse  comperio 
rotundas,  umbris  intus  cadentibus;  quod  maris  superficiel  con- 


—  271  — 

venire  nequit  :  liim  ipsi  campi  illi  latiores  non  prorsus  œquabi- 
lem  superficiein  preferunt,  cuin  diligentius  eos  intucmur.  Quod- 
circa  maria  esse  non  possunt,  sed  materia  constare  debent 
minus  candicante  quam  quœ  est  partibus  asperioribus,  in  quibus 
nirsus  quœdam  viridiori  lumine  cœteras  praecellunt.  »  (Hugenii 
Cosmotheoros ^  éd.  ait.  1699,  1.  II,  p.  llZi).  Huyghens  suppose 
cependant  qu'il  y  a  dans  Jupiter  de  nombreux  orages,  et  qu'il 
y  pleut  abondamment.  «  Ventorum  flatus  ex  illa  nubium  Jovia- 
lium  mutabili  facie  cognoscitur  (1.  I,  p.  69).  »  Les  rêveries  de 
Huygbens  sur  les  habitants  des  planètes  lointaines,  rêveries 
indignes  d'un  aussi  grand  géomètre  ,  ont  malheureusement 
été  reproduites  par  Euimanuel  Kant  dans  un  ouvrage  excellent 
d'ailleurs  :  AllgemeineNaturgeschichteund  Théorie  des  Him7nels, 
1751,  p.  173-192. 

(38)  [page  22].  Laplace,  des  Oscillations  de  l'Atmosphère,  du 
Flux  solaire  et  lunaire,  dans  la  Mécanique  céleste,  1.  IV,  et  dans 
V Exposition  du  Système  duMonde^  1824,  p.  291-296. 

(39)  [page  23] .  Adjicere  jam  licet  de  spiritu  quodem  subtilis- 
simo  corpora  crassa  pervadente  et  in  iisdem  latente ,  cujus  vi  et 
actionibus  parliculae  corporum  ad  minimas  distantias  se  mutuo 
attrahunt  et  contiguae  factae  cohaerent.  (  Newton  ,  Principia 
Philos,  naiur.,  éd.  Le  Seur  et  Jacquier,  1760,  Schol.  gen.,  t.  III, 
p.  676.)  Voyez  aussi  du  même  auteur,  Opticks,  1718,  Prop.  31, 
p.  305  et  353,  367  et  372  ;  Laplace,  ^i/s/ème  du  Monde^  p.  384; 
Cosmos,  t.  I,  p.  59  et  445. 

(40)  [page  24].  Hactenus  phaenomena  cœlorum  et  maris 
nostri  per  vim  gravitatis  exposui,  sed  causam  gravitatis  nondum 
assignavi.  Oritur  utique  hœc  vis  a  causa  aliqua,  quœ  pénétrât 
ad  usque  centra  solis  et  planetarum  ,  sine  virtutis  diminutione; 
quaeque  agit  non  pro  quantitate  superficierum  particularum,  in 
quas  agit  (  ut  soient  causœ  mechanicae  ) ,  sed  pro  quantitate  ma- 
teriae  soliJae.  —  Ralionem  harum  gravitatis  proprietatum  ex 
phaenomenis  nondum  potui  deducere  et  hypothèses  non  fingo. 


—  272  — 

Satis  est  quod  gravitas  rêvera  existât  et  agat  secundum  leges  a 
nobis  expositas  (Newton,  Principia  Philos,  natur. ,  p.  676). — 
To  tell  us  that  every  species  of  Ihings  is  endow'd  wilh  an  occult 
specifick  quality  by  which  it  acts  and  produces  manifest  efTects, 
is  to  tell  us  nothing  :  but  to  dérive  two  or  tliree  gênerai  prin- 
ciples,  of  motion  from  phœnomena,  and  afterwards  to  tell  us 
how  the  properties  and  actions  of  ail  corporeal  things  foUow 
from  those  manifest  principles,  would  be  a  very  great  step  in 
Pbilosopby,  thougli  the  causes  of  those  principles  were  not  yet 
discovered  :  and  therefore  I  scruple  not  to  propose  the  princi- 
ples of  motion  and  leave  their  causes  to  be  found  out.  (Newton, 
Optickfi,  p.  377).  Plus  haut  (Prop.  31,  p.  351),  il  avait  déjà  dit  : 
Bodies  act  oneupon  another  by  the  attraction  of  gravity,  ma- 
gnetism  and  eleclricity,  and  it  isnot  improbable  that  ihere  may 
be  more  attractive  powers  than  thèse.  How  thèse  attractions 
may  be  performed,  I  do  not  hère  consider.  What  I  call  at- 
traction, may  be  performed  by  impulse  or  bysome  othermeans 
unknown  to  me.  I  use  that  word  hère  to  signify  only  in  gênerai 
any  force  by  which  bodies  tend  towards  one  another,  whatsoever 
be  the  cause. 

(41)  [page  2/4].  «  I  suppose  the  rarer  aether  within  bodies 
and  the  denser  withoutthem,  »  dit  Newton  (Opéra,  IV,  éd.  Sa- 
muel Horsley,  1782,  p.  386).  A  propos  de  la  diffraction  décou- 
verte par  Grimaldi ,  on  lit  à  la  fin  d'une  lettre  de  Newton  à  Robert 
Boyle ,  en  date  du  mois  de  février  1678  (p.  394)  :  I  shall  set 
down  one  conjecture  more  which  came  into  my  mind  :  it  is  about 
the  cause  of  gravity Des  lettres  écrites  à  Oldenburg,  en  dé- 
cembre 1675  ,  prouvent  qu'à  cette  époque  Newton  n'était  pas 
encore  revenu  sur  l'hypothèse  de  l'éther;  il  croyait  alors  que 
l'impulsion  de  la  lumière  matérielle  mettait  l'éther  en  vibration, 
et  que  les  vibrations  de  cet  éther,  assez  semblable  à  un  fluide 
nerveux ,  ne  pouvaient  pas  elles-mêmes  produire  la  lumière. 
Voyez  au  sujet  des  débats  de  Newton  avec  Hooke ,  Horsley, 
t.  IV,  p.  576-380. 


—  273  — 

(^2)  [page  1/t].  Brewster,  Life  of  Sir  Isaac  Newton,  p.  303- 
305. 

(^3)  [page  2^].  Cette  déclaration  qu'il  ne  prenait  pas  la  gra- 
vitation for  an  essential  properly  ofhodies,  déclaration  faite  par 
Newton  dans  son  Second  Adverlisement ,  ne  s  accorde  pas  avec 
l'existence  des  forces  attractives  et  répulsives  qu'il  attribue  à 
toutes  les  molécules,  afin  d'expliquer,  conformément  à  la  théo- 
rie de  l'émission,  les  phénomènes  de  la  réfraction  et  de  la  ré- 
flexion des  rayons  lumineux  (  Newton ,  Oplicln,  1.  Il,  Prop.  8, 
p.  241  ;  Brewster,  Life  ofSir  Isaac  Newton ,  p.  301).  Diaprés  Kant 
{ Metaphysische  ^nfangsgrûnde  der  Naturwissenschafl ,  1800, 
p.  28)  on  ne  saurait  comprendre  l'existence  de  la  matière, 
sans  ces  forces  attractives  et  répulsives.  Selon  lui ,  tous  les 
phénomènes  physiques  sont  produits  par  le  conflit  de  ces  deux 
forces  fondamentales,  ainsi  que  l'avait  dit  déjà  Goodwin  Knight 
[Philos.  Transacl,,  1748,  p.  264).  Les  systèmes  atomisliques, 
diamétralement  opposés  aux  théories  dynamiques  de  Kant, 
attribuent  la  force  attractive  aux  molécules  solides  et  indivi- 
sibles dont  tous  les  corps  sont  composés,  et  la  force  répul- 
sive aux  atmosphères  de  calorique  qui  entourent  ces  molé- 
cules. Dans  cette  hypothèse ,  d'après  laquelle  le  calorique 
est  considéré  comme  une  matière  en  état  d'expansion  con- 
tinuelle ,  on  admet  deux  mat. ères ,  c'est-à-dire  deux  sub- 
stances élémentaires,  comme  dans  le  mythe  des  deux  éthers 
(Newton  ,  Optuks^  Prop.  28,  p.  339j.  Mais  alors  il  reste  à  de- 
mander ce  qui  produit  l'expansion  de  la  matière  même  du  ca- 
lorique. Si  l'on  veut ,  toujours  d  après  les  hypothèses  atomis- 
liques ,  comparer  la  densité  des  molécules  avec  celle  des 
corps  qu'elles  composent ,  on  est  conduit  à  ce  résultat ,  que 
les  intervalles  des  molécules  sont  beaucoup  plus  grands  que 
leurs  diamètres. 

(44)  [page  26].  Cosmos,  t.  I,  p.  102-107. 

(45)  [page  26].   Coi^mos,  t.  I,  p.  46  et  49-58. 

lu.  18 


—  27il  — 

[U^)  [page  Zi6j .  Guillaume  de  Humboldt,  Gesammette  Werke, 
t.  I,p.  23. 

(kl)  [page  28] .  Cosmos,  t.  I,  p.  81  et  85. 

(48)  [page  29] .  Cosmos,  t.  I,  p.  51. 

(Zi9)  [page  30].  Halley,  dans  les  Philos.  TransacL  for  1717, 
t.  XXX.  page  736. 

(50)  [page  30].  Pseudo-Plutarque ,  de  Placids  Philosoph.  II, 
15-16;  SLobée  Eclog.  phys.  p.  582;  Platon,  l^imée,  p.  40. 

(51)  [page  31].  Macrobe,  Somnium  Scipionis,l,  9-10.  Ci- 
céron  ,  de  Naiura  Deorum,  III ,  21 ,  emploie  l'expression  de 
Stellae  inerrantes. 

(52)  [page  31].  Le  passage  décisif  pour  l'expression  technique 
de  èvSsSsiJ-iva  aaxpa  est  dans  Aristote,  de  Cœlo,  II,  8,  p.  289  lin.  34, 
p.  290  lin  19,  éd.  Bekker.  Ces  désignations  différentes  avaient 
déjà  attiré  mon  attention  lors  de  mes  reclierches  sur  l'Optique  de 
Ptolémée.  M  le  professeur  Franz,  dont  j'aime  à  meltre  souvent 
l'érudition  philologique  à  profit,  remarque  que  Ptolémée  dit 
aussi,  en  parlant  des  étoiles  {Syntax.  VII,  1)  :  wa^rsp  7rpo(T7r£.pu- 
x(5t£:,  comme  si  elles  étaient  adhérentes.  Quant  à  l'expression  de 
acpoTpa  aTrXavr'ç  [orbis  inerrans) ,  Ptolémée  fait  la  critique  suivante  : 
«  en  tant  que  les  étoiles  conservent  invariablement  leurs  dis- 
tances mutuelles ,  c'est  à  bon  droit  que  nous  les  nommons 
àTzloLviiç  ;  mais  s'il  s'agit  de  la  sphère  entière  où  elles  sont  at- 
tachées ^  la  désignation  de  àTîXavr^c;  est  impropre,  puisque  cette 
sphère  possède  un  mouvement  particulier.  » 

(53)  [page  31].  Cicéron,  de iVa^.  Deor.y  1, 13;  Pline,  II,  6  et 
24;  Manilius,  II,  35. 

(54)  [page  33].  Cosmos,  t.  I,  p.  93.  Voyez  aussi  les  excel- 
lentes considérations  de  Encke,  Ueber  die  Anordiiung  des 
Sternsystems  y  1844,  p.  7. 


1 

I 


-  275  — 

(55)  [page  34].   Cosmos,  t.  I,  p.  176. 

(56)  [page  3/i].  Aristote,  de  Cœlo,  I,  7,  p.  276,  éd.  Bekker. 

(57)  [page  35].  Sir  John  Herschel,  OutUnes  of  Adronomy, 
1849,  §  803,  p.  541. 

(58)  [page  35].  Bessel,  dans  le  Schumacher's /o/tr^wc/i  fur 
1839,  p.  50. 

(59)  [page  36].  Ehrenberg  dans  les  Mémoires  de  V /académie 
de  Berlin,  1838,  p.  59,  et  dans  les  Infusionslhieren,  p.  170. 

(60)  [p:ige  36].  Déjà  Aristote  prouve,  contre  Leucippe  et 
Démocrite ,  qu'il  ne  peut  exister  dans  le  monde  d'espace  inoc- 
cupé par  la  matière,  de  vide,  en  un  mot  [Phys.  Auscult.,  IV, 
6-10,  p.  213-217,  Bekker). 

(61)  [page  37],  «  Ahâ'sa  est,  d'après  le  dictionnaire  sans- 
crit de  AVilson  :  the  subtle  and  aetlierial  fluid  ,  supposed  to  fill 
and  pervade  the  Universe,  and  to  be  the  peculiar  vehicle  of 
life  and  sound.  Le  mot  âkâ'sa  (brillant,  lumineux)  a  pour  ra- 
cine kits,  briller,  uni  à  la  préposition  à.  Le  règne  des  cinq 
éléments  se  dit  pantschafâ  ou  pantschatra,  et  la  mort  se  trouve 
désignée  par  cette  singulière  périphrase  prâpta-panfschaira , 
ayant  obtenu  le  règne  des  cinq,  c'est-à-dire,  qui  s'est  dissous 
dans  les  cinq  éléments  L'expression  se  trouve  dans  le  texte  de 
YAmarakocha,  dictionnaire  d'Amarasinha.  »  (Bopp).  —  Il  est 
question  des  cinq  éléments  dans  l'excellent  traite  de  Colebrooke 
sur  la  philosophie  sânkUya  (  Tranmct.  ofthe  /Isiat.  Soc,  t  I; 
Lond.,  1827,  p.  31).  Strabon  parle  aussi,  d'après  Mégasthène 
(XV,  §  59,  p.  713,  éd.  Gasaubon),  du  cinquième  élément  des 
Hindous,  lequel  a  tout  formé;  mais  il  n'en  dit  pas  le  nom. 

(62)  [page  37]  Empédocle,  v.  216,  appelle  l'élher  rajjLcpa- 
vcjtov,  radieux,  c'est-à-dire,  lumineux  par  lui-même. 

(63^  [page  37].  Platon,  Cratyfe,  410  B,  où  se  trouve  le  mot 
i£iO£>ip.  ArisLot  {de  Cœlo,  l,  3,  p.  270,  Bekk.)  dit,  contrairement 


—  276  — 

à    l'opinion     d'Anaxagore    :    alôépa    'jTpoffa)v(5[jLaaav    tov    àviOTàxti) 

T^TOVj  àTTO  Toû  6eTv  àzl  tov  àiotov  ^p6vov  Sréjjievo'.  rriv  Êrovu[j.(av  auxû), 
Ava^ayopaç  Se  xaTaxsyprjTai  tÔ)  ôvo'JLaTt  xouxtj)  ou  xaXû);*  ôvofjià^si  ^^tp 

aîÔÉpa  àvûi  Tupo*;  On  trouve  plus  de  détails  encore  dans  Aristote,!, 
3,  p.  339,  lin  21-3A,  Bekk.  :  «  Ce  que  l'on  nomme  éther  a  une 
signification  primitive  qu'Anaxagore  paraît  confondre  avec  le 
feu  ;  car  la  région  supérieure  est  remplie  de  feu ,  et  Anaxagore 
parle  de  cette  région ,  comme  s'il  la  prenait  pour  celle  de  l'éther 
lui-même  ;  en  cela  il  a  raison,  car  les  anciens  ont  considéré  le 
corps  qui  se  meut  d'un  mouvement  éternel  comme  participant 
de  la  nature  divine ,  et ,  pour  cette  raison ,  ils  l'ont  nommé 
éther^  afin  d'indiquer  que  cette  substance  n'a  pas  d'analogue 
parmi  nous  Quant  à  ceux  qui  considèrent  comme  étant  de 
feu  l'espace  environnant,  ainsi  que  les  corps  qui  s'y  meuvent, 
et  qui  pensent  que  le  reste  de  l'espace  compris  entre  les  as- 
tres et  la  Terre  est  plein  d'air,  ils  ne  tarderaient  pas  à  aban- 
donner une  idée  aussi  puérile ,  s'ils  voulaient  tenir  un  compte 
exact  des  recherches  les  plus  récentes  des  mathématiciens.  » 
La  même  étymologie,  qui  fait  remonter  à  l'idée  de  divinité 
celle  de  rotation  perpétuelle ,  a  été  reproduite  par  l'aristoté- 
licien ou  le  stoïcien  ,  auteur  du  livre  de  Mundo  (c.  2  ,  p.  392  , 
Bekk.).  Voici,  à  ce  sujet,  une  remarque  fort  juste  du  professeur 
Franz  :  «  Le  jeu  de  mots  fondé  sur  la  ressemblance  de  StôTov,  di- 
vin, avec  le  Sriov  du  aâ)|j.a  àsl  Sréov,  corps  emporté  par  un  mouve- 
ment perpétuel^  et  dont  il  est  question  dans  les  Meteoroiogica,  est 
une  indication  bien  frappante  de  la  prépondérance  que  l'imagi- 
nation exerçait  chez  les  anciens;  c'est  une  preuve  de  plus  de  leur 
peu  d'aptitude  à  saisir  nettement  les  véritables  étymologies.  » 
—  Le  professeur  Buschmann  signale  un  mot  sanscrit,  âschtra, 
qui  signifie  éther  ou  atmosphère ,  et  dont  la  ressemblance  avec 
le  mot  grec  atôr^p  est  très-grande  ;  Vans  Kennedy  avait  déjà  rap- 
proché ces  deux  mots  [Researche^  info  ihe  Origin  and  Afjïnity  of 
thc  principal  Languagesof  Asia  and  Europe,  1828,  p.  279).  On 
peut  encore  citer,  pour  le  même  mot,  la  racine  as,  asch,  à  la- 
quelle les  Hindous  attachaient  le  sens  de  briller  ou  d'éclairer. 


—  277  — 

(64)  [page  38].  Aristote  de  Cœlo,  IV,  1  et  'à-k,  p.  308  et 
311-312,  Bekk.  Si  le  Stagirite  refuse  à  l'éther  le  nom  de  cin- 
quième élément,  ce  que  nient,  il  est  vrai,  H.  Rilter  {Histoire  de 
la  Philosophie,  t.  III,  p.  216)  et  H.  Martin  (Etudes  sur  le  Timée  de 
Platon,  T.  II,  p.  150),  sa  seule  raison  consiste  à  dire  que  l'éther, 
pris  pour  un  état  de  la  matière,  manque  de  terme  correspon- 
dant (Biese,  Philosophie  des  Aristoteles^  t.  II,  p.  66).  Les 
pythagoriciens  considéraient  l'éther  comme  un  cinquième  élé- 
ment et  le  représentaient,  dans  leur  système  géométrique,  par 
le  cinquième  corps  régulier,  le  dodécaèdre,  composé  de  12  pen- 
tagones. (H.  Martin, i6irf.  t.  II,  p.  245-250). 

(65)  [page  38].  Voyez  les  preuves  rassemblées  par  Biese, 
t.  II,  p.  93. 

(66)  [page  39].   Cosmos,  1. 1,  p.  173,486,  n.  18. 

(67)  [page  39]  .Voyez  le  beau  passage  sur  l'influence  des  rayons 
solaires ,  dans  J.  Herschel ,  Outlines  of  Jslron,  p.  237  :  «  By  the 
vivifying  action  of  the  sun's  rays  vegetables  are  enabled  to  draw 
support  from  inorganic  matter  and  become,  in  their  turn,  the 
support  of  animais  and  of  man,  and  the  sources  of  those  ^rea^ 
deposits  of  dynamical  efficiency  which  are  laid  up  for  human 
use  in  our  coal  slrata.  By  them  the  waters  of  the  sea  are  made 
to  circulate  in  vapour  through  the  air,  and  irrigate  the  land, 
producing  springs  and  rivers.  By  Ihem  are  produced  ail  distur- 
bances  of  ihe  chemical  equilibrium  of  the  éléments  of  nature, 
which,  by  a  séries  of  compositions  and  décompositions,  give 
rise  to  new  products,  and  originate  a  transfer  of  materials  ....» 

(68)  [page  40].  Philos.  Transact.  for  1795,  t.  LXXXV, 
p.  318;  John  Herschel,  Outlines  of  Astron. ,  p.  238;  Cosmos , 
t.  I,p.  212  et  509,  n.  63. 

(69)  [page  40].  Bessel,  dans  les  Schumacher's  Astron. 
Nachr.,  t.  XIII,  1836 ,  n"  300,  p.  201. 

(70)  [page  40].  Bessel ,  t6jW.  p.  186-192  et  229. 


—  278  — 

(71)  [page  li\].  Foiirier,  Théorie  analytique  de  la  Chaleur^ 
1822  ,  p>  IX  {Jnvale^  de  Chimie  et  de  Phyaique^t  III,  1816, 
p.  350;  t.  IV,  1817,  p.  128;  t.  VI,  1817,  p.  259  ;  t.  XIÏI,  1820, 
p.  418).  —  Poisson  a  tenté  d'évaluer  numériquement  la  perte 
que  la  chaleur  stellaire  éprouve  clans  l'espace,  en  traversant 
l'éther.  [Théorie  mathématique  de  la  Chaleur, $  196,  p.  436; 
§200,  p.  447,  et  §228, p.  521). 

(72)  [page  41].  Sur  la  chaleur  émise  par  les  étoiles ,  voyez 
Aristote,  Meteor.,1,^,  p.  340,  lin.  58;  et  sur  la  hauteur  des 
couches  atmosphériques  qui  possèdent  le  maximum  de  chaleur, 
Sénèque,  Natar.  Quœi^t.  II,  10  :«Superiora  enim  aeriscalorem 
vicinorum  siderura  senliunt » 

(73)  [page  41].  Pseudo-Plutarque  de  placitis  Philosoph., 
II,  13. 

(74)  [page  42].  Arago ,  sur  la  température  du  pôle  et  des 
espaces  célestes ,  dans  V Annuaire  du  Bur.  des  Longit.  pour 
1825,  p.  189,  et  pour  1834,  p.  192;  Saigey,  Physique  du  Globe, 
1832,  p.  60-78.  Kn  se  fondant  sur  des  discussions  relatives  à  la 
réfraction,  Svanberg  trouve ,  pour  la  température  de  l'espace, 
—  50%  3  (  Berzélius,  Jahresbericht  fur  1830,  p.  54)  ;  Arago,  d'a- 
près des  observaions  faites  près  des  pôles, — 56%7;Péclet, — 60''; 
Saigey,  s'appuyant  sur  le  décroissement  de  la  chaleur,  dans  l'at- 
mosphère, déduit  de  367  observations,  faites  par  moi  sur  la  chaîne 
dos  Andes  et  de  Mexico, — 65";  le  même,  d'après  des  observations 
Iheni  ométriques  faites  sur  le  Mont-Blanc  et  dans  l'ascension  aé- 
rostatique de  Gay-Lussac,  —  77°  ;  .>ir  John  Herschel  {/ïdinburgh 
Jievicw,t  87,  18^8,  p.  223i,  — 132"  F.,  c'est  à  dire—  91°cent. 
Poisson  admet  que  la  température  de  l'espace  doit  surpasser  celle 
des  couches  extrêmes  de  ratmosphère(§  227, p.  520);  or,  comme 
la  température  moyenne  des  îles  IMelville,  par  74°  47'  de  lati- 
tude, est  de  — 18", 7,  Poisson  assigne  à  l'espace  une  température 
de  —  1 3»  seulement  ;  taudis  que  Pouillet  lui  donne  —  142%  d'a- 
près des  recherches  actinomélriques  (Tomp/es  rendus  de  UAcad, 


—  279  — 

des  Sciences,  t.  VII,  1838,  p.  25-65).  Ces  énormes  discordances 
sont  bien  de  nature  à  faire  naître  des  doutes  sur  l'efficacité  des 
moyens  auquels  on  a  eu  recours  jusqu'à  présent. 

(75)  [page  43] .  Poisson ,  Théorie  maihém,  de  la  Chaleur, 
p.  429  et  A  38.  D'après  lui,  la  solidification  des  couches  terrestres 
aurait  commencé  par  le  centre,  et  se  serait  avancée  peu  à  peu 
jusqu'à  la  surface.  Voyez  aussi  Cosmos,  1. 1 ,  p.  199. 

(76)  [page  43] .  Cosmos,  t.  I,  p.  88  et  162. 

(77)  [page  44.].  « 'Were  no  atmosphère,  a  thcrmometer, 
freely  exposed  (at  sunset)  to  the  heating  influence  of  the  earth's 
radiation,  and  the  cooling  power  of  its  own  into  space  ,  would 
indicate  a  médium  température  between  that  of  ihe  celestial 
spaces  ( — 132'*  Fahr.  =  —  91^  cent.)  and  that  of  the  earth's 
surface  below  it  (82'  F.  =  27%  7  cent,  at  the  equator,—  3%  5  F. 
=  —  19°  5  cent,  in  the  Polar  Sea).  Under  the  cqualor,  then, 
U  would  stand,  on  the  average,  at—  25°  F.  = —  31°  9  cent., 
and  in  the  Polar  Sea  at  — 68''F.  =  —  55°  5  cent.  The  pré- 
sence of  the  atmosphère  tends  to  prevent  the  thermometer  so 
exposed  from  attaining  thèse  extrême  low  températures  :  first, 
by  imparting  heat  by  conduction  ;  secondly  by  impecling  radia- 
tion outwards.  »  Sir  John  Herschel  dans  V EdiiiburL,h  Review , 
t.  87,  1848,  p  223.  —  «Si  la  chaleur  des  espaces  planétaires 
n'existait  point ,  notre  atmosphère  éprouverait  un  refroidisse- 
ment dont  on  ne  peul  fixer  la  limite.  Probablement  la  vie  des 
plantes  et  des  animaux  serait  impossible  à  la  surface  du  globe, 
ou  reléguée  dans  une  étroite  zone  de  cette  surface.  »  Saigey,, 
Physique  du  Globe,  p.  11. 

(78)  [page  45].  Traité  de  la  Comète  de  \7 43,  avec  une  Ad- 
dition sur  la  force  de  la  Lumière  et  sa  Propagation  dans  l'éther, 
et  sur  la  dislance  des  étoiles  fixes,  par  Loys  de  Chéseaux  (1764). 
Sur  la  transparence  des  espaces ,  voyez  Olbers  dans  le  Bode's 
Jahrhuchim  1826,  p.  110-121  ;  Struve,  Études  d'Jstron.  stel- 


--  280  — 

laire  ,  1847,  p.  83-93  et  note  95  ;  Sir  John  Herschel,  Outlines 
ofAslron.,  §  798,  et  Cosmos,  1. 1,  p.  172. 

(79)  [page  45],  Halley,  on  the  infinity  of  the  Sphère  of  fix'd 
Stars,  dans  les  Philos,  Transact.,  t.  XXXI,  for  the  year  1720, 
p.  22.-26. 

(80)  [page  45] .  Cosmos ,  t.  I.  p.  95. 

(81)  [page  46].  «  Throughout  by  far  the  larger  portion  of 
the  extent  of  the  IMilky  AVay  in  both  hémisphères,  the  gênerai 
blackness  of  the  ground  of  the  heavens ,  on  which  its  stars  are 

projected,  etc In  those  régions  where  that  zone  is  clearly 

resolved  into  stars  well  separated  and  seen  projected  on  a  black 

ground,  and  where  we  look  oui  beyond  Ihem  into  space » 

(Sir  John  Herschel ,  Outlines,  p.  537  et  539.) 

(82)  [page  46].  Cosmos,  t.  I,  p.  92  ,  120  et  458,  note  53  ; 
Laplace,  Essai  philosophique  sur  les  Probabilités,  1825,  p.  133; 
Arago  dans  Y  Annuaire  du  Bur,  des  Longil.  pour  1832,  p.  188, 
pour  1836,  p.  216;  John  Herschel,  Outlines  ofAstron>,  §  577. 

(83)  [page  46] .  Le  mouvement  oscillatoire  des  effluves  lumi- 
neuses qui  ont  paru  sortir  de  la  tête  de  certaines  comètes,  de 
celle  de  1744,  par  exemple,  et  de  celle  de  Halley,  en  1835, 
effluves  qui  ont  été  observées,  du  12  au  22  octobre  1835,  par 
Bessel,  (Astron,  Nachr.  n°*  300-302,  p.  185-232),  «peutinfluer, 
dans  quelques  cas  particuliers,  sur  les  mouvements  de  transla- 
tion et  de  rotation  de  certaines  comètes.  Ces  effluves  font  même 
présumer  (p.  201  et  229;  qu'il  se  produit  alors  une  force  polaire 
différente  de  la  force  d'attraction  ordinaire  du  Soleil.  »  Mais  la 
diminution  de  la  période  de  3  ans  1/2  de  la  comète  d'Encke  suit 
une  marche  trop  régulière,  depuis  63  ans,  pour  pouvoir  être 
attribuée  à  l'effet  accumulé  d'une  série  d'effluves,  dont  l'émis- 
sion ne  saurait  être  qu'accidentelle.  Cf.  sur  cette  discussion, 
importante  au  point  de  vue  cosmique ,  Bessel,  dans  les  Astron. 
Nachr,  de  Schumacher,  n"*  289,  p.  6,  et  n"  310,  p.  345-350, 


—  281  — 

îivec  le  traité  d'Encke,  sur  l'hypothèse  d'un  milieu  résistant, 
ibid.,  n°  305,  p.  265-27^. 

(SU)  [page  46].  Olbers,  dans  les  ^s/row.  Nachr,,  n^  268, 
p.  58. 

(85)  [page  Ul].  Outlines  ofAsiron,,  §  556  et  597. 

(86)  [page  hl].  «  En  assimilant  la  matière  très-rare  qui  rem- 
plit les  espaces  célestes,  quant  à  ses  propriétés  réfringentes, 
aux  gaz  terrestres ,  la  densité  de  cette  matière  ne  saurait  dé- 
passer une  certaine  limite ,  dont  les  observations  des  étoiles 
changeantes,  p.  ex.  celles  d' Algol  ou  de  ^  de  Persée,  peuvent 
assigner  la  valeur.  »  (Arago,  dans  VAnnaaire  pour  1846, 
p.  336-345.) 

(87)  [page  48].  Wollaston  ,  dans  les  Philos,  transact.  for 
1822,  p.  89  ;  Sir  John  Herschel,  Outlines,  §  34  et  36. 

(88)  [page  48].  Newton,  Princ.  ma^/iem.,  t.  III,  1760,  p.  671: 
«Vapores,  qui  ex  sole  et  stellis  fixis  et  candis  cometarum 
oriuntur,  incidere  possunt  in  atmosphœrasplanetarum...  » 

(89)  [page  48].  Cosmos,  t.  I,  p.  138 et  152. 

(90)  [page  49].  Cosmos,  t.  II,  p.  380-400,  et  600-610. 

(91)  [page  49].  Delambre ,  Hisi.  de  rjstron.  mod.,  t.  II, 
p.  255,  269  et  272.  Morin  dit  lui  même  dans  sa  Scientia  longi- 
tudinum,  publiée  en  1634:  «Applicatio  tubi  optici  ad  alhida- 
dam  pro  stellis  fixis  prompte  et  accurate  mensurandis  a  me 
excogitata  est.  »  Picard  ne  se  servait  point  encore  de  lunette, 
en  1657  ,  pour  son  quart  de  cercle  ;  et  Hevelius ,  lorsque  Halley 
lui  rendit  visite,  en  1679,  pour  juger  de  l'exactitude  de  ses 
mesures  de  hauteur,  observait  à  l'aide  de  dioptres  ou  de  pin- 
nules  perfectionnées  (Baily,  Calai,  of  Stars,  p.  38). 

(92)  [page  50].  L'infortuné  Gascoigne ,  dont  le  mérite  est 
resté  longtemps  méconnu,  périt,  âgé  de  vingt -trois  ans  à 


—  282  -^ 

peine ,  à  la  bataille  de  Marston  Moor,  que  Cromwell  livra  aux 
troupes  royales.  Voyez  Derhara  clans  les  Philos,  Transact. , 
t.  XXX,  for  1717-1719,  p.  603-610.  C'est  à  lui  qu'appar- 
tient une  invention  que  l'on  a  longtemps  attribuée  à  Picard  et  à 
Auzout,  et  qui  a  donné  une  puissante  impulsion  à  l'astronomie 
d'oi3servalion  ,  c  est-à  dire  à  l'astronomie  dont  le  but  principal 
est  de  déterminer  les  positions  des  astres. 

(93)  [page  50].  Cosmos,  t.  II,  p.  210. 

(94)  [page  51].  Le  passage  où  Strabon  (lib.  III,  p.  138, 
Casaub.)  cherche  à  combattre  l'opinion  de  Posidonius,  est 
ainsi  conçu ,  d'après  les  manuscrits  :  «  L'image  du  Soleil  paraît 
agrandie  ,  sur  la  mer,  à  son  lever  aussi  bien  qu'à  son  coucher, 
parce  que  les  vapeurs  montent  en  plus  grande  quantité  de  l'é- 
lément humide;  car  l'œil  qui  regarde  à  travers  les  vapeurs  re- 
çoit j  comme  lorsquil  n garde  à  travers  un  tuyau,  des  rayons 
brisés  qui  forment  une  image  de  forme  plus  grande  ;  et  la  même 
chose  arrive,  lorsqu'il  aperçoit,  à  travers  un  nuage  sec  et  mince, 
le  Soleil  ou  la  Lune  à  leur  coucher  ;  dans  ce  dt^rnier  cas,  l'astre 
paraît  aussi  rougeâtre.  «On  a  cru,  encore  tout  récemment,  que 
ce  passage  avait  été  altéré  (Kramer,  dans  son  édition  de  Strabon 
18^4^,1. 1,p.  211),  et  qu'au  lieu  de  IC  aùXwv,  il  fallait  lijeoi'oâXwv, 
à  travers  des  globes  de  verre  i  Schneider,  Eclog.  phys.^  t.  II, 
p  273) .  La  puissance  amplifiante  du  globe  de  verre  rempli  d'eau 
(Sénèque,  Natur.  Quœst.  1, 6)  était  aussi  bien  connue  des  anciens 
que  les  effets  des  verres  ou  des  cristaux  ardents  (Aristophane, 
Nuhes^  V.  765)  et  de  l'éméraude  de  Néron  (Pline ,  XXX  vu ,  5)  ; 
mais  ces  globes  ne  pouvaient  en  rien  servir  aux  instruments  as- 
tronomiques ^Cf.  Cosmos,  t.  II .  p.  552  ,  note  kk).  Les  hauteurs 
du  Soleil,  mesurées  à  travers  des  nuages  légers  et  peu  épais,  ou 
même  à  travers  des  vapeurs  volcaniques,  ne  présentent  aucune 
trace  d'anomalies  dans  la  réfraction  ordinaire  des  rayons  de 
lumière  (Humboldt,  Recueil  d'Observ.  astron.,  t.  I,  p  123). 
Le  colonel  Baeyer  a  trouvé  que  des  couches  de  brouillard ,  ou 
des  vapeurs  interposées  à  dessein ,  ne  produisaient   aucune 


—  283  — 

déviation  angulaire  dans  la  lumière  des  signaux  hcliotropi- 
queSjCe  qui  confirme  d'ailleurs  les  résultais  d'Arago  Péters 
a  comparé,  à  Poulkova,  des  hauteurs  d'étoiles  observées  soit 
par  un  ciel  serein,  soit  par  un  ciel  couvert  de  légers  nuages, 
et  n'a  point  trouvé  de  différence  qui  atteignît  O'',017.  {Re- 
cherches sur  la  Parallaxe  des  étoiles,  18Zi8,  p.  80  et  l/iO-H3; 
Struve,  Études  stellaires,  p.  98).  —  Sur  les  tuyaux  employés, 
par  les  Arabes,  dans  leurs  instruments  astronomiques,  voyez 
Jourdain,  Sur  robservafoire  de  Meragah^  p.  '11,  et  A.  Sé- 
dillot,  I\Jém.  sur  les  [a<trum,  astron.  de<  Arabes,  18^1,  p.  198. 
Les  astronomes  arabes  ont  aussi  le  mérite  d'avoir  employé,  les 
premiers ,  de  grands  gnomons  munis  d'ouveriures  circulaires. 
Dans  le  sextant  colossal  d'Abou  Mohammed  al-Chokandi ,  l'arc 
était  divisé  de  5  en  5  minutes  ,  et  recevait  par  une  ouverture 
circulaire  l'image  du  Soleil.  «  A  midi ,  les  rayons  du  Soleil  pas- 
saient par  une  ouverture  pratiquée  dans  la  voûte  de  l'observa- 
toire qui  couvrait  l'instrument,  suivaient  le  tuyau  et  formaient, 
sur  la  concavité  du  sextant,  une  image  circulaire  dont  le  centre 
donnait,  sur  Tare  gradué,  le  complément  de  la  hauteur  du 
Soleil.  Cet  instrument  ne  diffère  de  notre  mural  qu'en  ce  qu'il 
était  garni  d'un  simple  tuyau  au  lieu  d'une  lunette  »  (Sédillot, 
p.  37,  202  et  205).  Les  dioptres  ou  pinnules  percées  d'une  ou- 
verture ont  été  employées  par  les  Grecs  et  les  Arabes,  pour 
déterminer  le  diamètre  de  la  Lune  :  le  trou  rond  de  la  pinnule 
objective  mobile  était  plus  grand  que  le  trou  de  la  pinnule 
oculaire  fixe  ,  et  on  faisait  mouvoir  la  première  en  la  rappro- 
chant ou  en  l'écartant  de  la  seconde  jusqu'à  ce  que  le  disque 
de  la  Lune  ,  vu  à  travers  la  piimule  oculaire ,  parût  remplir  en- 
tièrement l'ouverture  ronde  de  la  pinnule  objective.  (Delainbre, 
Hl^t.  de  VJstron,  du  moyen  âge,  p.  201,  et  Sédillot,  p.  198). 
Ces  pinnules,  avec  leurs  ouvertures  circulaires  ou  en  fente,  pa- 
raissent avoir  été  introduites  par  Ilipparque ,-  Archimède  se 
servait  de  deux  petits  cylindres  fixés  sur  la  même  alidade 
(Bailly,  Hist.  de  l' Astron.  mod.,  2"  édit.,  1785,  t.  I,  p.  Zi80}. 
Voyez  aussi  :  Théon  d'Alexandrie,  Basle.,  1538,  p.  257  et  262  ; 


—  asi- 
les Hypotyp.  de  Proclus  Diadochus,  éd.  Halma,  1820,  p.  107  et 
110,  et  Ptolémée,  Almageste  ^  éd.  Halma,  t.  I,  Par.,  1813, 
p.  LVII. 

(95)  [page  52].  D'après  Arago.  Voyez  Moigno,  Rèpert.  d'Op- 
tique moderne,  1847,  p.  153. 

(96)  [page  53).  Voyez,  sur  les  raies  noires  du  spectre  solaire 
dans  l'image  daguerrienne,  les  Comptes  rendus  des  séances  de 
V Académie  des  Sciences,  t.  XIV,  18Zj2,  p.  902-904,  et  t.  XVI, 
1843,  p.  402-407. 

(97)  [page  53].  Cosmos,  t.  II,  p.  397. 

(98)  [page  5^].  Quant  à  l'importante  question  de  distinguer 
entre  la  lumière  propre  et  la  lumière  réfléchie ,  on  peut  citer, 
comme  exemple ,  les  recherches  d'Arago  sur  la  lumière  des  co- 
mètes. En  employant  un  appareil  fondé  sur  la  polarisation  chro- 
matique dont  il  avait  fait  la  découverte  en  1811,  Arago  a  trouvé 
que  la  lumière  de  la  comète  de  Halley  (1835)  donnait  lieu  à 
deux  images  teintes  de  deux  couleurs  complémentaires ,  telles 
que  le  rouge  et  le  vert ,  ce  qui  prouve  que  cette  lumière  con- 
tenait (le  la  lumière  solaire  réfléchie.  J'ai  assisté  moi-même  à 
des  recherches  plus  anciennes,  faites  en  vue  de  comparer,  à 
l'aide  du  polariscope ,  les  propriétés  de  la  lumière  propre  de 
la  Chèvre  avec  celles  de  la  lumière  d'une  comète  qui  s'était  dé- 
gagée tout  à  coup  des  rayons  du  Soleil,  au  commencement 
de  juillet  1819.  {Annuaire  du  Bur.  des  Longit.  pour  1836 , 
p.  232;  Cosmos,  t.  I,  p.  118  et  457  ;  Bessel,  dans  le  Schuma- 
clier's  Jahrhuch  fur  1837,  p.  169) 

(99)  [p.  54].  Lettre  de  M.  Arago  à  M.  Alexandre  de  Hum- 
boldt,  1840,  p.  37  :  «A  l'aide  d'un  polariscope  de  mon  invention, 
je  reconnus  (avant  1820),  que  la  lumière  de  tous  les  corps 
terrestres  incandescents,  solides  ou  liquides,  est  de  la  lumière 
naturelle,  tant  qu'elle  émane  du  corps  sous  des  incidences 
perpendiculaires.  La  lumière,  au  contraire ,  qui  sort  de  la  sur- 


—  285  — 

face  incandescente  sous  un  angle  aigu,  offre  des  marques 
manifestes  de  polarisation.  Je  ne  m'arrête  pas  à  te  rappeler  ici, 
comment  je  déduisis  de  ce  fait  la  conséquence  curieuse  que  la 
lumière  ne  s'engendre  pas  seulement  à  la  surface  des  corps  ; 
qu'une  portion  naît  dans  leur  sulntance  même,  cette  substance 
fût-elle  du  platine.  J'ai  seulement  besoin  de  dire  qu'en  répétant 
la  même  série  d'épreuves  et  avec  les  même  instruments  sur  la 
lumière  que  lance  une  substance  gazeuse  enflammée,  on  ne  lui 
trouve,  sous  que  que  inclinaison  que  ce  soit,  aucun  des  carac- 
tères de  la  lumière  polari  ée;  que  la  lumière  des  gaz ,  prise  à  la 
sortie  de  la  surface  enflammée ,  est  de  la  lumière  naturelle ,  ce 
qui  n'empêche  pas  qu'elle  ne  se  polarise  ensuite  complètement, 
si  on  la  soumet  à  des  réflexions  ou  à  des  réfractions  conve- 
nables. De  là  une  méthode  très-simple  pour  découvrir  à 
^0  millions  de  lieues  de  distance  la  nature  du  Soleil.  La  lu- 
mière provenant  du  bord  de  cet  astre,  Isl  lumière  émanée  de  la 
matière  solaire  sous  un  angle  aigu,  et  nous  arrivant  sans  avoir 
éprouvé  en  route  des  réflexions  ou  réfractions  sensibles,  offre-t- 
elle des  traces  de  polarisation  ,  le  Soleil  est  un  corps  solide  ou 
liquide.  S'il  n'y  a,  au  contraire,  aucun  indice  de  polarisation 
dans  la  lumière  du  bord ,  la  partie  incandescente  du  Soleil  est 
gazeuse,  (î'est  par  cet  enchaînement  méthodique  d'observations 
qu'on  peut  arriver  à  des  notions  exactes  sur  la  constitution 
physique  du  Soleil.  »  Sur  les  enveloppes  du  Soleil,  voyez  Arago 
dans  Y  Annuaire  pour  I8/16 ,  p.  UQU.  Je  reproduis  ici,  sous 
leur  forme  originale,  tous  les  éclaircissements  détaillés  que 
j'emprunte  aux  écrits  imprimés  ou  manuscrits  d'Arago,  sur 
divers  points  d'optique.  En  conservant  les  propres  paroles  de 
mon  ami ,  j'ai  pour  but  d'éviter  les  méprises  ou  les  altérations 
auxquelles  les  incertitudes  de  la  terminologie  scientifique  pour- 
raient donner  lieu ,  dans  les  nombreuses  traductions  qui  sont 
faites  de  cet  ouvrage. 

(100)  [page.  5k].  Sur  l'effet  d'une  lame  de  tourmaline  taillée 
parallèlement  aux  arêtes  du  prisme ,  servant ,  lorsqu'elle  est 


—  286  — 

convenablement  située,  à  éliminer  en  totalité  les  rayons  ré- 
fléchis par  la  surface  de  la  mer,  et  mêlés  à  la  lumière  provenant 
de  recueil,  voyez  Arago,  Instructions  de  la  Bonite,  dans  V An- 
nuaire j^our  1836,  p.  339-3/i3. 

(1)  [p.  54].  De  la  possibilité  de  déterminer  les  pouvoirs  ré- 
fringents des  corps,  d'après  leur  composition  chimique  (recher- 
ches appliquées  aux  rapports  de  l'oxygène  et  de  l'azote,  dans 
l'air  atmosphérique,  à  la  proportion  de  l'hydrogène  dans  l'am- 
moniaque et  dans  l'eau,  à  l'acide  carbonique,  l'alcool  et  le 
diamant),  dansBiotet  Arago,  Mémoire  mr  les  affinités  des  corps 
pour  la  lumière,  mars  î8U6,  et  Mémoires  mathém.  et  phys  de 
r Institut,  t.  VII ,  p.  327-346  ;  Humboldt,  Mémoire  sur  les  Ré- 
fractions astronomiques  dans  la  zone  torride ,  dans  le  Recueil 
d'Observ.  astron.,  t.  I,  p.  115  et  122. 

(2)  [page  54].  Expériences  de  M.  Arago  sur  la  puissance  ré- 
fractive  des  corps  diaphanes  (de  l'air  sec  et  de  l'air  humide)  par 
le  déplacement  des  franges,  dans  31oiguo,  Répertoire  d'Optique 
mod.  1847,  p.  159-162. 

(3)  [p^ge  55].  Pour  renverser  l'assertion  d'Aratus,  c'i  savoir, 
que  Ton  voit  seulement  6  étoiles  dans  les  Pléiades,  Hipparque 
dit  (ad  Arali  Phœnom.  I,  p.  190  in  Uranologio  Pelavii):  «  Une 
étoile  a  échappé  à  Aratus  ;  car  si  l'on  fixe  attentivement  les 
Pléiades,  par  une  nuit  pure  et  sans  lune,  on  y  voit  7  étoiles. 
D'iiprès  cela ,  il  paraît  étonnant  qu'Attalus ,  dans  sa  des- 
cription des  Pléiades,  ait  laissé  passer  cette  méprise  d'Aratus, 
comme  si  le  dire  de  ce  dernier  avait  été  trouvé  conforme  à 
la  réalité.  »  Dans  les  Cafastérismes  attribués  à  Eratosthène 
(XXIII),  Mérope  est  nommée  Travatpavr^t;,  l'invisible.  Quant  au 
rapport  j)résumé  entre  le  nom  de  l'étoile  voilée  (une  fille  d'Atlas) 
et  les  mythes  géographiques  qu'on  trouve  dans  la  Méropide  de 
Théopompe,  ou  avec  le  grand  continent  Saturnien  de  Plutarque 
et  r  Atlantide,  voyez  Humboldt,  Examen  crit  de  i  flist.  de  la 
Géographie,  t.  I,  p.  170,  etldeler,  Untersuchungen  uber  den 


—  287  — 

Uraprung  und  die  Bedeufung  der  Sternnamen  1809,  p.  145. 
Quant  aux  positions  astronomiques,  voyez  Maedler,  Untersuch. 
ûber  die  Fix sternsy sterne  ^  T  part.  18Zi8,  p.  36  et  166,  et  Baily 
dans  les  Mem.  ofthe  Astron.  Soc.^  t.  XIII,  p   33. 

(k)  [page  56].  Ideler,  Sternnamen,  p.  19  et  25. —  «  On  ob- 
serve, dit  Arago,  qu'une  lumière  forte  fait  disparaître  une 
lumière  faible  placée  dans  le  voisinage.  Quelle  peut  en  être 
la  cause?  Il  est  possible  pliysiologiquement  que  lébranle- 
ment  communiqué  à  la  rétine  par  la  lumière  forte  s'étende  au 
delà  des  points  que  la  lumière  forte  a  frappés,  et  que  cet 
ébranlement  secondaire  absorbe  et  neutralise  en  quelque  sorte 
l'ébranlement  provenant  de  la  seconde  et  faible  lumière.  Mais 
sans  entrer  dans  ces  causes  physiologiques,  il  y  a  une  cause 
directe  qu'on  peut  indiquer  pour  la  disparition  de  la  faible 
lumière  :  c'est  que  les  rayons  provenant  de  la  grande  n'ont  pas 
seulement  formé  une  image  nette  sur  la  rétine,  mais  se  sont 
dispersés  aussi  sur  toutes  les  parties  de  cet  organe,  à  cause  des 
imperfections  de  transparence  de  la  cornée.  —  Les  rayons  du 
corps  plus  brillant  a,  en  traversant  la  cornée,  se  comportent 
comme  en  traversant  un  corps  légèrement  dépoli.  Une  partie 
de  ces  rayons  réfractés  régulièrement  forme  l'image  même  de  ff, 
l'autre  partie  dispersée  éclaire  la  totalité  de  la  rétine.  C'est 
donc  sur  ce  fond  lumineux  que  se  projette  l'imaize  de  l'objet 
voisin  b.  Cette  dernière  image  doit  donc  ou  disparaître  ou  être 
affaiblie.  De  jour,  d(  ux  causes  contribuent  à  l'affaiblissement 
des  étoiles.  L'une  de  ces  causes  c'est  l'image  distincte  de  cette 
portion  de  l'atmosphère  comprise  dans  la  direction  de  l'étoile 
(de  la  portion  aérienne  placée  entre  l'œil  et  l'étoile)  et  sur 
laquelle  lïmage  de  1  étoile  vient  de  se  peindre;  l'autre  cause 
c'est  la  lumière  diffuse  provenant  de  la  dispersion  que  les 
défauts  de  la  cornée  impriment  aux  rayons  émanant  de  tous 
les  points  de  l'atmospiière  visible.  De  r\wt,  les  couches  atmos- 
phériques interposées  entre  l'œil  et  l'étoile  vers  laquelle  on 
vise  n'agissent  pas;   chaque  étoile  du  firmament  forme  une 


—  288  — 

image  plus  nette,  mais  une  partie  de  leur  lumière  se  trouve 
dispersée  à  cause  du  manque  de  diaphanéité  de  la  cornée.  Le 

même  raisonnement  s'applique  à  une  deuxième,  troisième 

millième  étoile.  La  rétine  se  trouve  donc  éclairée  en  totalité 
par  une  lumière  diffuse,  proportionnelle  au  nombre  de  ces 
étoiles  et  à  leur  éclat.  On  conçoit  par  là  que  celte  somme  de 
lumière  diffuse  affaiblisse  ou  fasse  entièrement  disparaître 
l'image  de  l'étoile  vers  laquelle  on  dirige  la  vue.  »  (Arago, 
Manuscrit  de  18^7). 

(5)  [page  57].  Arago  dans  T ^nnwoire  pour  1842,  p.  28^,  et 
dans  les  Comptes  rendus,  t.  XV,  18/i2,  p.  750  (Schumacher's 
Astron.  Nachr.,  n°  702).  «  Relativement  à  vos  conjectures  sur 
la  visibilité  des  satellites  de  Jupiter,  m'écrit  M.  le  D""  Galle, 
je  me  suis  occupé  de  déterminer  leur  grandeur  par  voie  d'es- 
time. J'ai  trouvé,  contre  mon  attente,  que  ces  satellites  ne 
sont  point  de  5*'  grandeur,  mais  de  6^  ou  de  7^  grandeur  tout 
au  plus.   Seulement  le  y  satellite,  qui  est  le  plus  brillant,  pa- 
raissait égaler  en  éclat  une  étoile  voisine  de  6"  grandeur  que 
je  pouvais  encore  distinguer  à  l'œil  nu,  à  quelque  distance  de 
Jupiter.  En  tenant  compte  de  l'effet  produit  par  la  vive  lumière 
de  Jupiter,  j'estime  que  ce  satellite  paraîtrait  peut-être  de  5* 
ou  de  ô''  grandeur,  s'il  était  isolé.  Le  quatrième  satellite  se  trou- 
vait dans  sa  plus  grande  élongation  ;  cependant  je  ne  l'estime 
pas  au-dessus  de  la  7^  grandeur.  Les  rayons  de  Jupiter  n'au- 
raient point  empêché  ce  satellite  d'être  visible ,  s'il  eût  dépassé 
cette  grandeur.  En  comparant  Aldébaran  avec  l'étoile  voisine 
6  du  Taureau ,  où  l'on  distingue  nettement  deux  étoiles  séparées 
par  un  intervalle  de  5'  1/2,  je  me  suis  assuré  que,  pour  un  œil 
ordinaire,  les  rayons  de  Jupiter  s'étendent  à  5'  ou  6'  au 
moins.  »  Ces  évaluations  s'accordent  avec  celles  d' Arago  ;  celui- 
ci  croit  même  que  les  faux  rayons  peuvent  avoir  une  étendue 
double  pour  quelques  personnes.  On  sait  d'ailleurs  que  les  dis- 
tances moyennes  des  quatre  satellites  au  centre  de  Jupiter  sont 
1'  51",  2' 57",  U'UT  et  8'  16".  «Si  nous  supposons  que  l'image 


1 


I 


—  289  — 

de  Jupiter,  dans  certains  yeux  exceptionnels,  s'épanouisse  seu- 
lement par  des  rayons  d'une  ou  deux  minutes  d'amplitude,  il 
ne  semblera  pas  impossible  que  les  satellites  soient  de  temps 
en  temps  aperçus,  sans  avoir  besoin  de  recourir  h  l'artifice  de 
l'amplification.  Pour  vérifier  cette  conjecture,  j'ai  fait  construire 
une  petite  lunette  dans  laquelle  l'objectif  et  l'oculaire  ont  à 
peu  près  le  même  foyer,  et  qui  dès  lors  ne  grossit  point.  Cette 
lunette  ne  détruit  pas  entièrement  les  rayons  divergents,  mais 
elle  en  réduit  considérablement  la  longueur.  Cela  a  suffi  pour 
qu'un  satellite,  convenablement  écarté  de  la  planète,  soit  de- 
venu visible.  Le  fait  a  été  constaté  par  tous  les  jeunes  astro- 
nomes de  l'Observatoire.  »  (Arago,  dans  les  Comptes  rendus, 
t.  XV,  18^2,  p.  751).  —  On  peut  citer,  comme  un  remarquable 
exemple  du  degré  de  pénétration  que  la  vue  atteint  chez  cer- 
tains individus,  et  de  la  grande  sensibilité  de  la  rétine,  le  cas 
d'un  maître  tailleur,  nommé  Schœn,  qui  mourut  à  Breslau, 
en  1837,  et  sur  lequell'habile  et  savant  directeur  de  l'Observa- 
toire de  cette  ville ,  M.  de  Boguslawski,  m'a  fait  d'intéressantes 
communications.   «  On  s'est  assuré  plusieurs  fois,  depuis  1820, 
par  des  épreuves  sérieuses,  que  Schœn  distinguait  les  satellites 
de  Jupiter,  lorsque  la  nuit  était  sereine  et  sans  lune.   Il  en 
indiquait  exactement  les  positions;  il  pouvait  même  le  faire 
pour  plusieurs  satellites  à  la  fois.  Quand  on  lui  dit  que  les 
faux  rayons  des  astres  empêchaient  les  autres  personnes  d'en 
faire  autant,  Schœn  exprima  son  étonnement  sur  ces  faux 
rayons  si  gênants  pour  d'autres  que  pour  lui.  D'après  les  vifs 
débats  qui  s'élevèrent  entre  lui  et  les  personnes  présentes  à  ces 
expériences,  sur  la  difficulté  de  voir  les  satellites  à  l'œil  nu ,  il 
fallut  bien  conclure  que,  pour  Schœn,  les  étoiles  et  les  pla- 
nètes étaient  dépourvues  de  rayons  parasites  et  paraissaient 
comme  de  simples  points  brillants.  C'était  le  troisième  satellite 
qu'il  distinguait  le  mieux  ;  il  voyait  aussi  très-bien  le  premier 
vers  ses  plus  grandes  digressions;  mais  il  ne  vit  jamais  le  second 
ni  le  quatrième  seul.  Lorsque  l'état  du  ciel  n'était  pas  tout  à 
fait  favorable,  les  satellites  lui  apparaissaient roinme  de  faibles 
III.  Il) 


— .  290  — 

lignes  lumineuses.  Jamais,  dans  ces  expériences,  il  ne  lui  arriva 
de  confondre  les  sotellites  avec  de  petites  étoiles,  sans  doute  à 
cause  de  la  scintillation  de  celles-ci,  et  de  leur  lumière  moins 
calme.  Quelques  années  avant  sa  mort,  Schœn  se  plaignait  à 
moi  de  l'affaiblissement  de  sa  vue  ;  ses  yeux  ne  pouvaient  plus 
distinguer  les  lunes  de  Jupiter  ;  même  quand  l'air  était  pur, 
elles  ne  lui  apparaissaient  plus  isolément  que  comme  de  faibles 
traits  de  lumière.  »  Les  résultats  de  ces  recherches  s'accordent 
très-bien  avec  ce  que  l'on  sait  depuis  longtemps  sur  l'éclat 
relatif  des  satellites  de  Jupiter;  car,  pour  des  individus  doués 
d'organes  si  parfaits  et  si  sensibles,  il  est  probable  que  l'éclat 
et  la  nature  de  la  lumière  ont  plus  d'effet  que  les  distances  des 
satellites  à  la  planète.  Schœn  ne  vit  jamais  le  2"  ni  le  U^  satel- 
lite. Le  2'  est  le  plus  petit  de  tousj  le  U^  est,  à  la  vérité,  le  plus 
éloigné  et  même  le  plus  brillant  après  le  3^  ;  mais  sa  couleur 
s'assombrit  périodiquement,  et  c'est  presque  toujours  le  plus 
faible  des  quatre  satellites.  Quant  au  3"  et  au  1",  que  Schœn 
V03  ait  le  plus  aisément  et  le  plus  souvent  à  l'œil  nu .  l'un  (le  3^) 
est  le  plus  grand,  celui  qui  d'ordinaire  brille  le  plus,  et  sa  lu- 
mière est  d'un  jaune  bien  tranché;  l'aulre  (le  1")  surpasse 
quelquefois,  par  l'éclat  de  sa  vive  lumière  jaune,  le  3«  satel- 
lite bien  qu'il  soit  beaucoup  plus  petit.  (Maedler,  Â^tron.,  1846, 
p.  231-234  et  /4  39  )  Quant  à  la  question  de  savoir  comment 
des  points  brillants  très-éloignés  i:euvent  être  vus  sous  forme 
de  raies  lumineuses ,  on  peut  consulter  Sturm  et  Airy  dans  les 
Comptes  rendus,  t.  XX,  p.  764-766. 

(6)  [page  58].  «L'image  épanouie  d'une  étoile  de  7«  gran- 
deur n'ébranle  pas  suffisamment  la  rétine  :  elle  n'y  fait  pas 
naître  une  sensation  appréciable  de  lumière.  Si  l'image  n  était 
point  épanouie  (par  des  rayons  divergents),  la  sensation  aurait 
plus  de  force ,  et  l'étoile  se  verrait.  La  première  classe  d'étoiles 
invisibles  à  l'œil  nu  ne  serait  plus  alors  la  septième  :  pour  la 
trouver,  il-  faudrait  peut-être  descendre  alors  jusqu'à  la  12*. 
Considérons  un  groupe  d'étoiles  de  7^  grandeur,  tellement  rap- 


—  291  — 

prochées  les  unes  des  autres  que  les  intervalles  échappent  né- 
cessairement à  l'œil.  Si  la  vision  avait  de  la  neflelé ,  si  l'image 
de  chaque  étoile  était  très-petite  et  bien  terminée ,  Tobserva- 
teur  apercevrait  un  champ  de  lumière  dont  chaque  point  aurait 
l'éclat  concentré  d'une  étoile  de  7^  grandeur.  Véclat  concentré 
d'une  étoile  de  7^  grandeur  suffit  à  la  vision  à  l'œil  nu.  Le 
groupe  serait  donc  visible  à  l'œil  nu.  Dilatons  maintenant  sur  la 
rétine  l'imajçe  de  chaque  étoile  du  groupe  ;  remplaçons  chaque 
point  de  l'ancienne  image  générale  par  un  petit  cercle  :  ces 
cercles  empiéteront  les  uns  sur  les  autres,  et  les  divers  points 
de  la  rétine  se  trouveront  éclairés  par  de  la  lumière  venant  si- 
multanément de  plusieurs  éloiles.  Pour  peu  qu'on  y  réfléchisse, 
il  restera  évident  qu'excepté  sur  les  bords  de  l'image  générale , 
l'aire  lumineuse  ainsi  éclairée  a  précisément,  à  cause  de  la  su- 
perposition des  cercles ,  la  même  intensité  que  dans  le  cas  où 
chaque  étoile  n'éclaire  qu'un  seul  point  au  fond  de  l'œil;  mais  si 
chacun  de  ces  points  reçoit  une  lumière  égale  en  intensité  à  la 
lumière  concentrée  d'une  étoile  de  7^  grandeur,  il  est  clair  que 
l'épanouissement  des  images  individuelles  des  étoiles  contiguës 
ne  doit  pas  empêcher  la  visibilité  de  l'ensemble.  Les  instruments 
télescopiques  ont,  quoiqu'à  un  beaucoup  moindre  degré,  le 
défaut  de  donner  aussi  aux  étoiles  un  diamètre  semible  et  fac- 
tice. Avec  ces  instruments,  comme  à  l'œil  nu,  on  doit  donc 
apercevoir  des  groupes ,  composés  d'étoiles  inférieures  en  in- 
tensité à  celles  que  les  mêmes  lunettes  ou  télescopes  feraient 
apercevoir  isolément.  »  Arago ,  dans  V Annuaire  du  Bur,  des 
Longit.  pour  l'an  18A2,  p.  284. 

(7)  [page  58].  Sir  William  Herschel  dans  les  Philos.  Transac. 
for  1803,  t  93  ,  p.  225,  et  for  1805,  t.  9'>>  p.  184.  Voyez  aussi 
Arago  dans  Y  Annuaire  pour  18/i2,  p.  360-374. 

(8  ■  [page  62] .  Ilumboldt,  Relation  hist.  du  Voyage  ou^x  Ré- 
gions équinox.,  t.  I,  p.  92-97,  et  Bouguer,  Traité  d'Optique, 
p.  360  et  365.  Voyez  aussi  le  cap.  Beechey  dans  le  Manual  of 
scientific  Enquiry  for  the  use  of  the  R.  JSavy,  1849,  p.  71). 


—  292  — 

(9)  [page  62].  Le  passage  d'Aristote,  cité  par  Buffon,  se 
trouve  dans  un  livre  où  on  ne  se  serait  guère  avisé  de  le  chercher, 
le  livre  de  General.  Animal.,  V.  i,  p.  780,  Bekker.  En  voici  la 
traduction  exacte  :  «  Voir  bien ,  c'est  d'une  part ,  voir  de  loin , 
d'autre  part ,  c'est  distinguer  nettement  les  différences  des  ob- 
jets perçus.  Ces  deux  facultés  ne  se  trouvent  pas  toujours 
réunies  dans  le  même  individu.  Car  celui  qui  met  sa  main  au- 
dessus  de  ses  yeux ,  ou  qui  regarde  à  travers  un  tuyau ,  n'est 
ni  plus  ni  moins  pour  cela  en  état  de  démêler  les  différences  de 
couleurs,  et  cependant,  il  pourra  voir  des  objets  situés  à  de 
plus  grandes  distances.  De  là  vient  aussi  que  les  personnes  placées 
dans  des  cavernes  et  des  citernes  voient  quelquefois  des  étoiles.  » 
dpuYfxaTa  et  surtout  cppsaxa  sont  des  citernes  souterralDes  ou  des 
espèces  de  silos  naturels  creusés  par  des  sources.  Or,  en 
Grèce,  d'après  le  témoignage  oculaire  de  M.  le  professeur 
Franz ,  ces  cavités  communiquent  avec  l'air  et  la  lumière  par 
un  puits  vertical ,  et  ce  puits  s'élargit  par  en  bas  comme  le 
goulot  d'une  bouteille.  Pline  dit  (1.  II,  c.  1/i)  :  «  Altitudo 
cogit  minores  videri  stellas;  affixas  cœlo  Solis  fulgor  interdiu 
non  cerni,  quum  aeque  ac  noctu  luceant  :  idque  manifestum 
fidii  defectu  Solis  et  prœaltis  puteis.»  Cléomède  {Cycl.  Theor., 
p.  83,  Bake),  ne  parle  point  d'étoiles  vues  en  plein  jour,  mais 
il  suppose  «  que  le  soleil ,  vu  du  fond  de  citernes  profondes , 
paraît  agrandi,  à  cause  de  l'obscurité  et  de  l'humidité  de 
l'air.  » 

(10)  [page  63].  «We  hâve  ourselves  heard  it  stated  by  a 
celebrated  Optician,  that  the  earliest  circumstance  which  drew 
bis  attention  to  astronomy,  was  the  regular  appearance,  at  a 
certain  hour,  for  several  successive  days,  of  a  considérable 
star,  through  the  shaft  of  a  chimney.  »  John  Herschel,  Outlines 
of  Astron.,  §  61.  Les  ramoneurs  que  j'ai  interrogés  à  ce  sujet, 
se  sont  presque  tous  accordés  à  dire  qu'ils  n'avaient  jamais  vu 
d'étoile  en  plein  jour,  mais  que,  pendant  la  nuit,  ils  voyaient 
la  voûte  du  ciel  tout  à  fait  proche,  et  que  les  étoiles  leur  pa- 


—  293  — 

raissaient  comme  agrandies.  Je  m'abstiens  de  toute  apprécia- 
tion sur  la  connexité  de  ces  deux  illusions. 

(11)  [page  63].  Saussure,  f^oy âge  dans  les  Alpes ,  Neuf- 
châtel,  1779,  U%  t.  IV,  §  2007,  p.  199. 

(12)  [page  6^.  Humboldt,  Essai  sur  la  Géographie  des 
Plantes ,  p.  103;  et  f^oyage  aux  Régions  équinox.,  t.  I,  p.  1^3 
et  248. 

(13)  [page  65].  Humboldt  dans  la  il/ona^/ic/icr  Correspondent 
zur  Erd-und  Himmels-Kunde  du  baron  de  Zach,  t.  I,  1800, 
p.  396;  et  dans  le  Fbyageaux  Régions  équinox.,  1. 1,  page  125  : 
«  On  croyait  voir  de  petites  fusées  lancées  dans  l'air.  Des  points 
lumineux,  élevés  de  7  à  8  degrés ,  paraissaient  d'abord  se  mou- 
voir dans  le  sens  vertical  ;  puis  leur  mouvement  se  convertissait 
en  une  véritable  oscillation  horizontale.  Ces  points  lumineux 
étaient  des  images  de  plusieurs  étoiles  agrandies  (en  appa- 
rence )  par  les  vapeurs ,  et  revenant  au  même  point  d'où  elles 
étaient  parties.  » 

(1^  [page  66].  Le  prince  Adalbert  de  Prusse,  Aus  meinem 
Tagebuche,  1847,  p.  213.  Le  phénomène  dont  il  s'agit  ici,  au- 
rait-il quelque  rapport  avec  les  oscillations  de  la  Polaire, 
de  10"  à  12"  d'amplitude,  que  Garlini  a  remarquées  plusieurs 
fois,  lorsqu'il  observait  les  passages  de  la  Polaire  à  l'aide  de 
la  lunette  méridienne  à  fort  grossissement  de  l'observatoire 
de  Milan?  Voyez  Zach,  Correspondance  astronom.  et  géogr., 
t.  II,  1819,  p.  64.  Brandes  ramène  cette  apparence  à  un 
effet  de  mirage  {Gehlef s  umgearb.  phys.  TVôrlerhuch,t.\y , 
p.  549).  Un  excellent  observateur,  le  colonel  Baeyer,  a  vu 
aussi  la  lumière  héliotropique  présenter  des  oscillations  hori- 
zontales. 

(15)  [page  70].  Dans  ces  derniers  temps,  Uytenbrock  a  fait 
connaître  les  services  éminents  de  Constantin  Huyghens  et  ses 
talents  comme  constructeur  d'instruments  optiques ,  dans  son 


—  294  — 

Oratio  de  frafrihvs  Chri^finno  afque  Consfantino  Hugenîo,  artis 
diopfricœ  culioribua,  1838.  Voyez  aussi  le  savant  directeur  de 
l'observatoire  de  Leyde,  le  professeur  Kaiser,  dans  les  Schu- 
maclier's  Aslron.  Nachr,,  n°  592,  p.  2^6. 

(16)  [page  70J.  Arago  dans  r^rtnwaire  pour  184^,  p.  381. 

(17)  [page  70].  «Nous  avons  placé  ces  grands  verres,  dit 
Dominique  Cassini ,  tantôt  sur  un  grand  mât ,  tantôt  sur  la  four 
de  bois  venue  de  Marly,  enfin  nous  les  avons  mis  dans  un  tuyau 
monté  sur  un  support  en  forme  d'échelle  à  trois  faces,  ce  qui 
a  eu  (dans  la  découverte  des  satellites  de  Saturne  le  succès  que 
nous  en  avions  espéré.  »  (Delambre  ,  Hi>l.  de  lyéatron.  moderne, 
t.  II,  p.  785  )  La  longUL^ur  excessive  de  ces  instruments  d'oplique 
rappelle  les  inslrumeists  des  Arabes,  les  quarts  de  cercle  de 
58  mètres  de  rayon  :  l'arc  divisé  recevait  l'image  du  Soleil 
dont  la  lumière  pénétrait  par  un  petit  trou  rond,  à  1  instar  des 
gnomons.  Un  quart  de  cercle  de  ce  genre  avait  été  érigé  à  Sa- 
marcande  ;  c'était  probablement  une  imitation  amplifiée  du  sex- 
tant de  18'",5  de  hauteur  d'Al-Chokandi.  Voyez  Sédillot,  Prolé- 
gomènes des  Tables  d'Olough  Beigh.    iSUl,  p.  Lvii  etcxxix. 

(18)  [page  71].  Delambre,  Hist.  de  l'Aviron,  tnod.yt  II, 
p.  59^.  Un  capucin ,  Schyrle  van  Rheita,  écrivain  mystique, 
mais  très-versé  dans  les  matières  d'optique,  avaii  déjà  pnrlé, 
dans  son  Oculus  Enoch  et  Eliœ  (Anlverp.,  1645),  de  la  pro- 
chaine possibililé  de  construire  des  lunettes  portant  un  grossis- 
sement de  4000  fois  ;  il  voulait  s'en  servir  pour  exécuter  des 
cartes  très-exactes  de  la  Lune.  Voyez  aussi  Cosmos,  t.  II,  p.  605, 
note  US, 

(19)  [page  71].  Edinb.  Encyclopœdia,  t.  XX,  p.  479. 

(20)  [page  72],  Struve,  Études  d'A^tron.  stellaire.  1847, 
noie  59,  p.  2^  Quoique  j'aie  adopté  partout  les  mesures  fran- 
çaises, j'ai  conservé  dans  le  texte  les  désignations  de  40,  20  et 
7  pieds  anglais  pour  les  longueurs  des  télescopes  d'Herschel, 


~  295  — 

Non-seulement  ces  désignations  sont  plus  commodes,  mais  en- 
core elles  ont  reçu  une  espèce  de  consécration  historique  par 
les  grands  travaux  du  père  et  du  fils,  en  Angleterre  et  à  Feld- 
hausen,  au  Cap  de  Bonne-Espérance. 

(21)  [page  73].  Schumacher's^</ron.  TVac/ir.,  n^'S?!  et  611. 
Cauchoix  et  Lerebours  ont  aussi  construit  des  oI)jectifs  de  plus 
de  34  centimètres  de  diamètre  et  de  1'^,!  de  foyer. 

(22)  [page  74],  Struve,  Stellarum  dupliciumetmulliplicium 
Mensurœ  micromelricœ ,  p.  2-41. 

(23)  [page  75].  M.  Airy  a  décrit  et  comparé  récemment  les 
procédés  qui  ont  été  suivis  dans  la  construction  de  ces  deux 
télescopes;  les  proportions  de  l'alliage,  la  fusion  du  métal,  les 
appareils  de  polissage ,  les  appareils  pour  l'installation  des 
miroirs.  Voyez  ^bslr.  of  the  Aslrort,  Soc,  t.  IX,  n»  5  (march 
1849).  On  y  lit  ce  qui  suit  sur  les  effets  du  miroir  de  6  pieds  de 
diamètre  l'",83)  de  Lord  Rosse  (p.  120):  *^The  Astronomer 
royal  (W  Airy)  alluded  to  the  impression  made  by  the  enorm- 
ous  light  of  the  télescope  :  parlly  hy  the  modificatioLS  produced 
in  the  appearances  of  nebulae  already  figured,  partly  by  the 
great  number  of  stars  seen  cven  at  a  distance  from  the  Milky 
Way,  and  parlly  from  the  prodigious  brilliancy  oîSalurn,  The 
account  given  by  anolher  astronomer  of  the  appearance  of  yw- 
pi7er  was,  that  it  resembled  a  coach-lamp  in  the  télescope; 
and  this  well  expresses  the  blaze  of  light  which  is  seen  in  the 
instrument."  Voyez  aussi  Sir  John  Herschel,  OutlinesofAstrov.y 
§  870  :  ^  The  sublimity  of  the  spectacle  afforded  by  the 
mngnificent  reflecting  télescope  constructed  by  Lord  Rosse  of 
some  of  the  larger  globular  clusters  of  nebulae  is  declared  by 
ail,  who  hâve  witnessed  it,  to  be  such  as  no  words  can  express. 
This  télescope  bas  resolved  or  rendered  resolvable  multitudes 
of  nebulae  which  had  resisted  ail  inferior  powers." 

(24)  [page  76].  Delambre,  Hist.  de  VAstron,  mod.j  t.  II, 
p.  255. 


—  296  —  : 

(25)  [page  76J.  Struve,  Mens,  microm.,  p.  XLiv. 

(26)  [page  77].  Schumacher's  Jahrbuchîur  1839,  p.  100. 

(27)  [page  77].  «La  lumière  atmosphérique  diffuse  ne  peut 
s'expliquer  par  le  reflet  des  rayons  solaires  sur  la  surface  de  sé- 
paration des  couches  de  diff'érentes  densités  dont  on  suppose 
l'atmosphère  composée.  En  effet ,  supposons  le  Soleil  placé  à 
l'horizon,  les  surfaces  de  séparation  dans  la  direction  du  zénith 
seraient  horizontales ,  par  conséquent  la  réflexion  serait  hori- 
zontale aussi,  et  nous  ne  verrions  aucune  lumière  au  zénith. 
Dans  la  supposition  des  couches,  aucun  rayon  ne  nous  arrive- 
rait par  voie  d'une  première  réflexion.  Ce  ne  seraient  que  les 
réflexions  multiples  qui  pourraient  agir.  Donc,  pour  expliquer 
la  lumière  diffuse,  il  faut  se  figurer  l'atmosphère  composée  de 
molécules  (sphériques  par  exemple)  dont  chacune  donne  une 
image  du  Soleil  à  peu  près  comme  les  boules  de  verre  que  nous 
plaçons  dans  nos  jardins.  L'air  pur  est  bleu,  parce  que  d'après 
Newton  les  molécules  de  l'air  ont  V épaisseur  qui  convient  à  la 
réflexion  des  rayons  bleus.  Il  est  donc  naturel  que  les  petites 
images  du  Soleil  que  de  tous  côtés  réfléchissent  les  molécules 
sphériques  de  l'air  et  qui  sont  la  lumière  diffuse,  aient  une  teinte 
bleue;  mais  ce  bleu  n'est  pas  du  bleu  pur,  c'est  un  blanc  dans 
lequel  le  bleu  prédomine.  Lorsque  le  ciel  n'est  pas  dans  toute 
sa  pureté  et  que  l'air  est  mêlé  de  vapeurs  visibles ,  la  lumière 
diffuse  reçoit  beaucoup  de  blanc.  Comme  la  lune  est  jaune,  le 
bleu  de  l'air  pendant  la  nuit  est  un  peu  verdâtre ,  c'est-à-dire 
mélangé  de  bleu  et  de  jaune.  »  (Arago,  manuscrit  de  1847.) 

(28)  [page  77].  D'un  des  effets  des  lunettes  sur  la  visibilité  des 
étoiles.  (Lettre  de  Mr.  Arago  à  Mr.  de  Humboldt,  en  déc.  1847.) 

«  L'œil  n'est  doué  que  d'une  sensibilité  circonscrite,  bornée. 
Quand  la  lumière  qui  frappe  la  rétine  n'a  pas  assez  d'intensité  , 
l'œil  ne  sent  rien.  C'est  par  un  manque  d'intensité  que  beau- 
coup d'étoiles,  même  dans  les  nuits  les  plus  profondes,  échap- 
pent à  nos  observations.  Les  lunettes  ont  pour  effet ,  quant  aux 


—  297  — 

étoiles  y  d'augmenter  l'intensité  de  l'image.  Le  faisceau  cylin- 
drique de  rayons  parallèles  venant  d'une  étoile ,  qui  s'appuie 
sur  la  surface  de  la  lentille  objective  et  qui  a  cette  surface  pour 
base,  se  trouve  considérablement  resserré  à  la  sortie  de  la 
lentille  oculaire.  Le  diamètre  du  premier  cylindre  est  au  dia- 
mètre du  second,  comme  la  distance  focale  de  l'objectif  est  à  la 
distance  focale  de  l'oculaire ,  ou  bien  comme  le  diamètre  de 
l'objectif  est  au  diamètre  de  la  portion  d/oculaire  qu'occupe  le 
faisceau  émergent.  Les  intensités  de  lumière  dans  les  deux  cy- 
lindres en  question  (dans  les  deux  cylindres  incident  et  émer- 
gent) doivent  être  entre  elles  comme  les  étendues  superficielles 
des  bases.  Ainsi  la  lumière  émergente  sera  plus  condensée, 
plus  intense  que  la  lumière  naturelle  tombant  sur  l'objectif, 
dans  le  rapport  de  la  surface  de  cet  objectif  à  la  surface  circu- 
laire de  la  base  du  faisceau  émergent.  Le  faisceau  émergent, 
quand  la  lunette  grossit ,  étant  plus  étroit  que  le  faisceau  cy- 
lindrique qui  tombe  sur  l'objectif,  il  est  évident  que  la  pupille, 
quelle  que  soit  son  ouverture ,  recueillera  plus  de  rayons  par 
l'intermédiaire  de  la  lunette  que  sans  elle.  La  lunette  augmen- 
tera donc  toujours  l'intensité  de  la  lumière  des  étoiles. 

»  Le  cas  le  plus  favorable ^  quant  à  l'effet  des  lunettes,  est 
évidemment  celui  où  l'œil  reçoit  la  totalité  du  faisceau  émer- 
gent, le  cas  où  ce  faisceau  a  moins  de  diamètre  que  la  pupille. 
Alors  toute  la  lumière  que  l'objectif  embrasse,  concourt,  par 
l'entremise  du  télescope,  à  la  formation  de  l'image  A  l'œil  nu , 
au  contraire,  une  portion  seule  de  cette  même  lumière  est  mise 
à  profit  :  c'est  la  petite  portion  que  la  surface  de  la  pupille 
découpe  dans  le  faisceau  incident  naturel.  L'intensité  de  l'image 
télescopique  d'une  étoile  est  donc  à  l'intensité  de  l'image  à  l'œil 
nu,  comme  la  surface  de  l'objectif  est  à  celle  de  la  pupille. 

Ce  qui  précède  est  relatif  à  la  visibilité  d'un  seul  point,  d'une 
seule  étoile.  Venons  h  l'observation  d'un  objet  ayant  des  dimen- 
sions angulaires  sensibles  ,  à  l'observation  d'une  planète.  Dans 
les  cas  les  plus  favorables,  c'est-à-dire  lorsque  la  pupille  re- 
çoit la  totalité  du  pinceau  émergent,  l'intensité  de  l'image  de 


—  298  — 

chaque  point  de  la  planète  se  calculera  par  la  proportiou  que 
nous  venons  de  donner.  La  quantité  totale  de  lumière  concou- 
rant h  former  fea^emble  de  l'iiunge  à  l'œil  nu ,  sera  donc  aussi 
à  la  quantilé  totale  de  lumière  qui  forme  l'image  de  la  planète 
à  l'aide  d'une  lunette  ,  comme  la  surface  de  la  pupille  est  à  la 
surface  de  l'objectif.  Les  intensités  comparatives ,  non  plus  de 
points  isolés,  mais  des  deux  images  d'une  planète,  qui  se  for- 
ment sur  la  rétine  à  l'œil  nu  ,  et  par  l'intermédiaire  d'une  lu- 
nette,  doivent  évidemment  diminuer  proportionnellement  aux 
étendues  superficielles  de  ces  deux  images.  Les  dimensions  H- 
néaireadcs  deux  images  sont  entre  elles  comme  le  diamètre  de 
l'objectif  est  au  diamètre  du  f  lisceau  émergent.  Le  nombre  de 
fois  que  la  surface  de  l'image  amplifiée  surpasse  la  mrface  de 
l'image  \x  l'œil  nu ,  s'obtiendra  donc  en  divisant  le  carré  du 
diamètre  de  l'objectif  \}^ï  le  carré  du  diamètre  du  faisceau  émer- 
gent,  ou  bien  la  surface  de  V  objectif  par  la  surface  de  la  base 
circulaire  du  fai<ceau  émergent. 

Nous  avons  déjà  obtenu  le  rapport  des  quantités  totales  de  lu- 
mière qui  engendrent  les  deux  images  d'une  planète,  en  divisant 
la  surface  de  l'objectif /)ar  la  surface  de  la  pupille  Ce  nombre 
est  plus  petit  que  le  quotient  auquel  on  arrive  en  divisant  la 
surface  de  l'objectif  par  la  surface  du  faisceau  émergent.  Il  en 
résulte,  quant  aux  planètes,  qu'une  lunette  fait  moins  gagner 
en  intensité  du  lumière,  qu'elle  ne  fait  perdre  en  agrandissant 
la  surface  des  images  sur  la  rétine  ;  l'intensité  de  ces  images 
doit  donc  aller  continuellement  en  s'afTaiblissant  à  mesure 
que  le  pouvoir  amplificaiif  de  la  lunette  ou  du  télescope  s'ac- 
croît. 

»  L'atmosphère  peut  être  considérée  comme  une  planète  à 
dimensions  indéfinies.  La  portion  qu'on  en  verra  dans  une  lu- 
nette, subira  donc  aussi  la  loi  d'aiTaiblisseinent  que  nous  venons 
d'indiquer.  Le  rapport  entre  l'intensité  de  la  lumière  d'une  pla- 
nète et  le  champ  de  lumière  atmosphérique  à  travers  lequel  on 
la  verra,  sera  le  même  à  l'œil  nu  et  dans  les  lunettes  de  tous 
les  grossissements .  de  toutes  les  dimensions.  Les  lunettes,  sous 


—  299  — 

le  rapport  de  rintensité,  ne  favorisent  donc  pas  la  visibilité  des 
plane  feu. 

»  II  n'en  est  point  ainsi  des  étoiles.  L'intensité  de  l'image 
d'une  étoile  est  plus  forte  avec  une  lunette  qu'A  l'œil  nu  ;  au 
contraire,  le  champ  de  la  vision,  uniformément  éclairé  dans 
les  deux  cas  par  la  lumière  atmosphérique ,  est  plus  clair  à 
l'œil  nu  que  dans  la  lunette.  Il  y  a  donc  deux  raisons,  sans 
sortir  des  considérations  d'intensité,  pour  que  dans  une  lunette 
l'image  de  l'étoile  prédomine  sur  celle  de  l'atmosphère,  nota- 
blement plus  qu'à  l'œil  nu. 

»  Celle  prédominance  doit  aller  graduellement  en  augmen- 
tant avec  le  grossissement.  En  effet,  abstraction  faite  de  cer- 
taine augmentation  de  diamètre  de  l'étoile,  conséquence  de 
divers  effets  de  d^ffracUov  ou  iV interférer} ces ,  abstraction  faite 
aussi  d'une  plus  forte  réflexion  que  la  lumière  subit  sur  les  sur- 
faces plus  obliques  des  oculaires  de  très-courls  foyers,  Vinten- 
silé  de  la  lumière  de  Céloile  est  constante  tant  que  l'ouverture 
de  l'objectif  ne  varie  pas.  Comme  on  l'a  vu,  la  clarté  du  champ 
de  la  lunette,  au  contraire,  diminue  sans  cesse  à  mesure  que  le 
pouvoir  amplificatif  s'accroît.  Donc,  toutes  autres  circonstances 
restant  égales,  une  étoile  sera  d'autant  plus  visible,  sa  prédo- 
minance sur  la  lumière  du  champ  du  télescope  sera  d'autant 
plus  tranchée  qu'on  fera  usage  d'un  grossissement  plus  fort.  » 
(Arago,  manuscrit  de  18/i7.)  —  J'exlrais  encore  ce  qui  suit  de 
V Annuaire  du  Bureau  des  Longit.  pour  18^i6  (Notices  scient, 
par  M.  Arago),  p.  381  :  «  L'expérience  a  montré  que  pour  le 
commun  des  hommes,  deux  espaces  éclairés  et  contigus  ne  se 
distinguent  pas  l'un  de  l'autre,  à  moins  que  leurs  intensités 
comparatives  ne  présentent,  au  minimum,  une  différence  de 
1/60  Quand  une  lunette  est  tournée  vers  le  firmament,  son 
champ  semble  uniformément  éclairé  :  c'est  qu'alors  il  existe, 
dans  un  plan  passant  par  le  foyer  et  perpendiculaire  à  l'axe  de 
l'objeclif,  une  image  indéfinie  de  la  région  atmosphérique  vers 
laquelle  la  lunette  est  dirigée.  Supposons  qu'un  astre,  c'est- 
à-dire  un  objet  situé  bien  au  delà  de  l'atmosphère,  se  trouve 


—  âoo  — 

dans  la  direction  de  la  lunette  :  son  image  ne  sera  visible 
qu'autant  qu'elle  augmentera  de  1/60, au  moins,  l'intensité  de 
la  portion  de  l'image  focale  indéfinie  de  l'atmosphère,  sur  la- 
quelle sa  propre  image  limitée  ira  se  placer.  Sans  cela,  le 
champ  visuel  continuera  à  paraître  partout  de  la  même  in- 
tensité. » 

(29)  [p.  79].  Arago  a  publié,  pour  la  première  fois,  son 
explication  de  la  scintillation,  dans  un  appendice  au  k^  livre  de 
mon  Foyage  aux  Régions  équinoxiales ,  t.  I,  p.  623.  Je  suis 
heureux  de  pouvoir  enrichir  le  chapitre  relatif  à  la  vision  natu- 
relle et  télescopique  des  éclaircissements  qui  suivent,  et  que  je 
reproduits  textuellement,  d'après  les  motifs  indiqués  dans  la 
page  285. 

J)es  causes  de  la  Scintillation  des  étoiles. 

<'  Ce  qu'il  y  a  de  plus  remarquable  dans  le  phénomène  de  la 
scintillation ,  c'est  le  changement  de  couleur.  Ce  changement 
est  beaucoup  plus  fréquent  que  l'observation  ordinaire  ne  l'in- 
dique. En  effet,  en  agitant  la  lunette,  on  transforme  l'image 
dans  une  ligne  ou  un  cercle,  et  tous  les  points  de  cette  ligne 
ou  de  ce  cercle  paraissent  de  couleurs  différentes.  C'est  la 
résultante  de  la  superposition  de  toutes  ces  images  que  l'on 
voit ,  lorsqu'on  laisse  la  lunette  immobile.  Les  rayons  qui  se 
réunissent  au  foyer  d'une  lentille,  vibrent  d'accord  ou  en 
désaccord,  s'ajoutent  ou  se  détruisent,  suivant  que  les  couches 
qu'ils  ont  traversées  ont  telle  ou  telle  réfringence.  L'ensemble 
des  rayons  rouges  peut  se  détruire  seul,  si  ceux  de  droite  et  de 
gauche  et  ceux  de  haut  et  de  bas  ont  traversé  des  milieux  iné- 
galement réfringents.  Nous  avons  dit  seul,  parce  que  la  diffé- 
rence de  réfringence  qui  correspond  à  la  destruction  du  rayon 
rouge,  n'est  pas  la  même  que  celle  qui  amène  la  destruction 
du  rayon  vert,  et  réciproquement.  Maintenant  si  des  rayons 
rouges  sont  détruits,  ce  qui  reste  sera  le  blanc  moins  le  rouge, 
c'est-à-dire  du  vert.  Si  le  vert  au  contraire  est  détruit  par 
interférence,  l'image  sera  du  blanc  moins  le  vert,  c'est-à-dire 


—  301   — 

du  rouge.  Pour  expliquer  pourquoi  les  plauèles  à  grand  dia- 
mètre ne  scintillent  pas  ou  très-peu,  il  faut  se  rappeler  que  le 
disque  peut  être  considéré  comme  une  aggrégation  d'étoiles  ou 
de  petits pointsqui scintillent  isolément;  mais  les  images  de  diffé- 
rentes couleurs  que  chacun  de  ces  pointspris  isolément  donnerait, 
empiétantlesunes  sur  les  autres,  formeraient  du  blanc.  Lorsqu'on 
place  un  diaphragme  ou  un  bouchon  percé  d'un  trou  sur  l'ob- 
jectif d'une  lunette,  les  étoiles  acquièrent  un  disque  entouré 
d'une  série  d'anneaux  lumineux.  Si  l'on  enfonce  l'oculaire ,  le 
disque  de  l'étoile  augmente  de  diamètre ,  et  il  se  produit  dans 
son  centre  un  trou  obscur  ;  si  on  l'enfonce  davantage,  un  point 
lumineux  se  substitue  au  point  noir.  Un  nouvel  enfoncement 
donne  naissance  à  un  centre  noir,  etc.  Prenons  la  lunette 
lorsque  le  centre  de  l'image  est  noir,  et  visons  à  une  étoile 
qui  ne  scintille  pas  :  le  centre  restera  noir,  comme  il  l'était 
auparavant.  Si  au  contraire  on  dirige  la  lunette  à  une  étoile  qui 
scintille ,  on  verra  le  centre  de  l'image  lumineux  et  obscur  par 
intermittence.  Dans  la  position  où  le  centre  de  l'image  est  oc- 
cupé par  un  point  lumineux,  on  verra  ce  point  disparaître  et 
renaître  successivement.  Cette  disparition  ou  réapparition  du 
point  central  est  la  preuve  directe  de  l'interférence  variable  des 
rayons.  Pour  bien  concevoir  l'absence  de  lumière  au  centre 
de  ces  images  dilatées ,  il  faut  se  rappeler  que  les  rayons  régu- 
lièrement réfractés  par  l'objectif  ne  se  réunissent  et  ne  peuvent 
par  conséquent  interférer  qu'au  foyer  ;  par  conséquent  les 
images  dilatées  que  ces  rayons  peuvent  produire,  resteraient 
toujours  pleines  (sans  trou).  Si  dans  une  certaine  position  de 
l'oculaire  un  trou  se  présente  au  centre  de  l'image ,  c'est  que 
les  rayons  régulièrement  réfractés  interfèrent  avec  des  rayons 
diffractés  sur  les  bords  du  diaphragme  circulaire.  Le  phéno- 
mène n'est  pas  constant,  parce  que  les  rayons  qui  interfèrent  dans 
un  certain  moment,  n'interfèrent  pas  un  instant  après,  lorsqu'ils 
ont  traversé  des  couches  atmosphériques  dont  le  pouvoir  réfrin- 
gent a  varié.  On  trouve  dans  cette  expérience  la  preuve  mani- 
feste du  rôle  que  joue  dans  le  phénomène  de  la  scintillation 


—  302  — 

l'inégale  réfrangibilité  des  couches  atmosphériques  traversées 
par  les  rayons  dont  le  faisceau  est  très-élroit. 

»  Il  résulte  de  ces  considérations  que  l'explication  des  scin- 
tillations ne  peut  être  rattachée  qu'aux  phénomènes  des  inter- 
férences lumineuses.  Les  rayons  des  étoiles,  après  avoir  traversé 
une  atmosphère  où  il  existe  des  couches  inégalement  chaudes, 
inégalement  denses,  inégalement  humides,  vont  se  réunir  au 
foyer  d'une  lentille,  pour  y  former  des  images  d'intensité  et  de 
couleurs  perpétuellement  changeantes,  c'est-à-dire  des  images 
telles  que  la  scintillation  les  présente.  Il  y  a  aussi  scintillation 
hors  du  foyer  des  lunettes  Les  explications  proposées  par  Galilei, 
Scahger,  Kepler,  Descartes,  Hooke,  Huygens,  Newton  et  John 
Wichell,  que  j'ai  examinées  dans  un  mémoire  présenté  à  l'In 
stilut  en  18/i0  [Comptes  rendus,  t.  X,  p.  83),  sont  inadmissibles 
Thomas  Young,  auquel  nous  devons  les  premières  lois  des  inter 
férences,  a  cru  inexplicable  le  phénomène  de  la  scintillation 
La  fausseté  de  l'ancienne  explication  par  des  vapeurs  qui  vol 
tigcnt  et  déplacent,  est  déjà  prouvée  par  la  circonstance  que 
nous  voyons  la  scintillation  des  yeux ,  ce  qui  supposerait  un 
déplacement  d'une  minute.  Les  ondulations  des  bords  du  Soleil 
sont  de  4"  à  5"  et  peut-être  des  pièces  qui  manquent,  donc 
encore  effet  de  l'interférence  des  rayons.  »   {Extrait  des  ma- 
nuscrits d' Arago,  1847). 

(30)  [p.  81].  Arago,  dans  V Annuaire  pour  1831,  p.  168. 

(31)  [p.  82].  Aristote,  rfc  Cœ/y,  II,  8,  p.  290,  Bekker. 

(32)  [p.  82].   Cosmos,  t.  II,  p.  389. 

(33)  [p.  83].  Causae  scintillationis,  dans  Kepler,  de  Stella 
nova  in  pede  Serpentarii ,  1606,  c.  18^  p.  92-97. 

(3^0  [p.  83] .  Lettre  de  M.  Garcin,  D"-  en  médecine,  à  M.  de 
Réaumur,  dans  Vllist.  de  l'Académie  royale  des  Sciences,  année 
17Zi3,p.  28-32. 

(35)  [p.  86].  Humboldt,  Poy âge  aux  Régions  équinox.  ,t  I, 


—  303  — 

p.  511  et  512;  t.  II,  p.  202-208,  et  Tableaux  de  la  nature,  3"  éd., 
1851,  t.  I,  p.  25  et  217  de  la  trad.  franc.  «  En  Arabie,  dit 
Garcin,  de  même  qu'à  Bender-Abassi^  port  fameux  du  golfe 
Persique,  Tair  est  parfaitement  serein  presque  toute  Tannée.  Le 
printemps,  l'élé  et  l'automne  se  passent,  sans  qu'on  y  voie  la 
moindre  rosée.  Dans  ces  mêmes  temps  tout  le  monde  couche 
dehors  sur  le  haut  des  maisons.  Quand  on  est  ainsi  couché,  il 
n'est  pas  possible  d'exprimer  le  plaisir  qu'on  prend  à  con- 
templer la  beauté  du  ciel,  l'éclat  des  étoiles.  C'est  une  lumière 
pure,  ferme  et  éclatante,  sans  étincellement.  Ce  n'est  qu'au 
milieu  de  l'hiver  que  la  scintillation,  quoique  très-faible,  s'y 
fait  apercevoir,  »  Garcin,  dans  VHist,  de  l'Académie  des  Sciences, 
1743,  p.  30. 

(36)  [page  86].  Bacon  dit,  à  propos  des  illusions  qui  pro- 
viennent de  la  propagation  successive  du  son  et  de  la  lumière  : 
«  Atque  hoc  cum  similibus  nobis  quandoque  dubitationem  pe- 
périt  plane  monstrosam;  videlicet,  utrum  cceli  sereui  et  stellali 
faciès  ad  idem  tempus  cernalur,  quando  vere  exislit ,  an  potius 
aliqiianto  post;  et  utrum  non  sit  (quatenus  ad  visum  cœlestium) 
non  minus  tempus  verum  et  tempus  visum,  quam  locus  verus 
et  locus  visus,  qui  notatur  ab  astronomisin  parallaxibus.  Adeo 
incredibile  nobis  videbatur,  species  sive  radios  corporum  cœles- 
tium,  per  tam  immensa  spalia  milliarium,  subito  deferri  posse 
ad  visum;  sed  potius  debere  eas  in  tempore  aliquo  notabili  de- 
labi.  Verum  illa  dubitatio  (quoad  majus  aliquod  inlervallum 
temporis  inter  tempus  verum  et  visum  postea  plane  evanuit, 

reputantibus  nobis »   The  IVorks  of  Francis  Bacon  ^  t  I, 

Lond.  1740  {Novum  Organum),  p.  371.  Il  revient  ensuite  sur 
ses  pas,  absolument  comme  les  anciens,  et  rejette  les  aperçus 
si  vrais  qu'il  vient  à  peine  d'énoncer.  — Cf.  Somerville,  the  Con- 
nexion of  Ihe  Physical  Sciences,  p.  36,  et  Cosmos,  t.  I,  p.  175. 

(37)  [page  86].  Voyez  l'exposition  de  la  méthode  d'Arago 
dans  l'annuaire  du  Bureau  des  Longitudes  pour  1842,  p.  337 — 
343.  «  L'observation  attentive  des  phases  d' Algol  à  six  mois 


—  304  - 

d'intervalle  servira  k  déterminer  directement  la  vitesse  de  la 
lumière  de  cette  étoile.  Près  du  maximum  et  du  minimum  le 
changement  d'intensité  s'opère  lentement;  il  est,  au  contraire, 
rapide  à  certaines  époques  intermédiaires  entre  celles  qui  cor- 
respondent aux  deux  états  extrêmes,  quand  Algol,  soit  en  dimi- 
nuant, soit  en  augmentant  d'éclat, passe  parla  troisième  gran- 
deur. » 

(38)  [page  87].  Newton,  Opticks,  2'  édit.  (Lond.  1718), 
p.  325  :  «  Light  moves  from  the  Sun  to  us  7  or  8  minutes  of 
lime.  »  Newton  compare  la  vitesse  de  la  lumière  à  celle  du  son 
(370  mètres  par  seconde).  Comme  il  admet,  d'après  les  obser- 
vations des  éclipses  des  satellites  de  Jupiter  (la  mort  de  ce 
grand  homme  précéda  d'environ  6  mois  la  découverte  de  l'aber- 
ration par  Bradley),  que  la  lumière  \ient  du  Soleil  à  la  Terre 
en  7"'  30%  parcourant  ainsi  un  espace  qu'il  évalue  à  70  millions 
de  milles  anglais,  il  s'ensuit  que  la  vitesse  de  la  lumière  serait 
de  155555  5/9  milles  anglais  par  seconde.  La  réduction  de  ces 
milles  en  milles  géographiques  de  15  au  degré  de  l'équateur 
présente  quelque  incertitude,  selon  que  l'on  admet  telle  ou 
telle  évaluation  des  dimensions  du  globe  terrestre.  Le  mille  an- 
glais vaut  5280  pieds  anglais  ou  1609°*,31^49.  Si  on  admet  les 
résultats  de  Bessel  pour  l'ellipsoïde  terrestre  (Éphémer.  de  Berlin 
pour  1852),  on  trouve,  avec  les  données  de  Newton,  une  vi- 
tesse de  33736  milles  géographiques,  ou  de  2503^  myriamè- 
tres.  Mais  Newton  supposait  la  parallaxe  du  Soleil  de  12".  En 
calculant  avec  la  vraie  parallaxe  déterminée  par  Encke ,  d'après 
les  passages  de  Vénus,  à  savoir  8",57116,  la  distance  parcourue 
devient  plus  grande  que  Newton  ne  l'avait  supposée,  et  l'on 
trouve  47232  milles  géographiques  ou  350/i8  myriamètres; 
c'est-à-dire  une  vitesse  trop  forte,  tandis  qu'elle  était  trop  faible 
tout  à  l'heure.  Un  fait  bien  remarquable,  qui  a  pourtant  échappé 
à  Delambre  {Hist.  de  l'Astronomie  moderne,  t.  II,  p.  653), 
c'est  que  les  7'"  30%  assignées  par  Newton  pour  le  temps  que  la 
lumière  met  à  venir  du  Soleil  à  la  Terre ,  se  rapprochent  beau- 


—  305  -^ 

proche  beaucoup  de  la  vérité  ;  l'erreur  est  de  ^7'  seulement, 
tandis  que  les  autres  astronomes  adoptaient  des  évaluations 
tout  à  fait  exagérées.  Depuis  la  découverte  de  Rœmer,  en  1675, 
jusqu'au  commencement  du  XVllP  siècle,  ces  évaluations  ont 
oscillé  entre  11"'  et  1/r'  10*.  Sans  doute  celle  de  Newton  était 
basée  sur  des  observations  anglaises  plus  récentes  du  1"  satel- 
lite. Le  premier  mémoire  où  Rœmer,  élève  de  Picard ,  a  con- 
signé sa  découverte,  date  du  22  novembre  1675.  Il  avait 
trouvé,  par  UO  immersions  et  émersions  des  satellites  de  Ju- 
piter, «  un  retardement  de  lumière  de  22  minutes  pour  Tin- 
tervalle  qui  est  le  double  de  celui  qu'il  y  a  d'ici  au  Soleil  » 
(Mémoires  de  VAcad.,  1666-1699,  t.  X,  1730,  p.  /iOO).  Cassini 
ne  nia  point  le  fait  du  retardement;  mais  il  en  contesta  la  va- 
leur indiquée,  par  la  raison,  d'ailleurs  complètement  erro- 
née, que  chaque  satellite  donne  un  résultat  différent.  Dix- 
sept  ans  après  que  Rœmer  eût  quitté  Paris,  Du  Hamel,  secré- 
taire de  l'Académie,  admettait  10  à  11  minutes,  tout  en  citant 
Rœmer  [Regiœ  Scientiarum  Academiœ  Hialoria  1698,  p.  11x5); 
mais  nous  savons,  par  Peter  Horrebow  {Basis  Aslronomiœ  sive 
triduum  Rœmerianum,  1735,  p.  122-129),  que  Rœmer  voulait 
publier,  en  170^,  6  ans  avant  sa  mort,  un  ouvrage  sur  la  vi- 
tesse de  la  lumière,  et  qu'il  tenait  fermement  pour  son  premier 
nombre  de  H'".  Il  en  est  de  même  de  Huyghens  (  Tract,  de 
Lumine  ,  c.  I,  p.  7  )  Cassini  procède  autrement;  il  trouve 
7"*  5*  par  le  premier  satellite,  1^"'  12'  par  le  second,  et  admet, 
dans  ses  tables,  iU""  10" /?ro  peragrando  diametri  semissi.  L'er- 
reur allait  donc  en  croissant.  (Cf.  Horrebow,  Triduum,  p.  129; 
Cassini,  Hypothèses  et  Satellites  de  Jupiter  dans  les  Mém,  de 
VAcad.,  1666-1699,  t.  VII,  p.  Zi35  et  475;  Delambre,  Hist. 
de  VAslron,  mod. ,  t.  II,  p.  751  et  782;  Du  Hamel,  Physica  ^ 
p.  Zi35). 

(39)  [page  67].  Delambre,  Hist»  de  VAstron.  mod,,  t.  II, 
p.  653. 

(40)  [page  87].  Réduction  of  Bradley's  observations  at  Kew 

HT.  20 


—  306  — 

and  Wansted ,  1836,  p.  22;  Schumacher's  y^sfron.  iVac/ir., 
t.  XIII,  1836,  n°  309;  Miscellaneous  H^orks  and  Correapon- 
dence  of  the  Rev.  James  Bradlty  Ly  prof.  Rigaud,  Oxford, 
1832.—  Pour  les  Ihéories  de  l'aberration  basées  sur  1  hypothèse 
des  ondulations  de  l'éther,  voyez  Doppler,  dans  les  y4bhandl, 
derkônigl.  bôhmischen  Gesellschaft  der  fi^issenschaften,  5^  série, 
t.  III,  p.  7Zi5-765.  Voici  un  fait  capital  pour  l'histoire  des 
grandes  découvertes  astronomiques.  Plus  d'un  demi -siècle 
avant  que  Bradley  eût  découvert  l'explication  et  la  loi  de  l'ab- 
erration des  fixes  ,  Picard  avait  remarqué ,  très-probablement 
dès  1667,  que  les  déclinaisons  de  la  Polaire  présentaient  une 
variation  périodique  d'environ  20  ",  «  dont  la  parallaxe  ni  la 
réfraction  ne  pouvaient  rendre  compte,  et  qui  paraissait  subir 
des  changements  très-réguliers  d'une  saison  à  l'autre.  »  (Delara- 
bre,  Bist.  de  VAsiron.  mod.,  t.  II,  p.  616).  Picard  était  donc 
sur  la  voie  qui  devait  conduire  à  la  découverte  de  la  vitesse  de 
la  lumière  directe ,  avant  même  que  son  élève  Rœmer  eût  fait 
connaître  la  vitesse  de  la  lumière  réfléchie. 

(^1)  [page  87].  Schumacher's  Astron.  Nachr.,i.  XXI,  1844, 
n»Zi84;  Sirme  f  Éludes  d' astron.  ^tellaire,\i,  103  et  107.  Voyez 
aussi  Co.'imof!,  t.  I,  p.  174).  Dans  V Annuaire  pour  1842,  p.  287, 
la  vitesse  de  la  lumière  est  évaluée  à  30800  myriamèlres  (77000 
lieues  de  4000  mètres  pai'  seconde).  Cette  évaluation  est  celle 
qui  se  rapproche  le  plus  de  celle  de  Struve.  La  vitesse  déter- 
minée à  l'observatoire  de  Poulkova  est,  en  elTet,  de  30831  my- 
riamèlres. Quant  à  la  différence,  un  instant  supposée,  entre  la 
vitesse  de  la  lumière  de  la  Polaire  et  de  son  compagnon ,  et  aux 
doutes  que  Struve  lui-même  a  élevés  au  sujet  de  ses  premières 
conclusions,  voyez  Mdddler,  Astronomie,  1849,  p  393.  AVilliam 
Richardson  a  donné  une  évaluation  plus  grande  pour  le  temps 
que  la  lumière  emploie  à  venir  du  Soleil  h  la  Terre  ;  il  donne 
8' 19', 28,  d'où  résuUe  une  vitesse  de  30737  myriamètres  à  la 
seconde.  (Mem.  of  Ihe  Astron.  Society,  t.  IV,  1"^^  part.,  p.  68.) 

(42)  [page  89] .  Fizeau  a  exprimé  son  résultat  en  lieues  de 


—  307  — 

25  au  degré  du  méridien,  c'est-à-dire  de  tiUlik'^ytiU  ;  la  vitesse 
serait  de  70968  de  ces  lieues  {Comptes  rendus^  t.  XXIX ,  p.  92). 
Dans  iMoigno,  Répert.  d'Optique  moderne^  3^ part.,  p.  1162  ,  le 
résultat  indiqué  est  de  70863  lieues  de  25  au  degré  ;  c'est  celui 
qui  se  rapproche  le  plus  de  celui  de  Bradley,  d'après  les  ré- 
ductions de  Busch. 

(43)  [page  89].  «  D'après  la  théorie  mathématique  dans  le 
système  des  ondes,  les  rayons  de  différentes  couleurs,  les  rayons 
dont  les  ondulations  sont  inégales,  doivent  néanmoins  se  pro- 
pager dans  l'Éther  avec  la  même  vitesse.  11  n'y  a  pas  de  diffé- 
rence à  cet  égard  entre  la  propagation  des  ondes  sonores ,  les- 
quelles se  propagent  dans  l'air  avec  la  même  rapidité.  Cette 
égalité  de  propagation  des  ondes  sonores  est  bien  établie  ex- 
périmentalement par  la  similitude  d  effet  que  produit  une  mu- 
sique donnée  à  toutes  distances  du  lieu  où  1  on  l'exécute  La 
principale  difficulté ,  je  dirai  Tunique  difficulté  qu'on  eût  élevée 
contre  le  système  des  ondes,  consistait  donc  à  expliquer  com- 
ment la'  vitesse  de  propagation  des  rayons  de  différentes  cou- 
leurs dans  des  corps  différentspouvait  être  dissemblable  et  servir 
à  rendre  compte  de  l'inégalité  de  réfraction  de  ces  rayons  ou 
de  la  dispersion.  On  a  montré  récemment  que  cette  difficulté 
n'est  pas  insurmontable  ;  qu'on  peut  constituer  l'Éther  dans  les 
corps  inégalement  denses,  de  manière  que  des  rayons  à  ondu- 
lations dissemblables  s'y  propagent  avec  des  vitesses  inégales  : 
reste  à  déterminer  si  les  conceptions  des  géomètres  à  cet  égard 
sont  conformes  à  la  nature  des  choses.  Voici  les  amplitudes  des 
ondulations  déduites  expérimentalement  d'une  série  de  faits  re- 
latifs aux  interférences  : 

Violet.  .  .  .  0""",000623 
Jaune.  .  .  .  0°^'",000551 
Rouge.    .     .     .     0"^000620 

La  vitesse  de  transmission  des  rayons  de  différentes  couleurs 
dans  les  espaces  célestes  est  la  même  dans  le  système  des  ondes 


—  308  ■— 

et  tout  à  fait  iiulépendante  de  l'étendue  ou  de  la  vitesse  des  on- 
dulations. »  Arago,  Manuscrit  de  18^9.  Voyez  aussi  \ Annuaire 
pour  18^2,  p.  333-336.— Les  longueurs  d'ondes  de  l'Éther  et  leur 
vitesse  de  vibration  déterminent  les  caractères  des  rayons  lu- 
mineux. Pour  les  rayons  les  plus  réfrangibles  (le  violet),  le 
nombre  des  ondulations  est  de  662  billions  par  seconde.  Les 
rayons  rouges  exécutent  des  vibrations  plus  lentes  et  d'une  am- 
plitude plus  grande;  le  nombre  des  vibrations  est  de /i51  billions 
par  seconde. 

{kh)  [page  97].  J'ai  prouvé,  il  y  a  bien  des  années,  par  des 
observations  directes  que  les  rayons  des  étoiles  vers  lesquelles 
la  Terre  marche,  et  les  rayons  des  étoiles  dont  la  Terre  s'éloigne, 
se  réfractent  exactement  de  la  même  quantité.  Un  tel  résultat 
ne  peut  se  concilier  avec  la  théorie  de  l  émission  qu'à  l'aide 
d'une  addition  importante  à  faire  à  cette  théorie  :  il  faut  ad- 
mettre que  les  corps  lumineux  émettent  des  rayons  de  toutes 
les  vitesses,  et  que  les  seuls  rayons  d'une  vitesse  déterminée 
sont  visibles,  qu'eux  seuls  produisent  dans  l'œil  la  sensation  de 
lumière.  Dans  la  théorie  de  lémission,  le  rouge,  le  jaune,  le 
vert,  le  bleu,  le  violet  solaires  sont  respectivement  accompagnés 
de  rayons  pareils,  mais  obscurs  par  défaut  ou  par  excès  de 
vitesse.  A  plus  de  vitesse  correspond  une  moindre  réfraction , 
comme  moins  de  vitesse  entraîne  une  réfraction  plus  grande. 
Ainsi  chaque  rayon  rouge  visible  est  accompagné  de  rayons 
obscurs  de  la  même  nature ,  qui  se  réfractent  les  uns  plus ,  les 
autres  moins  que  lui  :  ainsi  //  existe  des  rayons  dans  les  slries 
noires  de  la  portion  rouge  du  spectre  ;  la  même  chose  doit  être 
admise  des  stries  situées  dans  les  portions  jaunes,  vertes,  bleues 
et  violettes.  »  Arago,  Comptes  rendus  de  VAcad.  des  Sciences, 
t.  XVI,  1 8^3,  p.  40a.  Voyez  aussi  t.  VIII,  1839,  p.  326,  et  Poisson, 
Traité  de  mécanique,  1^  éd.  1833.  t.  I,  §  168.  D'après  les  vues 
propres  à  la  théorie  des  ondulations ,  les  astres  émettent  des 
rayons  de  lumière  dont  les  vitesses  d'oscillations  transversales 
présentent  une  variété  infinie. 


—  309  — 

(^5)  [page  90].  Wheatstone  dans  les  Philos.  Tramact.  of  the 
Royal  Society  for  183/i,  p  589  et  591.  D'après  les  recherches 
décrites  dans  ce  mémoire  (p.  591),  il  parait  que  l'œil  est  capable 
d'apprécier  des  impressions  lumineuses  «  dont  la  durée  ne 
dépasse  point  un  millionième  de  seconde.  »  Sur  l'hypothèse  , 
mentionnée  dans  le  texte,  d'après  laquelle  la  lumière  polaire 
aurait  de  l'analogie  avec  la  lumière  du  Soleil ,  voyez  Sir  John 
Herschel,  Results  of  Âstroii.  Observ.  at  the  Cape  of  Good  Hope, 
\SU1,  p.  351.  Arago  a  fait  mention  ,  dans  les  Comptes  rendus ^ 
t.  VII,  1838,  p.  956,  d'un  appareil  rotatoire  de  Wheatstone, 
perfectionné  par  Bréguet ,  qu'il  se  proposait  d'employer  pour 
décider  entre  la  théorie  de  l'émission  et  celle  des  ondulations , 
en  partant  de  ce  fait  que  ,  dans  la  première  hypothèse,  la  lu- 
mière doit  aller  plus  lentement  dans  l'air  que  dans  l'eau,  tandis 
que  le  contraire  doit  avoir  lieu  dans  la  seconde  {Comptes  rendus 
pour  1850  ,  t.  XXX,  p.  489-495  et  556). 

(46)  [page  92).  Steinheil,  dans  les  Astron.  Nachr.^  n"  679 
(1849),  p.  97-100  ;  "Walker,  dans  les  Proceedings  of  the  Ameri- 
can Philo^ophical  Society,  t.  V,  p.  128.  (Voyez  les  propositions 
plus  anciennes  de  Pouillet  dans  les  Comptes  rendus,  t.  XIX, 
p.  1386.)  Des  recherches  ingénieuses  et  plus  nouvelles  encore 
de  31itchell,  directeur  de  l'observatoire  de  Cincinnati  (Gould's 
Astron.  journal^  déc.  1849,  p.  3  :  On  the  velocity  of  the  electr. 
wave),  et  de  Fizeau  et  Gounelle,  à  Paris,  en  avril  1850,  s'éloi- 
gnent à  la  fois  des  résultats  de  Wheatstone  et  de  ceux  de  Wal- 
ker.  Les  expériences  mentionnées  dans  les  Comptes  rendus, 
t.  XXX  ,  p.  439 ,  révèlent  des  différences  frappantes  entre  les 
conducteurs  de  différentes  natures,  tels  que  le  fer  et  le  cuivre. 

(47)  [page  93].  Voyez  Poggendorff,  dans  ses  Annal  en , 
t.  LXXIII,  1848,  p.  337,  et  Pouillet,  Comptes  rendus,  t.  XXX, 
p.  501. 

(48)  [page  93].  Riess,  dans  les  Poggend.  Ann.^  t.  78,  p.  433. 
—  Sur  le  rôle  de  conducteur  refusé  à  la  partie  du  globe  ter- 


—  310  — 

restre  interposée ,  voyez  les  importantes  reclierciies  de  Guille- 
min  Sur  le  courant  dans  une  pile  isolée  et  sans  communication 
entre  les  pôles ^  dans  les  Comptes  rendus,  t.  XXIX,  p.  521. 
«  Quand  on  remplace  un  fil  par  la  terre  dans  les  télégraphes 
électriques,  la  terre  sert  plutôt  de  réservoir  commun  que  de 
moyen  d'union  entre  les  deux  extrémités  du  fil.  » 

(^9)  [page  93].  Maedler,  Astron.,\i.  380.  Laplace,  d'après 
Moigno,  Répertoire  d' Optique  moderne^  18^7, 1. 1,  p  72  :  «  Selon 
la  théorie  de  l'émission,  on  croit  pouvoir  démontrer  que  si  le 
diamètre  d'une  étoile  fixe  était  250  fois  plus  grand  que  celui  du 
Soleil,  sa  densité  restant  la  même,  l'attraction  exercée  à  sa  sur- 
face détruirait  la  quantité  de  mouvement  de  la  molécule  lumi- 
neuse émise,  de  sorte  qu'elle  serait  invisible  à  de  grandes  dis- 
tances. »  Mais  si  on  attribue,  avec  "William  Herschel,  un  dia- 
mètre apparent  de  0",1  à  Arcturus,  il  en  résulte  que  le  diamètre 
réel  de  cette  étoile  est  11  fois  seulement  plus  grand  que  celui 
du  Soleil  {Cosmos,  t  I,  p.  155  et  Zi84).  Il  faudrait  d'ailleurs  que 
la  vitesse  de  la  lumière  variât  avec  la  grandeur  des  asti  es  qui 
l'émettent  :  c'est  ce  que  l'observation  n'a  nullement  confirmé. 
Arago  dit,  dans  les  Comptes  rendus,  t.  VIII,  p.  326  :«  Les  ex- 
périences sur  l'égale  déviation  prismatique  des  étoiles  vers 
lesquelles  la  Terre  marche  ou  dont  elle  s'éloigne,  rend  compte 
de  l'égalité  de  vitesse  apparente  des  rayons  de  toutes  les 
étoiles.  » 

(50)  [page  95].  Ératosthène,  Catasterismi ,  éd.  Schaubach, 
1795,  et  Eratoslhenica,  éd.  God.  Bernhardy,  1822,  p.  110-116. 
Dans  cette  desiriplion  ,  on  distingue  les  étoiles  en  Xa;xrpo( 
(jj.sYâ)^ci)  et  en  àpiaupot  (c.  2,  11,  kl).  Telle  est  aussi  la 
division  adoptée  par  Ptolémée.  Quant  aux  étoiles  qu'il  appelle 
à[jLopoajTci,  ce  sont  celles  qui  n'appartiennent  il  aucune  constel- 
lation . 

(51)  [page  96  J.  Ptolémée,  Aima  g  este ,  éd.  Halma,  t.  II, 
p.  ùO.  On  lit  aussi  dans  les  Catasterismi  d'Erathosthène ,  c.  22 , 


—  311  — 

p.  18  :  ■?)  Se  îcôcoaX-^  xai  f)   àp-rrr)  avaTitoç   opaxat ,  8ià  Ss  vecpsXiiSoo; 

coatpwfïj;  Soxît  Tiaiv  ôpâaeai.  De  même  dans  Geminus ,  Phœn,, 
éd.  Hilder,  1590,  p.  Zi6. 

(52)  [page  96).  Cosmosy  t.  II,  p.  395  et  608,  note  63. 

(53)  [page  97] .  Muhamedis  Alfragani  Chronologica  et  Astron, 
Ekmenla,  1590,  c.  XXIV,  p.  118. 

(5/i)  [page  97].  On  trouve,  dans  certains  manuscrits  de  TAl- 
mageste,  l'indication  de  ces  ordres  de  grandeur  intermédiaires  ; 
car  plusieurs  désignations  de  grandeur  sont  accompagnées  des 
mots  [i.stî;a)v  et  £).àt7atov  {Cod.  Paris.,  n°  2389).  Tycho  exprimait 
ces  grandeurs  intermédiaires  par  des  points. 

(55)  [page  98],  Sir  John  Herschel ,  Oullines  of  Astron. , 
p.  520-527. 

(56)  [page  99] .  Il  s'agit  du  sextant  à  miroirs  employé  pour 
déterminer  l'éclat  relatif  des  étoiles  ;  je  m'en  suis  servi,  sous  les 
tropiques,  beaucoup  plus  souvent  que  des  diaphragmes,  qui  m'a- 
vaient été  cependant  recommandés  par  Borda.  Je  commençai  ce 
travail  sous  le  beau  ciel  de  Cumana,  et  je  le  continuai  plus  tard, 
dans  l'hémisphère  austral,  jusqu'en  1803.  Mais  alors  les  circon- 
stances n'étaient  plus  aussi  favorables,  quoique  je  fusse  placé 
sur  les  plateaux  des  Andes  et  sur  les  rivages  de  la  mer  du  Sud, 
près  de  Guayaquil.  Dans  l'échelle  arbitraire  que  je  m'étais  con- 
struite, j'avais  représenté  par  100  Sirius,  la  plus  brillante  de 
toutes  les  étoiles;  les  étoiles  de  1"  grandeur  allaient  de  100 
à  80  ;  celles  de  2%  de  80  à  60  ;  celles  de  3%  de  60  à  45  ;  celles 
de  4%  de  h^  à  30,  et  enfin  les  étoiles  de  5«  grandeur  se  trou- 
vaient comprises  entre  les  nombres  30  et  20  de  mon  échelle. 
Je  révisai  principalement  les  constellations  du  Navire  et  de  la 
Grue ,  où  je  croyais  pouvoir  trouver  des  changements  survenus 
depuis  l'époque  de  La  Caille.  En  combinant  avec  soin  mes  di- 
verses évaluations,  et  en  multipliant  les  termes  de  comparai- 
son, il  me  sembla  que  l'éclat  de  Sirius  surpassait  celui  de  Ca- 


—  âi2  — 

nopus,  dans  le  même  rapport  que  l'éclat  de  a  du  Centaure  sur- 
passe celui  d'Achernar.  L'échelle  arbitraire  dont  je  me  suis  servi 
s'oppose  à  ce  qu'on  puisse  comparer  immédiatement  mes  résul- 
Jtats  à  ceux  que  sir  John  Herschel  a  publiés  depuis  1838.  Voyez 
mon  Recueil  d'Observ.  astron.,i.  I,  p.  Lxxi,  et  ma  Relat.  hist. 
du  f^oyage  aux  Régions  cquinox.^t.  l,  p.  518  et  62/i.  Voyez 
aussi  la  Lettre  de  M.  de  Humboldt  à  M.  Schumacher,  en  fé- 
vrier 1839 ,  dans  les  Astron,  Nachr. ,  n»  Zlh.  Il  est  dit  dans 
cette  lettre  :  «M.  Arago,  qui  possède  des  moyens  photométri- 
ques entièrement  différents  de  ceux  qui  ont  été  publiés  jusqu'ici, 
m'avait  rassuré  sur  la  partie  des  erreurs  qui  pouvaient  provenir 
du  changement  d'inclinaison  d'un  miroir  étamé  sur  la  face  inté- 
rieure. Il  blâme  d'ailleurs  le  principe  de  ma  méthode  et  le  re- 
garde comme  peu  susceptible  de  perfectionnement ,  non-seu- 
lement à  cause  de  la  différence  des  angles  entre  l'étoile  vue  di- 
rectement et  celle  qui  est  amenée  par  réflexion,  mais  surtout 
parce  que  le  résultat  de  la  mesure  d'intensité  dépend  de  la  par- 
tie de  l'œil  qui  se  trouve  en  face  de  l'oculaire.  Il  y  a  erreur 
lorsque  la  pupille  n'est  pas  très- exactement  à  la  hauteur  de  la 
limite  inférieure  de  la  partie  non  étamée  du  petit  miroir.  » 

(57)  [page  99].  Cf.  Steinheil,  Elemente  der  Helligkeits^ 
Messurtgen  am  Sternenhimmel,  Munich,  1836  (  Schumacher's 
Astron.  Nachr.,  n"'609),etJ.  Herschel,  Results  of  astronomical 
Observations  made  during  the  years  183^-1838,  At  the  Cape  of 
Good  Hope,  Lond.,  1847,  p.  353-357.  En  1846,  Seidel  a  dé- 
terminé, avec  le  photomètre  de  Steinheil ,  la  quantité  de  lumière 
de  plusieurs  étoiles  de  première  grandeur  qui  s'élèvent  à  une 
hauteur  suffisante  dans  nos  climats.  Il  prend  Véga  pour  unité 
et  trouve  les  résultats  suivants  : 

Sirius 5,13 

Rigel 1,30 

Véga 1,00 

Arcturus 0,84 

La  Chèvre.     .     .     .  0,83 


313 


Procyon. 
L'Épi.  . 
Ataïr.    . 
Aldébaran 
Deneb. 


Régulus. 
Pollux. 


0,71 
0,49 
0,liO 
0,36 
0,35 
0,34 
0,30 


L'éclat  de  Rigel  paraît  aller  en  croissant  et  Béteigeuse  manque 
dans  le  tableau ,  parce  qu'elle  est  variable  ;  sa  variabilité  s'est 
principalement  décelée  entre  les  années  1836  et  18^9  {Outlincsy 
p.  543). 

(58)  [page  100] .  Voyez ,  sur  les  bases  numériques  des  résultats 
photomélriques,  4  tables  de  Sir  John  Herschel  qui  se  trouvent 
dans  les  Observations  al  the  Cape,  p.  341,  367-371  et  440,  et  dans 
les  Outlines  ofAstron.,^.  522-525  et  645-646.  On  peut  consulter, 
pour  une  simple  série  des  étoiles  rangées  dans  l'ordre  de  leurs 
éclats  relatifs,  mais  sans  indications  numériques,  le  Manuai  of 
scient.  Enquiry  prepared  for  the  use  ofthe  R.  Navy,  1849,  p.  12. 

(59)  [page  100],  Argelander ,  Durchmusferung  des  nOrdl. 
Himmels  zwischen  45"  und  80^  Decl.,  1846,  p.  XXIV-XXVI; 
Sir  John  Herschel,  Observations  at  the  Cape,  p.  327,  340  et  365. 

(60)  [page  101].  J.  Herschel,  ibid.,  p.  304  et  Outlines, 
p.  522. 

(61)  [page  101].  Philos.  Transact.,  t.  LVII,  for  the  year 
1767,  p,  234. 

(62)  [page  101].  WoUaston  dans  les  Philos.  Transact.,  for 
1829,  p.  27;  Herschel,  Outlines,  p.  553.  La  comparaison  faite 
par  Wollaston,  entre  la  lumière  du  Soleil  et  celle  de  la  Lune, 
date  de  1799  ;  elle  est  basée  sur  les  ombres  projetées  par  la  lu- 
mière des  bougies,  tandis  que  dans  les  recherches  de  1826  et 
1827  sur  le  Soleil  et  Sirius,  on  a  recours  à  des  images  formées, 
par  réflexion,  sur  une  boule  de  verre.  Les  premières  comparaisons 


—  3ia  — 

plîotométriques  entre  le  Soleil  et  la  Lune  diffèrent  beaucoup 
des  résultats  que  j'ai  cités  ici.  En  se  fondant  sur  des  aperçus 
théoriques,  iMichell  et  Euler  avaient  trouvé  ^50000  et  314000. 
D'après  des  mesures  opérées  à  l'aide  des  ombres  de  la  flamme 
des  bougies,  Bouguer  trouvait  seulement  300000.  Lambert  af- 
firme que  Vénus ,  à  son  maximum  d'éclat ,  est  encore  3000  fois 
plus  faible  que  la  pleine  Lune.  D  après  Steinlieil,  le  Soleil  de- 
vrait être  3286500  fois  plus  éloigné  qu'il  ne  l'est  réellement, 
pour  que  son  éclat  fût  réduit  pour  nous  à  celui  d'Arcturus 
(Struve,  Stellarum  composilarum  Mensurœ  micrometicœ , 
p.  CLXIII);  et  l'éclat  apparent  d'Arcturus,  au  dire  de  John 
Herschél,  est  seulement  la  moitié  de  celui  de  Canopus(Herschel, 
Ohserv.at  the  Cape,ip.^li).  Toutes  ces  relations  photomélriques, 
et  surtout  l'importante  comparaison  de  la  lumière  du  Soleil 
avec  la  lumière  cendrée  de  la  Lune ,  si  variable  suivant  les  po- 
sitions de  notre  satellite  par  rapport  au  corps  éclairant,  la  Terre, 
méritent  bien  de  devenir  l'objet  de  recherches  définitives  et 
plus  approfondies. 

(63)  [page  101].  Outlinesof  Astron,^  p.  553;  .-^s^ron.  Observ, 
aï  the  Cape,  p.  363. 

(6Zi)  [page  102]c  William  Herschél,  on  the  Nature of  the  Sun 
and  Fixed  Stars,  (\diX\s  les  Philos.  Tramact.  for  1795,  p.  62, 
et  on  the  Changea  that  happen  lo  the  Fixed  Stars  dans  les  Philos. 
Transact.  for  1796,  p.  186.  Cf.  aussi  Sir  John  Herschél,  Observ. 
at  the  Cape,  p.  350-352. 

(65)  [page  103].  Extrait  d'une  lettre  de  M.  Arago  à  M.  de 
Humboldt  (mai  1850). 

1*^  Mesures  photomélriques. 

«  Il  n'existe  pas  de  photomètre  proprement  dit,  c'est-à-dire 
d'instrument  donnant  l'intensité  d'une  lumière  isolée  ;  le  photo- 
mètre de  Leslie ,  à  l'aide  duquel  il  avait  eu  l'audace  de  vouloir 
comparer  la  lumière  de  la  Lune  à  la  lumière  du  Soleil,  par  des 


—  315     - 

actions  calorifiques,  est  complètement  défectueux.  J'ai  prouvé, 
en  effet,  que  ce  prétendu  photomètre  monte,  quand  on  l'expose 
à  la  lumière  du  Soleil ,  qu'il  descend  sous  l'action  de  la  lumière 
du  feu  ordinaire,  et  qu'il  reste  complètement  stationnaire  lors- 
qu'il reçoit  la  lumière  d'une  lampe  d'Argand.  Tout  ce  qu'on  a 
pu  faire  jusqu'ici,  c'est  de  comparer  entre  elles  deux  lumières 
en  présence,  et  cette  comparaison  n'est  même  à  l'abri  de  toute 
objection  que  lorsqu'on  ramène  ces  deux  lumières  à  l'égalité 
par  un  affaiblissement  graduel  de  la  lumière  la  plus  forte.  C'est 
comme  critérium  de  cette  égalité  que  j'à  employé  les  anneaux 
colorés.  Si  l'on  place  l'une  sur  l'autre  deux  lentilles  dim  long 
foyer,  il  se  forme  autour  de  leur  point  de  contact  des  anneaux 
colorés  tant  par  voie  de  réflexion  que  par  voie  de  transmission. 
Les  anneaux  réfléchis  sont  complémentaires  en  couleur  des  an- 
neaux transmis;  ces  deux  séries  d'anneaux  se  neutralisent  mutuel- 
lement quant  les  deux  lumières  qui  la  forment  et  qui  arrivent 
simultanément  sur  les  deux  lentilles  sont  égales  entre  elles. 

»  Dans  le  cas  contraire,  on  voit  des  traces  ou  d'anneaux  ré- 
fléchis ou  d'anneaux  transmis,  suivant  que  la  lumière  qui  forme 
les  premiers  est  plus  forte  ou  plus  faible  que  la  lumière  à  la- 
quelle on  doit  les  seconds.  C'est  dans  ce  sens  seulement  que  les 
anneaux  colorés  jouent  un  rôle  dans  les  mesures  de  la  lumière 
auxquelles  je  me  suis  livré.  » 

2^  Cyanomètre, 

«  Mon  Cyanomètre  est  une  extension  de  mon  Polariscope. 
Ce  dernier  instrument,  comme  tu  sais,  se  compose  d'un  tube 
fermé  à  l'une  de  ses  extrémités  par  une  plaque  de  cristal  de 
roche  perpendiculaire  à  l'axe,  de  5  millimètres  d'épaisseur,  et 
d'un  prisme  doué  de  la  double  réfraction ,  placé  du  côté  de 
l'œil.  Parmi  les  cou'eurs  variées  que  donne  cet  appareil, 
lorsque  de  la  lumière  polarisée  le  traverse,  et  qu'on  fait  tour- 
ner le  prisme  sur  lui-même ,  se  trouve,  par  un  heureux  hasard, 
la  nuance  du  bleu  de  ciel.  Cette  couleur  bleue  fort  affaibhe , 
c'est-à-dire  très -mélangée  de  blanc,  lorsque  la  lumière  est 


-   316  ^^ 

presque  neutre,  augmente  d'intensité  progressivement,  h  me- 
sure que  les  rayons  qui  pénètrent  dans  l'instrument  renferment 
une  plus  grande  proportion  de  rayons  polarisés. 

»  Supposons  donc  que  le  Polariscope  soit  dirigé  sur  une 
feuille  de  papier  blanc  ;  qu'entre  cette  feuille  et  la  lame  de 
cristal  de  roche  il  existe  une  pile  de  plaques  de  verre  suscep- 
tible de  changer  d'inclinaison,  ce  qui  rendra  la  lumière  éclai- 
rante du  papier  plus  ou  moins  polarisée,  la  couleur  bleue  four- 
nie par  l'instrument  va  en  augmentant  avec  l'inclinaison  de  la 
pile  ,  et  Ton  s'arrête  lorsque  cette  couleur  paraît  la  même  que 
celle  de  la  région  de  l'atmosphère  dont  on  veut  déterminer  la 
teinte  cyanomélrique,  et  qu'on  regarde  à  l'œil  nu  immédiate- 
ment à  côté  de  l'instrument.  La  mesure  de  cette  teinte  est  don- 
née par  l'inclinaison  de  la  pile.  Si  cette  dernière  partie  de  l'in- 
strument se  compose  du  même  nombre  de  plaques  et  d'une 
même  espèce  de  verre,  les  observations  faites  dans  divers  lieux 
seront  parfaitement  comparables  entre  elles.  » 

(66)  [page  103].  Argelander,  de  Fide  Uranomefriœ  Bayeri, 
p.  14-23.  «  In  eadem  classe  littera  prior  majorem  splendorem 
nullo  modo  indicat»  (§  9).  Les  désignalions  de  Bayer  ne  prou- 
vent donc  point  que  Castor  ait  été,  en  1603 ,  plus  brillant  que 
Pollux. 

(67)  [page  112].  Cosmos,  t.  III,  p.  UU,  et  notes  78  et  79. 

(68)  [page  113].  Cosmos,  t.  I,  p.  201  et  501,  n.  UU. 

(69)  [page  115].  On  the  space -penetrating  power  of  téles- 
copes, dans  sir  John  Herschel,  Oullines  of  Jslron.,  $  803. 

(70)  [page  116].  Je  ne  saurais  condenser  en  une  seule  note 
toutes  les  raisons  sur  lesquelles  les  vues  d'Argelander  sont 
fondées.  Il  me  suffira  de  donner  ici  un  extrait  de  sa  corres- 
pondance avec  moi. 

«  Il  y  a  quelques  années  (en  1843),  vous  aviez  invité  le  capi- 
taine Schwinck  à  déterminer,d'après sa  ¥«/)/)«  ca?/es^f.s,lenombre 


tA  /      — 

de  toutes  les  étoiles  que  la  voûte  céleste  nous  présente,  depuis 
la  l""^  juscfu'à  la  T*"  grandeur  inclusivement.  Dans  l'espace  com- 
prise entre  —  30°  et  le  pôle  nord,  il  a  trouvé  12U8  étoiles;  par 
conséquent ,  si  nous  supposons  que  l'accumulation  soit  la  même 
dans  le  reste  du  ciel,  c'est-iVdire  depuis  —  30°  jusqu'au  pôle  sud , 
il  y  aurait  16200  étoiles  de  ces  diverses  grandeurs  sur  tout  le  fir- 
mament. Cette  évaluation  me  paraît  très-voisine  de  la  vérité.  On 
sait  que  si  Ton  se  borne  à  considérer  les  étoiles  en  masse,  chaque 
ordre  de  grandeur  contient  environ  trois  fois  plus  d'étoiles  que 
l'ordre  précédent  (Struve  ,  Catalogus  Stellarum  duplicium, 
p.  XXXIV  ;  Argelander,  Donner  Zonen,  p.  xxvi).  Or  j'ai  relevé, 
dans  mon  Uranométrie,  \lik\  étoiles  de  6^  grandeur  au  nord  de 
l'équateur:  il  suit  de  là  qu'il  y  en  aurait  3000  environ  sur  le  ciel 
entier.  Mais  les  étoiles  de  6-7'^  grandeur  n'y  sont  point  com- 
prises, et  cependant,  quand  on  ne  veut  tenir  compte  que  des 
ordres  entiers,  il  faudrait  adjoindre  les  étoiles  de  6-7*  gran- 
deur à  celles  de  ô*".  Je  crois  qu'on  peut  porter  leur  nombre 
à  1000,  et  qu'il  faut  compter  dès  lors  ZiOOO  étoiles  de  6^  gran- 
deur. La  règle  ci-dessus  donnera  donc  12000  étoiles  de  l'ordre 
suivant,  c'est-à-dire  de  7^  grandeur,  et  18000  étoiles,  depuis 
la  l'e  jusqu'à  la  7^^  grandeur  inclusivement.  Je  me  rapproche 
encore  plus  du  nombre  donné  par  Schwinck,  en  employant 
d'autres  considérations  sur  le  nombre  des  étoiles  de  7^  gran- 
deur que  j'ai  enregistrées  dans  mes  zones.  J'en  ai  observé  2251  ; 
mais  il  faut  tenir  compte,  bien  entendu,  de  celles  qui  ont  été 
observées  plus  d'une  fois  et  de  celles  qui  m'ont  échappé  proba- 
blement (p.  XXVI).  En  procédant  ainsi,  je  trouve  qu'il  doit  y 
avoir  2340  étoiles  de  V  grandeur,  depuis  Zi5''  jusqu'à  80°  de 
déclinaison  boréale,  et  près  de  17000  pour  tout  le  ciel.  — 
Dans  la  Description  de  l' Observatoire  de  Poulkova,  p.  268, 
Struve  porte  à  13/i00  le  nombre  des  étoiles  des  7  premiers 
ordres  qui  se  trouvent  comprises  entre  —  15°  et  -f-  90%  c'est- 
à-dire  dans  la  région  révisée  par  lui;  il  en  résulterait  un 
nombre  de  21300  pour  tout  le  ciel.  Dans  la  préface  du  Ca- 
taL  e  zonis  Regiomontanis  ded. ,  p.  xxxii  ,   Struve  trouve , 


—  318  — 

de — 15*^  à  +15°,  en  employant  le  calcul  des  probabilités^ 
3903  pour  le  nombre  des  étoiles  de  1"  à  7^  grandeur,  et,  par 
suite,  15050  pour  le  ciel  entier.  Ce  dernier  nombre  est  trop 
faible  ,  parce  que  Besscl  attribuait  aux  belles  étoiles  des  gran- 
deurs plus  faibles  que  moi  ;  la  différence  est  à  peu  près  d'une 
demi- grandeur.  Il  ne  s'agit  ici  que  d'obtenir  une  évaluation 
moyenne,  et  on  peut,  à  mon  gré,  adopter  le  nombre  de  18000 
pour  les  étoiles  de  1"  à  7^  grandeur.  Dans  le  passage  des 
Outlines  of  Astronomy  que  vous  me  citez,  sir  John  Herschel  ne 
parle  que  des  étoiles  déjà  cataloguées  ;  The  whole  number  of 
stars  already  registered  down  to  the  seventh  magnitude,  inclu- 
sive, amounting  to  from  12000  to  15000.  Quant  aux  étoiles 
plus  faibles  de  S*"  et  de  O*"  grandeur,  Struve  a  compté  dans  la 
zone  de  —  15°  à  +  15°  :  10557  étoiles  de  8^  grandeur, 
37739  étoiles  de  9^  grandeur;  par  conséquent,  on  aura,  dans 
le  ciel  entier,  /i0800  étoiles  de  8%  et  l/i5800  étoiles  de  9^  gran- 
deur. D'après  cela  nous  aurions,  de  la  T^  à  la  9^  grandeur  in- 
clusivement, 15100  +  Zi0800  +  U5800  =  201700  étoiles. 
Struve  est  arrivé  à  ces  évaluations  en  comparant  avec  soin  des 
zones  ou  des  parties  de  zones  qui  répondent  à  des  régions  ana- 
logues dans  le  ciel,  et  en  prenant  toujours  pour  guide  une 
saine  théorie  des  probabilités.  Il  s'agissait,  en  effet,  dans  ces 
recherches,  de  conclure  le  nombre  des  étoiles  réellement  exis- 
tantes dans  le  ciel,  en  tenant  compte  des  étoiles  qui  ont  été  plu- 
sieurs fois  observées  et  reproduites  dans  différentes  zones ,  et 
de  celles  qui  n'y  ont  été  marquées  qu'une  seule  fois.  Ses  cal- 
culs méritent  assurément  une  grande  confiance,  car  ils  sont 
basés  sur  des  nombres  considérables.  —  L'ensemble  des  zones 
de  Bessel,  comprises  entre  —  15°  et  -f-  ^5°,  contient  environ 
61000  étoiles,  déduction  faite  des  étoiles  observées  plusieurs 
fois  et  des  étoiles  de  9-10^  grandeur.  De  là  on  peut  conclure 
101500  étoiles  environ  pour  cette  partie  du  ciel,  si  on  tient 
compte  du  nombre  probable  de  celles  qui  ont  échappé  à 
l'observation.  Mes  zones  s'étendent  de  +  A5°  à  -|-  80";  elles 
comprennent    environ   22000    étoiles    { Durchmusterung  des 


—  319  — 

nôrdl.  Himmels,  p.  xxv)  ;  il  faut  en  retrancher  à  peu  près 
3000  étoiles  de  9-10^  grandeur;  reste  19000.  Or  mes  zones 
sont  un  peu  plus  riches  que  celles  de  Bessel  ;  je  crois  donc  ne 
pas  devoir  supposer  plus  de  28500  étoiles  réellement  exis- 
tantes entre  les  limites  de  +  ^5°  et  de  +  80".  Nous  aurions 
ainsi  130000  étoiles  jusqu'à  la  9^  grandeur  entre  —  15"  et 
+  80°.  Cette  dernière  zone  formant  les  0,62181  du  ciel  entier, 
nous  aurions  donc ,  toute  proportion  gardée ,  209000  étoiles 
sur  tout  le  firmament.  C'est  à  peu  près  le  nombre  de  Struve; 
le  nôtre  est  même  sensiblement  plus  fort,  en  réalilé,  parce  que 
Slruve  a  compté  les  étoiles  de  9-10'' grandeur  avec  les  étoiles  de 
9^  grandeur.  —  Les  nombres  qui  me  paraissent  admissibles  pour 
les  divers  ordres  de  grandeurs,  depuis  la  l'^'^  jusqu'à  la  9*^  inclu- 
sivement,  seraient  donc  :  20,65,190,  425,  1100,  3200,13000, 
/tOOOO,  lZi2000  qui  forment  une  somme  de  200000;  tel  est  le 
nombre  des  étoiles  comprises  entre  la  1'^  et  la  9«  grandeur.  — 
Vous  m'objectez  que  Lalande  [HisL  céleste,  p.  iv)  porte  à  6000 
le  nombre  des  étoiles  visibles  à  l'œil  nu  qu'il  a  observées.  Je 
fais  remarquer,  à  ce  sujet,  qu'il  y  a  dans  ce  nombre  beaucoup 
d'étoiles  observées  deux  fois  et  plus;  si  on  les  exclut,  il  reste 
3800  étoiles  pour  la  région  étudiée  par  Lalande  et  comprise 
entre  —  26'^  30'  et  +  90^  Cette  région  formant  les  0,72310  du 
ciel  entier,  on  trouve,  par  une  simple  proportion,  qu'il  doit  y 
avoir  en  tout  5255  étoiles  visibles  à  l'œil  nu.  Une  révision  de 
l  Uranographie  de  Bode  (17240  étoiles),  composée,  comme 
l'on  sait,  de  matériaux  fort  peu  homogènes,  ne  donne  pas  plus 
de  5600  étoiles  de  1'*  à  6^  grandeur,  lorsque  l'on  élimine 
celles  de  6-7^  qui  ont  été  indûment  élevées  à  la  6^  grandeur. 
Enfin,  des  calculs  semblables,  effectués  sur  les  étoiles  de  l""^  à 
6®  grandeur  observées  par  La  Caille  entre  le  pôle  sud  et  le  tro- 
pique du  Capricorne,  conduisent  à  deux  limites,  3960  et  5900, 
entre  lesquelles  le  nombre  des  étoiles  visibles  sur  tout  le  ciel 
doit  se  trouver  compris.  Tous  ces  résultats  se  trouvent  donc 
ramenés  aux  nombres  moyens  que  je  vous  avais  communiqués. 
Vous  voyez  avec  quel  empressement  je  me  suis  efforcé  de  rem* 


—  320  — 

plir  votre  vœu ,  en  soumettant  ces  nombres  à  une  recherche 
approfondie.  Permettez-moi  d'ajouter  que  M.  le  professeur 
Heis^  à  Aix-la-Chapelle,  s'occupe,  depuis  plusieurs  années,  de 
réviser  avec  soin  mon  Uranométrie,  D'après  les  parties  déjà  ter- 
rainéesde  ce  travail,  et  les  additions  considérables  qu'un  obser- 
vateur habile,  doué  d'une  vue  excellente,  a  faites  à  cet  ouvrage, 
je  trouve  2836  étoiles  de  l'^  à  6^  grandeur  inclusivement,  pour 
l'hémisphère  boréal.  Supposons  que  les  étoiles  soient  réparties 
de  même  dans  les  deux  hémisphères ,  il  y  aurait  donc  encore 
5672  étoiles  visibles  à  l'œil  nu  pour  la  meilleure  vue.  »  (Extrait 
des  Manuscrits  d'Argelander,  mars  1850.) 

(71)  [page  116].  Schubert  compte  7000  étoiles  jusqu'à  la 
6''  grandeur  (c'est  presque  le  nombre  que  jai  donné  dans  le 
I"  vol  du  Cosmos,  p.  169)  et  plus  de  5000  pour  la  partie  du  ciel 
visible  sur  l'horizon  de  Paris.  Il  compte  70000  étoiles  jusqu'à  la 
8^  grandeur  pour  le  ciel  entier  [Astronomie ,  S*"  part.,  p.  5^). 
Ces  nombres  sont  tous  trop  forts.  Argelander  ne  trouve  que 
58000  étoiles  de  la  l'*^  à  la  8'^  grandeur. 

(72)  [page  117].  Patrocinatur  vastitas  cœli ,  immensa  discreta 
altitudine  in  duo  atque  septuaginta  signa.  Haec  sunt  rerum  et 
animantium  effigies,  in  quas  digessere  cœlum  periti.  In  his  qui- 
dem  mille  sexcentas  adnotavere  stellas,  insignes  videlicet  efîectu 
visuve....  (Pline,  II,  Ui),  —  Hipparchus  nunquam  satis  lauda- 
tus,  ut  quo  nemo  magis  approbaverit  cognationem  cum  ho- 
mine  siderum  animasque  nostras  partem  esse  cœli,  novam 
stellam  et  aham  in  aevo  suo  genitam  deprehendit ,  ejusque  motu, 
qua  die  fulsit,  ad  dubitationem  est  adductus,  anne  hoc  saepius 
fieret  moverenturque  et  eae  quas  putamus  affixas;  itemque  ausus 
rem  etiam  Deo  improbam ,  adnumerare  posteris  stellas  ac  sidéra 
ad  nomen  expungere,  organis  excogitatis,  per  quae  singularum 
loca  atque  magnitudines  signaret ,  ut  facile  discerni  posset  ex 
eo ,  non  modo  an  obirent  nascerenturve ,  sed  an  omnino  aliqua 
transirent  moverenturve ,  item  an  crescerent  minuerenturque , 


—  821  — 

cœlo  in  hereditate  cunctis  relicto  ,  si  quisquam  qui  cretionem 
eam  caperet  inventas  esset  (  Pline ,  II ,  26). 

(73)  [page  118].  Delanibre,  Hist.  de  VAstron,  anc.,t  X, 
p.  290,  et  Hist.  de  VAstron.  mod.,  t.  II,  p.  186. 

[lU)  [page  118],  OutUnes,  §  831;  Edouard  Biot,  mr  les 
Etoiles  extraordinaires  observées  en  Chine,  dans  la  Connaissance 
des  Temps  pour  18^6. 

(75)  [page  118].  Aratus  a  eu  le  singulier  bonheur  d'être 
loué  presque  en  même  temps  par  Ovide  (  Amor. ,  1, 15  )  et  par 
l'apôtre  saint  Paul,  à  Athènes,  dans  une  Épître  contre  les  épi- 
curiens et  les  stoïciens  {Act.  Apost.,  cap.  17  v.  28).  Saint  Paul 
ne  cite  pas  le  nom  d' Aratus;  mais  il  rappelle,  à  ne  pas  s'y  mé- 
prendre, un  vers  de  ce  poëte  [Phœn.,  v.  5),  sur  le  lien  étroit 
qui  rattache  les  mortels  à  la  divinité. 

(76)  [page  119].  Ideler,  Untersuch.  ûher  den  Ursprung  der 
Stcrnnamen,  p.  xxx-xxxv.  Baily  examine  aussi  à  quelles  années 
de  notre  ère  se  rapportent  les  observations  d'Aristllle,  ainsi  que 
les  catalogues  d'Hipparque  (128  et  non  \U0  av.  J.  C.)  et  de 
Ptolémée  (138  ap.  J.  G.  ).  Mem.  of  tlie  Astron.  Soc,  t.  XïII, 
18Zi3.  p.  12  et  15. 

(77)  [page  119].  Cf.  Delambre,  Hist.  de  V Astron.  anc  ,t.  I, 
p.  18^,  t.  II,  p.  260.  Il  est  peu  vraisemblable  qu'Hipparque,  qui 
désigne  toujours  les  étoiles  par  leurs  ascensions  droites  et  leurs 
déclinaisons,  se  soit  servi,  comme  Ptolémée,  des  longitudes 
et  des  latitudes  dans  son  catalogue.  Cette  opinion  est  contredite 
par  VAlmageste  (l.  VII,  c.  /i  ) ,  où  les  coordonnées  écliptiques 
sont  signalées  comme  une  nouveauté  qui  facilite  l'intelligence 
du  mouvement  des  étoiles  aulour  du  pôle  de  l'écliptique.  Le 
catalogue  d'étoiles  avec  les  longitudes  en  regard ,  que  Petrus 
Victorius  a  trouvé  dans  un  manuscrit  de  la  bibliothèque  des 
Médicis,  et  qu'il  a  publié,  à  Florence,  en  1567,  avec  une 
vie  d' Aratus,  a  été  attribué,  il  est  vrai,  à  Flipparque ,  par 

"Victorius  lui-même ,  mais  sans  preuves  h  l'appui.   Cette  (a])le 
iir.  2i 


paraît  être  une  simple  copie  du  catalogue  de  Ptolémée ,  faite 
sur  un  ancien  manuscrit  de  l'Almagestc,  dont  on  aurait  laissé 
de  côte  toutes  les  laliludes.  Comme  Ptolémée  ne  possédait 
qu'une  évaluation  imparfaite  de  la  précession  des  équinoxes 
(il  la  supposait  trop  lente  d'environ  28/100,  Almag,  VII,  c.  2, 
p.  13,  éd.  Ilalma),  il  en  résulte  que  son  catalogue,  au  lieu  de 
répondre ,  comme  Ptolémée  le  voulait ,  au  commencement  du 
règne  d'Antonin ,  répond  en  réalité  à  une  époque  bien  anté- 
rieure, savoir  à  l'an  63  ap.  J.  C   (Ideler,  Untermchangen  ueber 
die  Slernnnmen,  p.  xxxiv).  Cf.  aussi  les  considérations  et  les 
tables  auxiliaires  que  Encke  a  publiées,  dans  les  Astron.  Nachr, 
de  Schumacher,  n°  608,  p.  113-126,  pour  faciliter  le  calcul  du 
transport  des  positions  modernes  des  étoiles  à  l'époque  d'Hip- 
parque.  Au  reste  l'époque  pour  laquelle  le  catalogue  de  Pto- 
lémée représente  l'état  du  ciel,  à  l'insu  de  son  auteur,  coïncide 
très-probablement  avec  celle  où  l'on  peut  reporter  les  Catasté- 
rismes  du  Pseudo-Ératosthène.  J'ai  fait  remarquer  ailleurs  que 
ces   Catastérismes  sont  postérieurs  h  Hygin  ,  contemporain 
d'Auguste.  Ils  paraissent  avoir  été  empruntés  à  ce  dernier,  et 
n'avoir  aucun  rapport  avec  le  poëme  CC Hermè)^  du  véritable  Éra- 
tosthène  'Eralosihenica,  compos.  God.  Bernhardy,  1822,  p.  \\U, 
116  et  129).  Au  reste,  ces  Catastérismes  contiennent  à  peine 
700  étoiles ,  réparties  entre  les  diverses  constellations. 

(78)  [page  120].  Cosmos,  t.  II,  p.  272  et  539.  La  Biblio- 
thèque de  Paris  contient  un  manuscrit  des  Tables  Ilkhanines, 
écrit  de  la  main  du  fils  de  Nassir-Eddin.  Leur  nom  vient  du 
titre  de  llkhan  porté  par  les  princes  tartares  qui  régnèrent  en 
Perse.  Ileiuaud,  liUrod.  de  la  Géogr.  d'Ahoulféda,    1848, 

p.  CXXXIX. 

(79)  [page  121].  Sédillot  fils.  Prolégomènes  des  Tables 
astron.  d  Olough~Beg  ,  1847,  p.  cxxxiv,  note  2;  Delambre, 
Hist.  de  l' Astron.  du  moyen-âge,  p,  8. 

(80)  [page  121].  Dans  mes  recherches  sur  la  valeur  relative 


des  positions  géographiques  dans  l'Asie  centrale  [y^sie  ccnlralc, 
t.  m,  p.  581-59(5),  j'ai  donné  les  latitudes  de  Samarcande  et  de 
Bokhara,  d'après  les  manuscrits  arabes  et  persans  de  la  Biblio- 
thèque de  Paris.  Je  crois  avoir  prouvé  que  la  première  sur- 
passe 39°  52',  tandis  que  les  meilleurs  manuscrits  d'Olough-Beg 
donnent  39»  37';  le  Kilah-al-athual  d'Alfarès  et  le   Kanun 
d'Albirouni  donnent  même  40"  pour  la  latitude  de  Samarcande. 
Je  crois  devoir  faire  remarquer  ici,  de  nouveau,  combien  il  se- 
rait important,  pour  la  géographie  et  pour  l'histoire  de  l'astro- 
nomie, de  déterminer  enfin  la  longitude  et  la  latitude  de  Samar- 
cande par  de  nouvelles  observations  dignes  de  confiance  Nous 
connaissons  la  latitude  de  Bokhara  par  les  observations  de 
Burnes;  elle  est  de  39°  /i3'  41'.  Les  erreurs  des  deux  beaux 
manuscrits  arabes  et  persans  de  la  Bibliothèque  de  Paris  (n.  164 
et  n.  2460)  sont  donc  seulement  de  7  à  8';  tandis  que  le  Major 
RennelljSi  heureux  d'ordinaire  dans  ses  combinaisons,  s'est 
trompé  de  19'  sur  la  latitude  de  Bokhara.  (Humboldt,  Asie  cen- 
trale, t.  III,  p.  592,  etSédillot,  dans  les  Pro/ey.  d'Olough-Beg, 

p.  CXXIII-CXXV.) 

(81)  [page  122].  Cosmos,  t.  II,  p.  349-352  et  576-577,  Hum- 
boldt, Examen  crit,  de  l'hist,  de  la  Géogr.  t.  IV,  p.  321-336, 
t.  V,  p.  226-238. 

(82)  [page  122].  Gardani  Paralipomenon ,  1.  VIII,  c.  10 
(0pp.,  t.  IX,  éd.  Lugd.,  1663,  p.  508). 

(83)  [page  123].  Cosmos,  t  I,  p.  93-96. 

(84)  [page  124].  Baily,  Calai,  of  ihose  Stars  in  the  Histoire 
céleste  de  Jérôme  de  Lalande ,  for  tvhich  tables  of  réduction  to 
the  epoch  ISOO  hâve  been  published  by  prof  Schumacher,  1847, 
p.  1195.  Sur  les  progrès  dont  l'astronomie  est  redevable  à  la 
perfection  des  catalogues  d'étoiles,  voyez  les  considérations  de 
Sir  John  Herschel  dans  le  Catal.  of  ihe  British  Ai^socialion,  18^5, 
p.  4,  §10.  Cf.  aussi,  sur  les  étoiles  perdues,  Schumacher, 
Astron.  Nachr.  n°  624,  et  Bode,  Jahrbuch  fUr  1817,  p.  249. 


—  32i  ~- 

(85)  [page  125].  Memoirsofthe  Royal  Astrort.  ^^oc,  t.  XIII, 
18/i3,  p.  33  et  168. 

(86)  [page  125].  Bessel,  Fundamenta  A^tronomiœ  pro 
anno  1755,  deducta  ex  observationibus  viri  incomparabilis 
James  Bradley  in  Spécula  astronomica  Grenovicensi,  1818.  Cf. 
aussi  Bessel,  Tabulée  Regiomontanœ ,  reJuctionum  observalio- 
num  astronomicarum  ^  ab  anno  1750  usque  ad  annum  1850 
computalœ ,  1830. 

(87)  [page  126].  Je  réunis  ici  dans  une  seule  note  les  indi- 
cations relatives  à  la  richesse  des  catalogues  stellaires.  Le  nom 
de  l'observateur  est  suivi  du  nombre  des  positions  d'étoiles  qu'il 
a  déterminées.  La  Caille,  9766  étoiles  australes,  jusqu'à  la 
7^  gr.  inclus.,  réduites  à  1750  par  Henderson.  Ce  grand  travail 
a  été  accompli  par  La  Caille  en  moins  de  dix  mois,  de  1751 
à  1752,  à  l'aide  d'une  lunette  qui  n'avait  qu'un  grossissement 
de  8  fois.  Tobie  Mayer,  998  étoiles,  pour  1756.  Flamsteed,  2866, 
augmentées  de  564  par  les  soins  de  Baily  {I[Icm.  of  the  Aslron. 
Soc,  t.  IV,  p.  129-16/1),  Bradley,  3222  ,  réduites  à  1755  par 
Bessel.  Pond,  1112.  Piazzi,  76Zi6,  pour  1800.  Sir  Thomas 
Brisbane  et  Riimker,  7385  étoiles  australes  observées  à  la  Nou- 
velle-Hollande dans  les  années  1822-1828.  Airy,  2156  étoiles 
réduites  à  1845.  Riimker,  12000,  à  Hambourg.  Argelander 
(catal.  d'Abo),  560.  Taylor,  11015  à  Madras.  Le  British  Asso- 
ciation Catalogue  of  Stars,  1845,  calculé  sous  la  direction  de 
Baily,  contient  8377  étoiles  depuis  la  1'"  jusqu'à  la  7-8''  gr.  Nous 
possédons  en  outre,  pour  le  ciel  austral,  les  riches  catalogues 
de  Henderson,  de  Fallows,  de  Maclear,  au  Cap,  et  de  Johnson, 
à  Sainte-Hélène. 

(88)  [page  126].  AVeisse^  Positiones  mediœ  stellanim  fixarum 
in  Zonis  Rcgiomontanis  a  Besselio  inter — \5^  et-[-  i5°  decL 
observatarum  ad  annum  1825  reductae  (1846),  avec  une  impor- 
tante préface  de  Struve. 

(89)  [page  126].  Fncke,  Gedà'ch(ni.'ii;redp  auf  Besael,  p.  13. 


—  61b  — 

(90)  [page  128].  Cf.  Simwe ,  Étudefi  d' ^xtron.  sfetlaire,  18/i7, 
p.  66  et  72;  Cosmos,  t.  I ,  p.  169;  MaecUer,  AMron.,  ^'^éd.. 
p.  h\l. 

(91)  [page  131].  Cosmos,  t.  II,  p.  196  et  513. 

(92)  [page  131].  Ideler,  Untersuch.  iïber  die  Sternnamen, 
p.  XI ,  kl,  139,  \kk  et  243  ;  Letronne ,  Sur  V origine  du  Zodiaque 
grec,  1840,  p.  25. 

(93)  [page  132].  Letronne,  i6iU ,  p.  25  et  Carteron,  Ânaly&e 
des  Recherches  de  M.  Letronne  sur  les  représentations  zodiac- 
cales,  1843,  p.  119.  «  Il  est  très-douteux  qu'Eudoxe  [01.  103) 
ait  jamais  employé  le  mot  Çwôiaxo:;.  On  le  trouve  pour  la  pre- 
mière fois  dans  Euclide  et  dans  le  Commentaire  d'flipparque 
sur  Aratus  [01.  160).  Le  nom  d'écliptique,  exXsiTtxixoc; ,  est 
aussi  fort  récent.  »  (Cf.  Martin,  dans  son  commentaire  sur 
Tliéon  de  Smyrne,  Liber  de  Aslronomia,  1849,  p.  50  et  60). 

(94).  [page  132].  Letronne,  Orig.  duZod.,  p.  25  et  Analyse 
crit.  des  Représ,  zod.,  1846,  p.  15.  Ideler  et  Lepsius  tiennent 
aussi  pour  vraisemblable  «  que  le  zodiaque  chaldéen,  avec  ses 
divisions  et  son  nom,  avait  été  introduit  chez  les  Grecs  dès  le 
7^  siècle  avant  notre  ère;  mais  que  les  constellations  zodiacales 
proprement  dites  pénétrèrent  plus  tard  et  successivement  dans 
leur  littérature  astronomique  »  (Lepsius,  Chronologie  der 
jEgypter,  1849,  p.  65  et  124).  Ideler  penche  à  croire  que  les 
Orientaux  avaient  des  noms,  mais  point  de  constellations,  pour 
les  dodécatémories.  Lepsius  trouve  naturel  »  que  les  Grecs,  k 
une  époque  où  la  plus  grande  partie  de  leur  sphère  était  vide , 
aient  adopté  les  constellations  chaldéennes  dont  les  12  divi- 
sions du  zodiaque  portent  les  noms.  »  Mais  ne  pourrait-on  de- 
mander, en  suivant  cette  hypothèse,  pourquoi  les  Grecs  n'ont 
eu  d'abord  que  11  signes  et  comment  il  se  fait  quils  n'aient 
point  emprunté  les  12  constellations  chaldéennes  à  la  fois?  S'ils 
avaient  eu  tout  d'abord  les  12  signes,  il  aurait  été  bien  inutile 
d'en  rejeter  un ,  pour  le  rétablir  ensuite  quelque  temps  après. 


—  326  — 

(95)  [page  133].  Sur  un  passage  intercalé  par  un  copiste 
dans  le  texte  d'Hipparque  ,  voyez  Letronne ,  Orig.  du  Zod., 
18^0,  p.  20.  Dès  1812,  à  une  époque  où  j'étais  persuadé  que 
les  Grecs  avaient  dû  connaître  fort  anciennement  le  signe  de 
la  Balance ,  j'ai  soigneusement  rassemblé  et  discuté  tous  les 
passages  des  écrivains  de  l'antiquité  grecque  ou  romaine  où  la 
constellation  de  la  Balance  est  désignée  comme  un  signe  du 
zodiaque.  J'avais  signalé,  dans  ce  travail,  le  passage  d'Hip- 
parque {Comment,  in  ^ratum ,  1.  III,  c.  2),  dans  lequel  se 
trouve  cité  le  2rT)ptov  (du  Centaure  au  pied  de  devant).  Je 
n'avais  pas  oublié  non  plus  le  remarquable  passage  de  l'Alma- 
geste,  1.  IX ,  c.  7  (Halma,  t.  II,  p.  170),  dans  lequel  Ptolémée 
rapporte  une  observation  qui  n'a  certainement  pas  été  faite  à 
Babylone,  mais  bien  par  des  astrologues  chaldéens  dispersés  en 
Syrie  ou  à  Alexandrie  :  pour  désigner  la  Balance,  il  emploie  les 
mots  de  xaxà  ycùMo^^ ,  et  il  l'oppose  aux  Serres  du  Scorpion. 
[Fues  des  Cordillères  et  Monuments  des  peuples  indigènes  de 
VJmérique,  t.  II,  p.  380.)  Buttraann  prétendait,  contre  toute 
vraisemblance ,  que  les  x^iXa{  désignaient  originairement  les 
deux  plateaux  de  la  Balance  et  qu'elles  avaient  été  considérées 
plus  tard,  par  méprise,  comme  formant  les  serres  du  Scorpion. 
(Cf.  Ideler,  Untersuch    uber  die  astron.  Beohachl.  der  Allen, 
p.   37Zi,  et  uber  die  Sternnamen^  p.  174-177;  Carteron,  Re- 
cherches de  M.  Letronne,  p.  113.)  Quoi  qu'il  en  soit,  on  sait 
combien  certains  noms  des  27  maisons  de  la  Lune  présentent 
d'analogie  avec  les  noms  des  12  maisons  du  Soleil  dans  le  zo- 
diaque ;  or  je  suis  frappé  de  retrouver  le  signe  de  la  Balance 
parmi  les  Nakschatras  ou  maisons  de  la  Lune  des  Hindous , 
dont  on  ne  saurait  contester  la  haute  antiquité.  [Fues  des  Cor- 
dillières,  t.  II,  p.  6-12.) 

(96)  [page  134].  Cf.  A.  W.  de  Schlegel,  uber  Sternbilder  des 
Thierkreises  im  alten  Indien,  dans  la  Zeitschrift  fur  die  Kunde 
des  Morgenlandes ,  t.  I,  3*  liv.,  1837  ,  et  Commentatio  de  Zo- 
diaci  antiquitate  et  origine,  1839,  avec  Adolphe  Hoitzmann , 


ûber  den  griechischen  Ursprung  des  indischen  Thierkreises , 
18/il,  p.  9,  16  et  23.  On  lit  dans  ce  dernier  ouvrage  :  «  Les 
passages  extraits  de  l'Amarakosclia  et  du  Ramayana  ne  laissent 
place  à  aucun  doute  :  ils  parlent  du  zodiaque  même  dans  les 
termes  les  plus  clairs.  Mais  s'il  est  vrai  que  les  ouvrages  dont 
ces  passages  sont  tirés  ont  été  composés  avant  que  les  Hindous 
pussent  avoir  connaissance  du  zodiaque  des  Grecs ,  il  reste  en- 
core à  examiner  si  ces  passages  ne  seraient  point  des  additions 
postérieures.  » 

(97)  [page  135].  Cf.  Buiima.nn,d2Lns\e Berlinerastron.Jahr- 
buch  fiir  1822,  p.  93;  Olbers,  sur  les  constellations  les  plus  ré- 
centes ,  dans  le  Schumaclier's  Jahrbuck  fiir  18^0,  p.  238-251,  et 
Sir  John  Herschel,  Revision  and  Re-arrangement  of  the  Comtel- 
lations,  wilh  spécial  référence  to  ihose  of  the  Southern  Hémis- 
phère, dans  les  Memoirs  ofthe  Jstron.  Soc,  t.  XII,  p.  201-22Zt 
(avec  un  tableau  très-exact  des  étoiles  australes  rangées  par 
ordre  de  grandeur,  depuis  la  1"^^  jusqu'à  la  U^)  A  propos  de  la 
discussion  que  Lalande  soutint  très-sérieusement  contre  Bode, 
pour  défendre  ses  constellations  du  Chat  domestique  et  du 
Custos  segetum  {le  Messier/),  Olbers  fait  remarquer  que,  «  pour 
faire  une  place  dans  le  ciel  aux  Honneurs  de  Frédéric  (constel- 
lation imaginée  par  Bode),  Andromède  avait  dû  retirer  son  bras 
du  lieu  qu'il  occupait  depuis  3000  ans.  » 

(98)  [page  135].  Cosmos,  t.  III,  p.  30  et  274. 

(99)  [page  135].  D'après  Démocrite  et  son  élève  Métrodore; 
voyez  Stobée,  Ecloga  physica^  p.  582. 

(100)  [page  136].  V\ui2irque,de Placit. Philos.,  Jl,\i;  Diog. 
Laerte,  VIII,  77;  Achilles  Tatius  ad  Arat,^  c.  5 :  Efxir.  xpufnaXXwSYi 

Touxov  (xôv  ôupavôv) ,  Eivai  cpi^aiv,  èx  toù  TrayîTwoooç  G\ik\z-^ivx7.  \  de 

même  on  trouve  seulement  l'épithète  de  cri^talloïde  dans  Diog. 
Laerte,VIII,7 7 , et  dans Galenus, Hist. phil, ,  1 2 (Sturz,  Empedocles 
Àgrigent.,i.  I,p.  321).  OnlitdansLactancerfeopiy^cio/^e?',  c.  17: 
a  Ad  ,  si  mihi  quispiam  dixerit  aeneum  esse  cœlum ,  aut  vitreum , 


—  3:28  — 

aut,  ut  Empedocles  ait,  aërem  glaciatum^  statimne  assentiar, 
quia  cœliuii  ex  qua  materia  sit,  ignorem?»  Quanta  ce  cœlumvi- 
treum,  les  Grecs  ne  nous  ont  laissé  aucun  témoignage  plus  an- 
cien que  ce  passage.  Un  astre  seulement,  le  Soleil,  a  été  nommé 
par  Pliilolaijs  un  corps  vilré  qui  reçoit  et  réfléchit  vers  nous  les 
rayons  du  feu  central.  L'opinion  d'Empédocle,  rapportée  dans 
le  texte,  sur  la  Lune  arrondie  en  forme  de  grêlon ,  et  réfléchis- 
sant la  lumière  du  Soleil,  a  été  mentionnée  par  Plutarque 
(de  facie  in  orbe  Lunœ ,  cap.  5).  Cf.  Eusèbe,  Prœp.  EvangeL, 
I,  p.  2h  D.  Si,  dans  Homère  et  dans  Pindare,  le  ciel  est 
nommé  yH-Azoc.  et  aiorpso;,  de  telles  expressions  n'ont  pas 
d'autre  valeur  que  celles  de  cœur  de  bronze  ou  de  toix  d'ai- 
rain; elles  indiquent  seulement  le  solide,  le  durable,  l'im- 
périssable (Vœlcker,  uber  Nomerische  Géographie  ^  1830,  p.  5). 
Le  mot  xp'jjtaXXof; ,  employé  pour  désigner  le  cristal  de  roche 
transparent  comme  la  glace,  se  trouve  non-seulement  dans  Pline, 
mais,  avant  lui,  dans  Denys  le  Périégète,  781,  dans  yElien  , 
et  dans  Strabon,  XV,  p.  717,  Casaub.  Il  n'est  pas  possible  que 
les  anciens  aient  puisé  l'idée  d'assimiler  leur  ciel  de  cristal  à 
une  voûte  de  glace  (aër  glaciatus  de  Lactance)  dans  la  con- 
naissance du  décroissement  de  la  température  des  couches 
atmosphériques.  Malgré  les  excursions  dans  les  pays  de  mon- 
tagnes, et  l'aspect  des  cimes  couvertes  de  neiges  éternelles, 
ils  se  représentaient ,  par-dessus  l'atmosphère  proprement  dite, 
la  région  de  l'éther  igné  et  des  étoiles  auxquelles  ils  attri- 
buaient aussi  une  chaleur  propre  (Aristote,  A/eteoroL,  I,  Z;  de 
Cœlo,  II,  7,  p.  289).  —  Après  avoir  parlé  (de  Cœlo,  II,  p.  290) 
des  sons  célestes  «  que  les  hommes  ne  sauraient  entendre , 
selon  les  pythagoriciens ,  parce  qu'ils  sont  continus  et  que 
les  sons ,  pour  être  perçus ,  doivent  être  interrompus  par  des 
silences,  »  Aristote  soutient  une  thèse  opposée,  mais  tout  aussi 
singulière.  Il  admet  que  les  sphères  célestes  échauffent,  par 
leurs  mouvements,  l'air  placé  au-dessous,  sans  s'échauffer  elles- 
mêmes.  Il  y  aurait  ainsi,  non  pas  une  production  de  sons,  mais 
une  production  de  chaleur.  «  Le  mouvement  de  la  sphère  des 


329 


fixes  est  le  plus  rapide  (Âristole,  de  Cœlo,  II,  10,  p.  291);  pen- 
dant que  cette  sphère  se  meut  circulairement  avec  les  corps 
qui  y  sont  attachés,  les  espaces  placés  immédiatement  au-des- 
sous s'échauffent  fortement,  à  cause  du  mouvement  des  sphères, 
et  la  chaleur  ainsi  engendrée  se  propage  en  bas  jusqu'à  la 
Terre.  »  (MeleoroL,  I,  3,  p.  3ZiO.)  J'ai  toujours  été  frappé  du 
soin  que  le  Stagirite  met  à  éviter  le  mot  de  ciel  de  cristal  ;  son 
expression  de  èvosocixÉva  ajxpa,  astres  attachés,  se  rapporte  à  la 
conception  d'une  sphère  solide ,  mais  sans  rien  spécifier  sur 
l'espèce  de  matière  dont  elle  est  formée.  Cicéron  lui-même  ne 
s'explique  pas  davantage  sur  ce  point;  seulement  on  trouve 
dans  son  commentateur  Macrobe  (m  Cicer.  Somnium  Scipionisy 
I,  c.  20^  p.  99,  éd.  Bip.)  quelques  idées  plus  hardies  sur  le 
décroissement  de  la  température  avec  la  hauteur.  D'après  lui, 
les  zones  extrêmes  du  ciel  ont  en  partage  un  froid  éternel.  «  Ita 
enim  non  solum  terram  sed  ipsum  quoque  cœlum ,  quod  vere 
mundus  vocatur,  temperari  a  sole  certissimum  est ,  ut  extremi- 
tates  ejus,  quae  a  via  solis  longissime  recesserunt,  omni  careant 
beneficio  calorisetunafrigoris  perpetuilate  torpescant.  ))Cesex- 
tremitates  cœli  où  l'évêque  û'B'ippoueiSaint  Juguslin^éd.  Antv., 
1700, 1,  p.  102,  et  III,  p.  99)  plaçait  une  région  d'eau  glacée 
voisine  de  Saturne,  la  planète  la  plus  élevée  et  par  conséquent 
la  plus  froide,  sont  toujours  considérées  comme  faisant  partie 
de  l'atmosphère;  car  c'est  seulement  en  dehors  de  ces  limites 
extrêmes  que  se  trouve  l'élher  igné  [Macrobe  ,  I ,  c.  19 ,  p.  93). 
Par  une  singularité  dont  on  ne  se  rend  pas  compte  ,  cet  éther 
igné  n'empêche  point  le  froid  de  régner  éternellement  dans  la 
région  voisine.  «  Stellae,  supra  cœlum  locatae,  in  ipso  purissimo 
aethere  sunt,  in  quo  omne  ,  quidquid  est ,  lux  naturalis  et  sua 
est  (la  région  des  astres  brillant  par  eux-mêmes),  quœ  tota  cum 
igné  suo  ita  sphaerae  solis  incumbit,  ut  cœli  zonae,  quae  procul  a 
sole  sunt ,  perpetuo  frigore  oppressas  sint.  »  Si  j'ai  cru  devoir 
développer  ici  avec  détail  la  connexité  des  idées  physiques  et 
météorologiques  des  Grecs  et  des  Uomains ,  c'est  qu'à  part  les 
travaux  d'Ukert ,  d'Henri  Martin  et  les  excellents  fragments  sur 


—  3S0  — 

\2i  Meteorologia  Fêter um  de  J.  Ideler,  ce  sujet  avait  été  à  peine 
ébauclié  jusqu'ici. 

(1)  [page  137].  Que  le  feu  ait  la  puissance  de  déterminer  la 
solidification  (Aristote,  Probl.  XIV,  11),  que  la  congélation 
même  puisse  être  déterminée  par  la  chaleur,  ce  sont  Ki  des 
opinions  profondément  enracinées  dans  la  physique  des  anciens. 
Elles  reposent,  en  dernière  analyse  ,  sur  une  brillante  théorie 
des  contraires  (Anliperislasis),  sur  un  obscur  pressentiment  de 
la  polarité  ,  manifestée  dans  des  états  ou  des  qualités  opposées 
d'une  même  matière.  Cf.  Cosmos,  t.  III,  p.  15  et  29.  La 
grêle  se  forme  avec  d'autant  plus  d'abondance  que  les  couches 
d'air  sont  plus  échauffées  (Aristote  ,  Meteor.  I,  12).  Pendant  la 
pêche  d'hiver,  sur  les  côtes  du  Pont-Euxin  ,  on  employait  de 
l'eau  chaude  pour  que  la  glace  augmentât  tout  autour  des 
tuyaux  plantés  au  fond  de  la  mer  (  Alexandre  d'Aphrodisie  , 
fol.  86  et  Plutarque ,  de  primo  frigido ,  c.  12  ). 

(2)  [page  138].  Kepler  dit  expressément  {Stella  Martis , 
fol.  9)  :  Solidos  orbes  rejeci  ;  et  [Stella  Nova ,  1606,  cap.  2, 
p.  8)  :  Planetae  in  puro  aelhere,  perinde  atque  aves  in  aëre , 
cursus  suos  conficiunt  (Cf.  aussi  p.  122).  Mais  il  avait  com- 
mencé par  admettre  une  sphère  solide  et  formée  de  glace  : 
Orbis  ex  aqua  factus  gelu  concreta  propter  solis  absentiam 
(Kepler,  Epit.  Jstron.,  Copern.  I,  2,  p.  51).  Vingt  siècles 
avant  Kepler,  Empéclocle  soutenait  déjà  que  les  étoiles  étaient 
attachées  à  un  ciel  de  cristal,  mais  que  «  les  planètes  étaient  li- 
bres et  indépendantes  »  (xo'k  oï  TiXavr^xa^  àvîT(7ea'.\  Cf.  Plutarque, 
de  Plac.  Philos.,  II,  13  ;  Empéd.,  I,  p.  335>  éd.  Sturz;  Eusèbe, 
Prœp.  evang.,  XV,  30,  col.  1688.  p.  839.  Il  est  difficile  de  com- 
prendre comment  Platon  (mais  non  Aristote)  peut  attribuer  un 
mouvement  de  rotation  aux  étoiles,  tout  en  les  supposant  fixées 
à  un  orbe  solide  (Timée^  p.  40  B). 

(3)  [page  138].  Cosmos,  t.  II,  p.  376  et  599. 
(U)   [page  1391.   Cosmos,  t  III,  p.  57  et  289. 


—  331  - 

(5)  [page  139].  «  Les  principales  causes  de  la  vue  indistincte 
sont  :  aberration  de  sphéricité  de  l'œil ,  diffraction  sur  les  bords 
de  la  pupille,  communication  d'irritabilité  à  des  points  voisins 
sur  la  rétine.  La  vue  confuse  est  celle  où  le  foyer  ne  tombe  pas 
exactement  sur  la  rétine,  mais  tombe  ou  devant  ou  derrière  fti 
rétine  Les  queues  des  étoiles  sont  l'effet  de  la  vision  indistincte, 
autant  qu'elle  dépend  de  la  constitution  du  cristallin.  D'après 
un  très-ancien  mémoire  de  Hassenfratz  (1809)  «  les  queues  au 
nombre  de  /i  ou  8  qu'offrent  les  étoiles  ou  une  bougie  vue  à 
25  mètres  de  distance ,  sont  les  caustiques  du  cristallin  formées 
par  l'intersection  des  rayons  réfractés.  »  Ces  caustiques  se  meu- 
vent à  mesure  que  nous  inclinons  la  tête.  —  La  propriété  de  la 
lunette  de  terminer  l'image  fait  qu'elle  concentre  dans  un  petit 
espace  la  lumière  qui  sans  cela  en  aurait  occupé  un  plus  grand. 
Cela  est  vrai  pour  les  étoiles  fixes  et  pour  les  disques  des  pla- 
nètes. La  lumière  des  étoiles  qui  n'ont  pas  de  disques  réels , 
conserve  la  même  intensité,  quel  que  soit  le  grossissement.  Le 
fond  de  l'air,  duquel  se  détache  l'étoile  dans  la  lunette,  devient 
plus  noir  par  le  grossissement  qui  dilate  les  molécules  de  l'air 
qu'embrasse  le  champ  de  la  lunette.  Les  planètes  à  vrais  dis- 
ques deviennent  elles-mêmes  plus  pâles  par  cet  effet  de  dilata- 
tion,—  Quand  la  peinture  focale  est  nette  ,  quand  les  rayons 
partis  d'tm  point  de  l'objet  se  sont  concentrés  en  un  seul  point 
dans  l'image,  l'oculaire  donne  des  résultats  satisfaisants.  Si  au 
contraire  les  rayons  émanés  d'un  point  ne  se  réunissent  pas  au 
foyer  en  un  seul  point ,  s'ils  y  forment  un  petit  cercle ,  les  images 
de  deux  points  conligus  de  l'objet  empiètent  nécessairement 
l'une  sur  l'autre  ;  leurs  rayons  se  confondent.  Cette  confusion 
la  lentille  oculaire  ne  saurait  la  faire  disparaître.  L'office  qu'elle 
remplit  exclusivement ,  c'est  de  grossir  ;  elle  grossit  tout  ce  qui 
est  dans  Timage,  les  défauts  comme  le  reste.  Les  étoiles  n'ayant 
pas  de  diamètres  angulaires  sensibles,  ceux  qu'elles  conservent 
toujours  tiennent  pour  la  plus  grande  partie  au  manque  de 
perfection  des  instruments  (  à  la  courbure  moins  régulière 
donnée  aux  deux  faces  de  la  lentille  objective  )  et  à  quelques 


—  3â:>  — 

défauts  et  aberrations  de  notre  œil.  Plus  une  étoile  semble  pe- 
tite, tout  étant  égal  quant  au  diamètre  de  l'objectif,  au  gros- 
sissement employé  et  à  l'éclat  de  l'étoile  observée ,  et  plus  la 
lunette  a  de  perfection.  Or  le  meilleur  moyen  de  juger  si  les 
étoiles  sont  très-petites ,  si  des  points  sont  représentés  au  foyer 
par  de  simples  points ,  c'est  évidemment  de  viser  à  des  étoiles 
excessivement  rapprochées  entre  elles  et  de  voir  si  dans  les 
étoiles  doubles  connues  les  images  se  confondent ,  si  elles  em- 
piètent lune  sur  lautre  ,  ou  bien  si  on  les  aperçoit  bien  nette- 
ment séparées.  »  (x\rago.  Manuscrits  de  183/;  et  de  iSUl.) 

(6)  [page  139].  Hassenfratz ,  sur  les  rayons  divergents  des 
étoiles,  dans  Delamétherie,  Journal  de  Physique,  t.  LXIX,  1809, 
p.  Z2U. 

(7)  [page  139].  Horapollinis  Xiloi  Hieroglyphica  ,  éd.  Conr. 
Leemans,  1835,  c.  13,  p.  20.  Le  savant  éditeur  rappelle 
(p.  19Zi),  en  combattant  l'opinion  de  Jomard  {Descript.  de  CE- 
gypte ,  t.  VII ,  p.  /i23),  qu'on  n'a  point  encore  rencontré  l'étoile 
comme  symbole  du  nombre  5 ,  ni  sur  les  monuments ,  ni  dans 
les  papyrus. 

(8)  [page  140].  Lorsque  je  naviguais  sur  la  mer  du  Sud,  à 
bord  de  vaisseaux  espagnols ,  j'ai  trouvé  ,  chez  les  matelots ,  la 
croyance  que,  pour  déterminer  lâge  de  la  Lune  avant  le  premier 
quartier,  il  suffisait  de  la  regarder  à  travers  un  tissu  de  soie  et 
de  compter  les  images  multiples  que  l'on  perçoit  ainsi. —  Ce 
serait  là  un  phénomène  de  diflTraclion  réticulaire. 

(9)  [page  l/iO].  Outline?,  §  816.  Arago  a  fait  croître  le  faux 
disque  d'Aldébaran  depuis  4"  jusqu'à  15",  en  rétrécissant  de 
plus  en  plus  l'ouverture  de  l'objectif. 

(10)  [page  141].  Delambre ,  Hist.  de  rJsfron.  mod.,  t.  I, 
p.  193  ;  Arago  ,  Annuaire  pour  1842  ,  p.  366. 

(11)  [page  141].  «Minute  and  very  close  compauions,  ihe 
severest  tests  uhich  can  be  applied  to  a  télescope;  »  OutUncs^ 
§837,  Cf.  aussi  Sir  John  Herschel,  Foyage  au  Cap,  p.  29  et  Arago 


—  333  — 

dans  VAnmiaire  pour  183/i,  p.  302-305.  Voici  les  satellites 
qui  peuvent  servir  d'épreuves  pour  les  instruments  optiques  à 
grossissements  considérables:  le  l"»"  et  le  k^  satellite  d'Uranus, 
revus,  en  1847,  par  Lnssell  et  Otto  Struve  ;  le  1«%  le  T  et 
le  7"  satellite  de  Saturne  (  Mimas  ,  Encelade  et  Hypérion 
découvert  par  Bond  )  ;  le  satellite  de  Neptune  découvert  par 
Lassell.  Cette  idée  de  pénétrer  dans  les  profondeurs  des  cieux 
a  conduit  Bacon ,  dans  un  passage  où  il  adresse  à  Galilée  d'élo- 
quentes louanges,  tout  en  lui  attribuant  à  tort  l'invention  des 
lunettes,  à  prendre,  pour  terme  de  comparaison,  les  vaisseaux 
qui  portent  les  navigateurs  sur  un  Océan  inconnu  ,  «  ut  propiora 
exercere  possint  cum  cœlestibus  commercia  ;  »  JVorks  of  Francis 
Bacon,  1740,  t.  I.  Novum  Organon,  p.  361. 

(12)  [page  142].  «L'expression  ôwappV.dontPtoléméese  sert 
dans  son  catalogue  et  qu'il  applique  uniformément  aux  6  étoiles 
qu'il  cite  pour  leur  couleur,  indique  un  faible  degré  de  colora- 
tion intermédiaire  entre  le  jaune  et  le  rouge  de  feu.  Elle  signifie 
exactement  une  nuance  faible  du  rouge  de  feu.  Quant  aux  au- 
tres étoiles,  Ptolémée  paraît  leur  attribuer  d'une  manière  géné- 
rale, l'épithète  de  ^av6oc;,  blond  ardent  [yilmag.,  YIII ,  3,  éd. 
Halma,  t.  II,  p.  94).  D'après  Gallen  [Meth.  med,,  12)  xtppo<; 
signifie  une  couleur  rouge  de  feu  pâle,  tirant  sur  le  jaune. 
Aulu-Gelle  compare  ce  mot  à  mclinus  dont  le  sens  est,  suivant 
Servius,  identique  à  celui  de  gilvus  et  de  fulvus.  Sirius  est  cité 
par  Séuèque  [Nalur.  Quœst.,  I,  1)  comme  étant  plus  rouge 
que  Mars;  cette  étoile  est  d'ailleurs  du  nombre  de  celles  que 
l'Alaingeste  nomme  ÔTiûxippot.  On  ne  saurait  donc  douter  que  ce 
dernier  mot  n'indique  la  prédominance  ou ,  du  moins ,  une  cer- 
taine proportion  de  rayons  rouges  dans  la  lumière  de  cette 
étoile.  On  a  dit  que  Cicéron  avait  traduit  par  rutilas  l'adjectif 
TTotxiXo;  qu'Aratus  a  appliqué  à  Sirius  (v.  327);  mais  cette  as- 
sertion est  erronée.  Cicéron  dit ,  v.  348  : 

Namqne  peîles  subter  riitilo  cum  luniine  claret 
Fervidus  ille  Canis  slollainm  luce  refulcrens ; 


—  5âà  ^ 

maïs  rûtilo  eum  luminc  n'est  point  la  traduction  du  mot  ttoixiXo^; 
c'est  simplement  une  addition  du  traducleur.  »  (Extrait  de  let- 
tres du  professeur  Franz\  «  Si  en  substituant  ruliluUyiWi  Arago, 
au  terme  grec  d'Aratus ,  l'orateur  romain  renonce  à  dessein  à 
la  fidélité,  il  faut  supposer  que  lui-même  avait  reconnu  les  pro- 
priétés rutilantes  de  la  lumière  de  Sirius.  »  (  Annuaire  pour 
1842,  p.  351). 

(13)  [page  U2].  Cléomède.  Cycl   Theor.,  I,  11 ,  p.  59. 

(U)   [page  U3].  Masdler,  Jslron  ,  1849,  p.  391. 

(15)  [page  143].  Sir  John  Herscliel  dans  VFdinh.  Review, 
t.  87,  1848,  p.  189,  et  dans  les  Astron  Nachr.  de  Schumacher, 
1839,  n°  372  :  «  It  seems  much  more  likely  that  in  Sirius  a  red 
colour  should  be  the  effect  of  a  médium  interfered ,  than  that 
in  the  short  space  of  2000  years  so  vast  a  body  should  hâve 
aclually  undergone  such  a  material  change  in  its  physical  con- 
stitution It  may  be  supposed  the  existence  of  some  sort  of 
cosmical  cloudness,  subject  to  internai  movements,  depending 
on  causes  of  which  we  are  ignorant.  »  (  Cf.  Arago  dans  V An- 
nuaire pour  1842,  p.  350-353.) 

(16)  [page  144].  Dans  les  Muhamedis  Alfragani  chronologica 
et  astronomica  elementa,  éd.  Jacobus  Christmannus ,  1590, 
c.  22,  p.  97,  on  trouve:  «Stella  ruffa  in  Tauro  Aldebaran; 
Stella  ruffa  in  Geminis  quae  appellatur  Najok ,  hoc  est  Capra.  » 
Or  Alfiajoc,  Aijuk  sont  les  désignations  habituelles  de  la  Chèvre, 
dans  les  traductions  arabes  de  l'Almageste  et  même  dans  les 
traductions  latines  faites  sur  des  textes  arabes.  A  ce  sujet, 
Argelander  remarque  avec  raison  que  Ptolémée ,  dans  un  ou- 
vrage astrologique  (TsTpà^i^^^oc  auvra^n;)  dont  le  style  et  les  plus 
anciens  témoignages  établissent  l'authenticité ,  a  comparé  les 
étoiles  aux  planètes  par  rapport  à  la  coloration  ,  et  qu'il  rap- 
proche ainsi  la  Chèvre,  Aurigœ  Stella,  de  la  Mar lis ste lia, qudi 
urit  sicut  congruit  igneo  ipsius  colori.  Cf.  Ptolémée,  Quadripart. 


~  335  — 

construct.  libri  IV,  Basil.  1551 ,  p.  383.  De  même  Riccioli  range 
la  Chèvre  parmi  les  étoiles  rouges,  à  côlé  d'Antarès,  d'Alde- 
baraii  et  d'Arcturus.  {Almagestum  novum,  éd.  1650,  t.  I, 
pars  1,  1.  6,  G.  2,  p.  39/i.) 

(17)  [pagel/i^.  Yoyez  Chronologie  der ^gypter  i^dLYlWchiXYd 
Lepsius,  1. 1, 18/i9,  p.  190-195  et  213.  Le  calendrier  égyptien, 
avec  l'ensemble  de  ses  dispositions,  a  été  établi  3285  avant 
notre  ère,  c'est-à-dire  un  siècle  et  demi  environ  après  l'érec- 
tion de  la  grande  pyramide  de  Chéops-Choufou,  et  9/iO  ans  avant 
la  date  ordinairement  assignée  au  déluge  i^Cf.  Cosmos^  t.  II, 
p.  Ull).  On  sait ,  par  les  mesures  du  colonel  AVyse ,  que  la 
galerie  souterraine  très  étroite  qui  donne  accès  dans  l'intérieur 
de  la  pyramide  est  inclinée  presque  exactement  de  26°  15',  et 
que  la  direction  de  cette  galerie  répondait  ainsi  à  la  hauteur 
que  a  du  Dragon  ,  l'étoile  polaire  du  temps  de  Chéops,  avait 
alors  à  Gizeh,  lors  de  sa  culmination  inférieure.  Mais  les  cal- 
culs relatifs  à  cette  circonstance  supposent,  pour  l'époque  de 
la  construction  de  la  pyramide ,  l'année  3970  avant  J.  C. 
(Oullines  of  Ai^lron.^  §  319) ,  et  non  pas  3430 ,  comme  nous 
l'avions  admis  dans  le  Cosmos,  d'après  Lepsius.  Au  reste, 
cette  différence  de  540  années  s'oppose  d'autant  moins  à  ce 
que  a  du  Dragon  ait  pu  être  prise  pour  étoile  polaire ,  que  sa 
distance  au  pôle,  en  l'année  3970, n'était  encore  que  de  >kk\ 

(18)  [page  144].  J'extrais  ce  qui  suit  de  la  correspondance 
amicale  du  professeur  Lepsius  (février  1850):  «  Le  nom  égyp- 
tien de  Sirius  est  Solhis^  il  se  trouve  ainsi  désigné  comme  un 
astre  femelle.  De  là  vient  le  grec  r^  Swô-.c,  identique  avec  la 
déesse  Sote  (plus  souvent  SU  dans  la  langue  hiéroglyphique) , 
et  avec  Isis-Sothis,  dans  le  temple  de  Ramsès  le  Grand,  à 
Thèbes( Lepsius,  Chronol.  der  JEgypler,  t.  I,  p.  119  et  136). 
La  signification  de  la  racine  se  retrouve  dans  la  langue  copte 
qui  offre  une  nombreuse  famille  de  mots  de  même  origine, 
dont  les  divers  membres  présentent  à  la  vérité  beaucoup  de 
divergences ,  mais  que  l'on  peut  réunir  cependant  et  coordonner 


—  336  — 

comme  il  suit.  Par  une  triple  dérivation  du  sens  primitif  de 
projeter,  projicere  (sagittam,  telum\,  on  trouve  :  1"  ensemencer, 
seminare  ;  puis ,   extendere  ,  étendre  ,  bander ,  tendre  une 
corde  ;  enfin ,  ce  qui  est  plus  important  ici ,  rayonner  la  lu- 
mière et  briller,  comme  les  étoiles  et  le  feu.  On  peut  faire 
rentrer,  dans  la  même  série  d'idées,  les  noms  des  divinités  : 
Satis  (qui  lance  des  traits)  ,  Sothis  (qui  rayonne)  et  Seth  (qui 
brûle).  On  peut  déduire  encore  des  hiéroglyphes  :  sit  ou  seti, 
la  flèche  et  aussi  le  rayon;  seta,  filer;  setu,  semences  répan- 
dues. Solhis  désigne  principalement  l'astre  radieux  qui  règle 
les  saisons  et  les  périodes  de  temps.  Le  petit  triangle  ,  tou- 
jours peint  en  jaune,  qui  est  un  signe  symbolique  de  Sothis, 
prend  une  signification  remarquable,  lorsqu'il  se  trouve  repro- 
duit plusieurs  fois  dans  un  certain  ordre  (sur  trois  lignes  émer- 
geant du  bas  du  disque  solaire)  ;  c'est  alors  la  représentation 
du  soleil  rayonnant.  Seth  est  le  dieu  du  feu,  le  destructeur. 
11  contraste  avec  Satis ,  déesse  femelle ,  symbole  du  Nil  fé- 
condant, qui  imprègne  d'une  chaude  humidité  les  semences. 
Satis  est  la  déesse  des  Cataractes,  parce  que  c'est  à  l'époque 
de  l'apparition  de  Sothis  dans  le  ciel,  vers  le  solstice  d'été, 
que  les  eaux  du  Nil  commencent  à  l'enfler.  Vettius  Valens 
nomme  l'étoile  même  Sr^ô  au  lieu  de  Sothis;  toujours  est-il  qu'il 
est  impossible  d'identifier,  comme  le  fait  Ideler  {Handbuch  der 
Chronol.,  t.  I,  p   126)  ,  Thoth  avec  Seth  ou  Sothis;  il  n'y  a 
aucune  analogie  entre  ces  noms,  ni  pour  le  fond,  ni  pour  la 
forme  (  Lepsius,  t  I ,  p.  136). 

Après  ces  origines  égyptiennes,  voici  les  étymologies  tirées  du 
grec,  du  zend  et  du  sanscrit.  «  Ss-p,  le  Soleil,  dit  le  professeur 
Franz,  est  un  radical  fort  ancien  qui  ne  difi'ère  que  par  la  pro- 
nonciation de  27£p,  Srépo^,  la  chaleur,  Vètê,  dans  lesquels  une  al- 
tération a  eu  lieu ,  comme  dans  le  passage  de  TsTpo?  à  xâpc;  ou 
TÉpa;.  Pour  démontrer  la  justesse  du  rapport  qui  vient  d'être  in- 
diqué entre  les  radicaux  ml^  et  ^ip,  Sripoc,  nous  pouvons  citer 
non-seulement  l'épithète  de  B^ôpstxaTo;  dans  Aratus,  v.  U9  (Ideler, 
Slernnamen,  p.  241)  mais  encore  l'emploi  de  dérivations  pos- 


—  337  — 

térieures  du  radical  aslp ,  à  savoir  les  formes  astpôs;,  a£(pio<;, 
ff£ipiv6<;,  chaud,  hrulanU  II  est  en  effet  bien  signidcatif  que  asipivà 
IjjiàTia  soit  aussi  usité  que  Srspivà  i[j.âTia,  légers  habillements  d'été. 
Mais  la  forme  asip.o;  devait  devenir  prédominante  ;  elle  a  formé 
l'adjectif  appliqué  à  tous  les  astres  auxquels  on  attribuait  de 
l'influence  sur  la  chaleur  estivale.  C'est  ainsi  que  le  poète  Ar- 
chiloque  nomme  le  Soleil  cretpio;  àaTr^p,  et  qu'Ibycus  désigne  les 
astres  par  la  désignation  générale  de  astpia,  les  brillants.  Il  est 
impossible,  par  exemple,   de  douter  qu'il  s'agisse  du  Soleil 
dans  ce  vers  d'Archiloque  :  r.oXkoh^  [àv  aùxoû  asipio^  xaxavavsT 
6^ù;  èXXàjjt-Ticov  D'après  Hésychius  et  Suidas,  le  terme  Sî(ptoç 
désigne  à  la  fois  le  Soleil  et  Sirius.  Il  n'en  est  plus  de  même, 
suivant  Tzetzès  et  Proclus,  d'un  passage  d'Hésiode  {Opéra  et 
Dies ,  V.  417)  où  le  Soleil  se  trouve  désigné  ,  mais  non  l'étoile 
du  Chien;  je  partage  entièrement,  sur  ce  point,  l'opinion  du 
récent  éditeur  de  ïhéon  de  Smyrne,  M.  H.  Martin.  De  l'adjectif 
aîtptoç,  qui  s'est  établi  comme  une  sorte  d'epitheton  perpeiuum 
pour  l'étoile  du  Chien,  vient  le  verbe  asiptâv  que  l'on  peut 
traduire  par  scintiller.  Aratus,   v.   331,  dit  de  Sirius  :  à^ia. 
ffsipiàsi, i7  scintille  vivement.  Le  mot  SîipTjv,  Sirène,  a  une  étymo- 
logie  tout  à  fait  différente;  et  vous  avez  eu  parfaitement  raison 
de  penser  qu'il  n'a  pas  d'autre  analogie  qu'une  ressemblance 
de  son  fortuite  avec  le  nom  de  l'étoile  du  Chien.  L'erreur  est 
du  côté  de  ceux  qui  veulent,  d'après  Théon  de  Smyrne  {Liber 
de  Astronomia,  1850,  p.  202),  faire  dériver  Ssip^jv  de  aeipià^siv; 
ce  dernier  mot  ne  serait  du  reste  qu'une  forme  invraisemblable 
du  verbe  asipiâv.  Tandis  que  asiptoç  exprime  la  chaleur  et  la  lu- 
mière en  mouvement,  le  mot  Ssipvjv  est  dérivé  d'une  racine  qui 
se  rapporte  aux  sons  continus ,  au  murmure  produit  par  cer- 
tains phénomènes  naturels.  Je  crois  en  effet  que  Ssipvjv  se  rattache 
à  ÊÎ'psiv  (Platon,  Cratyl.  398  D.  to  ^àp  ei'psiv  Xsys'.v  lo'zi)  dont  l'as- 
piration, forte  d'abord,  aurait  été  remplacée  par  le  sifflement 
du  s.  »  (Extrait  des  lettres  du  prof.  Franz,  janvier  1850). 

a  Le  grec  Ssfp,  le  Soleil,  se  déduit  aisément,  d'après  Bopp, 
du  mot  sanscrit  svar  qui ,  'i  la  vérité,  ne  désigne  pas  le  Soleil, 
m.  22 


—  338  ~- 

mais  bien  le  ciel,  en  raison  de  son  éclat.  La  désignation  or- 
dinaire du  Soleil,  en  sanscrit,  est  sùrya,  forme  contractée  de 
l'inusité  svârya.  Le  radical  svar  signifie ,  en  général,  briller, 
éclairer.  Le  nom  zend  du  Soleil  est  hvare  ,  avec  un  /i  à  la 
place  de  Vs.  Quant  aux  formes  grecques  ^ip ,  Srépo^  et  ^ip\i.6^ , 
elles  viennent  du  sanscrit  ghanna  (nom.  gharmas),  chaleur.  » 

Le  savant  éditeur  du  Rigveda ,  Max  Muller,  fait  remarquer 
que  «  le  nom  astronomique  de  l'étoile  du  Chien,  chez  les  Hin- 
dous, est  Luhdhaka,  le  chasseur.  Or,  le  voisinage  d'Orion  donne 
à  penser  que,  pour  les  peuples  ariens,  ces  deux  constellations 
devaient  avoir  originairement  mie  relation  mutuelle.  »  Au  reste, 
Millier  fait  dériver  «  S-(pio;  du  mot  sira  des  Védas  (d'où  l'adjectif 
sairya)  et  de  la  racine  sri,  aller,  marcher;  de  la  sorte,  le  Soleil 
et  Sirius  auraient  été  nommés  primitivement  étoiles  errantes.  » 
(Cf.  aussi  Pott,  Elymologische  Forschungen  y  1833,  p.  130). 

(19)  [page  1^5].  Struve,  Slellarum  compositarum  Mensurœ 
micrometricœ ,  1837,  p.  Lxxiv  et  lxxxiiï. 

(20)  [page  l/i6].  Sir  John  Herschel.  Voyage  au  Cap,  p.  3/i. 

(21)  [page  ikG].  Udèùler,  Astronomie,  p.  ^36. 

(22)  [page  U6].  Cosmos,  t.  II,  p.  395  et  608,  n"  63. 

(23)  [page  146].  Arago,  Annuaire  pour  1842,  p.  348. 

(24)  [page  147].  SixmQ,Stellar.comp.  p.  lxxxii. 

(25)  [page  147].  Sir  John  Herschel,  Voyage  au  Cap,  p.  17. 
et  102  [Nehulœ  and  Clusters ,  n°  3435). 

(26)  [page  147].  HumhoW,  P^ue  des  Cordillères  et  Monuments 
des  peuples  indigènes  de  V Amérique,  t.  II,  p.  55. 

(27)  [page  147].  Julii  Firmici  Materni  Astron.  libri  VIII, 
Basil.  1551 ,  lib.  VI,  cap.  1 ,  p.  150. 

(28)  [page  148].  Lepsius,  Chronol.  der^gypter,  t.  I,  p.  143. 
«  Le  texte  hébreu  cite  :  Asch,  le  géant  (Orion?) ,  la  constella- 
lion  aux  nombreuses  étoiles  (  es  Pléiades?)  et  les  Chambres 


—  339  — 

du  Sud.  Les  Septante  traduisent  :  6  itoiwv  llXsiàca  /aî  Éa-cpov 

xai  ApxTO'jpov  xai  fx^kz.ioL  votou.  » 

(29)  [page  \US].  lô.e\ei%  S temnamen,  p.  295. 

(30)  [page  U8j.  Martianus  Capella  change  le  Ptolemaeon  en 
Ptolemaeus  ;  ces  deux  noms  avaient  été  imaginés  par  les  flatteurs 
de  la  cour  d'Egypte.  Amerigo  Vespucci  croyait  avoir  vu  trois 
Canopus,  dont  un  était  entièrement  obscur  (fosco)  ;  Canopus 
ingens  et  niger,  dit  la  traduction  latine.  Il  s'agissait  sans  doute 
d'un  des  Sacs  h.  Charbon  (Humboldt,  Examen  crit.  de  la  Géogr, 
t.  V,  p.  227-229).  Dans  l'ouvrage  cité  ci-dessus,  Elem.  Chronol. 
et  Astron.  de  El-Fergani  (p.  100),  on  lit  que  les  pèlerins  chré- 
tiens avaient  l'habitude  de  donner  au  Sohel  des  Arabes  (Cano- 
pus) le  nom  ^'étoile  de  Sainte  Catherine ,  parce  qu'ils  étaient 
joyeux  de  la  voir  et  de  se  guider  sur  elle^  pour  aller  de  Gaza  au 
mont  Sinaï.  D'après  la  plus  ancienne  épopée  de  l'antiquité  hin- 
doue, le  Ramayana,  les  étoiles  voisines  du  pôle  austral  seraient 
d'une  création  plus  récente  que  les  étoiles  du  nord.  Un  magni- 
fique épisode  de  ce  vieux  poëme  en  donne  une  raison  assez 
étrange.  Lorsque  les  Hindous  brahmaniques  pénétrèrent  dans  la 
presqu'île  du  Gange,  en  quittant  les  régions  situées  par  30"  de 
latitude  nord,  pour  envahir,  en  marchant  vers  le  sud-est,  les 
contrées  tropicales  dont  ils  firent  la  conquête ,  ils  virent  de 
nouveaux  astres  s'élever  à  l'horizon,  ti  mesure  qu'ils  avançaient 
vers  l'île  de  Ceylan.  De  ces  astres  ils  firent,  d'après  leurs  an- 
ciennes coutumes,  des  constellations  nouvelles  ;  mais  plus  tard, 
la  tradition  transforma  hardiment  ces  constellations  en  une 
création  nouvelle  de  Yisvamitra  «  qui  voulut  surpasser  dans  son 
œuvre  la  splendeur  du  ciel  boréal.  »  (A.  G.  de  Schlegel  dans  la 
Zeitschrift  fur  die  Kunde  des  Morgenlandes ,  t.  T,  p.  2ZiO). 
Evidemment  ce  vieux  mythe  a  été  inspiré  par  la  surprise  que 
les  peuples  ont  dû  éprouver  dans  leurs  migrations ,  en  voyant 
des  régions  célestes  toutes  nouvelles  pour  eux.  Mais  l'aspect 
des  cieux  ne  varie  pas  seulement  pour  les  voyageurs ,  dont  un 
célèbre  poëte  espagnol,  Garcilaso  de  la  Vega,  disait  :  mudan 


—  340  — 

de  pays  y  de  estrellas,  ils  changent  à  la  fols  de  pays  et  d'étoiles. 
Si  les  traditions  locales  de  certains  peuples  fixés  au  sol  pou- 
vaient remonter  assez  haut,  nul  doute  qu'elles  ne  conservassent 
quelque  trace  de  variations  d'un  autre  genre.  Les  étoiles  vien- 
nent à  nous  et  s'éloignent  ensuite ,  en  vertu  de  la  précession  ; 
peu  à  peu  les  constellations  disparaissent,  tandis  qu'on  voit 
s'élever  lentement  au-dessus  de  l'horizon,  des  étoiles  brillantes 
auparavant  invisibles,  telles  que  celles  des  pieds  du  Centaure, 
de  la  Croix  du  Sud,  de  l'Eridan  ou  du  Navire.  J'ai  rappelé 
ailleurs  que,  2900  ans  avant  notre  ère,  la  Croix  du  Sud  brillait 
sur  l'horizon  de  Berlin  et  s'élevait  alors  à  7"  de  hauteur.  Ces 
29  siècles  ne  nous  reportent  pas  à  une  époque  historiquement 
bien  reculée,  car  les  grandes  pyramides  existaient  déjà  5  siècles 
auparavant  (Cf.  Cosmos,  t.  I,  p.  167  ;  t.  II,  p.  35^).  Mais  jamais 
Canopus  n'a  été  visible  à  Berlin,  parce  que  sa  distance  au  pôle 
de  i'éciiptique  ne  dépasse  pas  l/i*»;  il  faudrait  1°  de  plus,  pour 
que  cette  étoile  eût  pu  atteindre  notre  horizon. 

(31)  [page  148].   Cosmos,  t.  II,  p.  203. 

(32)  [page  U9].  Olbers  dans  le  Jahrbuch  fUr  1840  de  Schu- 
macher, p.  249  et  Cosmos  f  t.  III,  p.  121. 

(33)  [page  150].  Struve,  Études  d'Aslron,  slellaire,  note  74 , 
p.  31. 

(34)  [page  150].  OutlinesofJstron.,  §  785. 

(35,1  [page  151].   Outlines  of  Asiron.,  §795  et  796;  Struve, 
Éludes  d'Astron.  stellaire,  p.  66-73  et  note  75. 

(36)  [page  152].  Struve,p.  59.  Schwinck  trouve  dans  ses 
cartes  : 

de      0«  à    90o   d'AR.  2858  étoiles, 
de    90    à  180  3011 

de  180    à  270  2688 

de  270    l\  360  3591 

La  somme  est  12148  étoiles  jusqu'il  la  T  grandeur. 


—  341  — 

(37)  [page  152] .  Voyez,  sur  le  Cercle  nébuleux  qui  se  trouve 
dans  la  poignée  de  l'épée  de  Persée ,  Ëratostliène ,  Cataster. 
c.  22,  p.  51 ,  éd.  Scliaubaclî. 

(38)  [page  153],  John  Herschel,  Foyage  au  Cap  y  §  105, 
p.  156. 

(39)  [page  153].  Outlines,  §  864-869,  p.  591-596;  iMaedler, 
ylstron.  p.  764. 

(40)  [page  154].   Foyage  au  Cap,  §  29,  p.  19. 

(41)  [page  155].  «  A  stupendous  object,  a  most  magnificent 
glohular  clxxsiQX ,  dit  Sir  John  Herschel,  completely  insulated, 
upon  a  ground  of  the  sky  perfectly  black  throughout  the  whole 
breadth  of  the  sweep.  »  (  Foyage  au  Cap ,  p.  18  et  51 ,  PI.  IH , 
fig.  I;  Outlines,  §  895,  p.  615.) 

(42)  [page  155].  Bond,  dans  les  Memoirs  of  the  American 
Academy  of  Arts  and  Sciences,  new  séries,  t.  III,  p.  75. 

(43)  [page  155].  Oti^/mes,  §  874,  p.  601. 

(44)  [page  156].  Delambre,  ^ts/.  de  VAstron,  moderne,  1. 1, 
p.  697. 

(45)  [page  156].  C'est  à  Sir  John  Herschel  que  nous  devons 
la  première  description  complète  de  la  Voie  lactée  dans  les  deux 
hémisphères.  Voyez  les  §§  316-335  de  l'ouvrage  que  nous  avons 
partout  nommé  Foyage  au  Cap,  et  dont  le  véritable  titre  est  : 
Results  of  Astronomical  Observations  made  during  the  years 
1834-1838,  at  the  Cape  of  Good  Hope,  Voyez  encore  l'ouvrage 
plus  récent  de  J.  Herschel,  Outlines  of  Afifronomy ,  §  787-799. 
J'aurais  pu  tirer  parti  des  observations  que  j'ai  faites,  pendant 
mon  long  séjour  dans  l'hémisphère  austral, sur  l'éclat  si  inégal 
des  diverses  régions  de  la  Voie  lactée,  etc..  ;  mais  je  n'avais  à 
ma  disposition  que  des  instruments  d'une  faiblesse  optique  ex- 
trême en  comparaison  de  ceux  de  Sir  John  Herschel;  aussi, 
pour  éviter  de  mêler  le  certain  à  l'incertain,  ai-je  pris  le  parti 
de  m'en  tenir  exclusivement  aux  travaux  de  cet  éminent  astro- 


nome.  Cf.  aussi  Sirme ,  Études  d'Astron.  stellaire,^,  35-79, 
Maedler,  ^s/ro/i.,  18^9,  §213;  Cosmos,  1. 1,  p.ll5,  169  et  352. 

(^6)  [page  156].  En  assimilant  la  Voie  lactée  à  un  fleuve  cé- 
leste ,  les  Arabes  furent  conduits  à  donner  à  une  partie  de  la 
constellation  du  Sagittaire,  dont  l'arc  se  trouve  dans  une  région 
brillante  de  celte  zone,  le  nom  de  V animal  qui  va  s  abreuver^ 
et  cet  animal  était  précisément  l'Autruche ,  qui  éprouve  si  peu 
la  sensation  de  la  soif.  (Ideler,  Untersuch,  iiber  den  Ursprung 
und  die  Bedcutung  der  Stemnameri;]).  78,  183  et  187;  Niebuhr, 
Beschreihung  von  Jrabien,  p.  112.) 

(47)  [page  157].  OutlineSy  p.  529;  Schubert,  Astron.  ^ 
3  part.,  p.  71. 

(48)  [page  157].  Struve,  Études  d'Astron,  stellaire,  p.  41. 

(49)  [page  158].  Cosmos^  1. 1,  p.  169  et  495,  n.  9. 

(50)  [page  158].  «  Stars  standing  on  a  clear  black  ground 
{Foyage  au  Cap,  p.  391).  This  remarkable  belt  (the  milky  way, 
when  examined  through  powerful  télescopes)  is  found  (won- 
derful  to  relate!)  to  consist  entirely  of  stars  scattered  by  mil- 
lions, like  glittering  dust,  on  the  black  ground  of  the  gênerai 
heavens.  »  {Outlines,  p.  182,  537  et  539.) 

(51)  [page  158].  «  Globular  clusters ,  except  in  one  région 
of  small  extent  (between  16^  45"  and  19*"  in  RA.),  and  nebulœ 
of  regular  elliptic  forms  are  comparatively  rare  in  the  Milky 
AVay,  and  are  found  congregated  in  the  greatest  abundance  in 
a  part  of  the  heavens  the  most  remote  possible  from  that  cir- 
cle.  »  {Outlines,  p.  614.)  Huyghens  avait  remarqué,  dès  1656, 
combien  la  Voie  lactée  était  pauvre  en  nébuleuses.  Dans  le 
même  passage  où  il  signale  et  décrit  la  grande  nébuleuse 
d'Oriou,  qu'il  découvrit  en  1656  à  l'aide  d'une  lunette  de 
9  mètres,  il  dit  (ainsi  que  je  l'ai  déjà  fait  remarquer  dans  le  se- 
cond volume  du  Cosmos,  p.  605):Viam  lacteam  perspicillis 
inspectam  nullas  habere  nebulas;  il  ajoute  que  la  Voie  lactée 


—  343  — 

est,  comme  toutes  les  nébuleuses,  un  grand  amas  d'étoiles.  Ce 
passage  se  trouve  dans  Hugenii  Opéra  varia,  172/i ,  p.  593. 

(52)  [page  159],  Foyage  au  Cap,  §  105,  107  et  328.  Sur 
l'anneau  nébuleux,  n°  3686,  voyez  p.  \\k. 

(53)  [page  159].  «  Intervais  absolutely  dark  and  completely 
void  of  any  star  of  the  smallest  telescopic  magnitude.  » 
{OutHnes,  p.  536.) 

(5i)  [page  160].   «  No  région  of  the  heavens  is  fuUer  of 
objects,  beautiful  and  remarkable  in  themselves,  and  rendered 
still  mor  so  by  their  mode  of  association  and  by  the  peculiar 
features  assumed  by  the  Milky  Way,  which  are  without  a  pa- 
rallel  in  any  other  part  of  its  course.  »  {Foyage  au  Cap , 
p.  386.)  Ces  expressions  si  vives  de  Sir  John  Herschel  répon- 
dent parfaitement  à  l'impression  que  j'ai  moi-même  éprouvée. 
Le  capitaine  Jacob  (Bombay  Engineers)  dépeint  avec  une 
vérité  frappante  l'éclat  de  la  Voie  lactée  dans  le  voisinage  de  la 
Croix  du  Sud  :  «  Such  is  the  gênerai  blaze  of  star-light  near  the 
Cross  from  that  part  of  the  sky,  that  a  persou  is  immediately 
made  aware  of  its  having  risen  above  the  horizon,  though  he 
should  not  be  at  the  time  looking  at  the  heavens ,  by  the  in- 
crease  of  gênerai  illumination  of  the  atmosphère,  resembling 
the  elîect  of  the  young  moon.  Voyez  Piazzi  Smyth,  on  the  Orbit 
of  a  Cent,  dans  les  Transact.  of  the  Royal  Soc.  of  Edinburgh , 
t.  XVI,  p.  Ulx5. 

(55)  [page  161].  Outlines^  $  789  et  791;  Foyage  au  Cap, 
§325. 

(56)  [page  161].  Almageste,  1.  VIII,  c.  2  (t.  II,  p.  84  et 90, 
éd.  Halma).  La  description  de  Ptolémée  est  excellente  par 
endroits;  elle  est  surtout  bien  supérieure  à  celle  d'Aristote, 
Meteorol,  1.  I,  p.  29  et  Zk,  éd.  d'Ideler. 

(57)  [page  163].  Outlines ,  p.  531.  il  y  a  aussi  une  tache 
sombre  entre  a  et  7  de  Cassiopée.  L'o])scurité  de  cet  espace 


doit  être  attribuée  à  un  effet  de  contraste  produit  par  l'éclat  des 
régions  environnantes.  Cf.  Struve,  Éludes  stellaires .  n.  58. 

(58)  [page  163].  Morgan  a  donné,  dans  le  Philos.  Magazine, 
sér.  III,  n.  32,  p.  2^1 ,  un  extrait  de  l'ouvrage  extrêmement 
rare  de  Thomas  AYright,  de  Durham,  Theory  ofthe  Univeme , 
London,  1750.  Tliomas  Wriglit,  dont  le  livre  a  acquis  tant  d'in- 
térêt pour  les  astronomes,  par  suite  des  ingénieuses  spécula- 
tions de  Kant  et  de  William  Hersclielsurla  forme  de  notre  né- 
buleuse, n'observait  lui-même  qu'avec  un  télescope  de  32  cen- 
timètres de  foyer. 

(59)  [page  16^].  Pfaff,  dans  les  sàmmtî.  Schriften  de  W.  Her- 
schel,  t.  I  (1826),  p.  78-81;  Struve,  Études  stell,]),  35-4^. 

(60)  [page  16/;].  Encke,  dans  les  Astron.  Nachr.  de  Schu- 
macher, n°  622  (18/i7)  p.  ZUl-ZkQ. 

(61)  [page  164].  Outlines,  p.  536.  A  la  page  suivante ,  on 
trouve  sur  le  même  sujet  :  «  In  such  cases  it  is  equally  impos- 
sible not  to  perceive  that  \ve  are  looking  through  a  sheet  of 
stars  of  no  great  thickness  compared  with  the  distance  which 
séparâtes  them  from  us.  » 

^  (62)  [page  164].  Struve,  Études  stell.  p.  63.  Quelquefois  les 
plus  grands  télescopes  rencontrent,  dans  la  Voie  lactée,  de  ces 
places  où  l'existence  de  la  couche  stellaire  n'est  plus  annoncée 
par  d'innombrables  points  lumineux,  mais  par  une  nébulosité 
vague,  d'apparence  mouchetée  ou  pointillée  (by  an  uniform 
dotting  or  stippling  ofthe  field  of  view).  Voyez,  dans  le  Foyage 
au  Cap ,  p.  390  ,  le  paragraphe  «  on  some  indications  of  very 
remote  telescopic  branches  ofthe  Milky  Way,  or  of  an  indepen- 
dent  sidereal  System,  or  Systems,  bearing  a  resemblance  to 
such  branches.  » 

(63)   [page  165].  Foyage  au  Cap  ^  $  Z\U, 

m)  [page  165].  Sir   ^Villiaal    Herschel   dans  les    Philos, 
Tramact,  for  1785  ,  p.  21  ;  Sir  John  Herschel,  Foy.  au  Cap, 


§293.  Cf.  aussi  Struve,  Descr.  de  l*  Observatoire  de  Poulkova, 
18^5,  p.  267-271. 

(65)  page  165].  «I  think,  dit  Sir  Jolin  Hersdiel,  it  is  im- 
possible to  view  tiiis  splendid  zone  from  a  Centauri  to  llie  Cross 
witliout  an  impression  amounting  almost  to  conviction,  tliat  Ihe 
milky  way  is  not  a  mère  stratum ,  but  annular  ;  or  at  least  that 
our  System  is  placed  witliin  one  of  llie  poorer  or  almost  vacant 
parts  of  its  gênerai  mass ,  and  that  eccentrically,  so  as  to  be 
much  nearer  to  the  région  about  the  Cross  than  to  that  diame- 
trically  opposite  to  it.  »  (Mary  Somerville  ,  on  the  connexion 
of  the  physical  Sciences,  18Zi6,  p.  Ui9.) 

(66)  [page  165].  Foyage  au  Cap,  §  315. 

(67)  [page  170].  De  admiranda  Nova  Stella,  anno  1572 
exorla,  in  Tychonis  Brahe  Astronomiœ  instauratœ  Progymnas- 
mata,  1603 ,  p.  298-304  et  578.  J'ai  fidèlement  suivi,  dans  le 
texte,  la  narration  de  Tycho  lui-même.  Je  n'ai  donc  pas  dû 
faire  mention  d'une  assertion  fort  peu  importante  en  elle-même, 
bien  qu'on  la  retrouve  dans  beaucoup  d'ouvrages  astrono- 
miques :  Tycho  aurait  été  averti,  dit-on,  de  l'apparition  de  l'é- 
toile nouvelle ,  par  un  grand  concours  de  gens  du  pays. 

(68)  [page  170].  Dans  une  discussion  avec  Tycho,  Cardan 
remonta  jusqu'à  l'étoile  des  Mages,  pour  l'identifier  avec  celle 
de  1572.  En  se  fondant  sur  des  calculs  relatifs  aux  conjonctions 
de  Saturne  et  de  Jupiter,  et  d'après  des  conjectures  analogues  à 
celle  que  Kepler  avait  émises  sur  l'étoile  nouvelle  qui  parut , 
en  1604,  dans  le  Serpentaire ,  Ideler  croit  que  V étoile  des  Sages 
de  l'Orient  n'était  pas  une  étoile  isolée,  mais  un  simple  aspect, 
une  conjonction  de  deux  planètes  brillantes,  qui  se  seraient 
rapprochées  l'une  de  l'autre  ci  une  distance  moindre  que  le  dia- 
mètre de  la  Lune.  La  fréquente  confusion  des  deux  mots  àa-cr^p 
et  aa-cpov  donne  quelque  appui  à  cette  interprétation.  Cf.  Ty- 
chonis Progymnasmata,  p.  324-330,  avec  Ideler,  Handbuch  der 
mathematisChen  und  (echnischen  Chronologie,  t.  II,  p.  399-407. 


—  3Ù6  — 

(69)  [page  171].  Progymn.  p.  324-330.  Tycho,  pour  appuyer 
sa  théorie  des  étoiles  nouvelles,  formées  aux  dépens  de  la 
nébulosité  cosmique  de  la  Foie  lactée  ,  invoque  les  passages 
remarquables  où  Aristote  expose  ses  idées  sur  les  rapports  de 
la  Voie  lactée  avec  les  queues  des  comètes  (nébulosités  émises 
par  les  noyaux  cométaires).  Cf.  Cosmos,  t.  I,  p.  116  et  456, 
n.  48. 

(70)  [page  174].  D'autres  renseignements  placent  l'apparition 
en  388  ou  398;  voyez  Jacques  Câssini^  Éléments  d'astronomie, 
1740,  (Etoiles  nouvelles)  p.  59. 

(71)  [page  181].  Arago,  y^nnuatre pour  1842,  p.  332. 

(72)  [page  182].  Kepler,  de  Stella  nova  in  pede  Serp.,  p.  3. 

(73)  [page  185].  Voyez,  sur  les  étoiles  qui  n'ont  pas  disparu, 
Argelander  dans  les  Jstron.  Nachr,  de  Schumacher,  n°  624 , 
p.  371.  Pour  prendre  aussi  un  exemple  dans  l'antiquité,  il  suffit 
de  rappeler  la  négligence  avec  laquelle  Aratus  a  écrit  son 
poëme  astronomique  :  ses  oublis  ont  donné  lieu  de  se  demander 
si  Véga  de  la  Lyre  ne  serait  pas  une  étoile  nouvelle  ,  ou  bien 
une  étoile  variable  à  longue  période.  Aratus  dit,  en  effet,  que 
la  constellation  de  la  Lyre  ne  renferme  que  de  petites  étoiles. 
Il  est  bien  étrange,  cependant,  qu'Hipparque  n'ait  point  signalé 
cette  erreur  dans  son  Commentaire ,  tandis  qu'il  ne  manque 
pas  de  relever  une  autre  erreur  sur  l'éclat  relatif  des  étoiles  de 
Cassiopée  et  du  Serpentaire.  Mais  ce  sont  là  des  omissions  for- 
tuites qui  ne  prouvent  rien  ;  car  Aratus  n'ayant  attribué  au 
Cygne  que  des  étoiles  «  d'un  éclat  moyen ,  »  Hipparque  signale 
expressément  cette  erreur  (1, 14  ) ,  et  ajoute  que  la  brillante  du 
Cygne  (Deneb)  est  à  peine  inférieure  à  celle  de  la  Lyre  (Véga). 
Ptolémée  range  celle-ci  parmi  les  étoiles  de  1"  grandeur.  Dans 
les  Catastérismes  d'Ératosthène,  Véga  est  nommée  Xeuxov  xal 
Xa[j.7:p6v.  Est-il  possible  de  décider,  sur  le  seul  témoignage  d'un 
poëte  qui  n'observait  pas  lui-même  les  étoiles  et  qui  s'est  ex- 
posé ainsi  à  plus  d'une  erreur,  que  Véga  de  la  Lyre  (la  Fidicula 


—  547  - 

de  Pline,  XVIH,  25)  n'était  pas  une  étoile  de  1'*  grandeur,  h 
l'époque  d'Aratus,  et  qu'elle  n'a  atteint  son  éclat  actuel  qu'entre 
Aratus  et  Hipparque ,  c'est-à-dire  de  272  à  127  avant  notre  ère? 

{lU)  [page  189].  Cf.  Mœdler,  Aslron.,  p.  ^38,  note  12,  avec 
Struve,  Slellarum  composit.  Mensurœ  microm.,  p.  97  et  98, 
étoile  21^0.  a  Je  crois,  dit  Argelander,  qu'il  est  extrêmement 
difficile  d'estimer  avec  justesse  l'éclat  d'étoiles  aussi  différentes 
que  les  deux  composantes  de  a  d'Hercule.  Mes  observations 
sont  décidément  contraires  à  l'hypothèse  de  la  variabilité  du 
satellite.  En  effet,  a  d'Hercule  ne  m'a  jamais  paru  simple  dans 
les  nombreuses  observations  que  j'ai  faites ,  de  jour,  aux  cer- 
cles méridiens  d'Abo,  d'Helsingfors  et  de  Bonn;  or  cela  n'au- 
rait pas  eu  lieu  si  le  compagnon  eût  été  de  7^  grandeur,  dans 
son  minimum  d'éclat.  Je  persiste  à  le  croire  invariable  et  à  le 
ranger  dans  la  5*=  ou  la  5-6°  grandeur. 

(75J  [page  189].  La  table  de  Mœdler  [Astron.,  p.  Zi35)  con- 
tient 18  étoiles  avec  des  éléments  numériques  très-différents. 
Sir  John  Herschel  compte  plus  de  ^5  étoiles  variables,  y  com- 
pris celles  qui  sont  indiquées  dans  le  iQ\iQ  [Outlines,  §  819-826), 

(76)  [page  191].  Argelander  dans  les  Astron.  Nachr.  de 
Schumacher,  t.  XXVI  (18A8),  n'^  62/t,  p.  369. 

(77)  [page  193].  «En  prenant,  dit  Argelander,  pour  époque 
initiale  celle  du  minimum  d'éclat  d' Algol  en  1800,  janvier  1 ,  à 
18^  1"'  de  temps  moyen  de  Paris,  j'obtiens  les  durées  suivantes 
de  la  période  pour  : 


--1987  . 

.  2i20n8"'59%/il6  ., 

.  zb0%316 

—  U06 

58,737 

ziz  0  ,09Zi 

—    825 

58,393 

zh  0,175 

-t-    751 

58  ,U^k 

±0,039 

-t-2328 

58,193 

d=  0  ,096 

+  3885 

57,971 

±:  0  ,045 

-{-^UkX 

55  ,182 

=t  0  ,3Zj8 

—  348  — 

Voici  la  signification  des  nombres  de  ce  tableau  :  Si  l'on  prend 
l'époque  du  minimum  au  1"  janvier  1800  pour  zéro,  celle  du 
minimum  précédent  sera  — 1 ,  celle  du  minimum  suivant  sera 
-f  1  ?  etc Alors  la  durée  de  la  période  entre  lesminima  dé- 
signés par  —1987  et  —1986  sera  exactement  2J  20^  48"'  59%/il6  ; 
la  durée  entre  -f  5^41  et  +5^12  sera  2^  20»>/i8'"55%182.  La 
première  durée  répond  à  l'an  il  SU  et  la  seconde  à  l'an  18^2. 
Les  nombres  précédés  du  signe  zb  sont  les  erreurs  probables. 
Ces  nombres  montrent  bien  que  la  période  devient  de  plus  en 
plus  courte,  résultat  confirmé  d'ailleurs  par  toutes  les  obser- 
vations que  j'ai  faites  depuis  1847.  » 

(78)  [page  193].  La  formule  par  laquelle  Argelander  a 
cherché  à  représenter  toutes  les  observations  des  maxima  de 
Mira  de  la  Baleine ,  est  : 

1751  sept.  9,76  +  331,3363  E  +  10,5  sin  (^rr-E  +  86° 23' j 
+  18,2sin^-^  E  +  231°i^2''\  +  33,9  sin  (^  E+170°19'^ 
+  65,3  sin  (-|^  E  +  6°37'); 


.11 

dans  laquelle  E  désigne  le  nombre  des  maxima  qui  ont  eu  lieu 
depuis  le  9  septembre  1751  ;  dans  les  coefficients  numériques, 
l'unité  est  le  jour  moyen.  D'après  cette  formule,  le  maximum 
de  l'année  actuelle  aura  lieu  en 

1751  sept.   9,76 +  364Zi6,99  + 10,48  — 11,24  +  19,60 
-(-25,92  =  1851  août  8,51. 

Ce  qui  paraît  parler  le  plus  en  faveur  de  cette  formule, c'est 
qu'elle  représente  aussi  l'observation  du  maximum  de  1595 
(  Cosmos ,  t.  II ,  p.  394)  ;  or  cette  observation  discorderait  de 
plus  de  100  jours  dans  l'hypothèse  d'une  période  uniforme. 
Cependant  la  loi  des  variations  d'éclat  de  cette  étoile  paraît 
être  très-comphquée ,  car  les  écarts  de  la  formule  vont  encore 
à  près  de  25  jours  dans  certains  cas,  par  exemple  pour  le 
maximum  très-exactement  observé  de  l'an  1840.  » 


—  349  — 

(79)  [page  193].  Cf.  Argelander,  de  Stella  p  Lyrœ  variabili, 

(80)  [page  195].  Une  des  première  lentatives  sérieuses  qui 
aient  été  faites ,  pour  déterminer  la  durée  moyenne  de  la  pé- 
riode de  Mira  de  la  Baleine,  est  due  à  Jacques  Cassini,  Élé- 
ments d'Astronomie^  17/tO,  p.  66-69. 

(81)  [page  206],  Newton  {Philos.  Nat.  Principia  mathem.f 
éd.  Le  Seur  et  Jacquier,  1760,  t.  III,  p.  671)  ne  distingue 
que  deux  classes  dans  ces  phénomènes  sidéraux  :  «  Stellae 
fixae  quae  per  vices  apparent  et  evanescunt,  quaeque  paulatim 
crescunt,  videntur  revolvendo  partem  lucidam  et  partem  ob- 
scuram  per  vices  ostendere.  »  Riccioli  avait  déjà  proposé  cette 
explication  pour  les  variations  d'éclat  des  étoiles.  Quant  à  la 
réserve  que  l'on  doit  mettre  à  prononcer  sur  la  périodicité  de 
ces  variations,  voyez  les  importantes  considérations  de  Sir  John 
Herschel,  dans  le  Foyage  au  Cap,  §  261. 

(82)  [page  207].  Delambre,  Hist,  de  VAslron.  ancienne, t.  II, 
p.  280  et  Hisl,  de  VAstron,  au  18®  siècle,  p.  119. 

(83)  [page  208].  Sir  John  Herschel,  Foyage  au  Cap,  §  71  -78, 
et  Outlines  of  Astron.,  §  830.  Cf.  Cosmos^  t.  I,  p.  \1U  et  k^^). 

(84)  [page  209].  Lettre  manuscrite  du  lieutenant  Gilliss, 
astronome  de  1  Observatoire  de  Washington,  au  docteur  Flligel, 
consul  des  États-Unis  de  l'Amérique  du  Nord  à  Leipzig.  A  San- 
tiago de  Chili ,  le  ciel  reste  pendant  8  mois  si  pur,  et  l'atmo- 
sphère si  transparente,  que  le  lieutenant  Gilliss  distinguait  par- 
faitement la  6^  étoile  du  trapèze  d'Orion  avec  une  lunette 
de  O'^jHd  d'ouverture,  construite  par  Henry  Fitz,  de  New-Tork, 
et  William  Young,  de  Philadelphie. 

(85)  [page  210].  Sir  John  Herschel,  Foyageau  Cap,  p.  334, 
350,  note  1,  et  UUO.  (Sur  les  anciennes  observations  delà 
Chèvre  et  de  Véga,  cf.  William  Herschel  dans  les  Philos. 
Transact.,  1797,  p.  307;  1799,  p.  121,  et  dans  le   Jahrhuch 


—  S50  — 

de  Bode  pour  1810  ,  p.  1^8.)  Au  contraire  Argelander  met  en 
doute  la  variabilité  de  la  Chèvre  et  des  étoiles  de  la  Grande 
Ourse. 

(86)  [page  211].   ^oyageau  Cap  ^  $  259,  n'' 2^0. 

(87)  [page  21 IJ.  Heis,  dans  ses  notices  mo.nuscrites  de  mai 
1850.  Cf.  aussi  le  Foyage  au  Cap ,  p.  325,  et  P.  de  Bogus- 
lawski ,  Uranus  fur  18/i8,  p.  186.  La  variabilité  supposée  de  n , 
a  et  0  de  la  Grande-Ourse  est  aussi  confirmée  dans  les  Oullines^ 
p.  559.  Sur  les  étoiles  qui  indiqueront  successivement  le  pôle 
nord,  jusqu'à  Véga  de  la  Lyre ,  la  plus  belle  de  toutes  ,  laquelle 
prendra,  dans  12000  ans,  la  place  de  1  étoile  polaire  actuelle  , 
cf.  Maedler,  Asiron.,  p.  /i32. 

(88)  [page  211].  Cosmos,  i  III,  p. 

(89)  [page  212].  AVilliam  Herschel,  on  tlie  Changes  that  hap- 
pen  to  the  Fixed  Stars,  dans  les  Phil.  TratisGct.  for  1796,  p.  186. 
Voyez  aussi  Sir  John  Herschel,  Foyage  au  Cap,  p.  350-352, 
et  l'excellent  écrit  de  Mary  Somerville  :  Connexion  of  the 
Physical  Sciences ,  1846,  p.  UOl. 

(90)  [page  215].  Encke,  Belrachlungen  iïber  die  Anordnung 
des  S  ter  nsy  stems  y  \^kU,  p.  12  {Cosmos,  t.  III,  p  30)  ;  Mœdler, 
Astron..  p.  kh5  ;  Faye,  Comptes  rendus  t.  XXVI,  p.  76. 

(91)  [page  217].  Halley  dans  les  Philos.  Transact.  for  1717- 
1719,  t.  XXX,  p.  736.  Ses  considérations  ne  portaient  du  reste 
que  sur  les  variations  en  latitude  ;  ce  fut  Jacques  Cassini  qui 
s'occupa,  le  premier,  des  variations  en  longitude  (Arago,  dans 
y  Annuaire  pour  1842,  p.  387), 

(92)  [page  217].  Delambre,  Ilist.  de  V Astron.  moderne,  t.  II, 
p.  658  et  Hist.  de  V Astron.  au  18^  siècle,  p.  448. 

(93)  [page  218].  Philos.  Transact.,  t.  LXXIII,  p.  138. 

(94)  [page  219].  Bessel,  dans  le  Jahrbuch  de  Schumacher 
pour  1839, p.  38;  Arago,  Annuaire  pour  1842,  p.  389. 


—  351  — 

(95)  [page  219J.  Sur  a  du  Centaure ,  cf.  Henderson  et  Mac- 
lear  clans  les  Memoirs  oflhe  Adron.  Soc.  t.  XI,  p.  61,  et  Piazzi 
Smytlî  dans  les  Edinb.  yYansacl.,i.Wl^  p.  4^7.  Le  mouve- 
ment propre  d'Arcturus  est  de  2",25,  suivant  Baily  [Memoirs  of 
the  Astron.  Soc.  t.  V,  p.  165)  ;  il  est  considérable  par  rapport  aux 
mouvements  propres  d'autres  étoiles  très-brillantes  ;  car  celui 
d'Aldébaran  n'est  que  de  0'V185  (Maedler,  Centr abonne,  p.  11), 
et  celui  de  Véga  de  0'',400.  Parmi  les  étoiles  de  première  gran- 
deur, a  du  Centaure  fait  une  très-remarquable  exception  ;  son 
mouvement  propre,  3",58,  surpasse  beaucoup  celui  d'Arcturus 
Le  mouvement  propre  de  l'étoile  double  du  Cygne  est  de  S'^/lâS 
par  an,  d'après  Bessel  {Schum.  Astron.  Nadir.,  t.  XYI,  p.  6). 

(96)  [page  219].  Astron.  Nachr.  de  Schumacher,  n"  455. 

(97)  [page  219].  Même  ouv.,  n°  618,p.  276.  D'Arrest  a  basé 
son  calcul  sur  la  comparaison  des  observations  de  La  Caille 
(1750)  avec  celles  de  Brlsbane  (1825)  et  de  Taylor  (1835).  L'é- 
toile 2151  de  la  Poupe  du  Navire  a  un  mouvement  propre 
de  7",87l;  elle  est  de  6^  grandeur.  (Maclear  dans  ô^laedler, 
Untersuch.  ûberdie  Fixstern- Système ,  t.  II,  p.  5.) 

(98)  [page  219].  Astron.  Nachr.,  n°661,  page  201. 

(99)  [page  220].  Même  ouv.,  n«*  514-516. 

(100)  [page  221].  Struve,  Études  d' Astron.  stellaire ,  texte , 
p.  47.,  notes,  p.  26  et  51-57;  Sir  John  Herschel,  Outlines , 
§  859  et  860. 

(1)  [page  221].  Origène,  dans  le  Thésaurus  ûe  Gronovius, 
t.  X,  p.  271. 

(2)  [page  222].  Laplace ,  Expos,  du  Syst.  du  Monde,  1824, 
p.  395.  Dans  ses  Lettres  cosmologiques ,  Lambert  montre  beau- 
coup de  penchant  pour  l'hypothèse  des  corps  obscurs. 

(3)  [page  222].  Maedler,  Unters.  ilber  die  Fixs(ern-3ysteme , 
t.  II  (1848),  p.  â,  et  Astron.,  p.  416. 


—  352  — 

(4)  [page  223].  Cf.  Cosmos,  t.  III,  p.  93  ;  Laplace,  dans  les 
Allgem,  geogr.  Ephem,  de  Zach,t.  IV, p.  1;  Maedler,  Aslron.y 
p.  393. 

(5)  [page  22/^.  Opère  di  Galileo  Galilei,  t.  XII,  Milano,  1811, 
p.  206.  Ce  passage  remarquable ,  qui  indique  la  possibilité  et 
même  le  projet  d'une  mesure,  a  été  signalé  par  Arago ,  An- 
nuaire pour  1842,  p.  382. 

(6)  [page  225].  Bessel,  dans  le  Jahrbuch  fur  1839  de  Schu- 
macher, p.  5  et  11. 

(7)  [page  226].  Struve,  Aslron.stell.,  p.  104. 

(8)  [page  227].  Arago,  dans  la  Connaissance  des  temps  pour 
1834,  p.  281  :  «  Nous  observâmes  avec  beaucoup  de  soin, 
M.  iMathieu  et  moi,  pendant  le  mois  d'août  1812  et  pendant 
le  mois  de  novembre  suivant,  la  hauteur  angulaire  de  l'étoile 
au-dessus  de  l'horizon  de  Paris.  Cette  hauteur,  à  la  seconde 
époque,  ne  surpasse  la  hauteur  angulaire  à  la  première  que 
de  0",66.  Une  parallaxe  absolue  d'une  seule  seconde  aurait  né- 
cessairement amené  entre  ces  deux  hauteurs  une  différence 
de  r',2.  Nos  observations  n'indiquent  donc  pas  que  le  rayon  de 
l'orbite  terrestre,  que  39  millions  de  lieues  soient  vus  de  la  61* 
du  Cygne  sous  un  angle  de  plus  û'une  demi-seconde.  Mais  une 
base  vue  perpendiculairement  soutend  un  angle  d'une  demir 
seconde,  quand  on  en  est  éloigné  de  412  mille  fois  sa  longueur. 
Donc  la  61*=  du  Cygne  est  au  moins  à  une  distance  de  la  Terre 
égale  à  412  mille  fois  39  millions  de  lieues.  » 

(9).  [page  227].  Bessel  publia  d'abord,  dans  le  Jahrbuch.  de 
Schumacher,  p.  39-49,  et  dans  les  Astron.  Nachr.,  n.  366,  le 
nombre  0",3136  à  titre  de  première  approximation.  Son  résul- 
tat définitif  est  0",3483  [Astron.  Nachr.,  n.  402,  t.  XVII, 
p.  274).  Péters  trouva,  par  ses  propres  observations,  un  nombre 
presque  identique,  0',3490  (Struve,  Astron.  stell.^  p.  99). 
Quant  îi  la  modification  que  Péters  a  fait  subir  au  nombre  de 
Bessel,  elle  provient  de  ce  que  Bessel  avait  promis^  avant  sa 


—  353  - 

mort  [Astron.  Nachr.,t.  XVII,  p.  267),  de  soumettre  à  un 
nouvel  examen  l'influence  de  la  température  sur  les  mesures 
héliométriques.  Il  avait  même  réalisé  en  partie  cette  promesse 
dans  le  l^*"  volume  de  ses  Astronomische  Untersuchungen,  mais 
sans  faire  d'application  à  ses  observations  de  parallaxe.  Cette 
application  a  été  faite  par  Péters  {Ergànzungsheft  zu  den 
Astron.  Nachr.,  \SU9 ,  p.  56),  et  cet  astronome  distingué  a 
trouvé  ainsi  0",37Zi^  au  lieu  de  0",3483. 

(10)  [page  227].  Cette  parallaxe  de  0"^37/iZi donne,  pour  la 
distance  de  la  61®  du  Cygne,  550900  fois  la  distance  de  la 
Terre  au  Soleil,  ou  8455000  millions  de  myriamètres.  La  lu- 
mière emploie  3177  jours  moyens  pour  parcourir  cette  distance. 
Les  trois  valeurs  qui  ont  été  successivement  attribuées  à  cette 
parallaxe  ont  rapproché  de  nous  (en  apparence,  bien  entendu) 
la  célèbre  étoile  double  du  Cygne,  dans  le  rapport  des  nombres 
10,  9  i|^  et  8  7/10,  qui  expriment,  en  années,  le  temps  dont  la 
lumière  a  besoin  pour  franchir  l'espace  qui  nous  en  sépare. 

(11)  [page  227].  Sir  John  Herschel,  Outlines,  -p.  5li5  et  551. 
Mœdler  [Aslron.,  p.  k25)  donne  0",9213,  et  non  0",9128,  pour 
la  parallaxe  de  a  du  Centaure. 

(12)  [page  228].  Struve,  Stell.  compos.  Mensurœ  microm., 
p.  CLxix-CLxxii.  Airy  attribue  à  a  de  la  Lyre  une  parallaxe  in- 
férieure à  0",1,  ou  plutôt  il  admet  que  cette  parallaxe  est  trop 
faible  pour  pouvoir  être  déterminée  avec  les  instruments  dont 
il  disposait  à  l'époque  de  ses  observations  {Mem.  of  the  Royal 
Astron,  Soc,  t.  X,  p.  270.) 

(13)  [page  228].  Struve ,  sur  les  mesures  micrométriques  qui 
ont  été  faites  à  l'aide  de  la  grande  lunette  de  l'Observatoire  de 
Dorpat  (oct.  1839),  dans  les  Astron,  Nachr,  de  Schumacher^ 
n.  396,  p.  178. 

(\ti)  [page  228].  Péters,  dans  Struve,  Astron.  stell.,  p.  100. 

(15)   [page  229].  Péters,  dans  Struve,  Astr.  stell. ,  p.  101  ; 
III.  23 


—  354  — 

\VîchmaDn,  W.  Struve,  Otto  Struve  et  Faye  dans  les  Comptes 
rendus,  t.  XXVI,  p.  64,  69,  et  t.  XXX,  p.  68  et  78. 
Les  parallaxes  rapportées  dans  le  texte  donnent  le  moyen  de 
transformer  les  mouvements  propres  (angulaires)  des  étoiles  en 
mouvements  linéaires  et  d'évaluer  ainsi  leurs  vitesses  en  myria- 
mètres  ou  en  lieues  (de  4000'").  On  verra,  par  le  tableau  suivant, 
avec  quelle  rapidité  se  meuvent  la  plupart  de  ces  prétendues 
fixes j  il  est  curieux  que  ce  soit  parmi  elles  qu'il  faille  chercher 
les  exemples  des  plus  grandes  vitesses  dont  la  matière  ait  paru 
animée  jusqu'ici. 


ÉTOILES. 

PARALLAXES. 

MODVEMENTâ 

fcSPACEs  Parcourus 

*—-'■'•—                 -     ■ 

propres. 

par  seconde. 

a  du  Centaure. 

0",913 

3", 580 

5  lieues. 

61*  du  Cygne. 

0  ,3744 

5  ,123 

16 

Sirius. 

0  ,230 

1  ,234 

6 

1830  Groombridge. 

0  ,226 

6  ,974 

37 

» 

0  ,1825 

» 

46 

> 

0  .034 

» 

249 

t  de  la  Grande- Ourse. 

0  ,133 

0  ,746 

7 

Arcturus. 

0  ,127 

2  ,250 

22 

a  de  la  Lyre. 

0  ,207 

0  ,364 

2 

La  Polaire. 

0  ,106 

0  ,035 

1/2 

La  Chèvre. 

0  ,046 

0  ,461 

12 

Il  resterait  à  défalquer,  des  nombres  contenus  dans  les  deux 
dernières  colonnes,  l'effet  produit  par  la  translation  de  notre 
propre  système.  Cette  réduction  est  devenue  possible  depuis 
que  les  travaux  combinés  d'Argelander,  de  O.  Struve  et  de 
Péters  nous  ont  appris,  d'une  part,  la  direction  dans  laquelle 
se  meut  notre  Soleil,  de  l'autre,  sa  vitesse  absolue  dans  l'es- 
pace. D'après  0.  Struve,  un  observateur,  placé  à  la  distance 
moyenne  des  étoiles  de  2'  grandeur,  verrait  le  Soleil  se  mou- 
voir avec  une  vitesse  angulaire  annuelle  de  0",3.'i9!2.  D'après 


—  S55  — 

Pèters,  à  cette  distance  correspond  une  parallaxe  de  0",209. 
Ainsi  la  vitesse  absolue  du  Soleil  et  de  tout  son  cortège  de  pla- 
nètes serait  de  ^  lîéues  par  seconde.  ÎMais  on  n*â  point  tenii 
compte  de  ce  résultat  dans  le  tableau  précédent  et,  par  suite, 
les  nombres  de  lieues  indiqués  mesurent  seulement  les  dépla- 
cements relatifs  du  Soleil  et  de  ciiaque  étoile  pendant  1\  Il  est 
bon  d'ajouter  aussi  que  ces  nombres  n'expriment  que  les  pro- 
jections.  peut-être  fort  accourcies,  des  vitesses  stellaires  sur  les 
plans  perpendiculaires  aux  rayons  visuels,  car  rien  ne  nous 
indique  la  direction  absolue  de  ces  mouvements  dans  l'espace. 
Les  vitesses  réelles  peuvent  donc  être  encore  plus  grandes  que 
celles  du  tableau. 

(16)  [page  230].  Cf.  sur  le  rapport  entre  les  mouvements 
propres  et  la  distance,  pour  les  étoiles  les  plus  brillantes,  Struve, 
Stell.  comp.  Mens,  microm, ,  p.  CLXiv. 

(17)  [page  232].  Savary  dans  la  Connaissance  des  temps  pour 
1830,  p.  56-69  et  p,  163-171.  Cette  brillante  conception  de 
Savary  a  été  discutée  par  Struve  au  point  de  vue  pratique 
{Mensurœ  microm.  p.  CLxiv).  D'après  Struve,  les  étoiles  doul)les 
actuellement  connues  ne  se  prêtent  point  à  une  application 
avantageuse  de ,  cette  méthode.  Si  les  parallaxes  ne  sont  pas 
inférieures  à  0",1,  il  vaut  mieux  en  tenter  la  détermination 
directe  que  de  recourir  à  l'inégalité  signalée  par  Savary. 
Toutefois  cette  inégalité  pourrait  devenir  sensible,  avec  le 
temps,  dans  les  étoiles  à  longues  périodes ,  et  permettre  alors 
d'obtenir  des  parallaxes  qui  auraient  échappé  aux  mesures 
directes.  De  plus,  pour  que  l'idée  de  Savary  reste  parfaite- 
ment juste  au  point  de  vue  théorique,  il  faut  y  introduire 
cette  condition  que  la  masse  du  satellite  puisse  être  considérée 
comme  nulle ,  vis-à-vis  de  la  masse  de  Tétoile  centrale.  Si  les 
masses  étaient  égales,  les  durées  des  demi-révolutions,  dont  il 
est  parlé  dans  le  texte,  le  seraient  aussi;  l'effet  d'aberration 
dont  il  s'agit  de  déduire  la  parallaxe  s'évanouirait.  (]ette  re- 
marque est  due  <i  Y.  Villarceau  qui  a  traité  la  question  d'une 


—  356  — 

manière  complète,  dans  un  mémoire  encore  inédit.  Viliarceau 
a  été  conduit  à  reconnaître  la  nécessité  de  tenir  compte  des 
masses  (le  rapport  de  leur  différence  à  leur  somme),  en  étu- 
diant séparément,  dans  son  analyse,  les  aberrations  spéciales  de 
chaque  composante  d'un  même  couple  stellaire. 

.-  (18)  [page  232].  Cosmos,  t.I,  p.  163  etZ^S^. 

(19)  [page  233].  Maedler,  Astronomie,  p.  lx\k. 

(20)  [page  233].  Arago  a  signalé  le  premier  ce  passage  re- 
marquable de  Halley  {Annuaire  pour  18^2,  p.  383).  Cf.  dans  le 
même  volume,  le  chapitre  relatif  à  la  translation  du  système  so- 
laire p.  389-399. 

(21)  [page  235].  D'après  une  lettre  que  Gauss  m'a  adressée; 
Cf.  Astron,  Nachr.,  n"  622,  p.  3^8. 

(22)  [page  235],  Galloway,  on  the  Motion  of  the  Solar  Sys- 
tem, ùdius  les  Philos.  Transact.^  1847,  p.  98. 

(23)  [page  236].  Argelander  s'est  expliqué  sur  la  valeur  que 
l'on  doit  attribuer  à  de  pareilles  conceptions  dans  son  écrit  : 
ûher  die  eiyene  Bewegung  des  Sonnensystems^  hergeleitet  aus  der 
cigenen  Bewegung  der  Sterne,  1837,  p.  39. 

(24)  [page  237].  Cf.  Cosmos,  t.  I,  p.  161  ;  Maedler,  Astron., 
p.  400. 

(25)  [page  237].  Argelander,  même  ouvr.,  p.  42;  Méedler, 
Centralsonne,  p.  9,  et  Astron.,  p.  403. 

(26)  [page  238].  Argelander,  même  ouvr.,  p.  43,  et  dans  les 
Astron.  Nachr.  de  Schumacher,  n°  566.  Guidés ,  non  par  des 
recherches  numériques ,  mais  par  des  spéculations  où  l'imagi- 
nation avait  la  meilleure  part ,  Kant  et  Lambert  avaient  déjà 
désigné,  l'un  Sirius,  l'autre  la  nébuleuse  du  Baudrier  d'Orion, 
comme  étant  le  corps  central  de  notre  amas  stellaire  (Struve, 
Astron.  stelL,  p.  17,  n°  19). 

(27)  [page  238].  Mmdler,  Astron..  p.  380  ,  400  .  407  et  ^i14  ; 


—  357  - 

Centralsonne ,  18^6,  p. /i4-47  ;  Untersuchungen  ûher  die  Fioc- 
stern-Systeme ,  2"  part.,  1848,  p.  183-185.  (Alcyone  est  située 
par  5Zi"  30'  d'AR,  et  +  23°  36' de  Décl.  pour  l'an  1840.)  Si  la 
parallaxe  d' Alcyone  était  effectivement  de  0",0065,  sa  distance 
serait  égale  à  31  1/2  millions  de  fois  le  rayon  de  l'orbite  ter- 
restre ;  elle  serait  donc  50  fois  plus  éloignée  de  nous  que  la 
61"  du  Cygne.  La  lumière,  qui  vient  du  Soleil  à  la  Terre  en 
8"'18%  aurait  besoin  de  500  ans  pour  venir  d'Alcyone.  On 
peut  citer,  à  ce  propos,  la  limite  de  grandeur  à  laquelle  a  pu 
s'élever  l'imagination  la  plus  hardie  des  anciens  Grecs.  Hésiode 
dit  (  Theogonia,  v.  722-725),  à  propos  des  Titans  précipités  dans 
le  Tartare  :  «  Si  une  enclume  d'airain  tombait  du  ciel,  pendant 
neuf  jours  et  neuf  nuits ,  au  dixième  jour  elle  atteindrait  la 

Terre »  L'espace  ainsi  parcouru  en  777600  secondes  de 

temps  par  un  corps  qui  tombe,  peut  être  aisément  calculé ,  en 
tenant  compte  de  la  décroissance  rapide  que  l'attraction  du 
globe  terrestre  subit  à  des  distances  notables.  Galle  trouve, 
pour  cette  hauteur  de  chute,  57400  myriamètres;  c'est  une  fois 
et  demie  la  distance  de  la  Lune  à  la  Terre.  Mais  d'après  V Iliade, 
I,  592,  Vulcain  n'a  mis  qu'un  jour  à  tomber  du  ciel  dans  l'île 
de  Lemnos,  «  et  c'est  à  peine  s'il  respirait  encore.  »  Quant  à  la 
chaîne  qui  pendait  de  l'Olympe  sur  la  Terre,  et  sur  laquelle  les 
Dieux  auraient  réuni  leurs  efforts,  sans  pouvoir  entraîner  Jupiter 
{Iliade,  VIII,  18),  sa  longueur  reste  indéterminée  ;  ce  n'est  point 
là  une  image  destinée  à  donner  l'idée  de  la  hauteur  du  ciel , 
mais  seulement  de  la  force  et  de  la  toute-puissance  de  Jupiter. 

(28)  [page  238].  Cf.  les  doutes  élevés  par  Péters  dans  les 
Astron.  Nachr.  de  Schumacher,  1849,  p.  661  ,  et  par  Sir 
John  Herschel,  Outlines  of  Astron,,  p.  589  :  «  In  the  présent 
defective  state  of  our  knowledge  respecting  the  proper  motion 
of  the  smaller  stars ,  we  cannot  but  regard  ail  attempts  of 
this  kind  as  to  a  certain  extent  prématuré,  though  by  no 
means  to  be  discouraged  as  forerunners  of  something  more 
décisive.  » 


—  358  — 

{79}  [page  23^].  a  Cosmos,  {.  i,  p.  m-167  et  m; 

gm,  von  182^  6is  1837,  R,  H- 

(30)  [page  2U0].  Cosmos,  t.  III,  p.  54-58,  438-l/;l  et  286- 
290.  Comme  exemple  remarquable  d'une  portée  de  vue  extraor- 
dinaire 5  on  peut  encore  citer  le  maître  de  Kepler,  IMœstlin ,  qui 
voyait  à  l'œil  nu  \U  étoiles  dans  les  Pléiades  ;  quelques  anciens  en 
avaient  vu  9.  (Maedler,  Unters.  uher  die  Fixsf.^  2^  part.,  p.  36.) 

(31)  [page  261].  Cosmos,  t.  III,  p.  224.  Le  docteur  Gregory, 
d'Edimbourg,  avait  aussi  recommandé  cette  méthode  en  1675, 
c'est-à-dire  3a  ans  après  Galilée  :  Cf.  Thomas  Birch,  Hist.  ofthv 
Royal  SaCi  t.  III,  1757,  p.  225.  Bradley  a  fait  allusion  à  cette 
mélhode,en  1748,  à  la  fin  de  son  célèbre  .Mémoire  sur  la 
uutation. 

(32)  [page  241].  Maedler.  Astron,  p.  477. 

(33)  [page  242].  Arago,  dans  \ Annuaire  pour  1842,  p.  400. 

(54)  [page  242] .  An  Inquiry  into  the  probable  Parallax  and 
Magnitude  of  the  fixed  Stars,  from  the  quantity  of  Light  which 
they  afford  us,  and  the  particular  circumstances  of  their  situa- 
tion, by  the  Rev.  John  Michelin  dans  les  Philos.  Transact., 
t.  LVII,p.  234-261. 

(35)  [page  2^2].  John  Michell,  même  ouvr.,  p.  238  :  «  If  it 
should  hereafter  be  found ,  that  any  of  the  stars  bave  others 
revolving  about  them  (for  no  satellites  by  a  borrowed  light  could 
possibly  be  visible),  we  should  theu  bave  the  means  of  dis- 

covering »  Dans  tout  le  cours  de  sa  discussion,  il  persiste  à 

nier  que  Tune  des  deux  étoiles  composantes  puisse  être  un  corps 
pbsçur,  une  planète  réfléchissant  seulement  la  lumière  de  l'autre 
^stre,  et  il  se  fonde  sur  ce  que  les  deux  astres  sont  visibles  pour 
nous,  malgré  leur  distance.  11  compare  la  densité  des  deux 
étoiles  ,  dont  la  plus  grande  est  nommée  par  lui  central  star, 
à  la  densité  de  notre  Soleil ,  et  s'il  emploie  le  mot  de  salellik, 


\ 


—  559  ~ 

s'il  parle  de  la  «  greatest  apparent  elongation  of  those  stars, 
that  revolved  aboiit  the  others  as  satellites ,  »  ce  n'est  que  pour 
indiquer  l'idée  purement  relative  de  la  révolution  de  la  plus 
petite  autour  de  la  plus  grande,  sans  oublier  pour  cela  que  les 
mouvements  absolus  s'exécutent  autour  du  centre  de  gravité 
commun.  Plus  loin  il  dit  (p.  243  et  2/i9)  :  «  We  may  conclude 
with  the  highest  probability  (the  odds  against  the  contrary  opi- 
nion being  many  million  millions  to  one)  that  stars  form  a  kind 
of  System  by  mutual  gravitation.  It  is  highiy  probable  in  parti- 
cular,  and  next  to  a  certainty  in  gênerai,  that  such  double  stars 
as  appear  to  consist  of  two  or  more  stars  placed  near  together, 
are  under  the  influence  of  some  gênerai  law,  such  perhaps  as 
gravity...  »  (Cf.  aussi  Arago,  dans  l'y^mM/^Ve  pour  183Zt,  p.  308, 
pour  1842,  p.  400.)  On  ne  peut  accorder  une  grande  confiance 
aux  résultats  numériques  des  calculs  de  probabilités  auxquels 
Michell  s'est  livré  ;  il  est  parti  d'une  hypothèse  inadmissible , 
à  savoir  qu'il  y  a  dans  le  ciel  entier  230  étoiles  plus  brillantes 
que  p  du  Capricorne,  et  1500  étoiles  égales  en  éclat  aux  6  étoiles 
des  Pléiades.  John  Michell  termine  son  ingénieux  traité  cosmo- 
logique par  une  explication  bien  hasardée  de  la  scintillation  ; 
il  l'attribue  à  une  sorte  de  pulsation  qui  se  produirait  dans 
l'émission  de  la  matière  lumineuse.  Cette  explication  n'est  guère 
plus  heureuse  que  celle  que  Simon  Marins ,  l'un  de  ceux  aux- 
quels est  due  la  découverte  des  satellites  de  Jupiter  [Cosmos, 
t.  II,  p.  382  et  603),  a  donnée  à  la  fni  de  son  Mundus  Jovialis , 
en  1614.  Mais  Michell  a  eu  le  mérite  d'avoir  fait  remarquer,  le 
premier  (p.  263),  que  la  scintillation  est  toujours  accompagnée 
de  changements  de  couleur:  «  Besides  their  brightness,  there 
is  in  the  twinkling  of  the  fixed  stars  a  change  of  colour.  > 
(Cf.  Cosmos,  t.  III,  p.  300). 

(36)  [page  244].  Struve,  dans  le  Recueil  des  Actes  de  la 
Séance  publique  de  VAcad.  Imp,  des  Sciences  de  St-Pélershourq, 
le  29  déc.  1832,  p.  48-50  ;  Maedler,  Jstron,,  p.  478 

(37)  [page  244].   Philos.   Transact.  for  the   year  1782, 


—  360  — 

p.  60-126,  for  1783,  p.  112-124,  for  180/t,  p.  87.  Cf.  iMaedler, 
dans  le  Schiimachefs  Jahrbuch  fur  1839,  p.  59,  et  les  Vn- 
ters.  uber  die Fix stem- Système^  1'"''  part.,  1847,  p.  7. 

(38)  [page  246].  Mœdler,  même  ouvr.,  1'"  part.,  p.  255.  On 
a ,  pour  Castor ,  deux  anciennes  observations  de  Bradiey , 
datant  de  1719  et  de  1759,  la  première  faite  en  commun  avec 
Pound,  la  deuxième  avec  Maskelyne,  et  deux  observations  de 
W.  Herschel ,  de  1779  et  1803. 

(39)  [page  246].  Struve,  Mensurœ  7nicrom.,-p.  XL  et  p.  234- 
248.  Il  y  a  en  tout  2641  -|-  146  =  2787  couples  observés 
(Mgedler,  ^S'c/mm.  Jahrb.,  1839,  p.  64). 

(40)  [page  247] .  Sir  John  Herschel ,  Foyage  au  Cap,  c'est- 
à-dire  Aslron.  ohserv.  ai  the  Cape  of  Good  Hope,  p.  165-303. 

(41)  [page  247].  Même  ouvr.,  p.  167  et  242. 

(42)  [page  247] .  Argelander,  dans  son  travail  sur  les  mou- 
vements propres  des  étoiles.  Cf.  son  écrit  :  DLX stellarum  fixa- 
rum  positiones  mediœ  ineunte  anno  1830,  ex  ohserv.  Ahoœ 
habitîs  (Helsingforsiœ  1825).  Maedler  évalue  à  600  le  nombre 
des  étoiles  multiples  qui  ont  été  découvertes  à  Poulkova  de- 
puis 1837  (Astron.,  p.  625). 

(43)  [page  249] .  Il  est  permis  de  supposer  que  toutes  les 
étoiles  ont  un  mouvement  propre  ;  mais  le  nombre  de  celles  dont 
le  mouvement  a  pu  être  constaté  dépasse  à  peine  le  nombre  des 
étoiles  doubles  dans  lesquelles  on  a  reconnu  un  déplacement 
relatif  des  composantes.  (Maedler,  Astron.,  p.  394,  490  et  520- 
540) .  Struve  a  discuté  ces  relations  numériques  dans  les  Mens, 
microm.,  p.  xciv,  en  traitant  séparément  les  couples  où  la 
distance  est  de  0"  à  1",  de  2"  à  8",  et  de  16"  à  32".  Il  est  bon  de 
rappeler  ici  que  si  les  distances  inférieures  à  0",8  ont  été  simple- 
ment estimées,  des  recherches  instituées  à  l'aide  d'étoiles  dou- 
bles artificielles  ont  donné  l'assurance  que  ces  évaluations  sont 


—  861  — 

sûres  à  0",  1  près.  Struve,  ûber  Doppelsterne  nach  Dorpatcr 
Beobacht,,^,  29. 

(UU)  [page  2^9].  John  Herschel,  Foyageau  Cap,  p.  166. 

{U5)  [page  250].  Struve,  3Iens.  microm.,  p.  lxxvii-lxxxiv. 

(46)  [page  250].  John  Herschel,  OutlinesofJslron.,]).  579. 

{kl)  [page  250],  Pour  regarder  le  Soleil  à  travers  une  lunette, 
on  emploie  des  verres  obscurcissant ,  teints  de  deux  couleurs 
foncées,  mais  complémentaires;  on  obtient  ainsi  des  images 
blanches  du  disque  solaire.  Pendant  mon  long  séjour  à  l'Obser- 
vatoire de  Paris,  Arago  se  servait  déjà  de  verres  semblables, 
pour  observer  les  éclipses  ou  les  taches  du  Soleil.  On  combine 
ainsi  deux  verres  dont  l'un  est  rouge  et  l'autre  vert,  ou  l'un 
jaune  et  l'autre  bleu,  ou  encore  une  nuance  de  vert  avec  le  vio- 
let. «  Lorsqu'une  lumière  forte  se  trouve  auprès  d'une  lumière 
faible,  la  dernière  prend  la  teinte  complémentaire  de  la  pre- 
mière. C'est  là  le  contraste  j  mais  comme  le  rouge  n'est  presque 
jamais  pur,  on  peut  tout  aussi  bien  dire  que  le  rouge  est  complé- 
mentaire du  bleu.  Les  couleurs  voisines  du  spectre  solaire 
se  substituent.  »  (Arago,  Manuscrit  de  iSUl.) 

{US)  [page  251].  Arago,  dans  la  Connaissance  des  Temps  pour 
1828,  p.  299-300;  dans  V Annuaire  pour  183Z^,  p.  246-250; 
pour  1842,  p.  347-350.  «  Les  exceptions  que  je  cite ,  prouvent 
quej'avaisbienraisonenl825  de  n'introduire  la  notion  physique 
du  contraste  dans  la  question  des  étoiles  doubles  qu'avec  la  plus 
grande  réserve.  Le  bleu  est  la  couleur  réelle  de  certaines  étoiles. 
Il  résulte  des  observations  recueillies  jusqu'ici  que  le  firmament 
est  non-seulement  parsemé  de  soleils  rouges  et  jaunes,  comme 
le  savaient  les  anciens ,  mais  encore  de  soleils  bleus  et  verts. 
C'est  au  temps  et  à  des  observations  futures  à  nous  apprendre  si 
les  étoiles  vertes  et  bleues  ne  sont  pas  des  soleils  déjà  en  voie  de 
décroissance  ;  si  les  différentes  nuances  de  ces  astres  n'indiquent 
pas  que  la  combustion  s'y  opère  à  différents  degrés  ;  si  la  teinte, 
avec  excès  de  rayons  les  plus  réfrangibles,  que  présente  souvent 


-^  S62  — 

la  petite  étoile ,  ne  tiendrait  pas  à  la  force  absorbante  d'une  at- 
mosphère que  développerait  l'action  de  l'étoile,  ordinairement 
beaucoup  plus  brillante,  qu'elle  accompagne  »  (Arago  dans 
VJnnuaire  pour  183^,  p.  295-301.) 

[U9)  [page  251].  Struve^  ûber  Doppelsterne  nach  Dorpater 
Èeobachtungen,  1837,  p.  33-36  et  Mensurœ  microm.,  p.  lxxxiii  ; 
il  compte  63  couples  dont  les  deux  étoiles  sont  bleues  ou  bleuâ- 
tres, et  où,  par  conséquent,  la  coloration  ne  saurait  être  un  effet 
de  contraste.  Quand  on  en  vient  à  comparer  les  appréciations 
de  différents  observateurs ,  sur  les  couleurs  du  même  couple ^ 
on  est  frappé  des  divergences  que  l'on  rencontre.  Par  exemple, 
un  observateur  trouve  que  le  compagnon  de  telle  étoile  rouge 
ou  orangée  est  6/ew ,  tandis  qu'un  autre  observateur  lui  attri- 
buera la  couleur  verte. 

(50)  [page  251].  Arago,  (X?i\\sV Annuaire  pour  183^,  p.  302. 

(51)  [page  251].  Cosmos ,  t.  III,  p.  ik\-\U^. 

(52)  [page  252].  «This  superb  double  star  (a  du  Centaure), 
is  beyond  ail  comparison  the  most  striking  objectof  tbe  kind  in 
the  beavens,  and  consists  of  two  individuals,  both  of  a  bigh 
ruddy  or  orange  colour,  though  that  of  tbe  smaller  is  of  a 
somewhat  more  sombre  and  brownish  cast.  »  Sir  John  Herschelj 
Foyage  au  Cap,  p.  300.  Mais  d'après  les  belles  observations  du 
capitaine  Jacob  (Bombay  Engineers)  en  1846,  1847  et  1848, 
l'étoile  principale  est  de  1"  grandeur  et  le  compagnon  serait 
seulement  de  2%5  ou  de  3^  grandeur  (Transact,  of  the  Royal 
Soc.  ofEdinb.,  t.  XYI,  1849,  p.  451). 

(53)  [page  253].  Cosmos,  t.  III,  p.  188,  204  et  346. 

(54)  [page  253],  Struve,  ûber  Doppelst.  nach  Dorp.  Beo- 
bacht.,])   33. 

(55)  [page  253].  Même  ouvrage,  p.  36. 

(56)  [page  254].  Mœdler,  Astron.,  p.  517;  J.  Herschel,  Oul- 
lines  of  Astronomy,  p.  568. 


—  363  — 

(57)  [page  254].  Cf.  Maiùler,  Untersuch.  ûber  die  Fixstern- 
Systeme,  l'^^part.,  p.  225-275;  2'  part.,  p.  235-240;  le  même 
dans  Astron,,  p.  541;  J.  Herschel,  Outlines ^  p.  573. 

(58)  [page  254].  L'occultation  n'a  été  qu'apparente  :  elle  est 
due  aux  disques  factices  que  les  étoiles  conservent  dans  les  meil- 
leures lunettes  [Cosmos,  t.  III,  p.  140).  D'après  les  calculs  de 
Villarceau,  la  distance  apparente  des  centres  des  deux  étoiles 
de  t,  d'Hercule  n'a  jamais  été  au-dessous  de  0",5  (en  1793  et 
en  1830)  ;  or  les  disques  réels  des  plus  belles  étoiles  sont  pro- 
bablement beaucoup  plus  faibles  que  la  moitié  de  cette  distance 
Mais,  dans  ^  d'Hercule,  l'étoile  principale  est  de  3^  grandeur 
et  le  satellite  est  de  6^  à  7'  grandeur  ;  ce  dernier  a  donc  pu 
disparaître  dans  les  rayons  de  la  plus  grande ,  c'est-à-dire  dans 
son  disque  factice,  à  l'époque  du  plus  petit  périhélie  apparent. 
Pour  t]  de  la  Couronne ,  au  contraire  ,  la  distance  des  2  étoiles 
a  été  de  0",4  en  1784  et  vers  la  fin  de  1850 ,  et  pourtant  il  n'y 
a  pas  eu  d'occultation.  C'est  que  ces  2  étoiles  sont  beaucoup 
plus  faibles  que  ^  d'Hercule  ;  leurs  disques  factices  sont  moins 
grands;  l'un  d'eux  n'empiète  jamais  complètement  sur  l'autre, 
malgré  une  moindre  distance  apparente  au  périhélie. 

(59)  [page  259] .  Voyez,  pour  $  de  la  Grande  Ourse ,  p  d'O- 
phiucus,  t  d'Hercule  et  r^  de  la  Couronne,  Yvon  Villarceau 
dans  les  Additions  à  la  Connaissance  des  Temps  pour  1851, 
et  les  Comptes  rendus  de  VAcad,  des  Sciences,  t.  XXXII ,  p.  50. 


FIN   DE   LA   1'*   PARTIE   DU   3*   VOLUME. 


PARIS. —  IMPRIMÉ   PAR    G.    THDNOT    ET   C,    BUE   RACINE,    26. 


- 


365  — 


VU 


LES  NÉBULEUSES.  —  NÉBULEUSES  RÉDUCTIBLES  ET  NÉBULEUSES 
IRRÉDUCTIBLES.  —  NUÉES  DE  MAGELLAN.  —  TACHES  NOIRES 
OU  SACS  DE  CHAR^N. 


Outre  les  mondes  visibles  qui  remplissent  les  es- 
paces célestes,  parmi  les  corps  qui  brillent  de  la  lu- 
mière stellaire,  et  par  là  je  comprends  les  corps  qui  ont 
une  lumière  propre  et  ceux  qui  empruntent  leur  lu- 
mière au  Soleil,  ceux  qui  sont  isolés  et  ceux  qui, 
diversement  accouplés,  tournent  autour  d'un  centre 
de  gravité  commun  ;  parmi  ces  corps ,  dis-je ,  il 
existe  des  masses  qui  jettent  une  lueur  pâle  et 
douce,  semblable  à  une  nébulosité  (1).  Quelques-unes 
font  Teffet  de  petits  nuages  lumineux  aux  contours 
arrondis  et  tranchés,  d'autres  sans  forme  précise  s'é- 
tendent sur  de  vastes  espaces.  Toutes,  vues  à  travers 
le  télescope,  semblent  au  premier  abord  complète- 
ment différentes  des  corps  célestes  dont  nous  avons 
traité  dans  les  quatre  précédents  chapitres.  De  même 
que  l'on  est  porté  à  conclure  du  mouvement  observé, 
mais  non  expliqué  jusqu'à  ce  jour,  des  étoiles  visibles 
à  l'existence  d'étoiles  invisibles  (2),  de  même  les  ex- 
périences récentes,  qui  ont  constaté  la  possibilité  de 
réduire  un  nombre  considérable  de  nébuleuses,  ont 
conduit  à  nier  l'existence  des  nébuleuses  et  plus 
Hf.  24 


—  366  — 

absolument  de  toute  la  matière  cosmique  répandue 
dans  le  monde.  Que  d'ailleurs  ces  nébuleuses  arrêtées 
dans  leurs  contours  soient  une  matière  diffuse  et  lu- 
mineuse par  elle-même,  ou  qu'elles  soient  des  amas 
sphériques  d'étoiles  pressées ,  elles  n'en  sont  pas 
moins  d'une  grande  importance  pour  la  connaissance 
de  la  structure  du  monde ,  en  ce  qui  concerne  les 
espaces  célestes. 

Le  nombre  des  nébuleuses  dont  le  lieu  a  été  dé- 
terminé en  ascension  droite  et  en  déclinaison  dé- 
passe déjà  3G00.  Quelques-unes  de  celles  qui  n'ont 
point  de  forme  précise  ont  une  largeur  égale  à  huit 
fois  le  diamètre  de  la  Lune.  D'après  une  estimation  de 
William  Herschel ,  remontant  à  l'année  1811 ,  les  né- 
buleuses couvrent  au  moins  1/270  de  tout  le  firma- 
ment visible.  Le  regard  qui  les  contemple  h  l'aide  du 
télescope  pénètre  dans  des  régions  d'où  les  rayons 
lumineux ,  d'après  des  calculs  qui  ne  sont  point  dé- 
pourvus de  vraisemblance  ,  mettent  des  millions 
d'années  à  venir  jusqu'à  nous,  et  franchit  des  inter- 
valles dpnt  on  pourrait  à  peine  se  faire  une  idée,  en 
prenant  pour  unité  les  distances  que  nous  fournit 
la  couche  d'étoiles  la  plus  voisine  du  système  solaire, 
c'est-à-dire  les  distances  qui  nous  séparent  de  Sirius 
ou  des  étoiles  doubles  du  Cygne  et  du  Centaure.  Si 
les  nébuleuses  sont  des  amas  d'étoiles  de  forme  ellip- 
tique ou  globulaire,  leur  conglomération  rappelle  les 
efTets  mystérieux  des  forces  de  la  gravitation  ;  si 
elles  sont  des  masses  de  vapeur  avec  un  ou  plusieurs 
noyaux ,  les  différents  degrés   de   leur  condensa- 


tion  prouveraient  que  la  matière  cosmique  peut, 
par  une  concentration  successive ,  arriver  à  former 
des  étoiles.  L'astronomie,  j'entends  celle  qui  est  un 
objet  de  contemplation  plutôt  que  de  calcul,  ne 
fournit  pas  un  autre  spectacle  qui  soit  autant  de  na- 
ture à  s'emparer  de  l'imagination  ;  et  cela  non  pas 
seulement  parce  que  les  nébuleuses  peuvent  être 
prises  pour  un  symbole  de  l'infini ,  piais  parce  que  la 
recherche  des  différents  états  par  lesquels  ont  passé 
ces  corps  célestes  et  le  lien  qu'il  est  permis  de 
soupçonner  entre  leurs  transformations  successives , 
peut  nous  donner  l'espérance  de  démêler  à  travers 
les  phénomènes  la  loi  de  leur  développement  (3). 

L'histoire  des  notions  que  nous  possé4ons  actuelle- 
ment sur  les  nébuleuses  nous  apprend  que  sur  ce 
point,  comme  en  général  pour  tout  ce  qui  touche  à 
l'histoire  des  sciences  naturelles,  les  mêmes  opinions 
opposées  qui  comptent  aujourd'hui  de  nombreux 
partisans  ont  été  soutenues  il  y  a  beaucoup  d'années, 
bien  qu'avec  des  raisons  moins  concluantes.  Depuis 
que  le  télescope  est  devenu  d'un  usage  général ,  nous 
voyons  Galilée ,  Dominique  Cassini  et  un  autre  ob- 
servateur pénétrant,  John  Michell,  considérer  toutes 
les  nébuleuses  comme  des  amas  d'étoiles  reculées 
dans  l'espace,  tandis  que  Halley,  Derham,  La  Caille, 
Kant  et  Lambert  affirmaient  qu'elles  étaient  dépour- 
vues d'étoiles.  Kepler  était  un  adhérent  zélé  de  la 
théorie  d'après  laquelle  les  étoiles  seraient  formées 
d'une  nébulosité  cosmique,  c'est-à-dire  d'une  vapeur 
céleste  qui   s'agglomère  et  s'épaissit.  C'était  aussi 


—  368  — 

l'opinion  de  Tycho  Brahé,  avant  l'invention  du  téles- 
cope. Kepler  pensait ,  pour  me  servir  de  ses  propres 
expressions  :  «  Cœli  materiam  tenuissimam  in  unum 
globum  condensatam  stellam  eflingere  ;  »  il  entendait 
par  cette  matière  ténue ,  la  vapeur  qui ,  dans  la  Voie 
lactée,  brille  d'un  éclat  semblable  à  la  lumière  adoucie 
des  étoiles.  Son  opinion  était  fondée  non  pas  sur  la 
condensation  que  l'on  remarque  dans  les  nébuleuses 
de  forme  arrondie,  puisqu'il  ne  connaissait  point  ces 
nébuleuses,  mais  sur  les  étoiles  qui  s'allument  sou^ 
dainement  aux  bords  de  la  Voie  lactée. 

A  proprement  parler,  c'est  avec  William  Herschel 
que  commence  l'histoire  des  nébuleuses,  aussi  bien 
que  celle  des  étoiles  doubles ,  s'il  est  vrai  que  l'on 
doive  surtout  considérer  le  nombre  des  objets  décou- 
verts ,  l'exactitude  et  la  solidité  des  observations  té- 
lescopiques,  et  la  généralité  des  vues  auxquelles  elles 
ont  servi  de  point  de  départ.  Jusqu'à  lui,  et  en  tenant 
compte  des  louables  efforts  de  Messier,  on  ne  con- 
naissait pas ,  dans  les  deux  hémisphères ,  plus  de 
120  nébuleuses  irréductibles,  et,  en  1786,  le  grand 
astronome  de  Slough  publiait  un  premier  catalogue 
qui  en  contenait  1000.  J'ai  déjà  rappelé  plus  haut, 
d'une  manière  circonstanciée,  que  les  masses  dési- 
gnées sous  le  nom  d'étoiles  nébuleuses  {yz^^zlotmiç) 
par  Hipparque  et  par  Géminus ,  dans  les  Catastérismes 
du  Pseudo-Eratosthène  et  dans  YAlmageste  de  Ptolé- 
mée,  sont  des  amas  d'étoiles  qui  offrent ,  à  l'œil  nu  , 
l'apparence  d'une  matière  vaporeuse  (4).  Cette  dé- 
nomination, traduite  en  latin  par  le  mot  Nebnlosœ^ 


—  S69  -■ 

passa ,  au  milieu  du  xnr  siècle ,  dans  les  Tables  Al- 
phonsines  ,  grâce  vraisemblablement  à  l'influence 
prépondérante  de  l'astronome  juif  Isaac  Aben  Sid 
Hassan ,  président  de  la  riche  synagogue  de  Tolède. 
Ce  fut  cependant  à  Venise  que  furent  imprimées  les 
Tables  Alphonsines,  en  1483. 

Ces  singuliers   agrégats  de   véritables  nébuleu- 
ses,  réunies  en   quantité  innombrable   et   mêlées 
avec  des  essaims  d'étoiles ,  se  trouvent  mentionnés 
pour  la  première  fois  chez  un  astronome  arabe  du 
milieu    du   x"  siècle ,   chez  Abdourrahman   Soufi  , 
natif  de  l'Irak  persan.  Le  Bœuf  blanc  qu'il  vit  briller 
d'une  lueur  pâle  et  blanchâtre  beaucoup  au-des- 
sous de  Canopus,  était  sans  doute  la  plus  grande  des 
deux  nuées  de  Magellan  qui,  avec  une  étendue  ap- 
parente égale  environ  à  12  fois  le  diamètre  de  la  Lune, 
couvre  en  réalité  dans  le  Ciel  un  espace  de  42  degrés 
carrés,  et  que  les  voyageurs  européens  ne  commen- 
cèrent à  signaler  que  dans  la  première  partie  du 
xvi"  siècle,  bien  que  déjà,  200  ans  auparavant,  les 
Normands  se  fussent  avancés  sur  les  côtes  occidentales 
de  l'Afrique  jusqu'à  Sierra  Leone ,  par  8*  1/2  de  lati- 
tude septentrionale  (5).  Il  semble  qu'une  masse  né- 
buleuse d'une  aussi  grande  étendue  et  clairement  vi- 
sible à  l'œil  nu  eût  dû  attirer  plus  tôt  l'attention  (6). 
La  première  nébuleuse  isolée  qui  fut  signalée ,  à 
l'aide  du  télescope,  comme  complètement  dépourvue 
d'étoiles,  et  dans  laquelle  on  reconnut  un  objet  d'une 
nature  particulière,  fut  la  nébuleuse  placée  près  de  y 
d'Andromède,  et  visible  même  à  l'œil  nu.  Simon  Ma- 


—  370  — 

riUs,  dont  le  vrai  nom  était  Mayër,  de  Guntzenhausen 
en  Franconie  ,  qui,  après  avoir  été  musicien  ,  fut  at- 
taché eri  qualité  de  mathématicien  à  la  cour  d'un 
margrave  de  Culmbach,  le  même  (Jui  vit,  neuf  jours 
avant  Galilée,  les  satellites  de  Jupiter  (7),  a  aussi  le 
mérite  d'avoir  décrit  le  premier  et  décrit  très-exacte- 
ment une  nébuleuse.  Dans  la  préface  de  son  Mundus 
Jovialis  (8) ,  il  raconte  que,  le  15  décembre  1612,  il  re- 
connut une  étoile  fixe  d'un  aspect  tel,  qu'il  n'en  avait 
jamais  vu  de  semblable.  Elle  était  située  près  de  la 
3' étoile,  c'est-à-dire  près  de  l'étoile  boréale  de  la 
Ceinture  d'Andromède.  Vue  à  l'œil  nu  ,  elle  avait  l'ap- 
parence d'un  simple  ntiage,  et  en  s'aidant  du  téles- 
cope ,  Mayer  avait  trouvé  que  ce  phénomène  n'avait 
rien  de  stellaire ,  ce  qui  le  distinguait  des  étoiles 
nébuleuses  de  l'Écrevisse  et  d'autres  amas  nébuleux. 
Tout  ce  que  l'on  pouvait  reconnaître,  c'était  une 
apparence  blanchâtre  qui,  plus  brillante  au  centre, 
s'afifaiblissait  vers  les  bords.  Cette  masse  occupait 
l/h  de  degré  et  ressemblait  dans  son  ensemble  à  la 
lumière  d'une  charidelle  vue  de  loin  à  travers  une 
feuille  de  corne  «  similis  fere  splendor  apparet,  si  a 
longinquo  candela  ardens  per  cornu  pellucidum  de 
noctu  cernatur.  »  Simon  Marins  se  demande  si  cette 
singulière  étoile  a  pris  naissance  récemment ,  et  il 
n'ose  le  décider;  mais  il  s'étonne  beaucoup  que 
Tycho ,  qui  a  compté  toutes  les  étoiles  de  la  Ceinture 
d'Andromède,  n'ait  point  fait  mention  de  celle-là. 
Ainsi  dans  le  M undiis  Jovialis,  publié  potir  la  première 
fois  en  1614,  est  établie, comrtie j'ai  eu  déjà  l'occasion 


—  371  ~ 

de  le  remarquer  ailleurs  (9) ,  la  différence  entre  les 
nébuleuses  irréductibles  aux  télescopes  dont  on  dispo- 
sait à  cette  époque,  et  les  amas  stellaires,  nommés  par 
les  Allemands  Sternhaufen ,  par  les  Anglais  Clusters , 
auxquels  le  rapprochement  d'un  nombre  infini  dé 
petites  étoiles  invisibles  à  l'œil  nu  donne  une  appa- 
rence nébuleuse.  Malgré  le  perfectionnement  consi- 
dérable des  instruments  d'optique,  le  nuage  d'An- 
dromède a  été  tenu  pendant  trois  siècles  et  demi  pour 
complètement  vide  d'étoiles ,  comme  dans  le  temps 
où  il  fut  découvert.  Il  n'y  a  pas  plus  de  trois  ans  que 
de  l'autre  côté  de  l'océan  Atlantique ,  à  Cambridge, 
Georges  Bond  a  reconnu  1500  petites  étoiles  «  within 
the  limits  of  the  nebula.  »  Bien  que  le  noyau  de  cette 
prétendue  nébuleuse  n'ait  pu  être  réduit  encore,  je 
n'ai  point  hésité  à  la  ranger  parmi  les  amas  stel- 
laires (10). 

Il  ne  faut  attribuer  qu'à  un  hasard  surprenant  ce 
fait,  que  Galilée  qui,  dès  avant  l'année  1610,  époque 
à  laquelle  parut  le  Sidereus  Nuncins,  s'était  occupé 
plusieurs  fois  de  la  con:tellation  d'Orion  ,  plus  tard 
dans  son  Saggialore  ^  lorsque  depuis  longtemps  il 
pouvait  connaître  par  le  Mundus  Jovialis  la  décou- 
verte d'une  nébuleuse  sans  étoiles  dans  Andromède , 
ne  signale  dans  tout  le  firmament  d'autres  nébulosités 
que  celles  qui  peuvent  se  résoudre  en  artias  stellaires, 
à  l'aide  des  faibles  instruments  dont  il  se  servait.  Les 
objets  qu'il  nomme  «nebulose  del  Orione  6  delPresepe» 
ne  sont  pour  lui  que  des  agglomérations  (coacerva- 
zioni)  de  petites  étoiles  en  quantité  innombrable  (11). 


—  372  — 

Il  représente  successivement,  sous  les  noms  inexacts 
de  Nebulosee  Capitis,  Cinguli  et  Ensis  Orionis,  des 
amas  slellaires  dans  lesquels  il  s'applaudit  d'avoir 
trouvé,  sur  un  espace  de  1  ou  2  degrés,  400  étoiles  qui 
n'avaient  point  été  comptées  j  usque-là.  Quant  aux  né- 
buleuses irréductibles  il  n'en  est  nulle  part  question. 
Comment  la  grande  nébuleuse  de  l'Épée  d'Orion 
a-t-elle  échappé  à  son  attention,  ou  s'il  l'a  remarquée, 
comment  ne  s'y  est-il  pas  arrêté?  Mais,  selon  toute 
vraisemblance ,  bien  que  cet  observateur  éminent 
n'ait  jamais  vu  ni  les  contours  irréguliers  du  nuage 
d'Orion,  ni  la  forme  arrondie  des  nébulosités  réputées 
irréductibles,  ses  considérations  générales  sur  la  na- 
ture intérieure  des  nébuleuses  ressemblaient  beau- 
coup à  celles  vers  lesquelles  penche  aujourd'hui  la 
majeure  partie  des  astronomes  (12).  Pas  plus  que 
Galilée,  Hévélius  qui,  bien  que  s'obstinant  à  déter- 
miner les  positions  des  étoiles  sans  le  secours  du  té- 
lescope, n'en  fut  pas  moins  un  observateur  très-dis- 
tingué (13),  ne  fait  mention  dans  ses  écrits  du  grand 
nuage  d'Orion.  Son  catalogue  ne  contient  guère  plus 
de  16  nébuleuses  dont  la  position  soit  déterminée. 

Enfin  ,  en  1656,  Huygens  découvrit  la  nébuleuse  de 
l'Épée  d'Orion  (14)  qui  devait  acquérir  une  si  grande 
importance  par  son  étendue,  par  sa  forme,  par  le 
nombre  et  la  célébrité  des  astronomes  qui  l'obser- 
vèrent dans  la  suite,  et  qui  fournit  à  Picard  l'occasion 
de  s'en  occuper  activement  vingt  ans  après.  En  1677, 
Edmond  Halley,  durant  son  séjour  à  Sainte-Hélène, 
détermina  les  premières  nébuleuses  qui  aient  été  ob- 


—  373  — 

servées  dans  les  régions  de  l'hémisphère  austral , 
invisibles  en  Europe.  L'amour  que  Jeau  Dominique 
Cassini  portait  à  toutes  les  parties  de  l'astronomie 
contemplative  l'engagea,  vers  la  fin  du x vu* siècle,  à 
étudier  plus  attentivement  les  nuages  d'Andromède 
et  d'Orion.  Il  pensait  que ,  depuis  les  observations 
de  Huygens,  le  dernier  de  ces  nuages  avait  changé 
de  forme ,  et  croyait  avoir  reconnu  dans  celui  d'An- 
dromède des  étoiles  qu'il  était  impossible  d'aperce- 
voir avec  des  lunettes  communes.  Pour  le  change- 
ment de  forme ,  il  n'était  sans  doute  qu'une  illusion; 
mais  il  n'est  plus  permis ,  depuis  les  remarquables 
observations  de  Georges  Bond,  de  nier  d'une  ma- 
nière absolue  l'existence  d'étoiles  dans  la  nébuleuse 
d'Andromède.  Cassini,  guidé  par  des  considérations 
théoriques ,  avait  déjà  pressenti  ce  résultat ,  lors- 
que se  mettant  en  opposition  ouverte  avec  Halley 
et  Derham,  il  déclarait  que  toutes  les  nébuleuses 
sont  des  essaims  d'étoiles  très-éloignées  (15).  Il 
convenait  que  la  lueur  douce  et  pâle  que  répand 
le  nuage  d'Andromède  est  analogue  à  la  lumière 
zodiacale ,  mais  il  prétendait  que  cette  lumière  est 
formée  par  un  nombre  infini  de  petits  corps  plané- 
taires, pressés  les  uns  contre  les  autres  (16).  Le  séjour 
que  fit  La  Caille,  de  1750  à  1752,  dans  l'hémisphère 
du  sud ,  au  cap  de  Bonne-Espérance,  à  l'île  de  France 
et  à  Bourbon ,  accrut  dans  une  telle  proportion  le 
nombre  des  nébuleuses  que  ,  suivant  la  remarque  de 
Struve ,  on  connut  mieux  à  cette  époque  les  nébu- 
leuses du  Ciel  austral  que  celles  qui  sont  visibles  en 


—  374  - 

Europe.  La  Caille  tenta  aussi  avec  succès  de  classer 
les  nébuleuses  suivant  leur  forme  apparente.  Il  fut  en- 
core le  premier,  mais  en  cela  ses  efforts  furent  moins 
heureux,  qui  essaya  d'analyser  la  substance  si  hété- 
rogène des  deux  nuées  de  Magellan  (Nubecula  major 
et  minor.  Si  des  autres  nébuleuses  isolées  que  La 
Caille  observa,  au  nombre  de  42,  dans  Thémisphère 
austral ,  on  en  retranche  14  qui,  même  avec  des  té- 
lescopes d'un  faible  grossissement,  ont  été  reconnues 
pour  être  de  véritables  amas  stellaires,  il  n'en  reste 
plus  que  28  non  résolues ,  tandis  que  Sir  John  Hers- 
chel ,  muni  d'instruments  plus  puissants  et  appor- 
tant d'ailleurs  à  ses  observations  plus  d'expérience 
encore  et  d'habileté,  est  parvenu ,  sous  la  même  zone, 
et  sans  y  comprendre  non  plus  les  amas  d'étoiles 
ou  Clusters,  à  découvrir  1500  nébuleuses. 

Dénués  de  connaissances  suffisantes  et  d'observa- 
tions personnelles,  mais  guidés  par  leur  imagination 
à  peu  près  dans  les  mêmes  voies,  sans  qu'il  y  ait  eu 
concert  entre  eux,  Lambert  à  partir  de  l'année 
1749  et  Kant  depuis  1755,  raisonnèrent  avec  une 
merveilleuse  pénétration  sur  les  voies  lactées  dis- 
tinctes, sur  les  nébuleuses  et  les  groupes  stellaires 
jetés  comme  des  îles  sporadiques  au  milieu  des  es- 
paces célestes  (17).  Tous  deux  inclinaient  vers  la 
théorie  de  la  matière  diffuse  (nebular  Hypothesis) 
vers  l'idée  d'un  travail  de  production  incessant  dans 
le  monde  sidéral  et  la  transformation  de  la  nébulo- 
sité cosmique  en  étoiles.  De  1760  à  1769,  l'ingénieux 
Le  Gentil,  longtemps  avant  de  se  mettre  en  route, 


—  575  — 

dans  Tespérance,  démentie  malheureusement  deux 
fois  de  suite,  d'observer  les  passages  de  Vénus  sur 
le  Soleil,  donna  une  impulsion  nouvelle  à  l'étude 
des  nébuleuses  par  ses  observations  sur  les  con- 
stellations d'Andromède ,  du  Sagittaire  et  d'Orion. 
11  employa  un  objectif  de  Campani  de  34  pieds  de 
longueur  focale  ;  cet  instrument  est  un  de  ceux  qui 
existent  à  l'Observatoire  de  Paris.  Complètement 
opposé  aux  idées  de  Halley  et  de  La  Caille,  de  Kant  et 
de  Lambert,  l'ingénieux  John  Michell  déclara,  comme 
Galilée  et  Dominique  Cassini,  que  toutes  les  nébu- 
leuses sont  des  amas  stellaires,  des  agrégats  d'é- 
toiles télescopiques  très-petites  ou  très-éloignées , 
dont  l'existence  ne  peut  manquer  d'être  démontrée 
un  jour  à  l'aide  d'instruments  plus  parfaits  (18).  La 
connaissance  des  nébuleuses  doit  aux  travaux  opi- 
niâtres de  Messier  un  accroissement  rapide ,  si  on 
le  compare  aux  lents  progrès  que  nous  avons  re- 
tracés jusqu'ici.  Son  catalogue  daté  de  1771  contenait 
66  nébuleuses  nouvelles,  en  défalquant  celles  qui 
avaient  été  déjà  découvertes  par  La  Caille  et  par  Mé- 
chain.  Ainsi,  à  force  de  persévérance,  il  put  dans 
un  observatoire  assez  pauvrement  monté,  dans  l'Ob- 
servatoire de  la  Marine  établi  à  l'hôtel  de  Cluny, 
doubler  le  nombre  des  nébuleuses  connues  jusque-là 
dans  les  deux  hémisphères  (19). 

Ces  faibles  commencements  furent  suivis  de  l'é- 
poque brillante,  signalée  par  les  découvertes  de  Wil- 
liam Herschel  et  de  son  fils.  W.  Herschel  le  premier 
entreprit,  dès  Tannée  1779,  de  passer  méthodique- 


—  376  — 

ment  en  revue,  à  l'aide  d'un  réflecteur  de  7  pieds, 
toutes  les  parties  du  ciel  riches  en  nébuleuses.  En 
1787,  son  télescope  gigantesque  long  de  40  pieds 
était  terminé ,  et  dans  les  trois  catalogues  qu'il  pu- 
blia successivement  en  1786,  1789  et  1802,  il  con- 
stata la  position  de  2500  nébuleuses  réductibles  ou 
irréductibles   (20).    Jusqu'en  1785  et  presque  jus- 
qu'en 1791,  ce  grand  observateur  parut  disposé, 
comme  l'avaient  été  Michell  et  Cassini ,  comme  l'est 
aujourd'hui  Lord  Rosse ,  à  voir  dans  les  nébuleuses 
qu'il  n'avait  pu  parvenir  à  résoudre  des  groupes 
d'étoiles  très-éloignés.   Mais   à  force  de   s'occuper 
de  ce  sujet,  il  fut  ramené  entre  1799  et  1802  aux 
idées   de  Halley  et  de  La  Caille,  c'est-à-dire  à  la 
théorie  de  la  matière  diffuse,  et  admit  même,  avec 
Tycho  et  Kepler,  l'hypothèse  de  la  formation  des 
étoiles  par  la  condensation  successive  de  la  nébu- 
losité cosmique.   Ces  deux  théories  ne   sont  point 
cependant  nécessairement  liées  l'une  à  l'autre  (21). 
Les  nébuleuses  et  les  groupes  d'étoiles  qu'avait  ob- 
servés Sir  William  Herschel  ont  été  soumis  à  un  nou- 
vel examen  par  son  fils,  de  1825  à  1833.  Sir  John  a 
enrichi  les  anciennes  Tables  de  500  objets  nouveaux , 
et  a  publié  dans  les  Philosopldcal  Transactions  pour 
l'année  1833  (p.  365-481)  un  catalogue  complet  de 
nébuleuses  et  d'amas  stellaires ,  au  nombre  de  2307. 
Ce  grand  travail  comprend  tout  ce  qui  avait  pu  être 
découvert  dans  l'Europe  centrale  ;  et  durant  les  5  an- 
nées qui  suivent  immédiatement,  de  1834  à  1838, 
nous  voyons  Sir  John  établi  au  cap  de  Bonne-Espérance 


—  377  — 

avec  un  réflecteur  de  20  pieds ,  sonder  toute  la  partie 
du  ciel  qu'il  peut  embrasser,  et  ajouter  au  catalogue 
de  son  père  un  supplément  de  1708  nébuleuses  (22). 
Des  629  nébuleuses  et  amas  stellaires  observés  par 
Dunlop  à  Paramatta,  de  1825  à  1827,  avec  un  réflec- 
teur de  9  pieds  dont  le  miroir  avait  9  pouces  de 
diamètre,  un  tiers  seulement  a  passé  dans  le  travail 
de  Sir  John  Herschel  (23). 

Si  l'on  veut  suivre  l'histoire  des  découvertes  dont 
ces  corps  mystérieux  ont  été  l'objet,  on  peut  dire 
qu'une  troisième  époque  a  commencé  avec  l'admi- 
rable télescope  de  50  pieds  construit  sous  la  direc- 
tion du  Comte  de  Rosse,  à  Parsonstown  (24). 
Toutes  les  hypothèses  qui ,  dans  l'état  d'incertitude 
où  flottèrent  longtemps  les  opinions ,  avaient  pu  être 
mises  en  avant,  à  chacune  des  phases  par  lesquelles 
avait  passé  la  science ,  furent  agitées  de  nouveau 
et  avec  une  grande  vivacité,  à  propos  de  la  lutte 
entre  la  théorie  de  la  matière  diffuse  et  celle  de  la 
résolution.  D'après  tout  ce  que  j'ai  pu  recueillir 
de  rapports ,  émanant  d'astronomes  familiarisés  de- 
puis longtemps  avec  les  nébuleuses ,  il  est  constant 
que,  dans  un  grand  nombre  d'objets,  choisis  au  hasard 
et  parmi  toutes  les  classes,  sur  le  catalogue  de  1833, 
presque  tous  ont  été  complètement  résolus  (25).  Le 
docteur  Robinson  ,  directeur  de  l'Observatoire  d'Ar- 
magh,  en  a  résolu  à  lui  seul  plus  de  40.  Sir  John 
Herschel  s'exprime  à  ce  sujet  de  la  même  manière 
dans  le  discours  prononcé  à  Cambridge,  en  1845, 
à  l'ouverture  de  la  Brilish  Association^  et  dans  ses 


—  378  — 

Outlines  ofastronomy,  publiés  en  18û9.  «Le  réflecteur 
de  Lord  Rosse,  dit-il,  a  réduit  un  nombre  considé- 
rable de  nébuleuses  qui  avaient  défié  jusqu'ici  la 
force  pénétrante  d'instruments  plus  faibles,  ou  a 
prouvé  du  moins  qu'elles  étaient  réductibles.  S'il  y 
a  encore  des  nébuleuses  qui  aient  complètement 
résisté  à  ce  puissant  télescope  dont  l'ouverture  n'a 
pas  moins  de  6  pieds  anglais  (i"',8o) ,  il  est  permis 
cependant  de  conclure  par  analogie  qu'il  n'existe  en 
réalité  aucune  différence  entre  les  nébuleuses  et  les 
amas  d'étoiles  (26).  » 

Le  constructeur  du  puissant  appareil  de  Parsons- 
town ,  Lord  Rosse ,  tout  en  distinguant  soigneuse- 
ment le  résultat  d'observations  positives  de  ce  qui 
n'est  encore  qu'un  motif  légitime  d'espérance,  s'ex- 
prime avec  une  grande  confiance  sur  la  nébuleuse 
d'Orion, dans  une  lettre  adressée  au  professeur  Nichol 
de  Glasgow,  en  date  du  19  mars  1846  (27).  «  D'après 
les  observations- auxquelles  nous  nous  sommes  livrés 
sur  cette  célèbre  nébuleuse ,  je  puis  vous  affirmer  en 
toute  sûreté  que  si  la  réductibilité  demeure  encore 
l'objet  d'un  doute,  ce  doute  est  bien  faible.  Nous 
n'avons  pu ,  à  cause  de  l'état  de  fatmosphère ,  ap- 
pliquer que  la  moitié  du  grossissement  que  le 
miroir  comporte ,  et  cependant  nous  avons  reconnu 
que  toute  la  partie  du  nuage  qui  avoisine  le  trapèze 
se  compose  d'une  masse  d'étoiles.  L'autre  partie 
du  nuage  est  également  riche  en  étoiles,  et  pré- 
sente tous  les  caractères  de  la  réductibilité.  »  Plus 
tard  néanmoins,  en  1848,  Lord  Rosse  n'était  point 


~   379  — 

encore  en  mesure  d'annoncer  la  résolution  com- 
plète et  effective  de  la  nébuleuse  d'Orion  ,  et  se 
bornait  toujours  à  témoigner  l'espérance  prochaine 
du  succès. 

Si  dans  le  débat  qui  s'est  engagé  tout  récemment 
au  sujet  de  la  non-existence  à  travers  les  espaces  cé- 
lestes d'une  matière  nébuleuse,  douée  d'une  lumière 
propre ,  on  veut  séparer  ce  qui  est  acquis  à  la  science 
et  ce  qui  n'est  encore  que  la  conséquence  probable 
d'une  induction,  on  peut  sans  beaucoup  d'efforts  se 
convaincre  que,  la  force  visuelle  des  télescopes  allant 
toujours  en  croissant,  le  nombre  des  nébuleuses  irré- 
duclibles  diminue  dans  une  proportion  rapide,  sans 
toutefois  pouvoir  jamais  être  épuisé  par  cette  diminu- 
tion. A  mesure  qu'augmente  la  puissance  des  téles- 
copes, le  dernier  venu  résoud  ce  que  n'avait  pu  ré- 
soudre celui  qui  l'avait  précédé.  Mais  en  même  temps, 
il  est  vrai  de  dire,  au  moins  jusqu'à  un  certain  point, 
que  ces  télescopes  pénétrant  plus  avant  dans  l'espace, 
remplacent  les  nébuleuses  qu'ils  ont  réduites  par 
d'autres  qu'on  n'avait  pu  atteindre  jusque-là  (28). 
Ainsi  résolution  des  anciennes  nébuleuses,  et  décou- 
verte de  nébuleuses  nouvelles,  qui  exigent  à  leur  tour 
un  nouvel  accroissement  de  puissance  optique,  tel  est 
le  cercle  dans  lequel  les  choses  se  succèdent  d'une 
manière  indéfinie.  Et  pourrait-il  en  être  autre- 
ment? Il  me  semble  qu'il  faudrait  dans  le  cas  con- 
traire de  deux  choses  l'une  :  ou  représenter  comme 
limité  le  monde  rempli  par  les  corps  célestes,  ou 
considérer  les  îles  qui  le  parsèment,  et  dont  l'une 


—  S80  — 

nous  sert  de  séjour,  comme  tellement  distantes  les 
unes  des  autres  qu'aucun  des  télescopes  qui  restent 
à  découvrir  ne  puisse  atteindre  la  rive  opposée,  et 
que  nos  dernières  nébuleuses  se  résolvent  en  amas 
d'étoiles  qui,  comme  celles  de  la  voie  lactée,  se 
projettent  sur  un  fond  noir  dégagé  de  toute  nébulo- 
sité (29).  Est-il  vraisemblable  que  telle  soit  en  effet 
la  structure  du  monde ,  et  peut-on  compter  que  les 
instruments  d'optique  acquièrent  jamais  assez  de 
puissance  pour  ne  plus  laisser  à  découvrir  aucune 
nébuleuse  dans  l'immensité  du  firmament? 

L'hypothèse  d'un  fluide  doué  d'une  lumière  propre, 
qui  se  présente  sous  la  forme  de  nébuleuses  rondes 
ou  ovales ,  aux  contours  nettement  dessinés ,  ne  doit 
point  être  confondue  avec  la  supposition  non  moins 
hypothétique  d'un  éther  qui  remplirait  tout  l'espace, 
et  qui ,  sans  être  lumineux  en  lui-même ,  propagerait 
par  ses  ondulations  la  lumière,  la  chaleur  rayonnante 
etrélectro-magnétisme(30).  Les  courants  qui  partent 
du  noyau  des  coaiètes,  et  en  forment  les  queues,  rem- 
plissent souvent  des  espaces  immenses,  en  coupant 
les  orbites  des  planètes  qui  composent  notre  système 
solaire ,  et  répandent  à  travers  ces  orbites  leur  ma- 
tière inconnue  ;  mais  cette  matière,  séparée  du  noyau 
qui  la  produit,  cesse  d'être  perceptible  pour  nous. 
Déjà  Newton  admettait  que  des  vapeurs  émanées  du 
Soleil,  des  étoiles  fixes,  et  de  la  queue  des  comètes 
pouvaient  se  mêler  avec  l'atmosphère  terrestre  (31). 
Dans  l'anneau  aplati  et  nébuleux  que  l'on  appelle  la 
lumière  zodiacale,  aucun  télescope  n'a  pu  découvrir 


—  381  — 

encore  rien  qui  ressemble  à  des  étoiles.  On  n'a  pas  non 
plus  décidé  jusqu'à  ce  jour  si  les  particules  dont  cet 
anneau  se  compose  reflètent  la  lumière  du  Soleil,  ou 
si  elles  sont  lumineuses  par  elles-mêmes,  comme  cela 
arrive  quelquefois  dans  les  brouillards  terrestres  (32). 
Dominique  Cassini  pensait  que  la  lumière  zodiacale 
est  formée  d'un  nombre  infini  de  petits  corps  pla- 
nétaires (3o).  C'est  une  sorte  de  besoin  pour  Thomme 
de  chercher  dans  toutes  les  matières  fluides  des  par- 
ties moléculaires  distinctes,  comme  les  petites  bulles 
vides  ou  pleines  dont  paraissentformés  les  nuages(34). 
En  suivant  la  progression  décroissante  qui  dans  notre 
système  solaire  représente  la  densité  des  planètes,  de- 
puis Mercure  jusqu'à  Saturne  et  à  Neptune,  et  qui ,  si 
l'on  prend  pour  unité  la  densité  de  la  Terre,  descend 
de  1,12  à  0,14,  on  est  conduit  aux  comètes  qui  laissent 
apercevoir  une  étoile  d'un  faible  éclat  à  travers  leurs 
couches  extérieures;  et  de  là  même  on  est  amené,  par 
une  pente  insensible,  à  ces  parties  distinctes  encore 
et  cependant  si  peu  denses ,  qu'il  est  presque  im- 
possible, quelles  qu'en  soient  les  dimensions,  d'en 
déterminer  les  limites.  Ce  sont  précisément  ces 
considérations  sur  l'apparence  nébuleuse  de  la  lu- 
mière zodiacale  qui,  longtemps  avant  la  découverte 
des  petites  planètes  télescopiques  comprises  entre 
Mars  et  Jupiter,  et  avant  les  conjectures  sur  les  asté- 
roïdes météoriques ,  avaient  inspiré  à  Cassini  la 
pensée  qu'il  y  a  des  corps  célestes  de  toutes  les  di- 
mensions et  de  toutes  les  densités.  Nous  touchons 
ici ,  pour  ainsi  dire  sans  le  vouloir,  à  l'antique  débat 
m.  25 


soulevé  par  la  philosophie  naturaliste  sur  l'existence 
d'un  fluide  primitif  et  de  molécules  distinctes.  C'est 
là  un  problème  qui  serait  beaucoup  plutôt  du  res- 
sort des  sciences  mathématiques;  aussi  nous  em- 
pressons-nous de  retourner  au  côté  purement  ob- 
jectif des  phénomènes. 

Sur  3926  positions  déterminées,  2i51  qui  sont  indi- 
quées dans  les  trois  catalogues  publiés  par  Sir  William 
Herschel ,  de  1786  à  1802  ,  et  dans  le  grand  tableau 
que  son  fils  a  fait  insérer  aux  Pkilosopliicai  Transac- 
tions pour  l'année  1853 ,  appartiennent  à  la  partie  de 
firmament  visible  à  Slough,  que  pour  abréger  nous 
nommerons  l'hémisphère  septentrional;  les  autres, 
iu  nombre  de  1475,  appartiennent  à  la  partie  de 
l'hémisphère  méridional  visible  au  cap  de  Bonne- 
Espérance,  et  sont  consignés  dans  les  catalogues 
dressés  en  Afrique  par  Sir  John  Herschel.  Dans  ces 
nombres,  les  nébuleuses  et  les  amas  stellaires  sont 
mêlés  indistinctement.  Quelle  que  soit  l'analogie  qui 
existe  entre  ces  objets,  j'ai  cru  cependant  devoir 
les  distinguer,  afin  de  mieux  préciser  l'état  de  nos 
Connaissances  actuelles.  Je  trouve  dans  le  cata- 
logue de  l'hémisphère  boréal  2299  nébuleuses  et 
152  amas  stellaires  ;  dans  le  catalogue  du  Cap , 
4239  nébuleuses  et  236  amas  stellaires  (35).  Ainsi , 
d'après  ces  catalogues,  la  somme  des  nébuleuses  non 
résolues  encore  en  étoiles  est  de  3538,  nombre  qui 
peut  être  porté  à  4000,  si  l'on  fait  entrer  en  ligne 
de  compte  300  à  400  nébuleuses  vues  par  William 
Herschel ,  et  dont  la  position  n'a  pas  été  déter- 


—  383  — 

minée  de  nouveau (36),  ainsi  que  celles  qui,  obser- 
vées à  Sumatra  par  Dunlop  avec  un  réflecteur  New- 
tonien  de  9  pouces,  n'ont  point  trouvé  place  dans 
le  catalogue  de  Sir  John  Herschel,  et  qui  sont  au 
nombre  de 423  (37).  Tout  récemment,  Bond  etMaedler 
ont  fait  connaître  un  résultat  semblable.  On  en  peut 
conclure  que  dans  Tétat  actuel  de  la  science ,  le 
nombre  des  nébuleuses  est  à  celui  des  étoiles  doubles 
à  peu  près  comme  2  est  à  3.  Mais  il  ne  faut  pas  ou- 
blier que  sous  cette  dénomination  d'étoiles  doubles 
ne  sont  pas  compris  les  couples  purement  optiques, 
et  que  jusqu'à  ce  jour  les  étoiles  doubles  dans  les- 
quelles on  a  remarqué  un  changement  de  position 
relative  sont  au  nombre  total  comme  1  est  à  9,  ou 
tout  au  plus  peut-être  comme  1  est  à  8  (38). 

Les  nombres  indiqués  plus  haut ,  à  savoir  :  2299  né- 
buleuses et  152  amas  stellaires  dans  le  catalogue  du 
Nord  ,  1239  nébuleuses  et  236  amas  stellaires  dans  le 
catalogue  du  Sud,  prouvent  qu'il  y  a  dans  l'hémi- 
sphère austral  un  plus  grand  nombre  d'amas  stellaires 
sur  un  moins  grand  nombre  de  nébuleuses.  Si  l'on 
admet  que  toutes  les  nébuleuses  soient  de  nature 
également  réductible,  c'est-à-dire  qu'elles  ne  soient 
autre  chose  que  des  amas  stellaires  plus  reculés  dans 
l'espace,  ou  des  groupes  formés  de  corps  célestes  plus 
petits,  moins  pressés  et  doués  d'une  lumière  propre , 
cette  opposition  apparente  dont  Sir  John  Herschel 
a  dû  d'autant  plus  signaler  l'importance  qu'il  s'était 
servi,  dans  les  deux  hémisphères,  de  réflecteurs  éga- 
lement puissants ,  cette  opposition,  dis-je,  prouve 


du  moins  une  différence  frappante  dans   la  nature 
des  nébuleuses  et  dans  leur  distribution  a  travers  les 
espaces  célestes,  c'est-à-dire  dans  les  directions  sui- 
vant lesquelles  les  nébuleuses  des  deux  hémisphères 
se  présentent  aux  habitants  du  globe  terrestre  (39). 
r/est  encore  à  Sir  John  Herschel ,  que  Ton  doit 
les  premières  notions  exactes  et  les  premiers  aperçus 
généraux  sur  la  distribution  des  nébuleuses  et  des 
amas  stellaires  dans  tou  te  l'étendue  de  la  voûte  céleste. 
Afin  de  bien  examiner  leur  situation ,  leur  abondance 
relative  dans  les  différents  lieux ,  la  probabilité  ou  la 
non-probabilité  de  leur  succession  en  certains  groupes 
ou  suivant  des  lignes  déterminées ,  il  inscrivit  entre 
trois  et  quatre  mille  objets  sur  une  sorte  de  canevas 
graphique ,  dans  des  réseaux  dont  les  côtés  mesurent 
3"  de  déclinaison  et  15'  d'ascension  droite.  La  plus 
grande  accumulation  de  nébuleuses  se  trouve  dans 
l'hémisphère  boréal.  Elles  sont  répandues  à  travers  le 
grand  et  le  petit  Lion  ;  le  corps,  la  queue  et  les  pieds 
de  derrière  de  la  grande  Ourse  ;  le  nez  de  la  Giraffe  ; 
la  queue  du  Dragon  ;  les  deux  Chiens  de  chasse;  la 
chevelure  de  Bérénice ,  prés  de  laquelle  est  situé  le 
pôle  boréal  de  la  Voie  lactée;  le  pied  droit  du  Bou- 
vier, et  surtout  à  travers  la  tête,  les  ailes  et  les 
épaules  de  la  Vierge.  Cette  zone ,  que  l'on  a  nommée 
la  région  nébuleuse  de  la  Vierge,  renferme,  ainsi 
que  nous  l'avons  remarqué  déjà,  dans  un  espace  qui 
représente  la  huitième  partie  de  la  sphère  céleste, 
un  tiers  de  la  somme  totale  des  nébuleuses  (40). 
Elle  dépasse  de  peu  l'équateur  ;  seulement  elle  s'é- 


—  385  — 

tend  à  partir  de  l'aile  méridionale  de  la  Vierge  jus- 
qu'à l'extrémité  de  l'Hydre  et  à  la  tête  du  Centaure, 
dont  elle  n'atteint  pas  les  pieds,  non  plus  que  la 
Croix  du  Sud.  Le  ciel  boréal  contient  encore  une 
agglomération  de  nébuleuses  qui ,  bien  que  moins 
considérable,  s'étend  plus  avant  que  la  précédente 
dans  l'hémisphère  austral;  elle  est  appelée  par  Sir 
John  Herschel  la  région  nébuleuse  des  Poissons ,  et 
forme  une  zone  qui ,  partant  d'Andromède,  qu'elle 
remplit  presque  en  entier,  se  dirige  vers  le  poitrail 
et  les  ailes  de  Pégase,  vers  la  bande  qui  unit  les  deux 
Poissons ,  vers  le  pôle  austral  de  la  Voie  lactée  et 
Fomalhaut.  Ces  régions  si  pleines  forment  un  con- 
traste frappant  avec  les  espaces  complètement  vides 
de  nébuleuses  ,  et  pour  ainsi  dire  déserts ,  qui  com- 
prennent, d'une  part,  Persée,  le  Bélier,  le  Taureau, 
la  tête  et  la  partie  inférieure  du  corps  d'Orion,  de 
l'autre,  Hercule,  l'Aigle,  et  toute  la  constellation 
de  la  Lyre  (41).  Si,  en  se  guidant  sur  le  tableau 
général  des  nébuleuses  et  des  amas  stellaires  de 
l'hémisphère  méridional,  c'est-à-dire  de  la  partie 
du  ciel  visible  à  Slough,  que  Sir  John  Herschel  a 
dressé  d'après  les  heures  d'ascension  droite,  on 
divise  le  tout  en  six  groupes  de  quatre  heures  chacun, 
voici  le  résultat  qu'on  obtient  : 

Asc.  droite    0^    à      k^ 311 

(là      8 179 

8     à    12 606 

12     à     16 850 

16     à     20 121 

20     à       0 239 


—  386  — 

Si  Ton  veut  faire  une  division  plus  exacte ,  fondée 
sur  la  déclinaison  septentrionale  et  méridionale ,  on 
trouve  que  dans  les  six  heures  d'ascension  droite,  de 
9*"  à  15^,  rtiémisphère  boréal  contient  seul  1111  né- 
buleuses  ou    amas   d'étoiles ,   répartis   comme   il 

suit  (12)  : 

De    9*»  à    10*» 90 

10  à    11 150 

41  à    12 251 

12  à     13 309 

13  h    iU 181 

la  à     15 130 

Ainsi  le  véritable  maximum ,  pour  l'hémisphère 
boréal,  est  entre  l'i'^  et  13*^,  c'est-à-dire  très-voisin 
du  pôle  nord  de  la  Voie  lactée.  Plus  loin,  entre 
15^  et  16^,  en  face  d'Hercule,  la  décroissance  est  si 
brusque  ,  que  de  130  on  tombe  immédiatement 
à  àO. 

Dans  l'hémisphère  austral ,  le  nombre  des  nébu- 
leuses est  moins  considérable  et  la  répartition  est 
beaucoup  plus  uniforme.  Des  espaces  où  l'on  ne  dé- 
couvre point  de  traces  de  ces  phénomènes  y  alternent 
souvent  avec  des  nuages  sporadiques.  Il  faut  excep- 
ter une  agglomération  locale,  plus  pressée  encore 
que  ne  l'est,  dans  le  ciel  boréal ,  la  région  nébuleuse 
de  la  Vierge;  je  veux  parler  des  nuées  de  Magellan, 
dont  la  plus  grande  contient  à  elle  seule  300  nébu- 
leuses. La  région  qui  avoisine  les  pôles  est,  dans  les 
deux  hémisphères,  vide  de  nébuleuses,  et,  jusqu'à  la 
distance  de  15%  le  pôle  sud  en  est  plus  dépourvu  en- 


—  387  — 

core  que  le  pôle  nord,  dans  la  proportion  de  7  à  4. 
Il  existe  près  du  pôle  nord  actuel  une  petite  nébu- 
leuse qui  n'en  est  distante  que  de  5'.  Une  nébuleuse 
semblable  ,  inscrite  dans  le  catalogue  du  Cap  de  Sir 
John  Herschel  sous  le  numéro  3170,  et  nommée 
par  lui  avec  raison  Nebula  polarissima  anstralis  (asc. 
droite  9''  27'56",  dist.  au  pôle  Nord  179''  34'  14")  est  en- 
core à  25' du  pôle  sud.  Cette  solitude  du  pôle  austral, 
l'absence  même  d'une  étoile  polaire  visible  à  l'œil 
nu,  était  déjà  pour  Amerigo  Vespucci  et  Vicente 
Yanez  Pinzon  le  sujet  de  plaintes  anières,  lorsque  vers 
la  fin  du  xv^  siècle  ,  ils  pénétrèrent  fort  au  delà  de 
réquateur,  jusqu'au  promontoire  Saint  Augustin  ,  et 
que  Vespucci  supposa  faussement  que  ce  beau  pas- 
sage du  Dante  u  lo  mi  volsi  a  man  destra  e  posi 
mente...,  »  et  cet  autre  sur  les  quatre  étoiles  «  non 
viste  mai  fuor  ch'  alla  prima  gente ,  »  se  rappor- 
taient aux  étoiles  polaires  antarctiques  (43). 

Nous  avons  considéré  jusqu'ici  dans  les  nébuleuses 
leur  nombre  et  leur  distribution  sur  ce  que  l'on  ap- 
pelle le  firmament;  distribution  purement  apparente, 
qui  ne  doit  point  être  confondue  avec  leur  réparti- 
tion réelle  à  travers  les  espaces  célestes.  Cet  exa- 
men achevé,  nous  passons  aux  différences  singu- 
lières que  présentent  leurs  formes  individuelles. 
Tantôt  ces  formes  sont  régulières ,  et  dans  ce  cas 
elles  sont  sphéri(]ues,  elliptiques  à  différents  degrés, 
annulaires,  planétaires  ou  semblables  à  la  photo- 
sphère qui  enveloppe  une  étoile  ;  tantôt  elles  sont  ir- 
régulières et  non  moins  difiiciles  à  classer  que  celles 


—  388  — 

des  nuages  aqueux  qui  errent  dans  notre  atmosphère. 
La  forme  normale  des  nébuleuses  est  la  forme  ellip- 
tique qu'on  peut  appeler  sphéroïdale  (14).  A  parité  de 
grossissement,  plus  les  nébuleuses  se  rapprochent 
de  la  forme  sphérique,  plus  elles  sont  facilement  ré- 
solubles en  étoiles.  Lorsqu'au  contraire  elles  sont 
très-comprimées  dans  un  sens  et  allongées  dans  l'au- 
tre, la  résolution  est  d'autant  plus  difficile  (45). 
Souvent  on  a  l'occasion  de  reconnaître  que  la  forme 
ronde  des  nébuleuses  se  change  graduellement 
en  une  ellipse  allongée  (46).  La  condensation  de 
la  nébulosité  laiteuse  s'opère  toujours  autour  d'un 
point  central  ;  quelquefois  même  il  y  a  plusieurs 
centres  ou  noyaux.  On  ne  connaît  de  nébuleuses 
doubles  que  parmi  les  nébuleuses  rondes  ou  ovales. 
Comme  on  ne  peut  percevoir  aucun  changement 
relatif  de  position  entre  les  individus  qui  forment  ces 
couples,  attendu  que  ce  changement  ou  n'existe  pas 
ou  est  extraordinairement  lent ,  il  s'ensuit  que  l'on 
n'a  pas  de  critérium  à  l'aide  duquel  on  puisse  con- 
stater la  réalité  de  cette  relation  réciproque,  comme 
on  distingue  les  étoiles  doubles  physiquement  de 
celles  qui  ne  le  sont  qu'optiquement.  Il  existe  des 
représentations  d'étoiles  doubles  dans  les  P/iiloso- 
phical  Transactions  pour  l'année  1833  (fig.  68-71).  On 
peut  consulter  aussi  à  ce  sujet  les  ouvrages  d'Her- 
schel ,  Outlines  of  astronomy  (§  878),  et  Observations 
at  the  Cape  of  Good  H  ope  (§  120). 

Les  nébuleuses  perforées  sont  une  des  curiosités 
les  plus  rares.    D'après  lord  Rosse,   on  en  connaît 


—  389  — 

actuellement  7  dans  rhémisphère  boréal.  La  plus 
Cfjlèbre  de  ces  nébuleuses  annulaires ,  qui  porte  le 
n"  57  sur  le  catalogue  de  Messier ,  le  n"  3023  sur 
celui  de  Sir  John  Herschel ,  est  situé  entre  6  et  y  de 
la  Lyre;  elle  a  élé  découverte  en  1779,  à  Toulouse, 
par  Darquier,  au  moment  où  la  comète  signalée  par 
Bode  s'approcha  de  la  région  qu'elle  occupe.  Elle  a 
environ  la  grandeur  apparente  du  disque  de  Jupiter, 
et  forme  une  ellipse  dont  les  deux  diamètres  sont 
dans  le  rapport  de  4  à  5.  L'intérieur  de  l'anneau , 
est  non  point  noir,  mais  faiblement  éclairé.  Déjà  Sir 
William  Herschel  avait  distingué  quelques  étoiles 
dans  l'anneau  ;  Lord  Rosse  et  Bond  l'ont  résolu  en- 
tièrement (47).  La  partie  vide  de  l'anneau  est  au 
contraire  d'un  noir  très-foncé  dans  les  belles  nébu- 
leuses perforées  de  l'hémisphère  austral,  qui  por- 
tent les  numéros  3680  et  3686.  De  plus,  la  dernière 
présente  non  pas  la  forme  d'une  ellipse ,  mais  celle 
d'un  cercle  parfait  (48).  Toutes  sont  vraisemblable- 
ment des  amas  d'étoiles  en  forme  d'anneau.  A  me- 
sure qu'augmente  la  puissance  des  instruments  ,  les 
contours  des  nébuleuses  elliptiques ,  aussi  bien  que 
des  nébuleuses  annulaires,  paraissent  en  général 
moins  nettement  terminés.  Dans  le  télescope  gigan- 
tesque de  Lord  Rosse,  l'anneau  de  la  nébuleuse  de  la 
Lyre  présente  une  ellipse  simple ,  avec  des  appen- 
dices nébuleux  qui  ressemblent  à  des  fils  et  suivent 
des  directions  très-divergentes.  Un  fait  particulière- 
ment remarquable,  c'est  la  transformotion  d'une 
nébuleuse  qui ,  vue  à  travers  des  instruments  plus 


—  590  — 

faibles,  était  simplement  elliptique,  et  qui  s'est 
changée,  grâce  au  télescope  de  Lord  Rosse,  en  une 
nébuleuse  à  forme  d'écrevisse  (Crab-Nebula). 

Les  nébuleuses  planétaires  ,  découvertes  pour  la 
première  fois  par  Herschel  le  père ,  et  qui  doivent 
être  rangées  parmi  les  plus  merveilleux  d'entre  les 
phénomènes  célestes,  sont  moins  rares  que  les  né- 
buleuses perforées.  Cependant ,  d'après  Sir  John 
Herschel ,  il  nen  existe  pas  plus  de  25 ,  dont  les  3/i 
appartiennent  à  l'hémisphère  austral.  Elles  offrent 
une  ressemblance  surprenante  avec  les  disques  des 
planètes.  Elles  sont  pour  la  plupart  rondes  ou  un  peu 
ovales.  Tantôt  les  contours  sont  nettement  accusés, 
tantôt  ils  sont  fondus  dans  un  brouillard  vaporeux. 
Les  disques  de  plusieurs  d'entre  elles  ont  un  éclat 
doux  parfaitement  uniforme;  d'autres  sont  comme 
mouchetées  ou  nuancées  de  marbrures  légères 
(mottled  or  of  a  peculiar  texture,  as  if  cardled)  ;  jamais 
on  ne  remarque  aucune  augmentation  d'intensité  vers 
les  centres.  Lord  Rosse  a  constaté  que  cinq  de  ces  né- 
buleuses planétaires  sont  des  nébuleuses  perforées 
avec  une  ou  deux  étoiles  au  milieu.  La  plus  grande 
nébuleuse  planétaire  découverte  par  Méchain ,  en 
1781 ,  est  située  près  de  g  de  la  Grande-Ourse.  Son 
disque  a  un  diamètre  de  2'  W  (i9).  La  nébuleuse  pla- 
nétaire de  la  Croix-du-Sud,  qui  porte,  dans  le  Voyage 
au  Cap  de  Sir  John  Herschel,  le  numéro  3365,  a  l'éclat 
d'une  étoile  de  6'  ou  de  T  grandeur,  bien  que  son 
diamètre  soit  à  peine  de  12",  Sa  lumière  est  couleur 
d'indigo,  couleur  qui  se  retrouve  quoiqu'avec  une 


—  591  — 

moindre  intensité  dans  trois  autres  objets  de  la 
même  forme  (50).  Cette  apparence  de  quelques  nébu- 
leuses planétaires  ne  prouve  pas  qu'elles  ne  soient 
pas  composées  de  petites  étoiles  ;  car  non-seulement 
nous  connaissons  des  systèmes  binaires  dont  l'étoile 
principale  et  le  compagnon  sont  bleus;  mais  encore 
il  existe  des  amas  stellaires  composés  uniquement 
d'étoiles  bleues,  ou  dans  lesquels  ces  étoiles  sont 
mêlées  à  des  étoiles  rouges  et  jaunes  (51). 

La  question  de  savoir  si  les  nébuleuses  planétaires 
sont  des  étoiles  nébuleuses  très-éloignées ,  pour  les- 
quelles la  différence  d'éclat  entre  l'étoile  centrale  et 
l'atmosphère  environnante  ne  pourrait  être  perçue 
par  les  instruments  dont  nous  disposons,  a  été  tran- 
chée déjà  dans  le  premier  volume  de  cet  ouvrage  (52). 
Puisse  le  télescope  gigantesque  de  Lord  Rosse  nous 
fournir  les  moyens  d'approfondir  la  nature  surpre- 
nante de  ces  nébulosités  planétaires.  S'il  est  déjà  si 
difficile  de  se  faire  une  idée  nette  des  conditions  dyna- 
miques d'après  lesquelles,  dans  un  amas  d'étoiles  de 
forme  sphérique  ou  sphéroïdale  ,  les  soleils  tournant 
en  cercle  et  pressés  les  uns  contre  les  autres  de  telle 
façon ,  que  les  plus  rapprochés  du  centre  sont  aussi 
les  plus  denses  spécifiquement,  peuvent  former  un 
système  en  équilibre  (53),  la  difficulté  augmente  en- 
core pour  ces  nébuleuses  planétaires  de  forme  circu- 
laire et  nettement  délimitée ,  dont  toutes  les  parties 
offrent  une  clarté  uniforme,  sans  aucune  augmen- 
tation d'intensité  vers  le  centre.  Un  tel  état  de  choses 
est  plus  difficile  à  concilier  avec  la  forme  globu^ 


—  392  — 

laire,  qui  suppose  l'agglomération  de  plusieurs  mil- 
liers de  petites  étoiles,  qu'avec  Thypothèse  d'une  pho- 
tosphère gazeuse  que  l'on  croit  couverte ,  dans  notre 
Soleil,  d'une  couche  de  vapeur  peu  épaisse,  non  trans- 
parente ou  du  moins  très- faiblement  éclairée.  Il  est 
impossible  d'admettre  que ,  dans  les  nébuleuses  pla- 
nétaires ,  la  clarté  ne  paraisse  ainsi  uniformément 
répandue  que  parce  que  la  différence  entre  le  centre 
et  les  bords  s'évanouirait  en  raison  del'éloignement? 
Les  étoiles  nébuleuses  de  William  Herschel  (Nebu- 
lous  Stars)  forment  la  quatrième  et  dernière  classe 
de  nébuleuses  à  forme  régulière.  Ce  sont  de  vérita- 
bles étoiles  entourées  d'une  nébulosité  laiteuse  qui 
très-vraisemblablement  se  rattache  au  Soleil  central 
et  en  dépend.  Cette  nébulosité  qui ,  suivant  Lord 
Rosse  et  M.  Stoney,  offre  exactement ,  en  certains 
cas,  l'apparence  d'un  anneau,  a-t-elle  une  lumière 
propre  et  forme  t  elle  une  photosphère  comme  dans 
notre  soleil,  ou  ,  ce  qui  est  beaucoup  moins  vrai- 
semblable ,  emprunte-t-elle  sa  lumière  au  Soleil  cen- 
tral? 11  existe  sur  ces  questions  des  opinions  très- 
difiérentes.  Derham  et  jusqu'à  un  certain  point 
aussi  La  Caille ,  qui  a  découvert  beaucoup  de  né- 
buleuses au  cap  de  Bonne  -  Espérance  ,  croyaient 
que  les  étoiles  sont  à  une  grande  distance  des 
nébuleuses  et  se  projettent  sur  elles.  Mairan  pa- 
raît avoir  le  premier  exprimé  cette  opinion  que  les 
étoiles  nébuleuses  sont  entourées  d'une  atmosphère 
brillante  qui  leur  appartient  en  propre  (54) .  On  trouve 
même  de  plus  grandes  étoiles  et,  par  exemple,  des 


—  393  — 

étoiles  de  7'  grandeur,  comme  le  numéro  675  du  Ca- 
talogue de  1833,  dont  la  photosphère  a  un  diamètre 
de  2  à  3  minutes  (55). 

Les  grandes  masses  nébuleuses  de  forme  irré- 
gulière doivent  être  mises  tout  à  fait  à  part  des 
nébuleuses  décrites  jusqu'ici,  qui  toutes  ont  des 
figures  régulières  ou  du  moins  des  contours  plus  ou 
moins  nettement  indiqués.  Ces  masses  présentent 
les  formes  les  plus  variées  et  les  moins  symétriques  ; 
leurs  contours  sont  indéterminés  et  confus.  Ce  sont 
des  phénomènes  mystérieux  que  Ton  peut  appeler 
sui  generis  ,  et  qui  plus  que  tous  les  autres  ont  donné 
naissance  à  l'hypothèse  d'après  laquelle  les  espaces 
célestes  seraient  remplis  d'une  matière  cosmique, 
brillante  par  elle-même  et  semblable  au  substra- 
tum  de  la  lumière  zodiacale.  Ces  nébuleuses  in- 
formes, qui  couvrent  dans  la  voûte  du  Ciel  des 
espaces  de  plusieurs  degrés  carrés,  forment  un 
contraste  frappant  avec  une  nébuleuse  de  forme 
ovale,  la  plus  petite  de  toutes  les  nébuleuses  isolées, 
qui  a  l'éclat  d'une  étoile  télescopique  de  14*  gran- 
deur, et  se  trouve  entre  les  constellations  de  l'Autel 
et  du  Paon  (56  .  On  ne  peut  trouver  deux  nébuleuses 
irréguiières  qui  se  ressemblent  (57).  Cependant  Sir 
John  Herschel,  après  des  observations  de  plusieurs 
années,  leur  reconnaît  ce  caractère  commun  que 
toutes  sont  situées  sur  les  bords  ou  à  très-peu  de 
distance  de  la  voie  lactée ,  et  peuvent  en  être  consi- 
dérées comme  des  émanations  ou  comme  des  frag- 
ments détachés.  Au  contraire ,  les  petites  nébuleuses 


qui  ont  une  forme  régulière  et  des  contours  géné- 
ralement arrêtés ,  sont  ou  répandues  sur  toute  la 
surface  du  Ciel,  ou  rassemblées  très-loin  de  la  Voie 
lactée  dans  des  régions  particulières,  comme,  par 
exemple  ,  dans  l'hémisphère  austral ,  près  de  la 
Vierge  et  des  Poissons.  A  la  vérité  il  n'y  a  pas  moins 
de  15**  de  distance  entre  la  grande  nébuleuse  irré- 
gulière de  rÉpée  d'Orion  et  les  bords  visibles  de 
la  Voie  lactée;  mais  peut-être  cette  masse  diffuse 
appartient-elle  au  prolongement  de  la  branche  de 
la  Voie  lactée  qui ,  partant  de  a  et  de  s  de  Persée , 
va  se  perdre  vers  Aldébaran  et  vers  les  Hyades, 
et  dont  il  a  déjà  été  question  plus  haut.  Les  plus 
belles  étoiles  de  la  constellation  d'Orion ,  celles  qui 
lui  ont  valu  sa  vieille  célébrité,  font  partie  de  la 
zone  qui  comprend  les  étoiles  les  plus  grandes  et 
probablement  aussi  les  plus  voisines  de  nous ,  et  dont 
un  arc  de  grand  cercle,  passant  par  e  d'Orion  et  «  de 
la  Croix,  dans  l'hémisphère  austral,  peut  indiquer 
le  prolongement  (58). 

L'opinion  beaucoup  plus  ancienne  et  très -répan- 
due, d'après  laquelle  une  voie  lactée  de  nébuleuses 
couperait  presque  à  angle  droit  la  voie  lactée  des  étoi- 
les (59),  n'a  nullement  été  confirmée  par  des  observa- 
lions  nouvelles  et  plus  exactes  sur  la  répartition  des 
nébuleuses  régulières  à  travers  le  firmament  (60). 
Il  y  a  sans  doute,  comme  je  l'ai  remarqué  déjà,  des 
agglomérations  de  nébuleuses  vers  le  pôle  nord  de  la 
voie  lactée  ;  il  en  existe  aussi  un  grand  nombre  vers 
le  pôle  Sud ,  près  des  Poissons  ;  mais  de  nombreuses 


—  â95  — 

interruptions  ne  permettent  point  de  dire  qu'une  zone 
de  nébuleuses  formant  un  grand  cercle  de  la  sphère 
relie  ensemble  ces  deux  pôles.  En  1784,  William 
Herschel  avait  exposé  cette  conjecture  à  la  fin  de  son 
premier  Traité  sur  la  Structure  du  Ciel  ;  mais  il  avait 
eu  soin  de  la  présenter  comme  douteuse ,  et  avec  la 
réserve  qui  convenait  à  un  si  grand  observateur. 

Parmi  les  nébuleuses  irrégulières,  les  unes,  telles 
que  celles  de  TÉpée  d'Orion ,  de  n  d'Argo,  du  Sagittaire 
et  du  Cygne,  sont  remarquables  par  leurs  dimensions 
extraordinaires;  d'autres,  celles,  par  exemple,  qui 
portent  les  numéros  27  et  51  dans  le  catalogue  de 
Messier,  le  sont  par  la  bizarrerie  de  leur  forme. 

En  ce  qui  concerne  la  grande  nébuleuse  de  l'Épée 
d'Orion ,  j'ai  déjà  fait  observer  que  Galilée ,  qui  s'est 
si  longtemps  occupé  des  étoiles  comprises  entre  le 
Baudrier  et  l'Épée,  et  qui  a  même  dressé  une  carte  de 
cette  région  ,  ne  la  mentionne  pas  (61).  La  nébuleuse 
qu'il  appelle  Nebulosa  Orionis  et  qu'il  a  représentée 
avec  la  Nebulosa  Preesepe,  est,  suivant  sa  déclaration 
expresse,  un  amas  de  petites  étoiles  pressées(stellarum 
constipatarum),  situé  dans  la  Tête  d'Orion.  Sur  le 
dessin  qu'il  a  donné  dans  son  Sidereus  nuncius  (§  20) 
et  qui  embrasse  l'espace  compris  entre  le  Baudrier  et 
le  commencement  de  l'Épaule  droite  («  d'Orion),  je 
reconnais,  au-dessus  de  l'étoile  i,  Tétoile  multiple  3-. 
La  force  amplifiante  des  instruments  employés  par 
Galilée  variait  de  8  fois  à  30  fois.  Comme  la  nébuleuse 
de  l'Épée  d'Orion  n'est  point  isolée,  et  que  vue  à 
travers  des  télescopes  insuflîsants  ou  par  une  atmo- 


—  396  — 

sphère  trop  peu  transparente  ,  elle  forme  nne  espèce 
d'auréole  autour  de  l'étoile  3-,  il  n'est  point  étonnant 
que  sa  forme  et  son  existence  individuelle  aient 
échappé  au  grand  observateur  florentin  :  il  croyait 
peu  d'ailleurs  aux  nébuleuses  (62).  Ce  fut  24  ans  après 
la  mort  de  Galilée,  en  1656 ,  que  Huygens  découvrit 
la  nébuleuse  d'Orion.  Il  en  donna  une  image  gros- 
sière dans  son  Systema  Saturmum ,  publié  en  1659: 
«Lorsque  j'observais,  dit  ce  grand  homme,  à  travers  un 
réfracteur  de  23  pieds  de  longueur  focale,  les  bandes 
variables  de  Jupiter,  la  tache  sombre  qui  avoisine 
l'équateur  de  Mars  et  quelques  autres  détails  peu  visi- 
bles particuliers  à  cette  planète,  je  remarquai  dans  les 
étoiles  fixes  un  phénomène  qui ,  à  ma  connaissance  , 
n'avait  encore  été  signalé  par  personne,  et  ne  pouvait 
être  reconnu  exactement  qu'à  l'aide  des  grands  té- 
lescopes dont  je  me  sers.  Les  astronomes  ont  compté 
dans  l'Épée  d'Orion  trois  étoiles  très -voisines  l'une 
de  l'autre.  Lorsque ,  en  1656  ,  j'observai  par  hasard 
celle  de  ces  étoiles  qui  occupe  le  centre  du  groupe , 
au  lieu  d'une  j'en  découvris  12,  résultat  que  d'ailleurs 
il  n'est  point  rare  d'obtenir  avec  les  télescopes.  De  ces 
étoiles  il  y  en  avait  3  qui ,  comme  les  premières ,  se 
touchaient  presque ,  et  4  autres  semblaient  briller  à 
travers  un  nuage ,  de  telle  façon  que  l'espace  qui  les 
environnait  paraissait  beaucoup  plus  lumineux  que  le 
reste  du  Ciel ,  qui  était  serein  et  entièrement  noir.  On 
eût  cru  volontiers  qu'il  y  avait  une  ouverture  dans  le 
Ciel  qui  donnait  jour  sur  une  région  plus  brillante. 
Depuis  et  jusqu'à  ce  jour,  j'ai  revu  le  même  phéno- 


-^  o97  — 

mène  sans  aucun  changement;  de  sorte  que  ce  pro- 
dige, quel  qu'il  soit,  paraît  être  fixé  là  pour  toujours. 
Jamais  je  n'ai  rien  vu  de  semblable  dans  les  autres 
étoiles  fixes.  »  Ainsi,  Huygens  ne  connaissait  pas  non 
plus  la  nébuleuse  d'Andromède,  découverte  54  ans  au- 
paravant par  Simon  Marins ,  ou  n'y  avait  pris  que  peu 
d'intérêt.  «Les  prétendues  nébuleuses,  ajoute  encore 
Huygens,  et  la  voie  lactée  elle-même,  vues  à  travers 
le  télescope,  ne  montrent  aucune  trace  de  nébulosité 
et  ne  sont  pas  autre  chose  que  des  amas  d'étoiles 
pressées  (63).  »  Cette  première  description  si  vive 
prouve  la  force  et  la  fraîcheur  de  l'impression  qu'a- 
vait reçue  Huygens.  Mais  quelle  différence  entre  la 
représentation  graphique  qu'il  donna  de  ce  phéno- 
mène ,  au  milieu  du  xvii'  siècle ,  ou  les  figures  déjà 
un  peu  moins  imparfaites,  il  est  vrai,  de  Picard,  de 
Le  Gentil  et  de  Messier,  et  les  admirables  dessins 
publiés,  en  1837,  par  Sir  John  Herschel  et,  en  1848, 
par  William  Granch  Bond ,  directeur  de  l'Observa- 
toire de  Cambridge ,  aux  États-Unis  (64). 

Sir  John  Herschel  eut  ce  précieux  avantage , 
que,  muni  d'un  réflecteur  de  20  pieds,  il  observa 
depuis  l'année  j  834  la  nébuleuse  d'Orion ,  au  cap 
de  Bonne- Espérance,  à  une  altitude  de  60^(65), 
et  put  corriger  encore  le  dessin  qu'il  avait  fait  de 
1824  à  1826  (66).  En  même  temps  il  détermina  , 
près  de  ^d'Orion,  la  position  de  150  étoiles,  comprises 
pour  la  plupart  entre  la  15^  et  la  18'  grandeur.  Le 
célèbre  trapèze  qui  n'est  entouré  d'aucune  nébulosité 
est  formé  par  4  étoiles  de  4%  de  6%  de  7'  et  de  8'  gran- 

111.  '2(\ 


—  398  — 

deur.  La  4*  étoile  avait  été  découverte  à  Bologne 
par  Dominique  Cassini,  en  1666,  suivant  l'opi- 
nion commune  (67)  ;  la  5*  (y')  le  fut  en  1826  par 
Struve;  la  6^  (a'),  de  13"  grandeur,  en  1832  par  Sir 
John  Herschel.  Le  directeur  de  FObservatoire  du 
Collegio  romano ,  de  Vico  ,  a  déclaré  avoir  reconnu  , 
à  l'aide  de  son  grand  réfracteur  de  Cauchoix,  3  au- 
tres étoiles  dans  l'intérieur  même  du  trapèze,  au  coni- 
mencement  de  1839.  Ces  étoiles  n'ont  été  vues  ni  par 
Herschel  fils  ni  par  William  Bond.  La  partie  nébu- 
leuse la  plus  voisine  du  trapèze  qui  n'offre  par  lui- 
même  presque  aucune  trace  de  nébulosité,  la  Regio 
Huygeniana  formant  la  partie  antérieure  de  la  tête, 
au-dessus  de  la  gueule  ,  est  tachetée ,  de  texture 
granulaire,  et  a  été  résolue  en  amas  stellaire  par  le 
télescope  de  Lord  Rosse,  aussi  bien  que  par  le  grand 
réfracteur  de  Cambridge,  aux  États-Unis  (68).  Parmi 
les  observateurs  modernes ,  Lamont  à  Munich,  Cooper 
et  Lassell  en  Angleterre ,  ont  aussi  déterminé  dans 
cette  nébuleuse  la  position  de  beaucoup  de  petites 
étoiles.  Lamont  a  employé  à  cet  usage  un  pouvoir 
grossissant  de  1200  fois.  William  Herschel  croyait 
avoir  acquis  la  certitude,  en  comparant  entre  elles 
les  observations  qu'il  avait  faites  de  1783  à  1811 , 
toujours  avec  les  mêmes  instruments  ,  que  l'éclat  et 
les  contours  de  la  grande  nébuleuse  d'Orion  étaient 
sujets  à  des  changements  (69).  Bouillaud  et  Le  Gentil 
avaient  exprimé  la  même  opinion  touchant  la  nébu- 
leuse d'Andromède.  Les  expériences  approfondies  de 
Sir  John  Herschel  ont  rendu  au  moins  extrêmement 


—  399  — 

douteux  ces  changements  cosmiques  que  l'on  tenait 
pour  certains. 

Grande  nébuleuse  de  n  d'Jrgo, — Elle  est  située  dans 
cette  région  de  la  Voie  lactée  si  remarquable  par  son 
magnifique  éclat,  qui,  partant  des  pieds  du  Centaure, 
traverse  la  Croix  du  Sud,  et  s'étend  jusqu'au  milieu 
du  Navire.  L'éclat  de  cette  région  céleste  est  telle- 
ment extraordinaire  qu'un  observateur  exact,  na- 
turalisé dans  les  contrées  tropicales  de  l'Inde,  le 
capitaine  Jacob,  fait  la  remarque,  d'ailleurs  par- 
faitement d'accord  avec   les  résultats  auxquels  je 
suis  arrivé  moi-même   après  une  expérience    de 
quatre  années ,  que  sans  lever  les  yeux  vers  le 
ciel ,  on  est  averti  par  un  accroissement  subit  de  la 
lumière  que  la  Croix  se  lève  à  Fhorizon ,  et  avec  elle 
la  zone  qui  l'accompagne  (70).  La  nébuleuse  au  mi- 
lieu de  laquelle  se  trouve  n  d'Argo,  rendue  si  célèbre 
par  les  changements  d'intensité  de  sa  lumière,  couvre 
sur  la  voûte  céleste  plus  de  4/7  d'un  degré  carré  (71). 
Partagée  en  plusieurs  masses  irrégulières  et  jetant 
une  lumière  inégale,  la  nébuleuse  ne  présente  jamais 
cette  apparence  tachetée  et  granulaire  qui  pourrait 
la  faire  croire  réductible.  Elle  enferme  un  espace  vide, 
de  forme  ovale ,  sur  lequel  est  répandue  une  lueur 
très-faible.  Sir  John  Herschel,  après  deux  mois  passés 
à  prendre  des  mesures,  a  donné,  dans  son  Voyage  au 
Cap,  un  beau  dessin  du  phénomène  entier  (72).  Il  a  dé- 
terminé dans  la  nébuleuse  de  y;  d'Argo  jusqu'à  1216 
positions  d'étoiles ,  comprises  pour  la  plupart  entre 
la  14' et  la  16'  grandeur.  Ces  étoiles  forment  une  série 


--  /lOO  — 

qui,  dépassant  de  beaucoup  la  nébulosité,  va  rejoindre 
la  Voie  lactée ,  dans  laquelle  elles  se  projettent  et 
se  détachent  sur  le  fond  absolument  noir  du  Ciel. 
Elles  n'ont  par  conséquent  aucune  relation  avec  la 
nébuleuse  elle-même  et  en  sont  vraisemblablement 
fort  éloignées.  Toute  la  partie  avoisinante  de  la  Voie 
lactée  est  d'ailleurs  tellement  riche ,  non  pas  en  amas 
stellaires  mais  en  étoiles,  qu'entre  9*^50'  et  11^34' 
d'ascension  droite ,  on  a  trouvé,  en  jaugeant  le  Ciel, 
à  l'aide  du  télescope  (Star-gauges)  ,  une  moyenne 
de  3138  étoiles  par  chaque  degré  carré.  Ce  nombre, 
pour  11^34'  d'ascension  droite,  s'élève  jusqu'à  5093. 
Cela  fait  plus  d'étoiles,  pour  un  seul  degré,  que  l'on 
n'en  peut  apercevoir  à  l'œil  nu,  dans  l'horizon  de 
Paris  ou  dans  celui  d'Alexandrie  (73). 

Nébuleuse  du  Sagittaire,  —  Cette  nébuleuse,  d'une 
étendue  considérable,  semble  formée  de  quatre  mas- 
ses distinctes  (asc.  droite  17^53',  dist.  au  pôle  Nord 
114"  21').  L'une  de  ces  masses  se  divise  à  son  tour  en 
trois  parties.  Toutes  sont  interrompues  par  des  places 
dépourvues  de  nébulosité.  L'ensemble  de  la  nébu- 
leuse avait  été  vu  déjà,  mais  d'une  manière  impar- 
faite ,  par  Messier  (74). 

Nébuleuse  du  Cygne,  —  Elle  est  composée  de  plu- 
sieurs masses  irrégulières  dont  l'une  forme  une 
bande  fort  étroite,  traversant  l'étoile  double  r,  du 
Cygne.  Mason  a  reconnu  le  premier  la  connexion 
qu'établit  entre  ces  masses  inégales  leur  singulière 
texture,  assez  semblable  à  des  cellules  (75). 

Nébuleuse  du  Renard,  —  Elle  a  été  vue  imparfaite- 


—  aoi  — 

nient  par  Messier,  qui  Ta  fait  entrer  dans  son  ca- 
talogue sous  le  numéro  27.  Elle  fut  découverte  par 
occasion ,  pendant  que  Ton  observait  la  comète  de 
Bode,  de  1779.  La  détermination  exacte  de  la  position 
(asc.  droite  19^  52',  dist.  au  pôle  Nord  67°  43')  et  le 
premier  dessin  qui  en  ait  été  fait  sont  dus  à  Sir  John 
Herschel.  Cette  nébuleuse  de  forme  régulière  reçut 
d'abord  le  nom  de  Dumb-bell  qui  lui  fut  donné  à  cause 
de  l'aspect  qu'elle  présentait,  vue  à  travers  un  réflec- 
teur de  18  pouces  d'ouverture.  On  appelle  Dumb- 
bell,  en  Angleterre,  des  masses  de  fer  plombées 
et  revêtues  de  cuir,  dont  on  se  sert  pour  donner 
aux  muscles  plus  de  force  et  d'élasticité.  Un  réflec- 
teur de  3  pieds  de  Lord  Rosse  a  fait  évanouir  cette  ap- 
parence (76).  La  nébuleuse  du  Renard  a  été  résolue 
par  le  même  instrument  en  un  grand  nombre  d'é- 
toiles ;  mais  ces  étoiles  sont  toujours  restées  mêlées 
de  matière  nébuleuse.  On  peut  voir  une  reproduc- 
tion récente  et  très-curieuse  de  la  nébuleuse  du 
Renard  dans  les  Philosophical  Transactions  pour 
Tannée  1850  (pL  XXXVIII,  fig.  17). 

Nébuleuse  en  spirale  du  Chien  de  chasse  septentrion 
w^/.—  Cette  nébuleuse,  signalée  par  Messier  le  13  oc- 
tobre 1773,  à  l'occasion  de  la  comète  qu'il  avait  dé- 
couverte, est  située  dans  l'oreille  gauche  d'Astérion, 
très-près  de  -n  (Benetnasch)  qui  fait  partie  de  la  queue 
de  la  Grande-Ourse.  Elle  porte  le  n*'  51  dans  la  liste 
de  Messier,  le  n°  1622  dans  le  grand  catalogue  des 
Philosophical  Transactions  (1833,  p.  496,  fig.  25). 
Elle  est  un  des  phénomènes  les  plus  remarquables 


—  ao2  — 

que  présente  le  firmament ,  en  raison  de  sa  configura- 
tion singulière,  et  de  la  métamorphose  que  lui  a  fait 
subir  le  télescope  de  6  pieds  anglais  de  Lord  Rosse. 
Dans  le  réflecteur  de  18  pouces  de  Sir  John  Herschel 
cette  nébuleuse  paraissait  de  forme  sphérique  et  en- 
tourée à  distance  d'un  anneau  isolé,  de  manière  à 
représenter  notre  amas  lenticulaire  d'étoiles  et  l'an- 
neau formé  par  la  Voie  lactée  (77).  Le  grand  télescope 
de  Parsonstown  a  changé  tout  cela  en  une  espèce  de 
limaçon ,  en  une  spirale  brillante ,  aux  replis  iné- 
gaux et  dont  les  deux  extrémités,  c'est-à-dire  le 
centre  et  la  partie  extérieure,  sont  terminées  par  des 
nœuds  épais,  granulaires  et  arrondis.  Le  docteur 
Nichol  a  publié  un  dessin  de  cette  nébuleuse ,  qui  a 
été  présenté  par  Lord  Rosse  au  congrès  scientifique 
de  Cambridge,  en  1845  (78);  mais  le  portrait  le  plus 
exact  est  celui  qu'en  a  donné  M.  Johnstone  Stoney 
dans  les  Philosophical  Transactions  pour  l'année  1850 
(1^-  part.,  pi.  XXXV,  fig.  i).  Le  n^99  de  Messier  pré- 
sente aussi  l'image  d'une  spirale,  avec  cette  diffé- 
rence qu'il  n'a  qu'un  seul  nœud  au  centre.  La  même 
forme  se  retrouve  encore  dans  d'autres  nébuleuses 
de  l'hémisphère  boréal. 

Il  me  reste  à  traiter  plus  en  détail  que  je  ne  l'ai  pu 
faire  en  traçant  le  Tableau  de  la  Nature  (79) ,  d'un 
objet  unique  dans  le  monde  des  phénomènes  célestes, 
et  qui  ajoute  encore  au  charme  pittoresque  de  l'hémi- 
sphère austral,  je  dirais  presque  à  la  grâce  du  paysage. 
Les  deux  Nuages  de  Magellan,  qui  vraisemblablement 
reçurent  d'abord  de  pilotes  portugais,  puis  des  Hol- 


landais  et  des  Danois  le  nom  de  Nuages  du  Cap  (80) , 
captivent  l'attention  du  voyageur,  ainsi  que  je  l'ai 
éprouvé  moi-même,  par  leur  éclat,  par  l'isolement 
qui  les  fait  ressortir  davantage  et  par  l'orbiie  qu'ils 
décrivent  de  concert  autour  du  pôle  Sud,  bien  qu'à 
des  dislances  inégales.  Que  leur  nom  actuel,  qui  a 
évidemment  pour  origine  le  voyage  de  Magellan ,  ne 
soit  pas  le  premier  sous  lequel  on  les  ait  désignés, 
c'est  ce  qui  résulte  de  la  mention  expresse  et  de  la 
description  qu'ont  faite  de  la  translation  circulaire 
de  ces  nuages  lumineux ,  le  Florentin  Andréa  Corsali, 
dans  son  Voyage  à  Gochin ,  et  le  secrétaire  de  Fer- 
dinand d'Aragon,  Pierre  Martyr  de  Anghiera,  dans 
son  livre  de  Rébus  Oceanicis  et  Orbe  Novo  (dec.  I, 
lib.  IX,  p.  96)  (81).  Ces  deux  indications  sont  de 
l'année  1515,  et  ce  n'est  que  dix  ans  plus  tard  que 
le  compagnon  de  Magellan,  Pigafetta,  parle  des 
nebbiette  dans  son  Journal  de  voyage ,  au  moment  où 
le  vaisseau  Victoria  sortait  du  détroit  de  Patagonie 
povir  entrer  dans  la  mçr  du  Sud.  L'ancien  nom  de 
Nuages  du  Cap  ne  peut  veuir  de  la  constellation  du 
Mont  de  la  Table,  qui  est  voisine  de  ces  nuages  et 
plus  rapprochée  encore  du  pôle ,  puisque  la  dénomi- 
nation de  Mont  de  la  Table  fut  introduite  pour  la  pre- 
mière fois  par  La  Caille.  Il  viendrait  plutôt  de  la  vé- 
ritable montagne  de  la  Table  et  du  petit  nuage  qui 
en  domine  le  faîte,  et  fut  longtemps  regardé  avec 
effroi  par  les  matelots  comme  une  annonce  de  tem- 
pête. Nous  verrons  bientôt  que  les  deux  Nuées  de 
Magellan ,  longtemps  remarquées  dans  l'hémisphère 


—  m  — 

du  Sud  avant  de  recevoir  un  nom,  en  recurent  suc- 
cessivement  plusieurs,  empruntés  aux  routes  qu'avait 
adoptées  le  commerce,  à  mesure  que  la  navigation 
s'étendit,  et  qu'il  régna  sur  ces  routes  une  plus 
grande  activité. 

Le  mouvement  de  la  navigation  sur  la  mer  de 
l'Inde,  qui  baigne  les  côtes  occidentales  de  l'Afri- 
que ,    familiarisa  de   très-bonne   heure  les  marins 
avec  les  constellations  voisines  du  pôle  Antarctique , 
particulièrement  à  partir  du  règne  des  Lagides,  et 
depuis  que  l'on  eut  appris  à  se  régler  sur  les  mous- 
sons. Dès  le  milieu  du  x'  siècle ,  on  trouve  chez  les 
Arabes,  ainsi  que  je  l'ai  remarqué  plus  haut,  un  nom 
servant  à  désigner  la  plus  grande  des  Nuées  magella- 
niques,  dont  Ideler  a  démontré  l'identité  avec  le  Bœuf 
blanc  (el-Bakar)  du  célèbre  derviche  Abdourrhaman 
Soufi,  de  Raï ,  ville  de  l'Irak  persan.  Dans  l'introduc- 
tion du  livre  intitulé  «Connaissance  du  Ciel  étoile,» 
Abdourrahman  s'exprime  en  ces  termes  :  «  Aux  pieds 
du  Suhel ,  il  existe  une  tache  blanche  que  l'on  n'aper- 
çoit ni  dans  l'Irak,  c'est-à-dire  dans  la  contrée  de 
Bagdad  ,  ni  dans  le  Nedschs  (Nedjed),  la  partie  la  plus 
septentrionale  et  la  plus  montagneuse  de  l'Arabie, 
mais  qui  est  visible  dans  le  Tchama  méridional ,  entre 
la  Mecque  et  la  pointe  de  l'Yemen ,  le  long  des  côtés 
de  la  mer  Rouge  (82).  »  Il  est  question  expressément 
dans  ce  passage  du  Suhel  de  Ptolémée,  c'est-à-dire  de 
Canopus ,  bien  que  les  astronomes  arabes  nomment 
également  Suhel  plusieurs  grandes  étoiles  du  Navire 
I  el-Sefina].  La  position  du  Bœuf  blanc  relativement 


à  Canopus  est  indiquée  ici  aussi  exactement  qu'on 
j)ouvait  le  faire  à  l'œil  nu ,  car  l'ascension  droite 
de  Canopus  est  de  6'' 20',  et  celle  du  bord  oriental  de 
la  grande  nuée  magellanique  6*'0'.  La  visibilité  de  la 
Nubecula  major  dans  les  latitudes  septentrionales  n'a 
pu  être  sensiblement  modifiée,  depuis  le  x^  siècle,  par 
la  précession  des  équinoxes ,  puisque  dans  les  neuf 
siècles  qui  ont  suivi  elle  a  atteint  le  maximum  de 
sa  distance  au  pôle  Nord.  Si  Ton  admet  la  nouvelle 
détermination  de  lieu  de  la  grande  Nuée  de  Magellan 
par  Sir  John  Herschel,  il  en  faut  conclure  qu'au 
temps  d'Abdourrhaman  Soufi  elle  était  visible  en 
totalité  jusqu'à  17"  de  latitude  Nord  ;  elle  l'est  aujour- 
d'hui jusqu'à  environ  18°.  Les  Nuages  du  Sud  pou- 
vaient être  vus  par  conséquent  dans  toute  la  partie 
sud-ouest  de  l'Arabie  et  dans  l'Hadhramaut,  le  pays 
de  l'encens,  de  même  que  dans  l'iemen,  où  floris- 
sait  la  civilisation  de  Saba  et  qui  reçut  l'antique  im- 
migration des  Yoctanides.  La  formation  de  plusieurs 
établissements  arabes  sur  les  côtes  orientales  de 
l'Afrique ,  dans  les  régions  intertropicales  au  nord 
et  au  sud  de  l'équateur,  dut  servir  aussi  à  répandre 
des  notions  plus  exactes  sur  les  constellations  du 
ciel  austral. 

Les  premiers  pilotes  civilisés  qui  visitèrent  les  côtes 
occidentales  de  l'Afrique,  au  delà  de  la  ligne,  furent 
des  Européens,  particulièrement  des  Catalans  et  des 
Portugais.  Des  documents  incontestables  tels  que  le 
planisphère  de  Marino  Sanuto  Torsello  (1306),  l'ou- 
vrage génois  conmi  sous  le  non^  de  Portulano  rne^ 


—  406  — 

diceo  (1351),  le  Planisferio  de  la  Palatina  (1417)  et 
le  Mappamondo  di  fra  Mauro  Camaldolese  (de  1457 
à  1459)  prouvent  que  178  ans  avant  la  prétendue 
découverte  du  Cabo  Tormentoso  ou  cap  de  Bonne- 
Espérance,  faite  par  Bartholomé  Diaz  au  mois  de 
mai  1487,  Ton  connaissait  déjà  la  configuration  trian? 
gulaire  de  l'extrémité  méridionale  du  continent  afrir 
cain  (83).  Si  l'on  songe  à  l'importance  nouvelle  et 
toujours  croissante  que  prit  cette  route  commerciale 
par  suite  de  l'expédition  de  Gama  et  au  but  commun 
de  tous  les  voyages  accomplis  le  long  des  côtes  de 
l'Afrique ,  il  paraît  naturel  que  les  pilotes  aient 
donné  le  nom  de  Nuages  d%i  Cap  aux  deux  nébulo? 
sites  qui  ,  dans  chaque  voyage  au  Gap ,  les  frapr 
paient  comme  de  remarquables  phénomènes. 

Les  efforts  persévérants  tentés  pour  dépasser  l'équa- 
teur  le  long  des  côtes  orientales  de  l'Amérique ,  et  pé- 
nétrer jusqu'à  la  pointe  méridionale  du  continent, 
depuis  l'expédition  de  Alonso  de  Hojeda  et  de  Amerigo 
Vespucci  en  1455,  jusqu'à  celle  de  Magellan  et  de  Se- 
bastien del  Gano  en  1 521 ,  et  à  celle  de  Garcia  de  Loaysa 
et  de  Francisco  de  Hoces  en  1525  (84),  avaient  attiré 
sans  interruption  l'attention  des  navigateurs  sur  les 
constellations  du  Sud.  D'après  les  Journaux  de  voyages 
que  nous  possédons  et  qui  sont  confirmés  par  les  té- 
inoignages  historiques  d'Anghiera,  cela  fut  vrai  sur- 
tout pour  le  voyage  d' Amerigo  Vespucci  et  de  Vicente 
Yanez  Pinzon ,  qui  amena  la  découverte  du  cap  Saint- 
Augustin,  par  8°  20'  de  latitude  australe.  Vespucci  se 
vante  d'avoir  vu  3  Canopi  dont  un  obscur,  Canopo 


—  407  — 

fosco ,  et  2  Canopi  risplendenti.  L'ingénieux  auteur 
des  ouvrages  sur  les  Noms  des  Étoiles  et  sur  la  Chro- 
nologie, Ideler,  s'est  efforcé  d'éclaircir  la  description 
très-confuse  faite  par  Amerigo  Yespucci  dans  sa  Lettre 
à  Lorenzo  Pierfrancesco  de  Medici  ;  il  en  résulte  que 
Vespucci  a  employé  le  mot  Canopus  dans  un  sens 
aussi  indéterminé  que  les  astronomes  arabes  avaient 
coutume  d'employer  le  mot  SuheL  Ideler  démontre 
que  le  Canopo  fosco  nella  via  lattea  n'est  pas  autre 
chose  que  la  tache  noire  ou  le  grand  sac  de  Charbon 
de  la  Croix  du  Sud  ,  et  que  la  position  assignée  par 
Vespucci  à  3  étoiles  resplendissantes,  dans  lesquelles 
on  croit  reconnaître  «,  ê  et  y  de  la  petite  Hydre,  rend 
très-vraisemblable  cette  opinion  que  le  Canopo  ris- 
plendente  di  notabile  grandezza  est  la  Nubecula 
major,  et  l'autre  Canopo  risplendente ,  la  Nubecula 
minor  (85).  Il  y  a  toujours  lieu  de  s'étonner  que 
Vespucci  n'ait  point  comparé  ces  nouveaux  phéno- 
mènes célestes  à  des  nuages,  comme  le  firent  à  pre- 
mière vue  tous  les  autres  observateurs.  On  serait 
tenté  de  croire  que  cette  comparaison  dut  s'offrir 
irrésistiblement  à  l'esprit.  Pierre  Martyr  Anghiera , 
qui  connaissait  personnellement  tous  les  grands  na- 
vigateurs de  cette  époque,  et  dont  les  lettres  sont 
écrites  sous  l'impression  toute  vivante  encore  de 
leurs  récits ,  retrace ,  de  manière  à  ce  qu'on  ne 
puisse  s'y  méprendre,  l'éclat  doux ,  mais  inégal ,  des 
Nubeculee  :  «  Assecuti  sunt  Porlugalenses  alterius 
poli  gradum  quinquagesimum  amplius,  ubi  punctum 
(Polum?)  circumeuntes  quasdam  nubeculas  lieet  iu- 


—  408  — 

tueri  veluti  in  lactea  via  sparsos  fulgores  per  universi 
cœli  globum  inlra  ejus  spatii  latitudinem  (86).  »  Le 
renom  brillant  et  la  durée  de  la  circumnavigation  de 
Magellan  qui,  commencée  au  mois  d'août  1519,  ne 
fut  achevée  qu'au  mois  de  septembre  1522 ,  le  long 
séjour  fait  par  un  nombreux  équipage  sous  le  ciel 
austral,  obscurcit  le  souvenir  de  toutes  les  observa- 
tions antérieures ,  et  le  nom  de  Nuées  de  Magellan  se 
répandit  chez  toutes  les  nations  maritimes  qui  peu- 
plent les  côtes  de  la  mer  Méditerranée. 

J'ai  montré  par  un  seul  exemple  comment  l'élar- 
gissement de  l'horizon  géographique  vers  les  contrées 
du  sud  avait  ouvert  un  nouveau  champ  à  l'astronomie 
d'observation.  Quatre  objets  surtout  durent  exciter 
sous  ce  nouveau  ciel  la  curiosité  des  pilotes  :  la  re- 
cherche d'une  étoile  polaire  australe;  la  forme  de  la 
Croix  du  Sud,  qui  occupe  une  position  perpendicu- 
laire, lorsqu'elle  passe  par  le  méridien  du  lieu  où  est 
placé  l'observateur  ;  les  Sacs  de  charbon  et  les  nuages 
lumineux  qui  circulent  autour  du  pôle.  Nous 
lisons  dans  VArte  de  navegar  de  Pedro  de  Médina 
(lib.  V,  cap.  11) ,  qui,  publié  pour  la  première  fois 
l'an  1545,  a  été  traduit  en  plusieurs  langues,  que 
dès  le  milieu  du  xvi^  siècle ,  on  faisait  servir  à  la  dé- 
termination de  la  latitude  les  hauteurs  méridiennes 
du  Cruzero,  Après  s'être  contenté  d'observer  ces  phé- 
nomènes ,  on  se  mit  vite  en  devoir  de  les  mesurer. 
Le  premier  calcul  sur  la  position  des  étoiles  voisines 
du  pôle  antarctique  fut  fait  à  l'aide  de  distances  an- 
gulaires, prises  à  i)arlir  d'étoiles  connues,  dont  la 


place  avait  été  déterminée  par  Tycho,  dans  les  Tables 
Rudolphines.  Ce  premier  travail  appartient,  comme 
je  l'ai  remarqué  déjà  (87) ,  à  Petrus  Theodori  de 
Emden  et  au  Hollandais  Frédéric  Houtman ,  qui , 
vers  Tan  i59i,  naviguait  sur  la  merde  l'Inde.  Les 
résultats  de  leurs  mesures  trouvèrent  place  bientôt 
dans  les  catalogues  d'étoiles  et  dans  les  globes  cé- 
lestes de  Blaeuw  (1601),  de  Bayer  (1603)  et  de 
Paul  Mérula  (1605).  Tels  sont,  jusqu'à  Halley  (1677) 
et  jusqu'aux  grands  travaux  astronomiques  des  jé- 
suites Jean  de  Fontaney,  Michaud  et  Noël,  les  faibles 
débuts  qui  servirent  de  fondements  à  la  topographie 
du  Ciel  austral.  Ainsi  l'histoire  de  l'astronomie  et 
l'histoire  de  la  géographie,  unies  entre  elles  par 
des  liens  étroits ,  nous  retracent  conjointement  les 
époques  mémorables  qui,  depuis  250  ans  à  peine,  ont 
préparé  ce  résultat,  de  pouvoir  reproduire  d'une 
manière  exacte  et  complète  l'image  cosmique  du  fir- 
mament, aussi  bien  que  les  contours  des  continents 
terrestres. 

Les  Nuées  de  Magellan ,  dont  la  plus  grande 
couvre  42  degrés,  la  plus  petite  10  degrés  carrés 
de  la  voûte  céleste,  produisent  à  l'œil  nu  et  au  pre- 
mier abord  la  même  impression  que  produiraient 
deux  portions  détachées  et  d'égale  grandeur  de  la  Voie 
lactée.  Par  un  beau  clair  de  Lune  le  petit  nuage 
disparaît  entièrement,  l'autre  perd  seulement  une 
partie  considérable  de  son  éclat.  Le  dessin  qu'a 
donné  de  ces  nuages  Sir  John  Herschel  est  excellent 
et  s'accorde  à  merveille  avec  les  souvenirs  les  plus 


—  410  - 

vivants  que  j'aie  gardés  de  mon  séjour  au  Pérou.  C'est 
aux  laborieuses  observations  faites  en  1837  par  cet 
observateur  au  cap  de  Bonne-Espérance  que  l'astro- 
nomie doit  la  première  analyse  exacte  de  ce  singulier 
aggrégat  des  éléments  les  plus  divers  (88).  Sir  Joha 
Herschel  y  a  reconnu  un  grand  nombre  d'étoiles 
isolées ,  des  essaims  d'étoiles  et  des  amas  stellaires 
de  forme  sphérique ,  ainsi  que  des  nébuleuses  ré- 
gulières ou  irrégulières,  et  plus  pressées  qu'elles  ne  le 
sont  dans  la  zone  de  la  Vierge  et  dans  la  chevelure 
de  Bérénice.  La  multiplicité  de  ces  éléments  ne 
permet  pas  de  considérer  les  Nubeculse ,  ainsi  qu'on 
l'a  fait  trop  souvent,  comme  des  nébuleuses  d'une 
dimension  extraordinaire,  non  plus  que  comme  des 
parties  détachées  de  la  Voie  lactée.  Les  amas  globu- 
laires et  surtout  les  nébuleuses  ovales  sont  très-clair- 
semées dans  la  Voie  lactée ,  à  l'exception  d'une  petite 
zone  comprise  entre  l'Autel  et  la  queue  du  Scor- 
pion (89). 

Les  Nuées  de  Magellan  ne  se  rattachent  ni  entfe 
elles  ni  avec  la  Voie  lactée  par  aucune  nébulosité  per- 
ceptible* A  part  le  voisinage  de  l'amas  stellaire  du 
Toucan  (90),  la  plus  petite  est  située  dans  une  espèce 
de  désert.  L'espace  occupé  par  l'autre  est  moins  com- 
plètement vide  d'étoiles.  La  structure  et  la  configu- 
ration intérieure  de  la  Nubecula  major  sont  compli- 
quées de  telle  façon  que  l'on  y  trouve,  comme  dans 
le  n°  2878  du  catalogue  d'Herschel ,  des  masses  repro- 
duisant exactement  l'état  d'aggrégation  et  la  forme 
de  la  nuée  entière.  La  conjecture  du  savant  Horner 


—  Ml  — 

que  les  Nuées  de  Magellan  auraient  fait  autrefois  partie 
de  la  Voie  lactée,  où  même,  disait- il,  on  peut  recon- 
naître encore  la  place  qu'elles  occupaient ,  est  une  rê^ 
verie,  aussi  bien  que  cette  autre  hypothèse  d'après  la- 
quelle ces  nuées  auraient,  depuis  le  temps  de  LaCaille, 
changé  de  position  et  fait  un  mouvement  en  avant. 
Leur  position  avait  été  d'abord  fixée  d'une  manière 
inexacte,  à  cause  du  peu  de  netteté  de  leurs  contours 
vus  à  travers  des  télescopes  de  petite  ouverture.  Sir 
John  Herschel  fait  remarquer  que,  sur  tous  les  globes 
célestes  et  sur  toutes  les  cartes  sidérales,  la  Nubecula 
rainor  n'est  point  à  sa  place ,  et  que  l'erreur  est  de 
prèsd'une  heure  d'asc.  droite.  D'après  lui  la  Nubecula 
minor  est  située  entre  les  méridiens  de  0*^28' et  i'^lS', 
et  entre  162"  et  165"  de  distance  au  pôle  Nord  ;  la 
Nubecula  major  entre  1*^40^  et  6*^0'  d'asc.  droite, 
entre  156°  et  162"  de  distance  au  pôle  Nord.  Dans  la 
première  il  n'a  pas  déterminé  en  ascension  droite  et 
en  déclinaison  moins  de  919  objets  distincts,  étoiles, 
nébuleuses  et  amas  stellaires.  Il  en  a  déterminé  2i4 
dans  la  seconde.  Ces  objets  doivent  être  répartis 
comme  il  suit  : 

Nubec.  maj.  582  étoiles,  291  nébuleuses,  46  amas  stellaires. 
Nubec.  min.  200     —        37        —  7         — 

L'infériorité  numérique  des  nébuleuses  dans  le 
petit  nuage  est  frappante.  Elles  sont ,  relativement 
aux  nébuleuses  du  grand  nuage,  dans  le  rapport  de 
1  à  8,  tandis  que  les  étoiles  isolées  sont  comme  1  est 
à  3.  Ces  étoiles,  cataloguées  au  nombre  de  près  de  800, 


--  412  --^ 

sont  pour  la  plupart  de  7^  et  de  8'  grandeur;  quel* 
ques-unes  sont  de  9'  et  même  de  10%  Au  milieu  du 
grand  nuage ,  existe  une  nébuleuse  signalée  déjà  par 
La  Caille  (n'*  30  de  la  Dorade  ,  Bode  ;  n°  2941  de  Sir 
John  Herschel),  et  qui  n'a  point  d'égale  sur  toute  la 
surface  du  ciel.  Cette  nébuleuse  occupe  à  peine  1/500 
de  Taire  du  nuage ,  et  déjà  Sir  John  Herschel  a  dé- 
terminé dans  cet  espace  la  position  de  105  étoiles 
de  14%  de  15'  et  de  16*^  grandeur,  projetées  sur  un 
fond  nébuleux  dont  rien  n'altère  l'éclat  uniforme, 
et  qui  a  résisté  jusqu'ici  aux  plus  puissants  téles- 
copes (91). 

Près  des  Nuées  de  Magellan,  mais  à  une  plus  grande 
distance  du  pôle  Sud,  sont  situées  les  taches  noires 
qui  de  bonne  heure ,  vers  la  fin  du  xv^  siècle  et  au 
commencement  du  xvi%  attirèrent  l'attention  des 
pilotes  portugais  et  espagnols.  Elles  sont  vrai- 
semblablement comprises,  comme  on  l'a  dit  déjà  , 
parmi  les  trois  Canopi  dont  parle  Vespucci,  dans 
la  Relation  de  son  troisième  voyage.  Je  trouve  la 
première  indication  de  ces  taches  dans  l'ouvrage 
d'Anghiera,  de  Rébus  oceanicis  (Dec,  1,  lib.  9,  p..  20, 
b.  éd.  1533)  :  «  Interrogati  a  me  nautae  qui  Vicen- 
tium  Agnem  Pinzonum  fuerant  comitati  (1499)  an 
antarcticum  viderint  polum  :  stellam  se  nullam  huic 
arcticae  similem,  quœ  discerni  circa  punctum  (po- 
lum?) possit,  cognovisse  inquiunt.  Stellariim  tamen 
aliam  aiunt  se  prospexisse  faciem  densamque 
quamdam  ab  horizonte  vaporosam  caliginem,  quae 
oculos  fere  obtenebraret.  »   Le  mot  Stella  est  pris  ici 


—  /il  3  — 

dans  le  sens  général  de  phénomène  céleste ,  et  d'ail- 
leurs il  est  possible  que  les  matelots  interrogés  par 
Anghiera  ne  se  soient  pas  exprimés  bien  nettement 
sur  cette  obscurité  (caligo)  qui  semblait  frapper  d'a- 
veuglement. Le  Père  Joseph  Acosta  de  Médina  del 
Campo  a  signalé  en   termes  plus  satisfaisants  les 
taches  noires  et  la  cause  de  ce  phénomène,  dans  son 
Historia  natural  de  las  Indias  (lib.  1,  cap.  2);  il  les 
compare  ,   sous  le  rapport  de  la  forme  et  de  la 
couleur,  à  la  partie  obscure  du  disque  de  la  lune. 
«  De  même ,  dit-il ,  que  la  Voie  lactée  est  plus  bril- 
lante ,  parce  qu'elle  est  composée  d'une  matière 
céleste  plus  dense,  d'où ,  pour  cette  raison ,  rayonne 
plus  de  lumière ,  de  même  les  taches  noires  que  l'on 
ne  peut  apercevoir  en  Europe  sont  complètement 
dépourvues  de  lumière ,  parce  qu'elles  forment  dans 
le  ciel  une  région  vide,  c'est-à-dire  composée  d'une 
matière  très-subtile  et  très-transparente.  »Un  célèbre 
astronome  a  cru  reconnaître  dans  cette  description 
les  taches  solaires  (92)  ;  cela  n'est  pas  assurément 
moins  étrange  que  de  voir,  en  1689,  le  missionnaire 
Richaud  prendre  les  manchas  negras  d' Acosta  pour 
les  nuées  lumineuses  de  Magellan  (93), 

Richaud  d'ailleurs,  comme  les  premiers  pilotes 
qui  ont  fait  mention  de  ces  objets,  parle  des  Sacs  à 
charbon {cOiA-bdi^s)  au  pluriel.  11  en  cite  deux,  le  plus 
grand  dans  la  Croix ,  et  un  autre  dans  Robur  Caroli , 
que  certains  observateurs  ont  divisé  en  deux  taches 
distinctes.  Feuillée,  dans  les  premières  années  du 
xvju*  siècle,  et  Borner,  en  1804,  dans  une  lettre 
m.  27 


-  414  — 

adressée  du  Brésil  à  Olbers ,  oQt  représenté  ces  deux 
taches  du  Robur  Caroli  comme  offrant  une  forme  in- 
décise et  des  contours  mal  arrêtés  (94).  Je  n'ai  pu ,  du- 
rant mon  séjour  au  Pérou ,  arriver  à  fixer  mes  doutes 
sur  les  Sacs  à  charbon  du  Robur  Caroli ,  et  comme 
j'étais  tenté  d'attribuer  ce  manque  de  succès  au 
peu  de  hauteur  de  la  constellation ,  je  voulus  m'é- 
clairer  auprès  de  Sir  John  Herschel  et  du  directeur 
de  l'Observatoire  de  Hambourg,  M.  Rumker,  qui 
avaient  été  sous  des  latitudes  beaucoup  plus  méri- 
dionales que  moi.  En  dépit  de  leurs  efforts  ,  ils  n'ont 
pas  mieux  réussi  à  déterminer  la  forme  des  contours 
ni  l'intensité  lumineuse  de  ces  deux  taches.  Ils  n'ont 
pu  approcher,  sous  ce  rapport,  des  résultats  ob- 
tenus pour  les  Sacs  à  charbon  de  la  Croix.  Sir  John 
estime  qu'il  n'y  a  pas  lieu  de  distinguer  plusieurs 
Sacs  à  charbon,  à  moins  que  l'on  ne  veuille  désigner 
ainsi  toutes  les  places  obscures  du  ciel  qui  ne  sont 
point  délimitées,  telles  que  celles  qui  se  trouvent 
entre  a  du  Centaure  d'une  part,  6  et  y  du  Triangle 
de  l'autre  (95) ,  entre  y:  et  ^  d'Argo ,  et  surtout  dans 
l'hémisphère  boréal,  à  l'endroit  où  la  Voie  lactée 
laisse  un  espace  vide  entre  s,  «  et  y  du  Cygne  (96). 
La  tache  noire  de  la  Croix  du  Sud ,  la  plus  frappante 
et  celle  qui  fut  connue  la  première,  est  située  à  Test  de 
la  constellation  ;  elle  présente  la  forme  d'une  poire  et 
occupe  8'  en  longueur  et  5**  en  largeur.  Dans  ce  vaste 
espace  se  trouve  une  seule  étoile  visible  à  l'œil  nu, 
entre  la  6'  et  la  7'  grandeur,  et  une  quantité  considé- 
rable d'étoiles  télescopiques  de  11%   12'  et  13"  gran- 


—  ai5  — 

deur.  Un  petit  groupe  de  40  étoiles  est  situé  à  peu 
près  au  milieu  (97).  On  a  supposé  que  l'absence  des 
étoiles  et  le  contraste  formé  par  Téclat  du  ciel  environ- 
nant sont  les  causes  qui  font  paraître  cet  espace  si 
sombre ,  et  cette  explication  a  généralement  prévalu 
depuis  La  Caille  (98).  Elle  est  surtout  confirmée  par 
les  jaugeages  d'étoiles  (gauges  and  sweeps)  que 
Ton  a  pratiqués  autour  de  la  région  dans  laquelle 
la  Voie  lactée  semble  couverte  d'un  nuage  noir. 
Dans  le  coal-bog ,  ces  opérations  sans  donner  un 
vide  complet,  ce  que  l'on  appelle  blank  fields ,  n'ont 
pas  donné  plus  de  7  à  9  étoiles  télescopiques,  tan- 
dis qu'avec  des  lunettes  de  même  champ  on  en 
découvrait  120  et  jusqu'à  200  sur  les  bords.  Tant 
que  je  demeurai  dans  l'hémisphère  austral ,  sous 
l'impression  de  cette  voûte  étoilée  qui  s'était  si  vi- 
vement emparée  de  moi ,  l'effet  de  contraste  ne  me 
parut  pas  rendre  suffisamment  raison  de  ce  phéno- 
mène ;  sans  doute  je  me  trompais.  Les  considéra- 
tions de  William  Herschel  sur  les  espaces  complète- 
ment vides  d'étoiles  dans  le  Scorpion  et  dans  Ophiu- 
chus ,  qu'il  appelle  des  ouvertures  dans  les  cieux 
(openings  in  the  Heavens),  m'avaient  conduit  à 
penser  que,  dans  ces  régions  ,  les  couches  d'étoiles 
superposées  peuvent  être  moins  épaisses  ou  tout  à 
fait  interrompues  ;  que  les  dernières  échappent  à  nos 
instruments  optiques ,  et  que  ces  régions  vides  sont 
de  véritables  trous  par  lesquels  nos  regards  plongent 
dans  les  espaces  les  plus  reculés  de  l'univers.  J'ai  déjà 
fait  mention  ailleurs  de  ces  ouvertures  (99),  de  ces 


—  416  --- 

brèches  des  couches  sidérales ,  et  les  effets  de  pers- 
pective qu'elles  nous  découvrent  sont  devenus  tout 
récemment  Tobjet  de  sérieuses  considérations  (100). 
Les  couches  d'astres  les  plus  lointaines ,  la  dis- 
tance des  nébuleuses,  tous  les  objets  que  nous  avons 
résumés  dans  ce  chapitre  irritent  la  curiosité  de 
rhomme  et  remplissent  son  esprit  d'images  du  temps 
ou  de  l'espace  qui  excèdent  sa  faculté  de  conce- 
voir. Si  merveilleux  que  soient  les  perfectionne- 
ments apportés  aux  instruments  d'optique  depuis 
environ  60  ans ,  on  est  devenu  en  même  temps  assez 
familier  avec  les  difficultés  que  présente  leur  con- 
struction pour  apprécier  plus  justement  les  progrès 
qui  restent  à  accomplir,  et  ne  point  se  laisser  aller 
aux  espérances  fantastiques  dont  l'ingénieux  Hooke 
était  sérieusement  préoccupé  de  1663  à  1665  (1). 
Ici  comme  toujours ,  la  circonspection  et  la  mesure 
conduisent  plus  sûrement  au  but.  Chacune  des  gé- 
nérations humaines  qui  se  sont  succédé  a  droit 
de  s^applaudir  des  grandes  et  nobles  conquêtes  aux- 
quelles elle  s'est  élevée  par  la  libre  force  de  son  intel- 
ligence, et  dont  témoignent  les  progrès  des  arts.  Sans 
exprimer  en  nombres  précis  la  puissance  avec  la- 
quelle les  télescopes  pénètrent  déjà  dans  l'espace,  sans 
même  attacher  une  grande  confiance  à  ces  chiffres , 
la  vérité  est  que  nous  devons  aux  instruments  d'opti- 
que de  connaître  la  vitesse  de  la  lumière,  et  de  savoir 
que  celle  qui  de  la  surface  des  astres  les  plus  reculés 
vient  frapper  nos  regards,  est  le  plus  ancien  té- 
moignage sensible  de  l'existence  de  la  matière  (^). 


—  417  — 


SYSTÈME  SOLAIRE. 


LES  PLANÈTES  ET  LEURS  SATELLITES,  LES  COMÈTES,  LA  LUMIÈRE 
ZODIACALE   ET  LES   ASTÉROÏDES  MÉTÉORIQUES. 


Quitter,  dans  la  partie  céleste  de  cette  description 
de  l'univers ,  le  firmament  et  les  étoiles  fixes ,  pour 
redescendre  au  système  dont  le  soleil  est  le  centre, 
c'est  passer  de  l'universel  au  particulier,  d'un  objet 
immense  à  un  objet  petit  relativement.  Le  domaine 
du  Soleil  est  celui  d'une  seule  étoile  fixe,  parmi  les 
millions  d'étoiles  fixes  que  le  télescope  nous  découvre 
dans  le  firmament;  c'est  l'étendue  limitée  dans  la- 
quelle des  mondes  très-différents  entre  eux  obéissent  à 
l'attraction  directe  d'un  corps  central,  et  soit  qu'ils 
poursuivent  seuls  leur  marche  solitaire,  ou  qu'ils 
soient  entourés  eux-mêmes  de  corps  de  la  même  na- 
ture, décrivent  autour  de  ce  point  central  des  orbites 
d'inégale  grandeur.  En  essayant  de  disposer  en  ordre, 
dans  la  partie  sidérale  de  cette  Uranologie,  les  prin- 
cipales classes  d'étoiles,  j'ai  eu  l'occasion  de  signaler, 
parmi  les  innombrables  étoiles  télescopiques,  la  classe 
des  étoiles  doubles,  qui  forme  elle-même  des  sys- 
tèmes isolés  ,  binaires  ou  diversement  composés  ; 
mais  malgré  l'analogie  des  forces  qui  les  dirigent , 
m.  27' 


n 


—  418  — 

ces  systèmes  difTèrent  essentiellement  de  notre  sys- 
tème solaire.  On  y  voit  des  étoiles  douées  d'un  éclat 
propre  se  mouvoir  autour  d'un  centre  de  gravité 
commun,  qui  n'est  point  occupé  par  la  matière  vi- 
sible :  dans  notre  système ,  au  contraire ,  des  astres 
obscurs  circulent  autour  d'un  corps  lumineux,  ou 
pour  parler  plus  exactement ,  autour  d'un  centre  de 
gravité  commun,  placé  tantôt  à  l'intérieur,  tantôt 
en  dehors  du  corps  central.  *  La  grande  ellipse 
que  la  terre  décrit  autour  du  Soleil  se  reflète,  pour 
ainsi  dire,  dans  une  autre  petite  courbe  toute  sem- 
blable, sur  laquelle  se  meut  le  centre  du  Soleil, 
tournant  autour  du  centre  de  gravité  commun  du 
Soleil  et  de  la  Terre.  »  Quant  à  savoir  si  les  astres 
planétaires ,  parmi  lesquels  on  doit  compter  les  co- 
mètes intérieures  et  extérieures,  ne  sont  point  capa- 
bles, dans  quelque  partie  du  moins  de  leur  surface, 
de  produire,  outre  la  lumière  que  leur  envoie  le 
corps  central ,  une  lumière  qui  leur  soit  propre  , 
c'est  une  question  qui  ne  saurait  encore  trouver 
place  au  milieu  de  ces  considérations  générales. 

On  n'a  pu  établir  jusqu'ici  par  des  preuves  directes 
l'existence  de  corps  planétaires  obscurs,  gravitant 
autour  d'une  étoile  fixe.  Le  peu  d'intensité  de  la 
lumière  réfléchie  ne  nous  permettrait  pas  d'aperce- 
voir de  telles  planètes,  dont  longtemps  déjà  avant 
Lambert,  Kepler  soupçonnait  que  chaque  étoile  de- 
vait être  accompagnée.  En  prenant  pour  distance  de 
rétoile  la  plus  voisine,  a  du  Centaure,  226  000  rayons 
de  l'orbite  terrestre,  ou  7523  fois  la  distance  de 


—  419  — 

Neptune  au  Soleil ,  une  comète  à  très-grande  excur- 
sion ,  celle  de  1680 ,  à  laquelle  on  attribue  ,  d'après 
des  données  très-incertaines,  il  est  vrai,  une  révolu- 
tion de  8800  ans,  étant,  à  l'aphélie,  éloignée  de 
notre  Soleil  de  28  distances  de  Neptune,  l'éloigne- 
ment  de  l'étoile  m  du  Centaure  sera  encore  270  fois 
plus  grand  que  le  rayon  de  notre  système  solaire, 
mesuré  jusqu'à  Taphélie  de  cette  comète.  Nous  aper- 
cevons la  lumière  réfléchie  de  Neptune  à  30  rayons  de 
l'orbite  terrestre.  Quand  même ,  dans  l'avenir,  de 
nouveaux  télescopes  plus  puissants  nous  permet- 
traient de  reconnaître  trois  autres  planètes  succes- 
sives, jusqu'à  la  distance,  je  suppose,  de  100  rayons  de 
l'orbite  terrestre,  une  telle  distance  n'atteindrait  pas 
encore  la  8""  partie  de  la  distance  de  la  comète  à  son 
aphélie,  pas  1/2200  de  celle  à  laquelle  il  nous  faudrait 
percevoir  la  lumière  réfléchie  d'un  satellite  tournant 
autour  de  «  du  Centaure  (3).  Est-il  néanmoins  absolu- 
ment nécessaire  d'admettre  l'existence  de  satellites  au- 
près des  étoiles  fixes?  Si  nous  jetons  un  regard  sur  les 
systèmes  inférieurs  qui  rentrent  dans  notre  grand  sys- 
tème planétaire,  nous  rencontrons,  à  côté  des  analo- 
gies que  peuvent  ofl"rir  les  planètes  entourées  de  nom- 
breux satellites,  d'autres  planètes  :  Mercure,  Vénus, 
Mars,  qui  en  sont  privées.  Faisant  donc  abstraction 
de  ce  qui  est  simplement  possible  pour  nous  borner 
aux  faits  réels  et  indubitables,  nous  nous  sentons  vive- 
ment pénétrés  de  cette  idée  :  que  le  système  solaire, 
surtout  avec  les  complications  que  les  derniers  temps 
nous  ont  révélées ,  offre  l'image  la  plus  riche  des  re- 


—  4-20  — 

lations  directes  et  facilement  reconnaissables ,  qui 
rattachent  un  grand  nombre  de  corps  célestes  à  un 
seul  d'entre  eux. 

Notre  système  planétaire,  en  raison  même  de  Tes- 
pace  plus  restreint  qu'il  occupe,  offre,  pour  la  sûreté 
et  l'évidence  des  résultats  que  cherche  l'astronomie 
mathématique,  des  avantages  incontestables  sur  l'en- 
semble du  firmament.  L'étude  du  monde  sidéral,  en 
ce  qui  concerne  surtout  les  amas  stellaires  et  les  né- 
buleuses, comme  aussi  pour  le  classement  photomé- 
trique des  étoiles,  travail  d'ailleurs  trop  peu  certain, 
appartient  en  grande  partie  au  domaine  de  l'astro- 
nomie contemplative.  La  partie  la  plus  exacte  et  la 
plus  brillante  de  l'astronomie,  celle  qui  a  reçu  de  nos 
jours  le  plus  d'accroissement ,  est  la  détermination 
des  positions  d'étoiles  en  ascension  droite  et  en  dé- 
clinaison. Qu'il  s'agisse  d'étoiles  isolées  ou  doubles, 
d'amas  stellaires  ou  de  nébuleuses,  le  mouvement 
propre  des  étoiles,  les  éléments  d'où   l'on   déduit 
leur  parallaxe ,  la  distribution  des  mondes  dans  l'es- 
pace révélée  par  les  jaugeages  télescopiques  du  Ciel, 
les  périodes  des  étoiles  à  éclat  changeant  ou  la  révo- 
lution lente  des  étoiles  doubles ,  sont  autant  d'objets 
susceptibles  d'être  mesurés  avec  une  plus  ou  moins 
grande  exactitude,  bien  que  ces  opérations  ne  soient 
pas  sans  difficulté.  Il  y  en  a  d'autres  au  contraire  qui 
par  leur  nature  échappent  à  toute  espèce  de  calcul  : 
de  ce  nombre  sont  la  position  relative  et  la  forme 
des  couches  stellaires  ou  des  nébuleuses  perforées , 
l'ordonnance  générale  de  l'univers  ,  et  l'action  vio- 


lente  des  forces  naturelles  en  vertu  desquelles  appa- 
raissent ou  disparaissent  les  étoiles,  phénomènes  qui 
nous  affectent  d'autant  plus  profondément  qu'ils  tou- 
chent aux  régions  vaporeuses  de  l'imagination  et  de 
la  fantaisie  (4). 

Nous  nous  abstenons  à  dessein,  dans  les  pages  sui- 
vantes, de  toute  considération  sur  la  liaison  de  notre 
système  solaire  avec  les  systèmes  des  autres  étoiles 
fixes;  nous  ne  revenons  plus  sur  ces  questions,  qui 
s'imposent  à  notre  intelligence,  de  la  subordination 
et  de  la  dépendance  des  systèmes.  Nous  n'avons  plus 
à  nous  demander  si  le  Soleil ,  notre  astre  central , 
n'est  pas  lui-même  à  l'état  de  planète  dans  un  autre 
système  plus  vaste,  et  non  pas  même  peut-être  à 
l'état  de  planète  principale,  mais  à  l'état  de  satellite 
d'une  planète,  comme  les  lunes  de  Jupiter.  Limités 
à  un  domaine  plus  familier,  au  domaine  même  du 
Soleil ,  nous  avons  à  nous  féliciter  de  cet  avantage, 
que  presque  tous  les  résultats  de  l'observation, 
excepté  ce  qui  se  rattache  à  l'aspect  des  surfaces, 
à  l'atmosphère  gazeuse  des  globes  planétaires,  à 
la  queue  simple  ou  multiple  des  comètes,  à  la  lu- 
mière zodiacale  ou  à  l'apparition  énigmatique  des 
étoiles  filantes,  peuvent  être  ramenés  à  des  rap- 
ports numériques ,  et  se  présentent  comme  les 
conséquences  d'hypothèses  susceptibles  d'une  dé- 
monstration rigoureuse.  Cette  démonstration  n'entre 
point  dans  le  plan  d'une  description  physique  de  l'u- 
nivers; tout  ce  qu'un  pareil  plan  comporte,  c'est  de 
lecueillir  méthodiquement  les  résultats  numériques: 


—  422  — 

héritage  que  chaque  siècle  transmet  agrandi  au  siècle 
suivant.  Une  table  renfermant  la  distance  moyenne 
qui  sépare  les  planètes  du  Soleil ,  la  durée  de  leur  ré- 
volution sidérale,  l'excentricité  de  leur  orbite,  l'incli- 
naison de  ces  orbites  sur  l'écliptique,  le  diamètre,  la 
masse  et  la  densité ,  peut  offrir  aujourd'hui ,  sous  un 
bien  petit  espace,  Tétat  des  conquêtes  intellectuelles 
qui  sont  l'honneur  de  notre  époque.  Qu'on  se  trans- 
porte un  instant  dans  l'antiquité,  qu'on  se  repré- 
sente le  maître  de  Platon,  le  pythagoricien  Philolaûs, 
Aristarque  de  Samos  ou  bien  Hipparque,  en  pos- 
session de  cette  feuille  déchiffres  ou  d'une  descrip- 
tion graphique  des  orbites  de  toutes  les  planètes,  tels 
qu'il  s'en  trouve  dans  nos  ouvrages  élémentaires  : 
on  ne  pourrait  comparer  l'étonnement  et  l'admi- 
ration de  ces  hommes  ,  les  héros  de  la  science 
naissante  ,  qu'à  la  surprise  dont  seraient  frappés 
Ératosthène,  Strabon  ,  Claude  Ptolémée,  si  on  leur 
présentait  une  de  nos  mappemondes  dressées  sur 
une  carte  de  quelques  pouces  carrés,  d'après  les 
projections  de  Mercator. 

Les  comètes  que  l'attraction  centrale  force  à  re- 
venir sur  elles-mêmes,  en  décrivant  une  ellipse  fer- 
mée, marquent  la  limite  du  domaine  solaire.  Mais 
comme  on  ne  peut  être  certain  qu'il  ne  se  présentera 
point  un  jour  quelque  autre  comète,  dont  le  grand 
axe  dépasserait  en  longueur  ceux  des  comètes  con- 
nues jusqu'à  ce  jour  et  dont  les  éléments  ont  été  cal- 
culés, la  distance  des  aphélies  de  ces  comètes  ne 
nous  donne  qii'une  limite  inférieure  de  l'espace  sub- 


—  423  — 

ordonné  au  Soleil.  Ainsi  le  domaine  solaire  est  ca- 
ractérisé par  les  effets  visibles  et  mesurables  des 
forces  centrales  qui  émanent  du  Soleil,  et  par  les  corps 
planétaires  qui  décrivent  des  orbites  fermées  autour 
de  lui,  sans  pouvoir  rompre  les  liens  qui  les  y  retien- 
nent attachées.  L'attraction  qu'exerce  cet  astre  sur 
d'autres  étoiles  fixes  ou  soleils,  dans  des  espaces  plus 
vastes,  par  delà  les  orbites  de  ces  corps  célestes,  ne 
doit  point  trouver  place  parmi  les  considérations 
dont  nous  nous  occupons  ici. 

D'après  l'état  de  nos  connaissances  à  la  fin  de 
cette  première  moitié  du  xix*  siècle  (1851),  le  sys- 
tème solaire  comprend  les  éléments  suivants,  en 
rangeant  les  planètes  d'après  la  distance  qui  les 
sépare  du  corps  central  : 

1"  22  planètes  principales  :  Mercure,  Vénus,  La 
Terre,  Mars;  Flore ^  Victoria^  Vesta,  Iris,  Métis, 
Hédé ,  Parthénope,  Irène,  Astrée,  Êgérie ,  Junon , 
Cérès,  Pallas,  Hygie,  Jupiter,  Saturne,  Uranus  , 
Neptune. 

De  ces  22  planètes ,  6  seulement  étaient  connues 
au  17  mars  1781.  —  Nous  avons  distingué  par  des 
caractères  typographiques  différents  les  8  grandes 
planètes  des  14  petites,  appelées  quelquefois  aussi 
astéroïdes,  dont  les  orbites  entrelacées  sont  com- 
prises entre  Mars  et  Jupiter. 

2"  21  satellites  :  1  pour  la  terre,  4  pour  Jupiter. 
8  pour  Saturne,  6  pour  Uranus,  2  pour  Neptune. 

3°  197  comètes,  dont  l'orbite  est  calculée.  Parmi 
ces  comètes,  0    sont  intérieures,  c'est-à-dire  que 


leur  aphélie  est  en  deçà  de  l'orbite  planétaire  la  plus 
éloignée,  celle  de  Neptune. 

Selon  toute  probabilité ,  le  système  solaire  ren- 
ferme encore  la  lumière  zodiacale ,  qui  s'étend  beau- 
coup au  delà  de  l'orbite  de  Vénus  et  atteint  peut-être 
celui  de  Mars. 

De  nombreux  observateurs  sont  aussi  d'avis  d'y 
joindre  les  essaims  d'astéroïdes  météoriques  qui  cou- 
pent l'orbite  de  la  terre ,  surtout  en  des  points  dé- 
terminés. 

Les  événements  récents  qui  méritent  d'être  men- 
tionnés dans  l'histoire  des  découvertes  planétaires , 
sont  :  la  découverte  d'Uranus,  la  première  planète 
trouvée  au  delà  de  l'ellipse  de  Saturne ,  qui  fut  si- 
gnalée à  Bath  le  13  mars  1781  par  Herschel;  la  dé- 
couverte de  Cérès ,  la  première  des  petites  planètes, 
observée  par  Piazzi  à  Palerme,  le  l^''  janvier  1801  ; 
la  reconnaissance  de  la  première  comète  inté- 
rieure, faite  par  Encke  à  Gotha,  au  mois  d'août 
1819;  enfin  l'annonce  de  l'existence  de  Neptune, 
prouvée  au  moyen  du  calcul  des  perturbations  pla- 
nétaires, par  Leverrier,  à  Paris,  dans  le  mois  d'août 
1816,  et  vérifiée  par  Galle  le  23  septembre  1846,  à 
Berlin.  Ces  découvertes  considérables  n'ont  pas  eu 
seulement  pour  résultat  d'étendre  et  d'enrichir  d'au- 
tant notre  système  solaire  ;  chacune  d'elles  a  été  le 
principe  d'un  grand  nombre  d'autres  découvertes  : 
c'est  à  elles  que  l'on  doit  la  connaissance  de  5  autres 
comètes  intérieures,  signalées  de  1826  à  1851  par 
Biéla,  Faye,  de  Yico,  Brorsen  et  d'Arrest,  et  celle 


—  /r25  ^ 

de  13  petites  planètes,  dont  3  (Pallas,  Junon  et 
Vesta)  ont  été  trouvées  de  1801  à  1807,  et  dont, 
après  38  ans  d'interruption,  9  autres  ont  été  obser- 
vées successivement  par  Hencke  ,  Hind ,  Graham  et 
de  Gasparis.  A  partir  de  la  découverte  d'Astrée,  due 
aux  observations  heureuses  et  aux  habiles  combinai- 
sons de  Hencke,  c'est-à-dire  depuis  le  8  décembre 
1865  jusqu'au  milieu  de  l'année  1851,  le  monde  des 
comètes  est  devenu  aussi  l'objet  d'observations 
tellement  attentives,  qu'on  est  parvenu,  dans  les 
11  dernières  années ,  à  calculer  les  orbites  de 
33  nouvelles  comètes.  C'est  à  peu  près  tout  ce  qu'on 
avait  pu  faire  en  40  ans ,  depuis  le  commencement 
du  XIX'  siècle. 


426 


LE    SOLEIL 

CONSIDÉRÉ    COMME    CORPS   CENTRAL. 

Le  flambeau  (Lucerna  Mundi),  comme  l'appelle  Co- 
pernic (5),  qui  trône  au  centre  du  monde,  est  le  cœur 
de  l'univers,  suivant  Texpression  de  Tlîéon  deSmyrne, 
et  vivifie  tout  par  ses  battements  (6)  ;  il  est  la  source 
de  la  lumière  et  de  la  chaleur  rayonnante  ;  il  est  sur 
la  terre  le  principe  d'un  grand  nombre  de  phéno- 
mènes électro -magnétiques.  C'est  à  lui  surtout  que 
doit  être  rapportée  l'activité  vitale  des  êtres  organi- 
sés qui  peuplent  notre  planète ,  et  particulièrement 
celle  des  végétaux.  Pour  donner  l'idée  la  plus  gé- 
nérale des  actions  extérieures  par  lesquelles  se  ma- 
nifeste la  puissance  du  soleil,  on  peut  ramener  à 
deux  causes  principales  les  changements  qu'il  pro- 
duit à  la  surface  du  globe.  D'un  côté,  il  agit  par 
l'attraction  inhérente  à  sa  masse,  comme  dans  le 
flux  et  le  reflux  de  l'Océan,  phénomène  pour  le- 
quel il  convient  toutefois  de  réserver  le  résultat 
partiel  dû  à  la  force  attractive  de  la  lune  ;  de  l'au- 
tre,  par  les  ondulations  ou  vibrations  transver- 
sales de  l'éther,  principes  de  la  chaleur  et  de  Ja  lu- 


—  427  — 

mière,  qui ,  entre  autres  phénomènes,  déterminent , 
en  vaporisant  les  eaux  dans  les  mers,  les  lacs  et 
les  fleuves,  le  mélange  fertilisateur  des  couches  li- 
quides et  gazeuses  dont  notre  planète  est  envelop- 
pée. C'est  aussi  dans  l'influence  du  Soleil  qu'il  faut 
chercher  l'origine  des  courants  aériens ,  produits 
par  des  diflerences  de  température,  ainsi  que  celle 
des  courants  pélagiques  ,  dus  à  la  même  cause , 
et  qui  n'ont  point  cessé  depuis  des  milliers  d'an- 
nées ,  quoique  à  un  moindre  degré ,  d'entasser  ou 
d'entraîner  des  couches  sédimentaires,  et  de  changer 
ainsi  la  constitution  superficielle  du  sol  submergé.  Le 
Soleil  fait  encore  naître  et  entretient  l'activité  électro- 
magnétique de  la  croûte  terrestre  et  celle  de  l'oxygène 
contenu  dans  l'air.  Tantôt  enfin  il  se  manifeste  tran- 
quillement et  en  silence  par  des  affinités  chimi- 
ques ,  et  détermine  les  divers  phénomènes  de  la 
vie ,  chez  les  végétaux  ,  dans  l'endosmose  des  parois 
cellulaires  ,  chez  les  animaux ,  dans  le  tissu  des 
fibres  musculaires  ou  nerveuses  ;  tantôt  il  fait  éclater 
dans  l'atmosphère ,  le  tonnerre ,  les  ouragans  et  les 
trombes  d'eau. 

Nous  avons  essayé  ici  de  tracer  le  tableau  des  in- 
fluences solaires,  à  l'exception  de  celles  qui  agissent 
sur  l'axe  du  globe  ou  sur  son  orbite.  En  exposant  le 
lien  qui  unit  entre  eux  de  grands  phénomènes,  dont  à 
première  vue  on  ne  soupçonnerait  point  le  rapport, 
nous  nous  sommes  proposé  de  rendre  saisissante  cette 
vérité  que ,  dans  un  livre  sur  le  Cosmos ,  il  est  parfai- 
tement légitime  de  représenter  la  nature  physique 


—  /r28  — 

comme  un  corps  animé,  vivant  en  vertu  de  forces 
intérieures  qui  souvent  se  font  équilibre.  Cependant 
les  ondes  lumineuses  n'agissent  pas  seulement  sur 
le  monde  des  corps,  et  ne  se  bornent  pas  à  décompo- 
ser et  à  recomposer  les  substances  ;  elles  n'ont  pas 
pour  unique  effet  d'attirer  hors  du  sein  de  la  terre  les 
germes  délicats  des  plantes ,  de  développer  dans  les 
feuilles  la  matière  verte  ou  chlorophylle ,  de  teindre 
les  fleurs  odorantes,  ou  de  répéter  mille  et  mille  fois 
l'image  du  Soleil ,  au  milieu  du  choc  gracieux  des 
vagues ,  et  sur  les  tiges  légères  de  la  prairie  courbées 
par  le  souffle  du  vent  ;  la  lumière  du  ciel ,  suivant 
les  différents  degrés  de  sa  durée  et  de  son  éclat ,  est 
aussi  en  relations  mystérieuses  avec  l'intérieur  de 
l'homme,  avec  l'excitation  plus  ou  moins  vive  de  ses 
facultés,  avec  la  disposition  gaie  ou  mélancolique  de 
son  humeur  ;  c'est  ce  que  Pline  l'Ancien  a  exprimé 
par  ces  paroles  (lib.  11 ,  cap.  6)  :  «  Cœli  tristitiam 
discutit  Sol ,  et  humani  nubila  animi  serenat.  » 

Dans  la  description  des  planètes,  je  placerai  les 
données  numériques  avant  les  détails  qu'il  me  sera 
possible  de  fournir  sur  leur  constitution  physique,  à 
l'exception  de  la  Terre  que  je  réserve  pour  plus  tard. 
L'ordre  adopté  pour  ces  nombres  sera  à  peu  près  le 
même  que  celui  qu'a  suivi  Hansen,  dans  son  excellent 
Aperçu  du  Système  solaire  (  Uebersicht  des  Sonnen- 
Systems),  toutefois  avec  des  changements  et  des 
additions,  puisque  depuis  1837,  époque  où  l'écri- 
vait l'auteur,  on  a  découvert  onze  planètes  et  trois 
satellites  (7). 


—  129  — 

La  distance  moyenne  du  centre  du  Soleil  à  la  Terre 
est,  d'après  la  correction  additionnelle  de  Encke 
pour  la  parallaxe  du  Soleil,  que  l'on  peut  voir  dans 
les  Mémoires  de  l'Académie  de  Berlin  (1835,  p.  309), 
de  20  682  000  milles  géographiques,  de  15  au  degré 
de  l'équateur  terrestre,  chacun  de  ces  milles  valant 
exactement ,  d'après  les  recherches  faites  par  Bessel 
sur  dix  mesures  de  degré,  3807^,23  ou  7420",/!3 
[Cosmos,  t.  I,  p.  491 ,  n.  30). 

La  lumière,  suivant  les  observations  de  Struve  sur 
la  constante  de  l'aberration,  met  pour  venir  du  So- 
leil à  la  Terre ,  en  supposant  la  planète  à  distance 
moyenne  du  corps  central,  c'est-à  dire  pour  parcou- 
rir le  demi-diamètre  de  l'orbite  terrestre,  8' 17", 78 
[Cosmos,  t.  m,  p.  87  et  306),  d'où  il  suit  que  la 
position  vraie  du  Soleil  est  à  20'', /ils  en  avant  de  sa 
position  apparente. 

Le  diamètre  apparent  du  Soleil ,  à  une  distance 
moyenne  de  la  Terre,  est  de  32' 1", 8;  par  consé- 
quent il  ne  dépasse  que  de  54", 8  celui  de  la  Lune, 
vue  également  à  une  distance  moyenne.  Au  périhélie, 
c'est  à-dire  au  moment  de  l'hiver  où  la  Terre  est  le 
plus  près  du  Soleil,  le  diamètre  apparent  de  cet  astre 
augmente  jusqu'à  32' 34", 6;  à  l'aphélie,  en  été,  lors- 
que nous  sommes  au  contraire  le  plus  loin  possible 
du  Soleil,  ce  diamètre  n'est  plus  que  de  3r30",l. 

Le  vrai  diamètre  du  Soleil  est  de  192  700  milles 
géographiques,  ou  146  600  myriamètres,  c'est-à-dire 
qu'il  est  plus  de  112  fois  plus  grand  que  le  diamètre 
de  la  Terre. 

m.  28 


—  430  — 

La  masse  du  Soleil ,  d'après  les  calculs  d'Encke  sur 
la  formule  que  Sabine  a  donnée  du  pendule ,  est  égale 
à  359551  fois  la  masse  de  la  Terre ,  ou  à  355499  fois 
les  masses  réunies  de  la  Terre  et  de  la  Lune  (4'  Mé- 
moire sur  la  comète  de  Pons,  dans  le  recueil  des 
Mémoires  de  l'Académie  de  Berlin,  1842,  p.  5). 
Il  en  résulte  que  la  densité  du  Soleil  n'est  qu'en- 
viron 1/4,  ou  plus  exactement  0,252  de  celle  de  la 
Terre. 

Le  volume  du  Soleil  est  600  fois  plus  grand ,  et  sa 
masse,  d'après  Galle,  est  738  fois  plus  grande  que 
le  volume  et  la  masse  de  toutes  les  planètes  réunies. 
Pour  donner  une  image  sensible  de  la  grandeur  du 
globe  solaire,  on  a  remarqué  que  si  l'on  se  repré- 
sente ce  globe  creux  et  la  Terre  placée  au  centre , 
il  y  aurait  encore  de  l'espace  pour  l'orbite  lunaire, 
en  supposant  le  rayon  de  cette  orbite  prolongé  de 
plus  de  40  000  milles  géographiques. 

Le  Soleil  tourne  autour  de  son  axe  en  25  jours  1/2. 
L'équateur  est  incliné  sur  l'écliptique  de  T  1/2.  D'a- 
près les  observations  très-exactes  de  Laugier  [Comptes 
rendus  de  l'Académie  des  Sciences,  t.  XV,  1842 ^ 
p.  94i),  la  durée  de  la  rotation  est  de  25^8^9'  et 
l'inclinaison  de  l'équateur  de  T  9'. 

Les  conjectures,  auxquelles  est  peu  à  peu  arrivée 
l'astronomie  moderne  touchant  la  constitution  phy- 
sique de  la  surface  du  Soleil,  reposent  sur  l'obser- 
vation attentive  et  prolongée  des  changements  qui 
s'opèrent  dans  son  disque  lumineux.  La  manière 
dont  se  suivent  et  se  rattachent  entre  elles  ces  mo- 


—  4Sî  - 

dificalions,  telles  que  la  naissance  des  taches,  le 
déplacement  relatif  des  noyaux  noirs  et  du  bord 
cendré  ou  pénombre ,  a  conduit  à  l'opinion  suivante  : 
que  le  corps  du  Soleil  lui-même  est  presque  en- 
tièrement obscur,  mais  entouré  à  une  grande  dis- 
tance d'une  atmosphère  lumineuse;  que  des  courants 
ascendants  forment  dans  cfette  atmosphère  des  ou- 
vertures à  bords  évasés,  et  que  le  centre  noir  des 
taches  n'est  autre  chose  qu'une  portion  même 
du  corps  obscur  du  Soleil,  vu  à  travers  ces  ouver- 
tures. Pour  que  cette  hypothèse,  que  nous  indiquons 
ici  légèrement  et  d'une  manière  générale,  puisse 
rendre  raison  de  toutes  les  particularités  qui  se  pro- 
duisent à  la  surface  du  Soleil,  on  admet  autour  de 
ce  globe  obscur  l'existence  de  trois  enveloppes  diffé- 
rentes :  d'abord  une  première  enveloppe  intérieure, 
de  matière  vaporeuse  et  semblable  à  des  nuages  ;  puis 
une  enveloppe  lumineuse  ou  photosphère,  recou- 
verte elle-même,  comme  cela  parait  surtout  établi 
par  l'éclipsé  totale  du  8  juillet  18i2,  d'une  autre 
atmosphère  extérieure  dans  laquelle  flottent  des 
nuages  (8;. 

Il  arrive  quelquefois  qUe  d'heureux  pressehti- 
ments  ou  des  jeux  de  l'imagination  contiennent, 
longtemps  avant  toute  observation  réelle ,  le  germe 
d'opinions  véritables.  L'antiquité  grecque  est  rem- 
plie de  pareilles  rêveries,  qui  plus  tard  se  sont  réa- 
lisées. De  même,  au  xv'  siècle,  nous  trouvons  déjà 
clairement  exprimée  dans  les  écrits  du  cardinal  Ni- 
colas de  Cusa,  au  IP  livre  du  traité  de  docta  Iguo- 


—  Iib'2  — 

rantia,  cette  conjecture  que  le  corps  du  Soleil  est 
en  lui-même  un  noyau  terreux,  entouré  d'une  enve- 
loppe légère  formée  par  une  sphère  lumineuse  ;  qu'au 
milieu,  c'est-à-dire  vraisemblablement  entre  le  globe 
obscur  et  l'atmosphère  éclatante,  se  trouve  un  air 
transparent  mêlé  de  nuages  humides  et  semblables  à 
notre  atmosphère.  Il  ajoutait  que  la  propriété  de 
rayonner  la  lumière  qui  revêt  la  Terre  de  végétaux 
n'appartient  pas  au  noyau  terreux  du  Soleil ,  mais  à  la 
sphère  lumineuse  qui  l'enveloppe.  Cet  aperçu ,  que 
l'on  n'a  pas  assez  signalé  jusqu'à  ce  jour  dans  l'his- 
toire de  l'astronomie,  offre  une  grande  ressemblance 
avec  les  idées  actuellement  dominantes  (9). 

Ainsi  que  je  l'ai  dit  déjà ,  en  passant  en  revue  les 
phases  principales  entre  lesquelles  se  divise  l'histoire 
de  la  Contemplation  du  Monde  (10),  les  taches  du 
soleil  ne  furent  reconnues  ni  par  Galilée,  ni  par 
Scheiner,  ni  par  Harriot,  mais  par  Jean  Fabricius, 
de  la  Frise  orientale ,  qui  le  premier  les  observa  et 
en  fit  imprimer  la  description.  Jean  Fabricius,  aussi 
bien  que  Galilée,  savaient  déjà  que  ces  taches  appar- 
tiennent au  globe  solaire  lui-même  :  on  peut  s'en 
assurer  en  lisant  la  lettre  de  Galilée  au  prince  Cési, 
datée  du  25  mai  1612.  Cependant,  dix  ans  après, 
Jean  Tarde,  chanoine  de  Sarlat,  et  dix  ans  plus  tard 
encore ,  un  jésuite  belge ,  prétendirent  presqu'en 
même  temps  que  les  taches  étaient  causées  par  le 
passage  de  petites  planètes ,  que  le  premier  nomma 
Sidéra  Borbonia,  le  second  Sidéra  Austriaca  (11).  Ce 
fut  Scheiner  qui  le  premier  employa,  pour  observer 


—  /|33  — 

le  Soleil,  les  verres  préservatifs  verts  ou  bleus, 
proposés  70  ans  auparavant  dans  V A stronomicum 
Cœsareum  par  Apian ,  autrement  appelé  Bienewitz , 
et  dont  les  pilotes  hollandais  se  servaient  déjà  de- 
puis longtemps  (12).  Ce  fut  en  grande  partie  pour 
n'avoir  pas  fait  usage  de  ces  verres  que  Galilée  perdit 
la  vue. 

C'est  chez  le  grand  Dominique  Cassini  que  se 
trouve  le  témoignage  le  plus  précis  sur  la  nécessité 
de  se  représenter  le  globe  solaire  comme  un  corps 
obscur,  entouré  d'une  photosphère.  Cette  conclusion, 
appuyée  sur  des  observations  positives ,  date  environ 
de  l'an  1671;  c'est-à-dire  qu'elle  est  postérieure 
d'une  soixantaine  d'années  à  la  découverte  des  taches 
solaires.  D'après  Dominique  Cassini,  la  surface  vi- 
sible du  Soleil  est  «  un  océan  de  lumière  qui  enveloppe 
le  noyau  solide  et  obscur  du  Soleil;  de  grands  mou- 
vements et  comme  des  bouillonnements  se  produi- 
sent dans  cette  sphère  lumineuse,  et  de  temps  à  autre 
nous  laissent  apercevoir  les  sommets  des  montagnes 
dont  le  Soleil  est  hérissé  ;  ce  sont  là  les  noyaux  noirs 
qu'on  distingue  au  centre  des  taches.  »  Les  pénom- 
bres cendrées  qui  bordent  ces  noyaux  restaient  en- 
core sans  explication. 

Une  observation  ingénieuse  et  souvent  vérifiée  de- 
puis, que  l'astronome  de  Glasgow,  Alexandre  Wilson , 
fit  sur  une  grande  tache  solaife  le  22  novembre  1769, 
le  conduisit  à  expliquer  la  nature  des  pénombres. 
Wilson  observa  qu'à  mesure  qu'une  tache  s'approche 
du  bord  du  Soleil,  la  pénombre  la  plus  rapprochée  du 


centre  de  l'astre  diminue  de  plus  en  plus  de  grandeur 
relativement  à  la  pénombre  opposée.  De  là,  Wilson 
conclut  très-judicieusement,  en  1774,  que  le  noyau 
de  la  tache ,  c'est-à-dire  la  portion  du  globe  solaire 
devenue  visible  par  l'entonnoir  ouvert  dans  l'enve- 
loppe lumineuse,  est  située  sur  un  plan  plus  reculé 
que  la  pénombre ,  et  que  la  pénombre  est  formée 
par  les  talus  de  l'excavation.  Cette  explication  toute- 
fois ne  répondait  pas  encore  à  la  question  de  savoir 
pourquoi  la  pénombre  est  plus  brillante  auprès  du 
noyau. 

Sans  connaître  le  Mémoire  de  Wilson ,  un  astro- 
nome de  Berlin,  Bode,  dans  son  livre  sur  la  nature  du 
Soleil  et  sur  l'origine  des  taches  (Gedanken  ueber  die 
Natur  der  Sonne  und  die  Entslelmng  ihrer  Flecken),  a 
développé  desidées  toutes  semblables,  avec  cette  clarté 
qui  le  rendait  si  propre  à  populariser  la  science.  11  a 
facilité  encore  l'explication  des  pénombres,  en  admet- 
tant ,  presque  comme  dans  l'hypothèse  du  cardinal 
Nicolas  de  Gusa,  une  couche  nuageuse  placée  entre  la 
photosphère  et  le  globe  obscur  du  Soleil.  Cette  suppo- 
sition de  deux  couches  distinctes  conduit  aux  déduc- 
tions suivantes  :  Si  une  ouverture  se  forme ,  ce  qui 
arrive  rarement,  dans  la  photosphère  seule,  sans  se 
prolonger  dans  la  couche  de  vapeurs  située  au-des- 
sous et  éclairée  imparfaitement  par  l'atmosphère  lu- 
mineuse, cette  couche  intérieure  renvoie  à  l'habitant 
de  la  terre  une  lueur  très-pâle,  et  l'on  voit  une 
pénombre  grise,  une  tache,  mais  point  de  noyau. 
Si ,  au  contraire ,  sous  l'influence  des  phénomènes 


—  435  — 

météorologiques  qui  s'agitent  violemment  à  la  sur- 
face du  Soleil,  l'ouverlure  pénètre  à  travers  l'enve- 
loppe de  lumière  et  l'enveloppe  de  nuages ,  il  se  dé- 
tache au  milieu  de  la  pénombre  cendrée  un  noyau 

qui  semble  plus  ou  moins  sombre,  selon  que  cette 
ouverture  correspond,  sur  le  globe  solaire,  à  des  terres 
rocheuses  ou  sablonneuses  ou  bien  à  des  mers  (13).  » 
L'espace  gris  qui  entoure  le  noyau  est ,  comme  dans 
l'hypothèse  précédente,  une  portion  de  la  surface  ex- 
térieure de  la  région  nuageuse  ;  et  comme,  à  cause 
de  la  forme  évasée  de  l'excavation,  l'ouverture  est 
moindre  dans  cette  couche  que  dans  la  photosphère,  la 
direction  des  rayons  qui  partant  des  bords  de  l'ouver- 
ture viennent  frapper  l'œil  de  l'observateur,  explique 
la  différence  que  Wilson  observa  le  premier  dans  la 
largeur  de  la  pénombre  aux  deux  côtés  opposés , 
différence  qui  augmente  à  mesure  que  la  tache  s'é- 
loigne du  centre  du  disque  solaire.  Lorsque  la  pé- 
nombre s'étend  sur  toute  la  tache  et  fait  disparaître 
le  noyau,  ainsi  que  Laugier  l'a  remarqué  plusieurs 
fois,  cela  tient  à  ce  que,  non  pas  la  photosphère,  mais 
la  couche  de  brouillards  inférieure  s'est  refermée. 

Une  tache  visible  à  l'œil  nu  qui  apparut  à  la  sur- 
face du  Soleil,  en  1779,  attira  par  bonheur  sur 
le  sujet  qui  nous  occupe  les  facultés  d'observation 
et  d'invention  qui  distinguaient  au  même  degré 
William  Herschel.  Nous  possédons  les  résultats  du 
grand  travail  auquel  il  se  livra  dans  le  recueil 
des  Pliilosopldcai  Transactions  (1795  et  1801)  ;  il  y 
examine  en  détail  les  ca§  les  plus  particuliers,  d'à- 


—  hm  — 

près  une  nomenclature  très-précise  qu'il  établit  lui- 
même.  Gomme  d'habitude,  ce  grand  homme  suit  sa 
propre  voie  ;  une  seule  fois  il  nomme  Alexandre 
Wilson.  L'ensemble  de  ses  vues  est  identique  à  celles 
de  Bode  ;  la  construction  à  l'aide  de  laquelle  il  ex- 
plique l'aspect  du  noyau  et  de  la  pénombre  [Philoso- 
phical  Transactions,  1801,  p.  270  et  318,  tab.  XVIII, 
fig.  2)  est  fondée  sur  l'hypothèse  de  la  déchirure  des 
deux  enveloppes.  Mais,  entre  la  couche  de  brouillards 
et  le  globe  obscur  du  Soleil,  il  place  une  atmosphère 
claire  et  transparente  (p.  302),  dans  laquelle  des 
nuages  sombres ,  ou  ne  brillant  du  moins  que 
d'une  lumière  réfléchie ,  sont  supendus  à  une  hau- 
teur de  50  ou  60  myriamètres.  A  vrai  dire,  Herschel 
semble  disposé  à  ne  considérer  aussi  la  photosphère 
que  comme  une  couche  de  nuages  lumineux,  indé- 
pendants les  uns  des  autres,  et  offrant  des  surfaces 
très-inégales.  Il  lui  semble  qu'un  fluide  élastique  de 
nature  inconnue  s'élève  de  l'écorce  ou  de  la  surface 
du  globe  obscur,  et  produise  dans  les  régions  supé- 
rieures ,  s'il  agit  faiblement,  un  pointillé  noir  sur  un 
fond  lumineux ,  si  au  contraire  il  se  déchaîne  avec 
violence ,  de  larges  ouvertures  qui  laissent  voir  des 
noyaux  entourés  de  pénombres. 

Rarement  arrondis  et  offrant  presque  toujours 
des  lignes  brisées  et  des  angles  rentrants ,  les  noyaux 
obscurs  sont  souvent  entourés  de  pénombres  qui  ré- 
pètent la  même  figure  sur  de  plus  grandes  dimen- 
sions. On  ne  remarque  aucune  transition  d'éclat 
entre  le  noyau  et  la  pénombre,  ou  entre  la  pénombre 


—  437  - 

qui  quelquefois  est  filiforme  el  la  photosphère.  Ca- 
pocci  ainsi  qu'un  autre  observateur  très-diligent, 
PastorfT,  ont  dessiné  avec  beaucoup  d'exactitude  les 
formes  anguleuses  des  taches  (Schumacher's  Astro- 
nomiscke  Naclirichten,  n°  115,  p.  316  ;  n"  133,  p.  291, 
et  n"  14i,  p,  471).  W.  Herschel  et  Schwabe  virent 
les  noyaux  traversés  par  des  veines  éclatantes,  ou  par 
des  espèces  de  ponts  lumineux  (luminous  bridges). 
Ces  phénomènes  de  nature  nuageuse  proviennent 
de  la  deuxième  couche ,  qui  donne  naissance  aux 
pénombres.  D'après  l'astronome  de  Slough ,  ces 
aspects  singuliers ,  dus  probablement  à  des  cou- 
rants ascendants,  la  formation  tumultueuse  des 
taches,  des  facules,  des  sillons  et  des  crêtes,  pro- 
duites par  les  ondes  lumineuses,  indiqueraient  un 
dégagement  énergique  de  lumière;  et,  au  contraire, 
«  l'absence  de  taches  et  des  phénomènes  qui  les  ac- 
compagnent ,  ferait  supposer  un  affaiblissement  dans 
la  combustion,  et  par  suite  une  influence  moins 
puissante  et  moins  salutaire  sur  la  température  de 
notre  planète  et  le  développement  de  notre  végéta- 
tion. »  Ces  hypothèses  conduisirent  Herschel  à  étudier 
le  prix  du  blé  et  la  nature  des  récoltes,  dans  les  an- 
nées où  l'on  a  remarqué  l'absence  de  taches  au  Soleil  : 
de  1676  à  1684  (d'après  les  données  de  Flamsteed) , 
de  1686  à  1688  (d'après  celles  de  Dominique  Cassini), 
de  1695  à  1700  et  de  1795  à  1800.  Malheureusement 
on  manquera  toujours  des  éléments  numériques 
qui  seuls  pourraient  mener  à  une  solution  même 
douteuse  d'un  pareil  problème;  non  pas  seulement, 


—  438  — 

ainsi  que  le  remarque  lui-même  Herschel  avec  sa 
prudence  habituelle,  parce  que  le  cours  des  cé- 
réales dans  une  portion  de  l'Europe  ne  saurait  don- 
ner la  mesure  de  la  végétation  sur  le  continent 
tout  entier,  mais  surtout  parce  que,  lors  même  que 
rabaissement  de  la  température  moyenne  se  se- 
rait fait  sentir  durant  une  année  dans  toute  l'Eu- 
rope, on  ne  peut  en  aucune  façon  en  conclure  que, 
dans  le  même  laps  de  temps ,  le  corps  terrestre  ait 
reçu  du  Soleil  une  moindre  quantité  de  chaleur.  Il 
ressort  des  recherches  de  Dove  sur  les  variations  non 
périodiques  de  la  température,  qu'il  y  a  toujours  con- 
traste entre  les  conditions  climatologiques  de  con- 
trées situées  presque  sou^  les  mêmes  latitudes,  des 
deux  côtés  de  l'Atlantique.  Cette  opposition  semble 
se  produire  régulièrement  entre  notre  continent  el  la 
partie  moyenne  de  l'Amérique  du  Nord.  Lorsque  nous 
subissons  ici  un  hiver  rigoureux ,  il  est  là-bas  fort 
doux ,  et  réciproquement.  En  raison  de  l'influence 
incontestable  que  la  quantité  moyenne  de  chaleur 
estivale  exerce  sur  le  cycle  de  végétation  et  par  suite 
sur  l'abondance  des  céréales,  ces  compensatiops 
dans  la  répartition  de  la  chaleur  ont  les  plus  heu- 
reuses conséquences  pour  les  peuples  entre  lesquels 
la  mer  établit  des  communications  rapides. 

Sir  William  Herschel  attribuait  à  l'activité  d\i 
corps  central ,  manifestée  par  les  phénomènes  dont 
les  taches  solaires  sont  la  conséquence,  une  aug- 
mentation de  chaleur  sur  la  terre.  Environ  deux  siè- 
cles et  demi  plus  tôt,   Batista    Baliani,  dans  unç 


—  a;^9  — 

lettre  à  Galilée ,  avait  au  contraire  considéré  les  ta- 
ches comme  des  causes  de  refroidissement  (là).  C'est 
aussi  la  conclusion  à  laquelle  semblerait  aboutir  la 
tentative  que  fit  à  Genève  le  savant  astronome  Gau- 
tier, en  comparant  quatre  périodes  remarquables 
par  le  grand  nombre  ou  la  rareté  des  taches  solaires 
(de  1827  à  1848),  avec  la  température  moyenne  de 
33  stations  européennes  et  de  27  stations  amé- 
ricaines, sous  des  latitudes  semblables.  Cette  compa- 
raison fait  ressortir  de  nouveau ,  par  des  diffé- 
rences positives  ou  négatives,  les  contrastes  que 
présentent  les  saisons  sur  les  côtes  opposés  de  l'At- 
lanlique.  Quant  a  Tinfluence  réfrigérante  des  taches 
solaires ,  les  résultats  définitifs  du  rapprochement 
tenté  par  Gautier  donneraient  à  peine  0°,/i2  centigr.  ; 
fraction  qui  peut  d'ailleurs,  en  raison  de  son  peu 
d'importance,  être  attribuée  tout  aussi  bien  à  des 
erreurs  d'observation  ou  à  la  direction  des  vents. 

Il  reste  à  parler  d'une  troisième  enveloppe  du  So- 
leil ,  dont  il  a  été  fait  mention  plus  haut.  C'est  la  plus 
extérieure  de  toutes;  elle  recouvre  la  photosphère, 
est  nuageuse  et  imparfaitement  transparente.  Des 
apparences  extraordinaires,  de  couleur  rouge,  et  res- 
semblant à  des  montagnes  ou  à  des  flammes,  furent 
aperçues  durant  l'éclipsé  totale  du  8  juillet  18/i2, 
sinon  pour  la  première  fois,  au  moins  d'une  façon 
beaucoup  plus  nette  ;  et  cette  observation  fut  faite  si- 
multanément par  plusieurs  des  observateurs  les  plus 
exercés.  C'est  ce  qui  a  conduit  à  reconnaître  l'exis- 
tence d'une  troisième  enveloppe.  Après  une  discus- 


—    /4/|0    - 

sion  approfondie  de  toutes  les  observations,  Arago  a 
énuméré  avec  une  rare  sagacité,  dans  un  Mémoire 
spécial  (15),  les  motifs  qui  rendent  celte  hypothèse 
nécessaire.  Il  a  fait  voir  en  même  temps  que  depuis 
1706  on  a  décrit  huit  fois,  dans  des  éclipses  de  Soleil 
ou  totales  ou  annulaires,  des  éminences  marginales 
rougeâtres,  semblables  à  celles  de  1842  (16). 

Le  8  juillet  1842,  lorsque  le  disque  lunaire,  plus 
grand  en  apparence  que  celui  du  Soleil,  l'eût  couvert 
entièrement,  on  ne  vit  pas  seulement  une  lueur  blan- 
châtre entourer  la  Lune  en  forme  d'auréole  ou  de 
couronne  lumineuse;  on  vit  encore  deux  ou  trois  pro- 
tubérances qui  semblaient  enracinées  sur  les  bords 
et  que,  parmi  les  astronomes  qui  les  observèrent, 
les  uns  comparèrent  à  des  montagnes  rougeâtres  et 
anguleuses,  d'autres  à  des  masses  de  glace  colorées 
en  rouge,  d'autres  encore  à  des  langues  de  flammes 
immobiles.  Malgré  la  grande  diversité  des  lunettes 
dont  on  fit  usage  ,  Arago,  Laugier  et  Mauvais,  à  Per- 
pignan ;  Petit,  à  Montpellier;  Airy,  sur  les  hauteurs 
de  la  Superga ,  près  de  Turin  ;  Schumacher,  à  Vienne, 
et  beaucoup  d'autres  astronomes,  s'accordèrent  com- 
plètement sur  les  traits  principaux  qu'offrait  l'en- 
semble du  phénomène.  Les  protubérances  ne  furent 
pas  visibles  simultanément  sur  tous  les  points  ;  dans 
quelques  endroits  on  put  les  apercevoir  même  à  l'œil 
nu.  L'angle  sous-tendu  par  leur  hauteur  fut  diver- 
sement estimé.  L'appréciation  la  plus  certaine  pa- 
rait être  celle  de  Petit ,  directeur  de  l'Observa- 
toire de  Toulouse.  Elle  est  de  r45";  ce  qui ,  dans  le 


—  /j/il  - 

cas  où  ces  apparences  seraient  réellement  des  mon- 
tagnes, leur  assignerait  une  élévation  de  plus  de 
7000  niyriamètres.  C'est  presque  sept  fois  le  diamètre 
de  la  Terre,  qui  est  contenu  112  fois  dans  celui  du 
Soleil.  L'ensemble  de  tous  les  phénomènes  observés 
a  conduit  à  conjecturer  avec  beaucoup  de  vraisem- 
blance que  ces  apparences  rouges  sont  des  ondu- 
lations de  la  troisième  atmosphère,  des  masses  nua- 
geuses éclairées  et  colorées  par  la  photosphère  (17). 
Arago,  en  développant  cette  idée,  exprime  la  conjec- 
ture que  l'azur  profond  du  ciel,  que  j'ai  eu  moi-même 
l'occasion  de  mesurer  sur  les  plus  hauts  sommets  des 
Cordillères,  avec  des  instruments  aujourd'hui  encore 
bien  imparfaits,  pourrait  fournir  un  moyen  facile  d'ob- 
server les  nuages  en  forme  de  montagnes  de  la  troi- 
sième enveloppe  solaire  (18). 

Ce  qui  frappe  au  premier  abord,  quand  on  cherche 
à  déterminer  dans  quelle  zone  du  Soleil  se  montrent 
habituellement  les  taches,  c'est  qu'elles  sont  rares 
vers  l'équateur  solaire,  entre  3° de  latitude  boréale  et 
»S°de  latitude  australe,  et  qu'elles  manquent  complète- 
ment dans  les  régions  polaires.  A  deux  époques  seule- 
ment de  Tannée,  le  8  juin  et  le  9  décembre,  les  taches 
ne  décrivent  plus  des  courbes  concaves  ou  convexes, 
mais  tracent  des  lignes  droites  parallèles  entre  elles, 
et  à  l'équateur.  La  zone  où  les  taches  sont  le  plus  fré- 
quentes est  comprise  entre  11°  et  15°  de  latitude  Nord. 
En  général  on  peut  aflirmer  qu'elles  se  rencontrent  en 
plus  grand  nombre  dans  l'hémisphère  septentrional, 
et ,  comme  le  dit  Sœmmering ,  qu'elles  se  prolongent 


-  m  - 

plus  loin  en  dehors  de  Téquateur  vers  le  Nord  que  vers 
le  Sud  [Outlines,  g  393,  Voyage  au  Cap,  p.  433) .  Galilée 
déjà  avait  donné  29"  comme  limite  extrême  dans  les 
deux  hémisphères.  John  Herschel  recula  celte  limite 
jusqu'à  35°;  c'est  aussi  ce  qu'a  fait  Schwabe  (Schuma- 
cher's  Astron,  Nachr. ,  n°473).  Quelques  taches  isolées 
ont  été  vues  par  Laugier  sous  41^  [Comptes  rendus, 
t.  XV,  p.  94i),  par  Schwabe  jusque  sous  50'  de  lati- 
tude. Une  tache  décrite  par  La  Hire  sous  70°  de  la- 
titude Nord  peut  être  mise  au  rang  des  plus  grandes 
raretés. 

La  distribution  des  taches  sur  le  disque  du  Soleil, 
telle  que  nous  venons  de  l'indiquer,  leur  rareté  sous 
l'équateur  et  dans  les  régions  polaires,  leur  disposi- 
tion parallèle  à  l'équateur,  ont  fait  supposer  à  Sir 
John  Herschel  que  les  obstacles  que  la  troisième  en- 
veloppe extérieure  peut  en  certains  endroits  opposer 
à  l'émission  de  la  chaleur,  font  naître  dans  l'atmo- 
sphère du  Soleil  des  courants  dirigés  du  pôle  vers 
l'équateur,  courants  analogues  à  ceux  qui,  causés  sur 
la  Terre  par  la  vitesse  de  la  rotation,  différente  sous 
chaque  parallèle,  produisent  les  vents  alises  et  les  cal- 
mes qui  régnent  surtout  dans  le  voisinage  de  l'équa- 
teur. Quelques  taches  se  montrent  si  permanentes 
qu'on  les  voit  reparaître  six  mois  entiers,  comme  cela 
est  arrivé  pour  la  grande  tache  de  1779.  Schwabe  a 
pu ,  en  1840,  retrouver  un  même  groupe  huit  fois  de 
suite.  En  mesurant  exactement  un  noyau  obscur  re- 
présenté dans  l'ouvrage  d'Herschel,  auquel  j'ai  fait  de 
si  nombreux  emprunts ,  le  Voyage  au  Cap ,  on  s'est 


-  445  ~ 

assuré  qu'il  est  d'une  telle  grandeur  que  le  globe  ter- 
restre, lancé  à  travers  l'ouverture  de  la  photosphère, 
aurait  laissé  encore  de  chaque  côté  un  espace  de  plus 
de  170  myriamètres.  Sœmmering  remarque  qu'il  y  a 
sur  le  Soleil  certains  méridiens  dans  lesquels,  pendant 
de  longues  années,  il  n'a  pas  vu  apparaître  une  seule 
tache  (Thilo ,  de  Solis  maculis  a  Sœmmeringio  obser- 
vatis,  18:28,  p.  22).  Les  résultats  si  différents  trouvés 
pour  la  durée  de  la  rotation  du  Soleil  ne  doivent  pas 
être  attribués  seulement  à  l'inexactitude  des  obser- 
vations; ces  différences  proviennent  de  la  propriété 
qu'ont  certaines  taches  de  changer  de  place  sur  la 
surface  du  Soleil.  Laugier  a  consacré  à  cet  objet  des 
recherches  spéciales,  et  a  observé  des  taches  qui, 
prises  isolément,  auraient  donné  pour  la  rotation 
une  durée  tantôt  de  24^28,  tantôt  de  26*, 46.  Le  seul 
procédé  propre  à  faire  connaître  la  durée  de  la  rota- 
tion solaire  est  donc  de  prendre  une  moyenne  entre 
un  grand  nombre  de  taches ,  qui  par  la  permanence 
de  leur  forme  et  la  distance  qui  les  sépare  d'autres 
taches  visibles  en  même  temps ,  garantissent  contre 
les  chances  d'erreur. 

Quoiqu'il  arrive  plus  souvent  qu'on  ne  le  croit  en 
général  de  distinguer  nettement  à  l'œil  nu  des  taches 
sur  la  surface  du  Soleil ,  pourvu  que  l'on  dirige  ses 
observations  dans  ce  sens,  c'est  à  peine  si,  du  commen- 
cement du  IX'  siècle  au  commencement  du  xvij%  l'on 
peut  retrouver  l'indication  de  deux  ou  trois  phéno- 
mènes qui  méritent  confiance.  Tels  sont  la  prétendue 
station   que,   d'après  les  Annales  des  rois  francs, 


-  444  — 

allribuées  d'abord  à  un  astronome  bénédictin,  puis  à 
Eginhard  ,  Mercure  aurait  faite  durant  huit  jours  sur 
le  disque  du  Soleil,  en  807;  le  passage  de  Vénus  sur  le 
Soleil  en  91  jours,  sous  le  règne  du  calife  Al-Motassem, 
dans  l'année  840, et  les  signa  in  Sole  observés  en  1096, 
d'après  le  Staindelii  Clironicon,  La  mention  faite  par 
les  historiens  d'obcurcissements  survenus  dans  le  So- 
leil, ou,  pour  parler  avec  plus  d'exactitude,  d'un  affai- 
blissement plus  ou  moins  long  de  la  lumière  solaire, 
m'a  conduit,  depuis  un  grand  nombre  d'années,  à  faire 
des  recherches  spéciales  sur  la  nature  météorologique 
et  peut-être  cosmique  de  ces  phénomènes  (19) .  Gomme 
les  grandes  accumulations  de  taches,  telle  que  celle, 
par  exemple,  qu'Hévélius  observa  le  20  juillet  16/|3, 
et  qui  couvrit  un  tiers  du  Soleil,  sont  toujours  accom- 
pagnées d'une  multitude  de  facules,  je  suis  porté  à 
attribuer  aux  noyaux  obscurs  ces  assombrissements, 
durant  lesquels  des  étoiles  devinrent  visibles  quelque 
temps,  comme  dans  les  éclipses  totales. 

Un  calcul  de  Du  Séjour  nous  apprend  qu'une  éclipse 
totale  ne  peut  durer,  pour  un  point  de  l'équateur  ter- 
restre, plus  de  7' 58",  et  pour  la  latitude  de  Paris  plus 
de  6'  10".  Les  obscurcissements  rapportés  par  les  an- 
nalistes eurent  une  durée  beaucoup  plus  longue,  et  je 
serais  tenté,  pour  cette  raison,  de  les  rapporter  à  trois 
causes  différentes  :  l**  à  la  perturbation  apportée  dans 
le  développement  de  la  lumière  du  Soleil  ou  à  une 
intensité  moins  grande  de  la  photosphère;  2"  à  des 
obstacles,  tels  que  des  couches  de  nuages  plus  éten- 
dues et  plus  épaisses,  opposées  au  rayonnement  de  la 


-  445  — 

lumière  et  de  la  chaleur,  par  Tatmosphère  extérieure, 
imparfaitement  transparente,  qui  recouvre  la  sphère 
lumineuse;  3**  à  des  mélanges  qui  troubleraient  l'air 
qui  nous  entoure ,  comme  les  poussières ,  générale- 
ment de  nature  organique,  que  transportent  les  vents 
alises ,  et  les  prétendues  pluies  d'encre ,  ou  les  pluies 
de  sable  dont  Macgowan  rapporte  qu'elles  tombent 
en  Chine  durant  plusieurs  jours.  Les  deux  dernières 
explications  n'exigent  aucun  affaiblissement  dans  la 
production  peut-être  électro-magnétique  de  la  lu- 
mière, hypothèse  d'après  laquelle  la  lumière  serait 
une  aurore  boréale  perpétuelle  (20)  ;  mais  la  troi- 
sième exclut  la  visibilité  des  étoiles  en  plein  midi , 
dont  il  est  si  souvent  question ,  lors  de  ces  obscurcis- 
sements mystérieux,  décrits  avec  trop  peu  de  détails. 
Ce  n'est  pas  seulement  l'hypothèse  d'une  troisième 
et  dernière  enveloppe  du  Soleil,  ce  sont  aussi  les 
conjectures  sur  toute  la  constitution  physique  du 
corps  central  de  notre  système  planétaire ,  qui  sont 
confirmées  par  la  découverte ,  due  à  Arago,  de  la  po- 
larisation colorée.  Un  rayon  de  lumière  qui ,  partant 
des  régions  les  plus  reculées  du  Ciel,  vient  frapper 
notre  œil ,  après  avoir  parcouru  un  grand  nombre 
de  millions  de  lieues ,  indique  comme  de  lui- 
même,  dans  le  polariscope  d' Arago,  s'il  est  ré- 
fléchi ou  réfracté,  s'il  émane  d'un  corps  solide,  li- 
quide ou  gazeux  [Cosmos,  1. 1,  p.  41;  t.  II,  p.  397)e 
Il  est  essentiel  de  distinger  la  lumière  naturelk 
rayonnant  directement  du  Soleil,  des  étoiles i 
des  flammes,  qui  n'est  polarisée  qu'à  la  conditia 
m.  :?9 


—  446  — 

d'être  réfléchie  par  un  plan  de  glace,  sous  un  angle 
de  35°  25' ,  et  la  lumière  polarisée  qui  émane 
spontanément  des  corps  solides  ou  liquides  incan- 
descents. La  lumière  polarisée  vient  très-probable- 
rîient  de  l'intérieur  de  ces  corps.  Passant  d'un  mi- 
lieu plus  dense  dans  la  couche  d'air  environnante, 
elle  est  réfractée  à  la  surface  ;  une  partie  du  rayon 
est  renvoyée  vers  l'intérieur  et  devient  de  la  lu- 
mière polarisée  par  réflexion,  tandis  que  l'autre 
partie  offre  les  caractères  de  la  lumière  polarisée 
par  réfraction.  Le  polariscope  chromatique  dis- 
tingue ces  deux  lumières  l'une  de  l'autre,  d'après  les 
situations  opposées  qu'occupent  les  images  colorées 
complémentaires.  A  l'aide  d'expériences  très- déli- 
cates qui  remontent  au  delà  de  1820 ,  Arago  a  dé- 
montré qu'un  corps  solide  incandescent ,  par  exemple 
un  boulet  de  fer  chauffé  au  rouge,  ou  bien  un  métal 
fondu  à  l'état  liquide  et  lumineux,  n'émet  dans 
une  direction  perpendiculaire  à  sa  surface  que  de 
la  lumière  naturelle  ;  mais  que  les  rayons  qui ,  par- 
tant des  bords,  forment  pour  arriver  jusqu'à  nous  un 
angle  d'émergence  très-incliné  sur  la  surface,  sont 
polarisés.  Si  l'on  voulait  appliquer  à  des  flammes 
gazeuses  ce  même  appareil  qui  sépare  si  nettement 
les  deux  sortes  de  lumière,  on  ne  pourrait  découvrir 
de  traces  de  polarisation,  quelque  petit  que  fût  l'angle 
sous  lequel  seraient  émanés  les  rayons.  Bien  que, 
même  pour  les  gaz ,  la  lumière  prenne  naissance  à 
l'intérieur  du  corps  incandescent,  dans  ce  cas  cepen- 
Jant,  en  raison  de  la  faible  densité  des  couches  ga- 


—  447  — 

zeuses,  la  longueur  de  la  route  que  les  rayons  ont 
à  traverser  et  l'obliquité  de  leur  direction  ne  pa- 
raissent pas  diminuer  leur  intensité  ni  leur  nombre, 
et  l'émergence  de  ces  rayons,  leur  passage  dans 
un  autre  milieu ,  ne  produit  point  de  polarisation. 
Or  le  Soleil  ne  montre  pas  trace  de  polarisation, 
lorsqu'on  étudie  au  polariscope  la  lumière  qui  part 
de  ses  bords  sous  des  angles  extrêmement  petits; 
il  résulte  de  cette  importante  comparaison  que  ce 
qui  brille  dans  le  .^oleil  ne  provient  pas  du  corps 
solaire,  ni  d'une  substance  liquide,  mais  d'une  en- 
veloppe gazeuse  et  douée  d'une  lumière  propre. 
Ceci  peut  s'appeler  une  analyse  physique  de  la  pho- 
tosphère. 

Le  même  instrument  optique  a  aussi  donné  la 
preuve  que  l'intensité  de  la  lumière  n'est  pas  plus 
grande  au  centre  que  sur  les  contours  du  disque 
solaire.  Lorsque  deux  images  complémentaires  du 
Soleil,  Tune  rouge,  l'autre  d'un  bleu  verdàtre ,  sont 
projetées  l'une  sur  l'autre,  de  façon  que  le  bord  de  la 
première  tombe  sur  le  centre  de  la  seconde ,  la  partie 
commune  devient  parfaitement  blanche.  Si  l'inten- 
sité lumineuse  du  Soleil  était  différente  en  ses  divers 
points,  plus  grande,  par  exemple,  au  centre  qu'à  la 
circonférence,  on  obtiendrait  aux  bords  du  segment 
commun,  en  réunissant  partiellement  les  deux  images 
colorées,  d'un  côté  du  rouge,  de  l'autre  côté  du 
bleu;  cela  tient  à  ce  que  du  côté  de  l'image  rouge 
les  rayons  bleus  ne  pourraient  neutraliser  qu'en 
partie  les  rayons  rouges  provenant  du  centre  qui 


sont   plus  nombreux.    Rappelons-nous  maintenant 
que  dans  une  atmosphère  gazeuse,  les  bords  doi- 
vent paraître  plus  lumineux  que  le  centre,  et  que, 
dans  un  globe  solide ,  les  bords  et  le  centre  doi- 
vent avoir  la  même  intensité.   Il  s'en  suit  que  la 
photosphère ,   formant  pour  nous  le   disque  appa- 
rent  du  Soleil ,  devrait  paraître    plus  éclatante  à 
la  circonférence  qu'au   centre,  résultat    contredit 
par    le   polariscope ,   qui  indique    une    égale    in- 
tensité de  lumière  au    centre    et   sur   les  bords. 
Si  cette  opposition  n'a  pas  lieu ,   on  doit  l'attri- 
buer à  l'enveloppe  de  vapeurs  qui  entoure  la  pho- 
tosphère,  et   éteint   moins  la  lumière    du  centre 
que  celle  des  rayons  qui ,  partant  des  bords,  ont  à 
franchir  à  travers  ces  nuages  une  plus  longue  dis- 
tance, pour  arriver  à  l'œil  de  l'observateur  (21).  Des 
physiciens  et  des  astronomes  célèbres,  Bouguer  et 
Laplace,  Airyet  Sir  John  Herschel,  sont  opposés  à 
ces  vues  d'Arago;  ils  tiennent  l'intensité  des  bords 
pour  inférieure  à  celle  du  centre,  et  le  dernier  nommé 
de  ces  illustres  savants  rappelle  «  que  d'après  les  lois 
de  l'équilibre,  cette  atmosphère  extérieure  devrait 
avoir  une  forme  sphéroïdale  plus  aplatie  que  les  enve- 
loppes qu'elle  recouvre,  et  que  la  densité  plus  grande 
qui  en  résulterait  vers  Téquateur  devrait  déterminer 
une  différence  dans  l'intensité  de  la  lumière  rayon- 
nante (22).  »  Arago  s'occupe  actuellement  de  sou- 
mettre son  opinion  à  de  nouvelles  épreuves ,  et  de 
ramener  le  résultat  de  ses  observations  à  des  rap- 
ports numériques  précis. 


—  449  - 

La  comparaison  de  la  lumière  solaire  avec  les  deux 
lumières  artificielles  les  plus  puissantes  qu'on  ait 
pu  jusqu'à  présent  produire  sur  la  terre,  donne, 
dans  l'état  encore  si  imparfait  de  la  photométrie, 
les  rapports  suivants  :  Dans  les  ingénieuses  expé- 
riences de  Fizeau  et  de  Foucault,  la  lumière  de 
Drummond ,  produite  par  la  flamme  d'hydrogène 
et  d'oxygène  dirigée  sur  de  la  craie,  est  relative- 
ment au  disque  solaire  comme  1  est  à  146.  On  a 
reconnu  que  le  courant  lumineux  obtenu  entre  deux 
charbons ,  dans  l'expérience  de  Davy,  par  l'action 
d'une  pile  de  Bunsen  ,  est  au  Soleil,  sous  l'influence 
de  46  éléments,  dans  le  rapport  de  1  à  4,2;  et  en  em- 
ployant de  très-grands  éléments ,  comme  1  à  2,5  ; 
il  n'est  donc  pas  trois  fois  plus  faible  que  la  lumière 
solaire  (23).  Si  aujourd'hui  encore  on  n'apprend 
point  sans  étonnement  que  l'éclat  éblouissant  de  la 
lumière  de  Drummond ,  projeté  sur  le  disque  du 
Soleil,  a  l'apparence  d'une  tache  noire,  on  doit 
admirer  doublement  la  sagacité  de  Galilée ,  qui 
dès  l'année  1612 ,  par  une  suite  de  déductions  sur 
la  dislance  à  laquelle  Vénus  doit  être  du  Soleil  pour 
être  visible  à  l'œil  privé  d'instruments ,  conclut 
que  le  noyau  le  plus  sombre  des  taches  solaires  est 
plus  brillant  que  la  portion  la  plus  éclatante  de  la 
pleine  Lune  (24). 

William  Herschel,  exprimant  par  le  nombre  1000 
l'intensité  générale  de  la  lumière  du  Soleil,  estimait  en 
moyenne  celle  des  pénombres  des  taches  à  469,  celle 
du  noyau  obscur  à  7.  D'après  ces  données,  sans  doute 


—  450  — 

bien  conjecturales,  si  l'on  estime,  civecBouguer ,  que  le 
Soleil  est  300  000  fois  plus  éclatant  que  la  pleine  Lune, 
la  pleine  Lune  posséderait  2000  fois  moins  de  lumière 
que  le  noyau  noir  des  taches  du  Soleil.  Certains  pas- 
sages de  Mercure  ont  manifesté  d'une  manière  remar- 
quable l'intensité  lumineuse  de  cette  portion  centrale 
des  taches,  qui  n'est  autre  chose  que  le  corps  obscur 
du  Soleil ,  éclairé  par  le  reflet  des  parois  ouvertes  de 
la  photosphère,  et  celui  de  l'atmosphère  nuageuse  qui 
forme  les  pénombres ,  ainsi  que  par  la  lumière  des 
couches  d'air  terrestres ,  interposées  entre  le  soleil 
et  l'observateur.  Comparés  à  la  planète  dont  l'hémi- 
sphère non  éclairé  était  alors  tourné  vers  la  Terre,  les 
noyaux  sombres  des  taches  voisines  semblaient  d'un 
gris  clair  (25).  Lors  du  passage  de  Mercure,  le  5  mai 
1832,  un  excellent  observateur,  le  Conseiller  Schwabe, 
de  Dessau ,  a  examiné  attentivement  la  différence 
d'obscurité  entre  les  noyaux  et  la  planète.  J'ai  mal- 
heureusement perdu  l'occasion  de  faire  moi-même 
ce  rapprochement,  lors  du  passage  du  9  novem- 
bre 1802  que  j'observai  au  Pérou,  bien  que  Mercure 
touchât  presque  plusieurs  noyaux.  Trop  préoc- 
cupé de  déterminer  la  position  de  la  planète  par 
rapport  aux  fils  du  télescope,  je  négligeai  cette 
comparaison.  En  Amérique,  le  professeur  Henry 
démontra,  dès  1815,  à  Princeton,  que  les  taches 
du  Soleil  émettent  beaucoup  moins  de  chaleur  que 
les  portions  du  disque  qui  n'ont  point  de  taches. 
L'image  du  Soleil  et  celle  d'une  grande  tache  fu- 
rent projetées  sur  un  écran ,  et  l'on  mesura  à  Taide 


-  451  — 

du  thermo-multiplicateur  les  différences  de  tempé- 
rature (26). 

Que  les  rayons  calorifiques  se  distinguent  des 
rayons  lumineux  par  des  longueurs  différentes  dans 
les  ondulations  transversales  de  l'éther,  ou  qu'il  y  ait 
identité  entre  eux ,  et  que  les  rayons  calorifiques 
produisent  en  nous  la  sensation  de  lumière  par  une 
certaine  vitesse  de  vibration ,  propre  à  de  très-hautes 
températures ,  toujours  est-il  que  le  Soleil ,  sourcp 
de  la  lumière  et  de  la  chaleur,  peut  faire  naître  çt 
entretenir  des  forces  magnétiques  sur  notre  planète 
et  surtout  dans  l'atmosphère  qui  l'enveloppe.  JLa 
connaissance  déjà  ancienne  de  phénomènes  thermo- 
électriques dans  certains  cristaux ,  tels  que  la  tour- 
maline, la  boracite,  la  topaze,  et  d'autre  part  la  grande 
découverte  d'OErsted  (1820) ,  d'après  laquelle  tout 
conducteur  traversé  par  l'éjectricité  exerce  ,  pendant 
la  durée  du  courant,  des  i influences  déterminées  sur 
l'aiguille  aimantée,  rendirent  sensible  la  relation  in- 
time qui  existe  entre  Igi  chaleur,  l'électricité  et  le 
magnétisme.  Appuyé  sur  cette  sorte  de  parenté,  l'in- 
génieux Ampère ,  qui  attribuait  toute  espèce  de 
magnétisme  à  des  courants  électriques,  agissant  dans 
un  plan  perpendiculaire  à  l'axe  de  l'aiguille  aiman- 
tée ,  proposa  cette  hypothèse  que  la  tension  magné- 
tique du  globe  est  produite  par  des  courants  élec- 
triques ,  circulant  autour  de  notre  planète  de  l'Est 
à  l'Ouest,  et  que,  par  suite,  les  variations  horaires  de 
la  déclinaison  magnétique  dépendent  de  la  chaleur, 
source  des  courants ,  qui  varie  elle-même  suivant  la 


—  452  — 

position  du  Soleil.  Les  recherches  thermo-magnéti- 
ques (le  Seebeck,  d'où  il  résulte  que  les  variations  de 
température  dans  les  soudures  d'un  circuit  de  bis- 
muth et  de  cuivre,  ou  d'autres  métaux  dissemblables, 
déterminent  une  déviation  de  l'aiguille  aimantée, 
confirmèrent  les  vues  d'Ampère. 

Une  brillante  découverte  de  Faraday,  que  l'auteur 
vient  de  soumettre  à  un  nouvel  examen,  presqu'au 
moment  où  l'on  imprime  ces  feuilles,  jette  un  jour 
inattendu  sur  cette  importante  question.  Des  travaux 
antérieurs  de  ce  grand  physicien  avaient  déjà  dé- 
montré que  tous  les  gaz  sont  diamagnétiques  ^  c'est- 
à-dire  se  placent  dans  la  direction  de  l'Est  à  TOuest, 
comme  le  bismuth  et  le  phosphore,  avec  cette  cir- 
constance toutefois  que  l'oxygène  jouit  de  cette  pro- 
priété à  un  degré  moindre  que  tous  les  autres  gaz. 
Ses  dernières  recherches,  dont  le  commencement  re- 
monte à  1847,  prouvent  que  l'oxygène  seul  parmi 
tous  les  gaz ,  tend ,  comme  le  fer,  à  une  position 
Nord-Sud,  mais  que  par  la  dilatation  et  l'élévation 
de  température  il  perd  de  cette  force  paramagné- 
tique.  Gomme  la  tendance  diamagnétique  des  autres 
éléments  de  l'atmosphère,  de  l'azote  et  de  l'acide 
carbonique,  n'est  modifiée  ni  par  l'augmentation  de 
volume  ni  par  l'élévation  de  température ,  on  n'a  à 
considérer  que  l'enveloppe  d'oxygène  qui  entoure  le 
globe  comme  une  sphère  de  tôle  immense,  et  en  subit 
l'influence  magnétique.  L'hémisphère  tourné  vers  le 
Soleil  sera  donc  moins  paramagnétique  que  l'hémi- 
sphère opposé  ;  et  comme  les  limites  qui  séparent  ces 


—  453  — 

deux  moitiés  changent  constamment  par  la  rotation 
du  globe  et  sa  révolution  autour  du  Soleil,  Faraday 
est  porté  à  voir  dans  ces  rapports  de  température  la 
cause  d'une  partie  des  variations  du  magnétisme  ter- 
restre à  la  surface  du  globe.  L'assimilation,  fondée  sur 
une  série  d'expériences,  d'un  gaz  unique,  l'oxygène, 
avec  le  fer,  est  une  des  découvertes  considéra- 
bles de  notre  époque,  d'autant  plus  que  probable- 
ment l'oxygène  équivaut  environ  à  la  moitié  de 
toutes  les  substances  pondérables,  répandues  dans 
les  parties  accessibles  du  globe  (27).  Ainsi,  sans 
qu'il  soit  nécessaire  de  supposer  des  pôles  ma- 
gnétiques dans  le  Soleil,  non  plus  que  des  forces 
magnétiques  particulières  dans  les  rayons  qui  en 
émanent,  le  corps  central  de  notre  système  plané- 
taire peut,  en  raison  de  sa  puissance  comme  source 
de  chaleur,  exciter  sur  le  globe  terrestre  une  activité 
magnétique. 

On  a  essayé  de  démontrer,  au  moyen  d'observa- 
tions météorologiques,  embrassant  plusieurs  années, 
mais  bornées  à  quelques  stations,  qu'une  face  du 
Soleil,  celle  par  exemple  qui  était  tournée  vers  la 
Terre  le  1''  janvier  1846,  possède  une  plus  grande 
puissance  de  calorique  que  la  face  opposée  (28),  Les 
résultats  auxquels  on  est  arrivé  n'ont  pas  offert  plus 
de  certitude  que  les  conclusions  à  l'aide  desquelles  on 
a  prétendu  déduire  des  anciennes  observations  de 
Maskelyne,  à  Greenwich ,  une  diminution  du  dia- 
mètre solaire.  La  périodicité  des  taches  du  Soleil,  ra- 
menée par  le  Conseiller  Schwabe ,  de  Dessau ,  à  des 


—  454  — 

formules  numériques,  paraît  mieux  fondée.  Aucun 
autre  astronome  vivant  n'a  pu  consacrer  à  cet  objet 
une  attention  aussi  persévérante.  Durant  ^24  an- 
nées consécutives,  Schwabe  a  souvent  passé  plus  de 
300  journées  par  an  à  explorer  le  disque  du  Soleil. 
Ses  observations  de  1844  à  1850  n'étant  pas  encore 
publiées ,  j'ai  dû  recourir  à  son  amitié  pour  en  avoir 
communication;  il  a  en  outre  répondu  à  un  certain 
nombre  de  questions  que  je  lui  avais  posées.  Je  ter- 
mine le  chapitre  de  la  Constitution  Physique  du 
Soleil ,  par  l'extrait  dont  cet  observateur  éminent  a 
bien  voulu  enrichir  mon  livre. 

0  Les  nombres  contenus  dans  la  table  suivante  ne 
laissent  aucun  doute,  au  moins  pour  l'époque  com- 
prise entre  1826  et  1850,  que  les  variations  dans  le 
nombre  des  taches  solaires  se  reproduisent  par  pé- 
riode de  10  ans  environ,  de  sorte  que  le  maximum 
tombe  dans  les  années  1828, 1837, 18/i8,  le  minimum 
en  1833  et  1843.  Je  n'ai  point  eu  l'occasion  (il  ne  faut 
point  oublier  que  c'est  Schwabe  qui  parle)  de  re- 
cueillir une  suite  continue  d'observations  plus  an- 
ciennes ;  cependant  je  ne  serais  pas  éloigné  d'ad- 
mettre que  la  durée  de  cette  période  puisse  subir 
elle-même  des  variations  (29). 


—  455  — 


ANNÉES. 

GROUPES 

JOURS 

sans 

NOMBRE 

des  jours 

DE  TACHES. 

TACHES  VISIBLES. 

d'observation. 

i 

1826 

118 

22 

277 

1827 

161 

2 

273 

1828 

225 

0 

282 

1829 

199 

0 

264 

1830 

190 

1 

217 

1831 

149 

s 

239 

1832 

84 

49 

270 

1835 

33 

139 

267 

1834 

51 

120 

273 

1835 

173 

18 

244 

1836 

272 

0 

200 

1837 

333 

0 

168 

1838 

282 

0 

202 

1839 

162 

0 

205 

1840 

152 

3 

263 

1841 

102 

15 

283 

1842 

68 

64 

307 

1843 

34 

149 

312 

1844 

52 

111 

321 

18Zi5 

114 

29 

332 

1846 

157 

1 

314 

1847 

257 

0 

276 

1848 

330 

0 

278 

1849 

238 

0 

285 

1850 

186 

2 

308 

»  J'ai  pu  observer  de  grandes  taches ,  visibles  à 
l'œil  nu,  presque  dans  toutes  les  années  où  ne  tom- 


—  456  — 

bail  pas  le  minimuQi;  les  principales  parurent  en 
1828,  1829,  1831,  1836,  1837,  1838,  1839,  1817, 
1848.  Je  considère  ici  comme  grandes  taches  celles 
qui  embrassent  au  moins  50";  c'est  seulement  à  cette 
limite  qu'elles  commencent  à  devenir  visibles  pour 
de  bons  yeux ,  sans  le  secours  du  télescope. 

»  Il  n'est  point  douteux  qu'il  n'y  ait  d'étroits  rap- 
ports entre  les  taches  et  la  formation  des  facules. 
Souvent  je  vois  apparaître  des  facules  ou  des  lucules 
à  l'endroit  où  une  tache  a  disparu ,  comme  aussi  se 
développer  de  nouvelles  taches  dans  les  facules. 
Chaque  tache  est  entourée  de  nuages  plus  ou  moins 
lumineux.  Je  ne  crois  pas  que  les  taches  aient  une 
influence  quelconque  sur  la  température  annuelle. 
Je  note  trois  fois  par  jour  la  hauteur  du  baromètre 
et  celle  du  thermomètre  ;  les  moyennes  annuelles 
qui  résultent  de  ces  observations ,  ne  laissent  jusqu'à 
présent  soupçonner  aucun  rapport  sensible  entre  le 
climat  et  le  nombre  des  taches.  En  admettant  qu'en 
quelques  cas  cetle  coïncidence  vint  à  se  montrer, 
elle  n'aurait  d'importance  qu'à  la  condition  de  se 
reproduire  sur  beaucoup  d'autres  points  de  la  terre. 
Si  réellement  il  y  avait  lieu  d'attribuer  aux  taches 
du  Soleil  la  moindre  influence  sur  l'état  de  notre 
atmosphère,  il  faudrait  tout  au  plus  conclure  de 
mes  tables  que  les  années  où  les  taches  abondent 
comptent  moins  de  jours  sereins  que  les  années 
où  elles  sont  rares.  (Schumacher's  Astron,  Nachr,^ 
n'^  638,  p.  221.) 

»  William  Herbchel  donnait  le  nom  de  facules  aux 


—  657  -- 

sillons  lumineux  qui  n'apparaissent  qu'auprès  des 
bords  du  Soleil  et  celui  de  lucules  aux  rides  visibles 
seulement  vers  le  centre  {Astron.  Nadir, ^  n°  350, 
p.  243).  Je  me  suis  convaincu  que  facules  et  lucules 
viennent  des  mêmes  nuages  lumineux  pelotonnés,  qui 
paraissent  plus  brillants  vers  les  bords  du  Soleil ,  et 
sont  au  contraire,  vers  le  milieu ,  moins  éclatants  que 
la  surface  générale.  Je  préfère  donc  donner  à  tous  les 
endroits  particulièrement  brillants  du  disque  solaire, 
le  nom  de  nuages  lumineux,  en  les  divisant  d'après 
leur  forme,  en  nuages  pelotonnés  ou  cumuliformes, 
et  en  nuages  allongés  ou  cirriformes.  Cette  matière  lu- 
mineuse est  irrégulièrement  distribuée  sur  le  Soleil , 
et  donne  quelquefois  à  sa  surface  un  aspect  marbré.  La 
même  apparence  se  voit  fréquemment  sur  les  bords, 
et  quelquefois  jusqu'aux  pôles.  Cependant  c'est  tou- 
jours sur  les  deux  zones  de  taches  qu'elle  se  montre 
avec  le  plus  d'intensité,  aux  époques  mêmes  où  il 
n'existe  point  de  taches;  alors  les  deux  zones,  plus 
brillantes,  ressemblent  d'une  manière  frappante  aux 
bandes  de  Jupiter. 

»  Les  sillons  obscurs  qui  se  rencontrent  entre  les 
nuages  lumineux  de  forme  allongée  sont  les  espaces 
mats,  appartenant  à  la  surface  générale  du  Soleil, 
dont  l'aspect  ressemble  à  un  sable  formé  de  grains 
égaux.  Sur  cette  surface  chagrinée  on  voit  quel- 
quefois de  fort  petits  points  gris,  non  pas  noirs; 
ce  sont  les  pores  ,  qui  eux-mêmes  sont  sillonnés  de 
petites  rides  sombres  extrêmement  fines  {Astron, 
Nachr.,  n"  473,  p.  286).  Ces  pores,  lorsqu'ils  sont 


—  /|58  — 

groupés  par  masses ,  forment  des  espaces  gris  et  né- 
buleux et  en  particulier  les  pénombres  des  taches 
solaires.  Dans  ces  pénombres  on  voit  des  pores  et 
des  points  noirs  qui  le  plus  souvent  semblent  rayonner 
du  noyau  jusqu'aux  limites  de  la  pénombre;  c'est 
ce  qui  produit  la  similitude  souvent  si  frappante 
que  l'on  remarque  entre  la  forme  des  pénombres  et 
celle  des  noyaux.  » 

L'explication  et  le  rapprochement  de  ces  phéno- 
mènes si  variables  n'auront  acquis  pour  l'observation 
de  la  nature  toute  leur  importance,  que  lorsque, 
sous  les  tropiques  où  le  ciel  demeure  sans  nuages 
pendant  plusieurs  mois  ,  on  aura  pu ,  à  l'aide  d'un 
appareil  photographique  mû  par  une  horloge,  ob- 
tenir une  suite  non  interrompue  d'images  des  ta- 
ches solaires  (30).  Les  phénomènes  météorologi- 
ques ,  qui  se  produisent  dans  les  atmosphères  dont 
le  corps  obscur  du  Soleil  est  enveloppé,  déterminent 
les  apparitions  que  nous  appelons  taches  et  facules. 
Probablement  là  aussi,  comme  dans  la  météorologie 
terrestre ,  les  perturbations  sont  d'une  nature  si  di- 
verse et  si  compliquée ,  si  générale  à  la  fois  et  si  lo- 
cale, que  des  observations  patientes  et  complètes 
pourront  seules  résoudre  une  partie  des  problèmes 
sur  lesquels  de  nos  jours  encore  il  reste  une  grande 
obscurité. 


459  — 


II 


LES  PLANÈTES. 


Il  est  nécessaire  de  faire  précéder  par  quelques 
considérations  générales  sur  les  corps  célestes  la 
description  de  chaque  corps  céleste  en  particulier. 
Ces  considérations  d'ailleurs  n'embrassent  que  les 
22  planètes  principales  et  les  21  lunes,  planètes 
inférieures,  ou  satellites  découverts  jusqu'à  ce  jour. 
Elles  ne  s'étendent  point  à  tous  les  corps  célestes 
planétaires,  parmi  lesquels  les  comètes  à  elles  seules 
présenteraient  déjà  un  total  dix  fois  plus  considé- 
rable. En  général  la  scintillation  des  planètes  est 
faible,  parce  qu'elles  ne  font  que  réfléchir  la  lumière 
du  Soleil ,  et  aussi  à  cause  de  la  grandeur  apparente 
de  leur  disque  (Voyez  Cosmos,  t.  III,  p.  81).  Dans  la 
lumière  cendrée  de  la  Lune,  comme  dans  la  lumière 
rouge  qu'elle  présente  durant  les  éclipses  et  qui 
paraît  beaucoup  plus  intense  sous  les  tropiques,  la 
lumière  du  Soleil  a  subi  pour  l'observateur  placé 
sur  la  Terre  un  double  changement  de  direction.  J'ai 
eu  déjà  l'occasion  de  remarquer  que  la  Terre  est 
susceptible  d'émettre  une  faible  quantité  de  lumière 
propre,  faculté  commune  d'ailleurs  à  d'autres  pla- 
nètes, ainsi  que  le  prouvent  certains  phénomènes 


—  460  -^ 

remarquables,  observés  de  temps  à  autre  sur  la  partie 
de  Vénus  non  éclairée  par  le  Soleil  (31). 

Nous  considérerons  les  planètes  sous  le  rapport  de 
leur  nombre  ,  de  l'ordre  dans  lequel  elles  ont  été  dé- 
couvertes ,  de  leur  volume  en  lui-même  et  relative- 
ment à  leur  distance  au  Soleil ,  de  leur  densité ,  de 
leur  masse,  de  la  durée  de  leur  rotation,  de  Tin- 
clinaison  de  leur  axe  ,  de  leur  excentricité  et  de  leurs 
différences  caractéristiques,  suivant  qu'elles  sont  pla- 
cées au  delà  ou  en  deçà  de  la  zone  des  petites  planètes. 
Pour  tous  ces  objets,  la  nature  de  cet  ouvrage  nous 
fait  un  devoir  d'attacher  un  soin  particulier  aux  ré- 
sultats numériques,  et  de  choisir  toujours  ceux  qui 
sont  considérés,  au  moment  même  de  la  publica- 
tion de  ce  volume,  comme  provenant  des  recher- 
ches les  plus  récentes  et  les  plus  dignes  de  confiance. 

0 

PLANÈTES   PRINCIPALES. 

1°  Nombre  des  planètes  principales  et  époque  de  leur 
découverte,— VdLvmi  les  sept  corps  célestes  qui,  en  rai- 
son des  changements  continuels  apportés  dans  leurs 
distances  relatives,  ont  été,  dès  la  plus  haute  antiquité, 
distingués  des  étoiles  scintillantes  et  conservant  tou- 
jours sur  le  firmament  leur  place  et  leurs  distances 
(orbis  inerrans),  cinq  seulement  :  Mercure,  Vénus, 
Mars,  Jupiter  et  Saturne  offrent  l'apparence  d'é- 
toiles (quinque  stellee  errantes).  Le  Soleil  et  la  Lune 
furent  toujours  mis  à  part  en  raison  de  la  grandeur 
de  leur  disque  et  par   suite  de   l'importance   qui 


—  461  — 

leur  était  attribuée  dans  les  conceptions  mythologi- 
ques (32).  Ainsi  d'après  Diodore  de  Sicile  (lib.  II, 
cap.  30),  les  Ghaldéens  ne  connaissaient  que  cinq  pla- 
nètes, et  Platon,  dans  le  seul  passage  du  Timée  t)ii 
il  soit  question  de  ces  corps  errants,  dit  en  ternies 
exprès  :  «Autour  de  la  Terre,  qui  repose  au  centre 
du  monde,  se  meuvent  la  Lune,  le  Soleil  et  cinq  au- 
tres astres  auxquels  on  donne  le  nom  de  Planètes  ; 
cela  fait  en  tout  sept  mouvements  circulaires  »  (33). 
Dans  la  structure  du  Ciel  imaginée  jadis  par  Pytha- 
gore  et  décrite  par  Philolaùs,  parmi  les  dix  sphères 
célestes  qui  font  leur  révolution  autour  du  feu  cen- 
tral ou  foyer  du  monde  (eaua),  immédiatement  au 
dessous  du  Ciel  des  étoiles  fixes ,  sont  nommées  les 
cinq  planètes  (34),  suivies  du  Soleil,  de  la  Lune,  de  la 
Terre  et  de  l'antipode  de  la  terre  (avrt^Swv).  Ptolémée 
lui-même  ne  parle  jamais  que  de  cinq  planètes.  Les 
sept  planètes  distribuées  par  Julius  Firmicus  entre 
les  génies  ou  Décans  (35),  telles  qu'on  peut  les  voir 
dans  le  zodiaque  de  Bianchini ,  qui  date  vraisembla- 
blement du  ni'  siècle  de  notre  ère  (36),  et  dans  les 
monuments  égyptiens  contemporains  des  Césars, 
n'appartiennent  point  à  l'histoire  de  l'astronomie  an- 
cienne, mais  à  ces  époques  plus  récentes  où  les  rêve- 
ries astrologiques  s'étaient  répandues  partout  (37). 
Il  n'y  a  pas  lieu  de  s'étonner  que  la  Lune  ait  été 
rangée  parmi  les  sept  planètes ,  car  chez  les  anciens , 
si  l'on  excepte  quelques  vues  remarquables  d'Anaxa- 
gore  sur  les  forces  attractives  (Co^mo^,  t.  II ,  p.  371 
et  59;^),  il  n'est  presque  jamais  fait  allusion  à  la  dé- 
ni BO 


—  462  — 

pendance  plus  directe  de  la  Lune  vis-à-vis  de  la 
Terre.  En  revanche,  d'après  une  hypothèse  citée  par 
Vitruve  (38)  et  Martien  Capella  (39) ,  mais  sans  indi- 
cation d'auteur,  Vénus  et  Mercure,  que  nous  appelons 
des  planètes  inférieures ,  sont  présentés  comme  des 
satellites  du  Soleil,  que  l'on  fait  tourner  autour  de  la 
Terre.  Un  pareil  système  ne  peut  pas  plus  être  ap- 
pelé égyptien  qu'il  ne  peut  être  confondu  avec  les 
épicycles  de  Ptolémée  ou  avec  les  idées  de  Tycho  sur 
la  structure  du  monde  (40). 

Les  dénominations  sous  lesquelles  les  cinq  pla- 
nètes stellaires  sont  désignées  chez  les  anciens  peu- 
ples sont  ou  des  noms  de  divinités  ou  des  épithètes 
distinctives ,  choisies  d'après  leur  aspect.  11  est  d'au- 
tant plus  difficile,  sans  autres  sources  que  celles  aux- 
quelles nous  avons  pu  puiser  jusqu'à  ce  jour,  de  dé- 
terminer ce  qui,  dans  ces  dénominations,  appartient 
originairement  à  la  Chaldée  ou  à  l'Egypte ,  que  les 
écrivains  grecs  ne  nous  ont  pas  transmis  fidèlement 
les  noms  primitifs  en  usage  chez  d'autres  peuples , 
mais  les  ont  traduits  dans  leur  langue,  ou  se  sont  con- 
tentés d'équivalents  pris  un  peu  au  hasard,  selon  leurs 
vues  particulières.  Quant  à  décider  si  les  Chaldéens 
n'ont  été  que  les  disciples  heureux  des  Égyptiens,  et 
à  déterminer  les  découvertes  pour  lesquelles  ils  ont 
été  devancés  par  eux  (41) ,  ce  sont  là  des  points  qui 
touchent  aux  importants  mais  obscurs  problèmes  de 
la  civilisation  naissante ,  au  premier  développement 
scientifique  de  la  pensée  sur  les  bords  du  Nil  ou 
de  TEuphrate.  On  connaît  les  noms  égyptiens  des 


—  465  — 

36  Décans;  mais,  pour  ceux  des  planètes,  un  ou 
deux  seulement  nous  sont  parvenus  (42). 

Il  est  surprenant  que  Platon  et  Aristote  ne  dési- 
gnent jamais  les  planètes  que  sous  des  noms  mytho- 
logiques ,  qui  sont  aussi  ceux  dont  se  sert  Diodore , 
tandis  que  plus  tard ,   c'est-à-dire  dans  le  traité 
du  Monde,  faussement  attribué  à  Aristote ,  on  trouve 
un  mélange  des  deux  dénominations  :  ainsi ,  OatVoûv 
pour  Saturne ,  IxCX^wj  pour  Mercure ,  Ilupoetc  pour 
Mars  (43).  Des  passages  de  Simplicius,  dans  son  com- 
mentaire sur  le  IV"  livre  du  traité  du  Ciel  par  Aristote, 
d'autres  tirés  de  Hygin  ^  de  Diodore ,  de  Théon  de 
Smyrne  prouvent,  chose  assez  singulière!  que  Sa- 
turne ,  la  plus  reculée  des  planètes  connues  à  cette 
époque ,  avait  reçu  le  nom  de  Soleil.  Ce  fut  sans 
doute  sa  situation  et  l'étendue  de  son  orbite  qui  lui 
valurent  d'être  érigé  en  dominateur  des  autres  pla- 
nètes.   Les  dénominations  descriptives  ,   bien   que 
très-anciennes  et  en  partie  d'origine  chaldéenne , 
ne  devinrent  guère  d'un   usage  fréquent  chez  les 
écrivains  grecs  et  romains  que  sous  le  règne  des  Cé- 
sars, et  lorsque  l'astrologie  commença  à  exercer  son 
influence.  Les  signes  des  planètes,  si  Ton  excepte  le 
disque  du  Soleil  et  le  croissant  de  la  Lune  gravés  sur 
les  monuments  égyptiens,  sont  d'origine  très-récente. 
D'après  les  recherches  de  Letronne,  ils  ne  remontent 
pas  au  delà  du  x*  siècle  (44).  On  ne  les  trouve  même 
pas  sur  les  pierres  revêtues  d'inscriptions  gnostiques. 
Des  copistes  les  ont  plus  tard  ajoutés  à  des  manuscrits 
gnostiques  et  traitant  d'alchimie,  mais  il  est  très- 


-    464  -^ 

rare  qu'iis  aieul  fait  cette  surcharge  sur  irs  anciens 
manuscrits  des  astronomes  grecs,  de  Ptolémée,  de 
ïhéon  ou  de  Cléomède.  Les  premiers  signes  pla- 
nétaires, qui  pour  Jupiter  et  Mars  étaient  formés  de 
caractères  alphabétiques ,  ainsi  que  l'a  prouvé  Sau- 
maise  avec  sa  pénétration  ordinaire,  étaient  très-diffé- 
rents des  nôtres.  Les  figures  actuelles  remontent  à 
peine  au  delà  du  xv^ siècle.  Une  citation  empruntée  par 
Olympiodore  à  Proclus  (ad  Timœiim,  p.  14,  édit.  de 
Bâle)  et  un  passage  du  Scoliaste  de  Pindare  (Isthmica, 
carm.  V,  v.  2)  établissent  d'une  manière  incontes- 
table que  la  coutume  de  consacrer  certains  métaux 
aux  planètes  faisait  déjà  partie  du  système  des  repré- 
sentations symboliques  en  usage  au  v*"  siècle,  chez  les 
Néoplatoniciens  d'Alexandrie.  On  peut  lire  à  ce  sujet 
le  commentaire  d'Olympiodore  sur  la  Météorologie 
d'Aristote  (lib.  III,  cap.  7,  t.  II,  p.  163  dans  l'édition 
de  la  Météorologie,  publiée  par  Ideler.  On  peut  con- 
sulter aussi  deux  passages  du  tome  I,  p.  199  et  251). 
Si  le  nombre  des  planètes  connues  des  anciens 
fut  borné  d'abord  à  cinq ,  ce  qui  fit  sept  plus  tard, 
quand  on  y  joignit  les  grands  disques  du  Soleil  et 
de  la  Lune  ,  on  conjecturait  dès  lors  que ,  en  dehors 
de  ces  planètes  visibles,  il  y  en  avait  d'autres  moins 
lumineuses  et  que  pour  cette  raison  on  ne  pouvait 
apercevoir.  Cette  supposition  est  rapportée  par  Sim- 
plicius  comme  venant  d'Aristote.  «  Il  est  vraisem- 
blable, dit-il ,  que  d'autres  corps  obscurs,  se  mouvant 
autour  du  centre  commun,  doivent,  aussi  bien  que  la 
Terre,  occasionner  des  éclipses  de  Lune.  »  Artémidore 


—  465  — 

d'Éphèse,  que  Strabon  cite  souvent  comme  un  géogra- 
phe, croyait  à  Texistence  d'une  quantité  innombra- 
ble de  ces  corps  obscurs,  tournant  autour  du  Soleil. 
L'ancienne  conception  idéale  des  Pythagoriciens, 
TaW/^wv,  reste  en  dehors  de  ces  conjectures.  La 
Terre  et  le  pendant  de  la  Terre  ont  un  mouvement 
parallèle  et  concentrique.  Cette  «Wx^wv,  imaginée 
pour  épargner  à  la  Terre  son  mouvement  de  rotation 
sur  elle-même,  n'est,  à  vrai  dire,  que  la  moitié  de  la 
Terre,  l'hémisphère  opposé  à  celui  que  nous  habi- 
tons (45). 

Si  du  nombre  total  des  planètes  et  des  satellites 
connus  aujourd'hui ,  nombre  six  fois  égal  à  celui  des 
corps  planétaires  connus  dans  l'antiquité,  on  met  à 
part  les  36  objets  découverts  depuis  l'invention  du 
télescope,  pour  les  ranger  d'après  l'ordre  de  leur 
découverte,  on  trouve  que  le  xvn*  siècle  en  a  fourni  9  ; 
le  xvin%  9  également;  la  première  moitié  du  xix% 
18  à  elle  seule. 


Table  chronologique  des  corps  planétaires  découverts  depuis 
Vinvention  du  télescope,  en  1608. 

XVII*  SIÈCLE. 

Quatre  satellites  de  Jupiter,  découverts  par  Simon  Marius  à 
Ansbach,  le  29  décembre  1609;  par  Galilée,  à  Padoue,  le 
7  janvier  1610. 

Triplicité  de  Saturne  ,  signalée  par  Galilée  en  novembre  1610; 
les  deux  anses  reconnues  par  Uévélius  en  1656;  découverte 
définitive  de  la  véritable  forme  de  l'Anneau,  par  Huygens, 
le  17  décembre  1657. 


—  466  — 

6"  satellite  de  Saturne  (Titan),  Huygcns,  25  mars  1655. 
8*  satellite  de  Saturne  (Japhet),  Dominique  Cassini,  octobre 

1671. 
5"  satellite  de  Saturne  (Rhéa),  Cassini,  23  décembre  1672. 
8*  et  4"  satellite  de  Saturne  (Téthys  et  Dioné),  Cassini,  fin  de 

mars  1684. 

XVIir  SIÈCLE. 

Uranus,  W.  Herschel,  à  Bath,  13  mars  1781. 
2«  et  4"  satellite  d'Uranus,  W.  Herschel,  11  janvier  1787. 
l»"^  satellite  de  Saturne  (Mimas),  W.  Herschel,  28  août  1789. 
2«  satellite  de  Saturne  (Encélade),  W.  Herschel,  17  septembre 

1789. 
!«' satellite  d'Uranus,  W.  Herschel,  18  janvier  1790. 
5^  satellite  d'Uranus,  AV.  Herschel,  9  février  1790. 
6«  satellite  d'Uranus,  W.  Herschel,  28  février  1794. 
y  satellite  d'Uranus,  W.  Herschel,  26  mars  1794. 

XIX*  SIÈCLE. 

CÉRÈs  *,  Piazzi,  à  Palerme,  l^""  janvier  1801. 
Pallas  *,  Olbers,  à  Brème,  28  mars  1802. 
JuNON  *,  Harding,  à  Lilienthal ,  1"  septembre  1804. 
Vesta  *,  Olbers,  à  Brème,  29  mars  1807. 

(Un  intervalle  de  38  années  s'écoule  sans  amener  aucune  dé- 
couverte de  planètes  ni  de  satellites.) 
ASTRÉE  *,  Hencke,  à  Driesen,  8  décembre  1845. 
Neptune,  Galle,  à  Berlin,  sur  les  indications  de  Leverrier, 

23  septembre  1846. 
4"  satellite  de  Neptune,  W.  Lassell,  à  Starfield,  près  de  Liver- 

pool,  novembre  1846  ;  Bond,  à  Cambridge  (États-Unis). 
HÉBÉ  %  Hencke,  à  Driesen,  1"  juillet  1847. 
Iris*,  Hind,  à  Londres,  13  août  1847. 
Flore  *,  Hind,  à  Londres,  18  octobre  1847. 
MÉTIS  *,  Graham,  à  Markrée-Castle,  25  avril  1848. 
7'  satellite  de  Saturne  (Hypérion),  Bond,  à  Cambridge  (États- 


—  /|67  — 

Unis),  du  16  au  19  septembre  18Zi8;  Lassell,  à  Liverpool, 
du  19  au  20  septembre  18^8. 

Hygie  *,  de  Gasparis,  à  Naples,  11  mai  1850. 

2*^  satellite  de  Neptune ,  Lassell,  à  Liverpool,  1^  août  1850. 

Victoria*,  Hind,  à  Londres,  13  septembre  1850. 

Égérie  *,  de  Gasparis,  à  Naples,  2 novembre  1850. 

Irène  *,  Hind,  à  Londres,  19  mai  1851;  de  Gasparis,  à  Na- 
ples, 23  mai  1851.  ^ 

On  a  distingué,  dans  ce  tableau  ,  les  planètes  prin- 
cipales des  satellites  par  des  lettres  majuscules  (46). 
On  a  marqué  aussi  d'un  astérisque  les  planètes  ha- 
bituellement désignées  sous  le  nom  de  petites  pla- 
nètes ,  de  planètes  télescopiques  ou  d'astéroïdes , 
qui  forment  un  groupe  particulier  et  comme  une 
chaîne  immense  de  25  millions  de  myriamètres  entre 
Mars  et  Jupiter.  De  ces  planètes ,  quatre  ont  été 
découvertes  dans  les  sept  premières  années  de  ce 
siècle,  dix  dans  les  six  années  qui  viennent  de  s'é- 
couler; ce  qui  doit  être  moins  attribué  à  la  perfec- 
tion des  instruments  qu'à  l'habileté  des  observateurs, 
et  surtout  à  l'excellence  des  cartes  célestes,  enrichies 
des  étoiles  fixes  de  9'  et  de  10*  grandeur.  Tous  les 
corps  immobiles  dont  la  place  est  marquée  ren- 
dent d'autant  plus  facile  aujourd'hui  de  reconnaître 
les  corps  mobiles  (Voyez  plus  haut,  p.  126).  Aussi 
le  nombre  des  planètes  a-t-il  doublé,  depuis  que  le 
premier  volume  du  Cosmos  a  paru  (17);  tant  les 
découvertes  se  sont  succédé  rapidement ,  tant  la  to- 
pographie de  notre  système  planétaire  s'est  agrandie 
et  perfectionnée. 


—  468  — 

2"  Division  des  planètes  en  deux  groupes.  —  Si  roii 
considère  la  région  des  petites  planètes,  situées  entre 
les  orbites  de  Mars  et  de  Jupiter,  mais  plus  rappro- 
chées en  général  de  celle  de  Mars  que  de  celle  de 
Jupiter,  comme  un  groupe  intermédiaire  et  une  zone 
de  séparation,  les  planètes  les  plus  voisines  du  So- 
leil, et  que  l'on  peut  appeler  intérieures,  c'est-à- 
dire  Mercure ,  Vénus ,  la  Terre  et  Mars ,  offrent  entre 
elles  des  rapports  de  ressemblance  qui  forment  au- 
tant de  contrastes  avec  les  planètes  extérieures  , 
ou  situées  au  delà  de  la  zone  de  séparation  :  Ju- 
piter,   Saturne,    Uranus   et   Neptune.    Le    groupe 
intermédiaire  des  petites  planètes  remplit  à  peine  la 
moitié  de  la  distance  entre  l'orbite  de  Mars  et  celle 
de  Jupiter.  Dans  l'espace  qui  sépare  ces  deux  pla- 
nètes, la  partie  la  plus  voisine  de  Mars  est  celle  qui 
jusqu'à  ce  jour  a  été  trouvée  le  plus  remplie.  Si  en 
effet  on  considère  les  deux  points  extrêmes,  Flore 
et  Hygie,  la  distance  de  Jupiter  à  Hygie  est  plus  que 
triple  de  celle  qui  sépare  Mars  de  Flore.  Ce  groupe 
intermédiaire  se  distingue  nettement  par  l'excentri- 
cité et  l'inclinaison  de  ses  orbites,  entrelacées  les  unes 
dans  les  autres,  et  par  la  petitesse  des  corps  plané- 
taires qui  le  composent.  L'inclinaison  de  l'orbite  sur 
le  plan  de  l'écliptique  est  dans  Junon  de  13°  3',  dans 
Hébé  de  1/^47',  dans  Égérie  de  16**  33';  elle  s'élève 
dans  Pallas  jusqu'à  34'' 37',  mais  redescend,  il  est 
vrai,  dans  Astrée  à  5°  19',  dans  Parthénope  à  4° 37',  et 
dans  Hygie  à  3°  47'.  Les  planètes  dans  lesquelles  l'in- 
clinaison sur  l'écliptique  est  moindre  de  T  sont  par 


—  469  — 

ordre  de  grandeur,  en  commençant  par  les  plus 
grandes,  Flore,  Métis,  Iris,  Astrée,  Parthénope  et 
Ilygie.  Il  n'est  pas  une  de  ces  planètes  cependant  dont 
l'inclinaison  égale  en  petitesse  celle  de  Vénus,  de  Sa- 
turne, de  Mars,  de  Neptune,  de  Jupiter  et  d'Uranus. 
Dans  quelques-unes  des  petites  planètes ,  Texcentri- 
cité  de  Tellipse  dépasse  celle  de  Mercure  (0,206)  : 
telles  sont  Junon  (0,255),  Pallas  (0,239),  Iris  (0,232) 
et  Victoria  (0,218).  Dans  quelques  autres,  au  con- 
traire, Texcentricité  est  moindre  que  celle  de  Mars 
(0,093),  sans  que  cependant  leur  orbite  atteigne  le 
cercle  presque  parfait  de  Jupiter,  de  Saturne  et  d'U- 
ranus  :  de  ce  nombre  sont  Cérès  (0,076),  Égérie 
(0,086)  et  Vesta  (0,089).  Le  diamètre  des  planètes 
télescopiques  échappe  presque  à  toute  mesure  par  sa 
petitesse.  D'après  les  observations  de  Lamont  à  Mu- 
nich ,  et  celles  que  Maedler  a  faites  avec  le  réfracteur 
de  Dorpat,  il  est  vraisemblable  que  le  diamètre  de 
la  plus  grande  d'entre  elles  atteint  à  peine  107  my- 
riamètres;  c'est  1/5  du  diamètre  de  Mercure  et  la 
moitié  de  celui  de  la  Terre. 

Les  quatre  planètes  intérieures,  que  nous  nom- 
mons ainsi  parce  qu'elles  sont  situées  plus  près  du 
Soleil  et  en  deçà  de  la  zone  des  astéroïdes,  sont  toutes 
de  grandeur  moyenne  ;  elles  sont  relativement  plus 
denses;  leur  mouvement  de  rotation  est  à  peu  près 
uniforme,  et  ne  dure  pas  moins  de  24  heures;  elles 
sont  moins  aplaties,  et,  à  l'exception  de  la  Terre, 
sont  dépourvues  de  satellites.  Au  contraire  ,  les 
quatre  planètes  extérieures,  situées  entre  la  zone  des 


—  470  — 

astéroïdes  et  les  extrémités  encore  incoîinues  du 
domaine  solaire,  Jupiter,  Saturne,  Uranus  et  Nep- 
tune, sont  beaucoup  plus  grandes  et  cinq  fois  moins 
denses  ;  leur  mouvement  de  rotation  sur  elles-mêmes 
est  beaucoup  plus  rapide,  leur  aplatissement  plus 
sensible  ;  elles  ont  vingt  satellites.  Les  planètes  in- 
térieures sont  toutes  plus  petites  que  la  Terre;  le 
diamètre  de  Mars  est  égal  à  l/'2 ,  celui  de  Mercure 
à  2/5  seulement  de  celui  de  la  Terre;  tandis  que, 
dans  les  planètes  extérieures,  le  rapport  des  diamè- 
tres à  celui  de  la  Terre  s'élève  de  4,2  à  11,2.  La 
densité  de  Vénus  et  celle  de  Mars  égalent  celle  de  la 
Terre,  à  moins  de  1/10  près;  celle  de  Mercure  est 
un  peu  supérieure.  Au  contraire,  la  densité  d'aucune 
des  planètes  extérieures  ne  dépasse  1/4  de  celle  de  la 
Terre  ;  celle  de  Saturne  peut  être  représentée  par  1/7; 
ce  n'est  guère  que  la  moitié  de  la  densité  des  autres 
planètes  extérieures  et  de  celle  du  Soleil.  En  outre 
les  planètes  extérieures  présentent  des  atmosphères 
qui,  par  le  caractère  particulier  de  leur  conden- 
sation ,  nous  apparaissent  variables ,  et  produisent 
même  quelquefois  sur  la  surface  de  Saturne  des 
bandes  interrompues.  Enfin  c'est  parmi  ces  pla- 
nètes que  se  rencontre  le  phénomène ,  unique  dans 
tout  le  système  solaire,  d'un  anneau  solide  entou- 
rant, sans  y  adhérer,  la  plus  considérable  d'entre 
elles. 

Bien  qu'en  général,  dans  cette  importante  division 
des  planètes  extérieures  et  des  planètes  intérieures, 
la  grandeur  absolue ,  la  densité,  l'aplatissement,  la 


4 


—  471  - 

vitesse  de  la  rotation,  l'existence  et  la  non-existence 
de  satellites  semblent  dépendre  de  leur  distance  au 
Soleil,  ou,  en  d'autres  termes,  du  demi-grand  axe 
de  leur  orbite ,  on  n'est  point  en  droit  d'affirmer 
cette  dépendance  pour  chacun  des  membres  particu- 
liers qui  composent  ces  groupes.  Nous  ne  connais- 
sons jusqu'ici,  ainsi  que  je  l'ai  déjà  fait  remarquer, 
aucun  mécanisme  intérieur,  aucune  loi  naturelle, 
semblable,  par  exemple,  à  la  belle  loi  en  vertu  de 
laquelle  les  carrés  des  révolutions  sont  entre  eux 
comme  les  cubes  des  grands  axes,  qui  fasse  dé- 
pendre pour  toute  la  série  des  planètes  la  densité, 
le  volume  ,  etc. ,  de  leur  distance  au  Soleil.  Il 
est  vrai  que  la  planète  la  plus  voisine  du  Soleil, 
Mercure ,  est  en  même  temps  la  plus  dense  ,  puis- 
qu'elle l'est  six  ou  huit  fois  plus  que  toutes  les  autres 
planètes  extérieures ,  Jupiter,  Saturne ,  Uranus  et 
Neptune  ;  mais  Vénus,  la  Terre  et  Mars,  d'une  part, 
de  l'autre,  Jupiter,  Saturne  et  Uranus  sont  loin  de  se 
suivre  régulièrement  dans  l'ordre  de  leur  densité. 
En  général  aussi ,  les  grandeurs  absolues  croissent 
avec  les  distances,  ainsi  que  le  remarquait  déjà 
Kepler  [Harmonice  Mundi,  lib.  V,  cap.  4,  p.  194  ;  voyez 
aussi  le  Cosmos ,  t.  I ,  p.  453  )  ;  cela  cependant  cesse 
d'être  vrai,  dès  que  l'on  considère  chaque  planète  en 
particulier.  Mars  est  plus  petit  que  la  Terre,  Uranus 
plus  petit  que  Saturne,  Saturne  plus  petit  que  Jupiter, 
et  Jupiter  lui-même  est  précédé  par  un  essaim  de 
planètes  que  leur  petitesse  permet  à  peine  de  mesurer. 
La  durée  de  la  rotation  croît  également,  pour  le  plus 


—  472  - 

grand  nombre  des  planètes ,  en  raison  de  leur  dis- 
tance an  Soleil  ;  cependant  ce  mouvement  est  plus 
rapide  dans  la  Terre  que  dans  Mars,  dans  Jupiter 
que  dans  Saturne. 

Il  ne  faut ,  je  le  répète,  considérer  la  constitution  et 
les  formes  des  corps ,  en  déterminant  leur  situation 
relative  dans  Tespace,  que  comme  des  faits  ayant  une 
existence  réelle,  non  comme  les  conséquences  de  rai- 
sonnements abstraits  ou  comme  une  série  d'effets 
dont  les  causes  seraient  connues  à  Tavance.  On  n'a  pas 
plus  découvert  de  loi  générale  applicable  aux  espaces 
célestes  que  Ton  n'en  a  trouvé  pour  déterminer,  sur 
la  terre,  la  situation  géographique  des  points  culmi- 
nants dans  les  chaînes  de  montagnes,  ou  les  contours 
de  chaque  continent.  Ce  sont  là  des  faits  de  Tordre 
naturel ,  produits  par  le  conflit  de  forces  tangentielles 
et  attractives ,  qui  s'exercent  sous  des  conditions 
multiples  et  inconnues.  Nous  entrons  ici ,  avec  une 
curiosité  mal  satisfaite ,  dans  le  domaine  obscur 
des  questions  de  formation  et  de  développement.  Il 
s'agit,  pour  prendre  dans  leur  sens  propre  ces  mots 
trop  souvent  mal  appliqués,  d'événements  cosmiques 
accomplis  durant  des  périodes  de  temps  dont  la 
mesure  nous  échappe.  Les  planètes  ont-elles  été 
formées  par  des  anneaux  errants  de  matière  vapo- 
reuse ,  dans  ce  cas ,  la  matière  en  s'agglomérant 
autour  de  certains  points  où  l'attraction  était  plus 
puissante ,  dut  traverser  une  suite  indéfinie  d'états 
divers,  pour  arriver  à  former  des  orbites  simples  et 
des  orbites  entrelacées,  à  produire  des  planètes  si 


—  473  — 

diflérenles  par  leur  volume ,  leur  aplatissement  et 
leur  densité,  pour  donner  aux  unes  un  grand  nombre 
de  satellites,  tandis  que  les  autres  en  sont  dépour- 
vues, et  pour  unir  même  ces  satellites  en  un  an- 
neau solide.  La  forme  actuelle  des  objets  et  la  dé- 
termination exacte  de  leurs  rapports  n'ont  pu  nous 
révéler  jusqu'ici  les  états  par  lesquels  ils  ont  dû 
passer,  non  plus  que  les  conditions  sous  lesquelles 
ils  ont  pris  naissance.  Ce  n'est  point  une  raison 
pour  appeler  ces  conditions  fortuites,  mot  que  les 
hommes  prodiguent  trop  volontiers,  à  propos  de 
toutes  les  choses  dont  ils  ne  peuvent  encore  s'expli- 
quer clairement  l'origine. 

3°  Grandeur  absolue  et  grandeur  apparente  ^  configu- 
ration,—  Le  diamètre  de  la  plus  grande  de  toutes  les 
planètes,  de  Jupiter,  est  30  fois  plus  grand  que  celui  de 
Mercure,  la  plus  petite  de  celles  dont  on  peut  sûre- 
ment déterminer  le  disque.  11  est  près  de  11  fois  égal 
au  diamètre  de  la  Terre;  ce  rapport  est  à  peu  près 
celui  qui  existe  entre  le  Soleil  et  Jupiter,  dont  les 
deux  diamètres  sont  entre  eux  comme  10  est  à  1, 
D'après  un  calcul  dont  on  ne  peut  garantir  l'exacti- 
tude, la  différence  de  volume  entre  les  pierres  mé- 
téoriques, que  l'on  est  tenté  de  prendre  pour  de 
petits  corps  planétaires,  et  Vesta,  dont  le  diamètre, 
suivant  les  mesures  de  Mœdler ,  est  de  49  myria- 
mètres  et  en  a  par  conséquent  59  de  moins  que 
celui  de  Pallas,  d'après  Lamont,  ne  serait  pas  plus 
considérable  que  la  différence  de  volume  entre  Vesta 
et  le  Soleil.  11  faudrait,  pour  que  ce  rapport  fût  vrai, 


--  /i7/i  — 

que  certaines  pierres  météoriques  eussent  517  pieds 
de  diamètre.  Il  est  vrai  que  l'on  a  vu  des  météores 
ignés,  dont  le  diamètre,  avant  l'explosion,  n'en 
avait  pas  moins  de  2600. 

Si  Ton  compare  la  Terre  avec  les  planètes  exté- 
rieures, Jupiter  et  Saturne,  on   est  frappé  de  la 
dépendance  qui  se  manifeste  entre  l'aplatissement 
des  pôles  et  la  vitesse  de  la  rotation.  Le  mouvement 
de  rotation  de  la  Terre  s'accomplit  en  23^  56',  l'apla- 
tissement est  de  1/300.  La  rotation  de  Jupiter  s'ac- 
complit en  9''55',  l'aplatissement  est  de  1/17  d'après 
Arago,  de  1/15  d'après  John  Herschel.  La  rotation 
de  Saturne  s'accomplit  en  10^29',  l'aplatissement 
est  de  1/10.  Mais  bien  que  Mars  mette  41  minutes 
de  plus  que  la  Terre  à  tourner  sur  lui-même,  son 
aplatissement ,  même  en  adoptant  un  résultat  beau- 
coup plus  faible  que  celui  auquel  est  arrivé  William 
Herschel ,  reste  vraisemblablement  beaucoup  plus 
considérable.  La  raison  de  cette  infraction  à  la  loi, 
en  vertu  de  laquelle  la  configuration  superficielle 
d'un  sphéroïde  elliptique  dépend  de  la  vitesse  de 
la  rotation,  tient-elle  à  la  différence  de  la  loi  qui, 
dans  les  deux  planètes,  règle  l'ordre  des  densités, 
en  allant  de  la  surface  au  centre  ^  ou  à  cette  cir- 
constance que  la  surface  liquide  de  quelques  planètes 
s'est  solidifiée,  avant  qu'elles  aient  pu  prendre  une 
forme  en  harmonie  avec  la  vitesse  de  leur  rotation? 
De  l'aplatissement  de  notre  planète  dépendent,  ainsi 
que  le  démontre  l'astronomie  théorique,  la  rétro- 
gradation des  points  équinoxiaux,  la  nutation  ou 


—  475  -- 

libration  de  l'axe  terrestre  et  le  changement  d'obli- 
quité de  récliptique. 

La  grandeur  absolue ,  c'est-à-dire  la  grandeur 
vraie  des  planètes,  et  leur  distance  à  la  Terre, 
déterminent  leur  diamètre  apparent.  Le  tableau 
suivant  présente  les  planètes  rangées  d'après  leur 
grandeur  vraie ,  en  commençant  par  les  plus  pe- 
tites : 

1"  Groupe  de  petites  planètes  à  orbites 
entrelacées,  dont  les  plus  grandes 
paraissent  être  Pallas  et  Vesta. 

2°  Mercure. 

3**  Mars. 

4°  Vénus. 

5°  La  Terre. 

6«  Neptune. 

1°  Uranus. 

8°  Saturne. 

9"  Jupiter. 

A  une  distance  moyenne  de  la  Terre,  Jupiter  a 
un  diamètre  équatorial  apparent  de  38",  1  ;  dans 
les  mêmes  circonstances ,  le  diamètre  de  Vénus , 
qui  égale  à  peu  près  la  Terre  en  grosseur,  n'est 
que  de  16",  9;  celui  de  Mars  est  de  5",  8.  Mais  dans 
la  conjonction  inférieure  ,  le  diamètre  apparent 
de  Vénus  augmente  jusqu  à  62",  tandis  que  celui 
de  Jupiter  ne  s'élève  pas,  en  opposition,  au  delà 
de  46",  11  est  nécessaire  de  rappeler  ici  que  le  lieu 
de  l'orbite  de  Vénus  où  cette  planète  paraît  le 
plus  brillante ,  tombe  entre  la  conjonction  infé- 
rieure et  la  plus  grande  digression.  En  moyenne,, 


476  - 

Vénus  paraît  le  plus  brillante ,  au  point  de  ré- 
pandre de  Tombre  en  Tabsence  du  Soleil ,  lorsqu'elle 
est  à  /iQo  à  l'Est  ou  à  l'Ouest  du  corps  central. 
Dans  cette  position ,  son  diamètre  apparent  n'est 
que  de  40'',  et  la  plus  grande  largeur  de  la  phase 
éclairée  est  à  peine  de  10". 

Diamètre  apparent  des  sept  grandes  planètes. 

Mercure  à  distance  moyenne    6", 7  (oscille  de    ti",U  à  12") 

Vénus  —  —  16",9  (oscille  de    9",5  à  62  ") 

Mars  —  —  5",8  (oscille  de    3",3  à  23") 

Jupiter  —  —  ZS'\U  (oscille  de  30"     à  46") 

Saturne  —  —  17",1  (oscille  de  15"     à  20") 

Uranus  —  —  Z",9 

Neptune  —  —  2",7 

Folume  des  planètes  comparé  à  celui  de  la  Terre. 


Mercure 

comme 

1  ; 

16,7 

Vénus 

1  : 

1,05 

La  Terre 

— 

1  : 

Mars 

— 

1  : 

IM 

Jupiter 

— 

UU  : 

Saturne 

— 

735  : 

Uranus 

— 

82  : 

Neptune 

— 

108  : 

Le  volume  du  Soleil  est  à  celui  de  la  Terre  comme 
1407100  :  1. 

Toutes  les  erreurs  qui  peuvent  se  glisser  dans 
la  mesure  des  diamètres  se  retrouvent  élevées 
au  cube  dans  les  chiffres  qui  représentent  les  vo- 
lumes. 


—  477  — 

Les  planètes  dont  le  mouvement  répand  de  la  va- 
riété et  de  la  vie  sur  l'aspect  du  ciel  étoile  agissent 
en  même  temps  sur  nous  par  la  grandeur  de  leur 
disque  et  par  leur  proximité ,  par  la  couleur  de  leur 
lumière,  par  la  scintillation  qui,  en  certains  cas, 
n'est  pas  étrangère  à  quelques-unes  d'entre  elles,  par 
la  façon  particulière  dont  leurs  diverses  surfaces 
reflètent  la  lumière  du  Soleil.  Quant  à  savoir  si  la 
nature  et  l'intensité  de  cette  lumière  peuvent  être 
modifiées  par  le  dégagement  d'une  faible  quantité 
de  lumière  propre ,  c'est  là  un  problème  qui  reste 
encore  à  résoudre. 

[i°  Ordre  des  planètes  d"" après  la  distance  qui  les  sé^ 
pare  du  Soleil.  — Afin  que  l'on  puisse  embrasser  dans 
son  ensemble  tout  ce  que  l'on  connaît  actuellement 
de  notre  système  planétaire,  et  se  représenter  les 
distances  moyennes  qui  séparent  les  différentes  pla- 
nètes du  Soleil,  j'ai  tracé  le  tableau  suivant,  dans 
lequel ,  ainsi  que  cela  est  consacré  en  astronomie,  j'ai 
pris  pour  unité  la  distance  moyenne  de  la  Terre  au 
Soleil,  qui  est  de  15347  000myriamètres.  J'ajouterai 
plus  tard,  lorsque  je  traiterai  plus  en  détail  de  chacune 
des  planètes, leurs  distances  à  l'aphélie  et  au  péri- 
hélie, c'est-à-dire  aux  deux  moments  où  ces  planètes, 
en  décrivant  l'ellipse  dont  le  Soleil  occupe  le  foyer, 
se  trouvent ,  sur  la  ligne  des  apsides,  au  point  le  plus 
éloigné  et  au  point  le  plus  voisin  du  foyer.  Parla  dis- 
tance moyenne ,  la  seule  dont  il  s'agisse  actuellement , 
il  faut  entendre  une  moyenne  entre  la  plus  grande  et 
la  plus  petite  distance,  c'est-à-dire  le  demi  grand 

III.  31 


—  478  — 

axe  de  l'orbite  planétaire.  Les  résultats  numéri- 
ques ,  ici ,  comme  dans  ce  qui  précède  et  dans  ce 
qui  suit ,  sont  empruntés  pour  la  plupart  au  relevé 
publié  par  Hansen ,  dans  V Annuaire  de  Schumacher 
pour  1837.  Lorsqu'il  s'agit  de  résultats  suscepti- 
bles de  varier  avec  le  temps ,  il  faut  se  référer , 
pour  les  grandes  planètes,  à  l'année  1800,  excepté 
pour  Neptune,  où  il  est  nécessaire  de  redescendre 
jusqu'en  1851.  J'ai  même  mis  à  profit  V Annuaire 
astronomique  de  Berlin  pour  1853.  Je  dois  les  détails 
concernant  les  petites  planètes  à  l'amitié  du  doc- 
teur Galle  ;  tous  sont  relatifs  à  des  époques  très- 
récentes. 

Distances  des  planètes  au  Soleil. 

Mercure 0,38709 

Vénus 0,72333 

La  Terre 1,00000 

Mars 1,52369 

Petites  planètes. 

flore 2,202 

Victoria 2,335 

Vesta 2,362 

Iris 2,385 

Métis 2,386 

Hébé 2,425 

Parthénope ....  2,448 

Irène 2,553 

Astrée 2,577 

Égérie 2,579 

Junon 2,669 


—  479  — 

Cérès 2,768 

Pallas 2,773 

Hygie 3,151 

Jupiter. 5,20277 

Saturne 9,53885 

Uranus 19,18239 

Neptune 30,03628 

Le  seul  fait  de  la  diminution  rapide  qui,  de  Sa- 
turne et  de  Jupiter  à  Mars  et  à  Vénus ,  se  fait  sentir 
dans  la  durée  des  révolutions,  fit  conjecturer  de 
bonne  heure,  lorsqu'on  adopta  l'hypothèse  de  sphères 
mobiles  auxquelles  étaient  fixées  les  planètes ,  que 
ces  sphères  devaient  être  situées  à  distance  les  unes 
des  autres.  Mais  comme  on  ne  saurait  trouver  chez 
les  Grecs  aucune  trace  d'observations  ni  de  mesures 
méthodiques  avant  Aristarque  de  Samos  et  l'établis- 
sement du  musée  d'Alexandrie ,  il  s'ensuit  qu'il  dut 
y  avoir  de  grandes  divergences  dans  les  hypothèses 
sur  l'ordre  des  planètes  etl  eurs  distances  relatives, 
soit  que  l'on  calculât  ces  distances  à  partir  de  la  Terre 
Immobile  au  milieu  des  planètes ,  suivant  l'opinion 
dominante,  soit  qu'avec  les  Pythagoriciens  on  prît 
pour  point  fixe  le  Soleil,  foyer  dp  paonde  (éaiia). 
On  avait  surtout  des  doutes  sur  la  position  relgi- 
tive  du  Soleil  vis-à-vis  des  planètes  inférieures  et  de 
la  Lune  (48).  Les  Pythagoriciens,  pour  lesquels  les 
nombres  étaient  la  source  de  toute  connaissance  et 
l'essence  môme  des  choses,  appliquaient  la  théorie 
universelle  des  proportions  numériques  à  la  considé- 
ration géométrique  des  cinq  corps  réguliers  dont  on 


—  480  — 

avait  de  bonne  heure  découvert  les  propriétés,  aux 
intervalles  musicaux  des  tons  qui  forment  les  accords 
d'où  nait  l'harmonie ,  et  même  à  la  structure  de 
l'univers.  Ils  pensaient  que  les  planètes  mettent  en 
mouvement  par  leurs  vibrations  les  ondulations  so- 
nores, selon  les  rapports  harmonieux  des  intervalles 
qui  les  séparent,  et  produisent  ce  qu'ils  appelaient 
la  musique  des  sphères,  t Cette  musique,  ajoutaient- 
ils,  serait  perceptible  aux  oreilles  des  hommes,  si 
elle  ne  leur  échappait  en  raison  de  sa  perpétuité 
même,  et  parce  que  les  hommes  y  sont  habitués 
dès  l'enfance  (49).  »  La  partie  harmonieuse  de  la 
théorie  pythagoricienne  des  nombres  se  rattachait 
ainsi  à  la  représentation  figurée  du  Cosmos ,  comme 
on  peut  le  voir,  en  lisant  l'exposition  fidèle  qu'en 
fait  Platon  dans  le  Timée;  car  la  cosmogonie  est,  aux 
yeux  de  Platon,  l'œuvre  des  principes  opposés  de  la 
nature ,  réconciliés  par  l'harmonie  (50).  Platon,  dans 
un  tableau  plein  de  grâce,  tente  de  rendre  sensible  le 
concert  harmonieux  du  monde,  en  plaçant  sur  les  cer- 
cles planétaires  autant  de  Sirènes  qui ,  accompagnées 
par  les  trois  Parques ,  filles  de  la  Nécessité ,  entre- 
tiennent l'éternel  mouvement  du  fuseau  céleste  (51). 
Cette  représentation  des  Sirènes,  dont  les  Muses 
prennent  quelquefois  la  place  dans  le  concert  divin, 
se  retrouve  sur  beaucoup  de  monuments  antiques, 
particulièrement  sur  des  pierres  gravées.  Dans  l'an- 
tiquité chrétienne  comme  dans  le  moyen  âge,  depuis 
saint  Basile  jusqu'à  saint  Thomas  d'Aquin  et  à  Pierre 
d'Ailly,  il  est  souvent  fait  allusion  à  l'harmonie  des 


—  481  — 

sphères ,  mais  le  plus  ordinairement  en  termes  qui 
marquent  le  dissentiment  de  Técrivain  (52). 

A  la  fin  du  xvi''  siècle ,  les  vues  de  Pythagore  et  de 
Platon  sur  la  structure  du  monde  se  réveillèrent 
dans  la  vive  imagination  de  Kepler.  Comme  eux  il 
appela  à  son  aide  la  géométrie  et  la  musique,  et  con- 
struisit le  système  planétaire,  d'abord  dans  son  Mys- 
terium  cosmographicum,  en  prenant  pour  base  les  cinq 
corps  réguliers  qui  peuvent  être  circonscrits  aux 
sphères  des  planètes,  puis  dans  YHarmonice  mundi, 
d'après  les  intervalles  des  notes  musicales  (5.*^).  Con- 
vaincu que  les  distances  relatives  des  planètes  sont 
soumises  à  une  loi,  il  comptait  résoudre  le  problème 
par  la  combinaison  de  ses  premières  vues  avec  celles 
qu'il  avait  adoptées  plus  tard.  Il  est  assez  singulier 
que  Tycho,  que  l'on  voit  toujours  d'ailleurs  si  ferme- 
ment attaché  au  principe  de  l'observation  réelle  ,  ait 
déjà ,  avant  Kepler,  exprimé  cette  opinion ,  contre 
laquelle  protesta  Rothmann ,  que  l'air  du  ciel ,  ce 
que  nous  appelons  le  milieu  résistant,  ébranlé  par 
le  mouvement  des  corps  célestes,  produit  des  sons 
harmonieux  (5i).  Au  reste,  les  analogies  entre  les 
rapports  des  sons  et  les  distances  des  planètes,  dont 
Kepler  suivit  si  longtemps  et  si  laborieusement  la 
trace,  ne  me  paraissent  pas  avoir  jamais  été,  pour  ce 
grand  esprit,  autre  chose  que  des  abstractions.  A  la 
vérité ,  il  se  réjouit,  pour  la  plus  grande  gloire  du  Créa- 
teur, d'avoir  découvert  dans  les  relations  de  l'espace 
des  relations  numériques.  Comme  entraîné  par  une 
sorte  d'enthousiasme  poétique,  il  fait  jouer  Vénus 


—  482  — 

avec  la  Terre  en  majeur  (Dur)  à  l'aphélie,  en  mineur 
(Moll)  au  périhélie  ;  il  dit  que  les  tons  les  plus  élevés  de 
Jupiter  et  de  Vénus  doivent ,  en  s'unissant ,  former 
un  accord  en  mineur.  Mais  ces  expressions ,  malgré 
leur  retour  fréquent,  ne  doivent  être  prises  que  dans 
un  sens  figuré ,  et  elles  n'empêchent  pas  Kepler  de 
dire  expressément  :  «  Jam  soni  in  cœlo  nulli  existant, 
nec  tam  turbulentus  est  motus ,  ut  ex  attritu  aurœ 
cœlestis  eliciatur  stridor  »  (Harmonice  mundi ,  lib.  V, 
cap.  4).  Dans  ce  passage ,  comme  dans  ceux  auxquels 
nous  avons  fait  allusion  plus  haut ,  il  est  bien  réelle- 
ment question  de  Pair  subtil  et  serein  qui  remplit 
le  monde  (  aura  cœlestis). 

La  comparaison  des  intervalles  qui  séparent  les 
planètes  avec  les  corps  réguliers  qui  doivent  remplir 
ces  intervalles,  avait  encouragé  Kepler  à  étendre  ses 
hypothèses  au  ciel  des  étoiles  fixes  (55).  Lors  de  la  dé- 
couverte de  Cérès  et  des  autres  planètes ,  les  combi- 
naisons pythagoriciennes  de  Kepler  se  représentèrent 
vivement  à  la  mémoire.  On  se  rappela  surtout  ce 
passage,  à  peu  près  oublié  jusque-là,  où  il  annonce 
comme  vraisemblable  l'existence  d'une  planète  en- 
core inconnue  dans  le  vaste  espace  qui  sépare  Mars 
de  Jupiter:  «Motus  semper  distantiam  suam  sequi 
videtur;  atque  ubi  magnus  hiatus  erat  inter  orbes, 
erat  et  inter  motus.  »  «  Je  suis  devenu  plus  hardi,  écrit 
Kepler  dans  son  Introduction  au  Mysterium  cosmo- 
graphicum^  et  je  place  entre  Jupiter  et  Mars  une  nou- 
velle planète,  comme  j'en  place  une  autre  entre 
Vénus  et  Mercure.  »  Cette  seconde  supposition  était 


-  483  — 

moins  heureuse  et  est  demeurée  longtemps  ina- 
perçue (56).  «  Il  est  vraisemblable,  ajoute  Kepler,  que 
Tune  et  Tautre  de  ces  planètes  ont  échappé  à  Tobser- 
vation,  à  cause  de  leur  petitesse  (57).  »  Plus  tard 
Kepler  trouva  qu'il  n'avait  pas  besoin  de  ces  nouvelles 
planètes  pour  composer  le  système  solaire  d'après  les 
propriétés  de  ses  cinq  polyèdres  réguliers;  il  se  con- 
tenta de  faire  un  peu  violence  aux  distances  des 
anciennes  planètes  :  «  Non  reperies  novos  et  incog- 
nitos Planetas ,  ut  paulo  antea  interpositos ,  non  ea 
mihi  probatur  audacia  ;  sed  illos  veteres  parum  ad- 
modum  luxatos  »  {Mysterium  cosmograpliicum,  p.  10). 
Les  tendances  spéculatives  de  Kepler  avaient  tant 
d'analogie  avec  celles  de  Pythagore  et  plus  encore 
avec  les  vues  développées  dans  le  Timée  de  Platon, 
qu'à  l'exemple  de  ce  philosophe,  qui  trouvait  dans  les 
sept  sphères  planétaires  les  différences  des  couleurs 
aussi  bien  que  celles  des  sons{Cratyle,  p.  409),  Kepler 
fit  aussi  des  expériences  pour  reproduire  sur  une 
table  diversement  éclairée  les  couleurs  des  planètes. 
{Astron.  OpL,  cap.  6,  p.  26.)  Au  reste  Newton,  ce 
grand  esprit  toujours  si  rigoureux  dans  ses  raison- 
nements ,  n'était  pas  éloigné ,  ainsi  que  l'a  déjà  re- 
marqué Prévost  (Mémoires  de  r Académie  de  Berlin 
pour  1802 ,  p.  77  et  95),  de  ramener  à  l'échelle  dia- 
tonique la  dimension  des  sept  couleurs  du  spectre 
solaire  (58). 

Ces  hypothèses,  touchant  des  parties  encore  incon- 
nues de  notre  système  planétaire ,  me  remettent  en 
mémoire  cette  opinion  de  l'antiquité  grecque  :  qu'il 


—  484  — 

existait  plus  de  cinq  planètes  ;  que  l'on  n'en  avait  pas, 
à  la  vérité ,  observé  davantage ,  mais  que  beaucoup 
d'autres  étaient  restées  invisibles  à  cause  de  leur  si- 
tuation et  du  peu  d'éclat  de  leur  lumière.  Cette  conjec- 
ture était  surtout  attribuée  à  Artémidore  d'Éphèse  (59). 
Une  autre  croyance  qui  prit  aussi  naissance  dans 
l'ancienne  Grèce,  peut-être  même  en  Egypte,  c'est 
que  tous  les  corps  célestes  actuellement  visibles  ne 
l'ont  pas  toujours  été.  A  cette  légende  physique  ou 
plutôt  historique  se  rattache  la  forme  particulière 
sous  laquelle  certaines  races  exprimaient  la  préten- 
tion de  remonter  à  une  haute  antiquité.  Ainsi  les 
Pelages,  qui  habitaient  TArcadie  avant  les  Hellènes, 
s'appelaient  Upoailr,voL,  parce  qu'ils  se  vantaient  d'a- 
voir pris  possession  de  leur  pays ,  avant  que  la  Lune 
n'escortât  la  Terre.  Être  antérieur  aux  Hellènes, 
c'était  être  antérieur  à  la  Lune.  L'apparition  d'un 
astre  nouveau  était  décrite  comme  un  événement  cé- 
leste ,  de  même  que  le  déluge  de  Deucalion  était  un 
événement  terrestre.  Apulée  étendait  cette  inondation 
jusqu'aux  montagnes  de  la  Gétulie,  dans  le  Nord  de 
l'Afrique  (Jpologia,  t.  II,  p.  494.  Voyez  aussi  le  Cos- 
mos,  t.  II,  p.  522,  note  53).  Chez  Apollonius  de 
Rhodes  (lib.  IV,  v.  264),  qui,  suivant  la  mode  des 
Alexandrins,  remontait  volontiers  aux  antiques  tradi- 
tions ,  il  est  question  de  l'établissement  des  Égyp- 
tiens dans  la  vallée  du  Nil  :  «  Alors,  dit-il ,  tous  les 
astres  ne  décrivaient  pas  encore  leur  orbite  dans  le 
ciel.  On  n'avait  pas  encore  entendu  parler  de  la 
race  sacrée  de  Danaûs  (60).  »  Ce  curieux  passage 


—  485  — 

aide  à  mieux  comprendre  les  prétentions  des  Arca- 
diens-Pélages. 

Je  termine  ces  considérations  sur  l'ordre  et  les 
dislances  des  planètes,  en  énonçant  une  loi  qui ,  à  la 
vérité,  ne  mérite  pas  ce  nom,  que  Lalande  et  De- 
lambre  appellent  un  jeu  de  chiffres,  que  d'autres 
nomment  un  expédient  de  mnémonique.  Quelle 
qu'elle  soit,  elle  a  beaucoup  occupé  notre  savant 
astronome  Bode ,  surtout  à  l'époque  ou  Piazzi  dé- 
couvrit la  petite  planète  Cérès,  découverte  à  la- 
quelle d'ailleurs  Piazzi  ne  fut  nullement  conduit 
par  cette  loi ,  mais  qui  fut  bien  plutôt  occasionnée 
par  une  faute  typographique  dans  le  catalogue  d'é- 
toiles de  Wollaston.  Si  l'on  voulait  considérer  cette 
découverte  comme  l'accomplissement  d'une  prédic- 
tion ,  il  ne  faudrait  pas  oublier  que  la  prédiction , 
ainsi  qu'on  l'a  remarqué  déjà ,  remonte  jusqu'à 
Kepler,  c'est-à-dire  un  siècle  et  demi  au  delà  de 
Titius  et  de  Bode.  Bien  que  Bode ,  dans  la  seconde 
édition  de  l'ouvrage  si  utile  et  si  populaire ,  intitulé  : 
Introduction  à  la  connaissance  du  ciel  étoile ,  ait  dé- 
claré très-expressément  qu'il  empruntait  la  loi  des 
distances  à  une  traduction  de  la  Contemplation  de  la 
Nature  diO,  Bonnet,  publiée  àWittenberg  par  le  profes- 
seur Titius,  cette  loi  cependant  a  été  citée  le  plus  sou- 
vent sous  son  nom  et  rarement  sous  celui  de  Titius. 
Elle  est  formulée  dans  une  note  jointe  par  Titius  au 
chapitre  de  Bonnet  sur  la  structure  du  monde.  Après 
l'énoncé  de  la  loi ,  on  lit  (61)  :  «  Si  l'on  suppose  divisée 
en  100  parties  la  distance  du  Soleil  à  Saturne,  4  de 


—  486  — 

ces  parties  seront  comprises  entre  Mercure  et  le  So- 
leil ,  la  distance  de  Vénus  au  Soleil  en  comprendra 
44-3=7,  celle  de  la  Terre  44-6=10,  celle  de  Mars 
4  4-^2=16.  Mais  de  Mars  à  Jupiter-cette  progression 
si  exacte  est  troublée.  Si  Ton  compte  à  partir  de  Mars 
44-24=:28  de  ces  parties,  on  ne  trouve  ni  planète 
principale  ni  satellite.  Le  Créateur  aurait-il  donc  laissé 
un  espace  vide?  11  n'est  point  douteux  que  cet  espace 
n'appartienne  aux  satellites  de  Mars ,  que  l'on  n'a 
point  encore  découverts,  à  moins  que  Jupiter  n'ait 
lui-même  un  plus  grand  nombre  de  satellites  que 
le  télescope  n'en  a  révélé  jusqu'à  ce  jour.  En  fran- 
chissant cet  espace  inconnu  quant  aux  corps  qui  le 
remplissent,  on  trouve,  progression  admirable!  que 
la  distance  de  Jupiter  au  Soleil  peut  être  représen- 
tée par  4  4-48  =  52,  et  enfin  celle  de  Saturne  par 
4  4-  96=:  100.  »  Ainsi  Titius  était  disposé  à  remplir 
l'espace  qui  s'étend  entre  Mars  et  Jupiter,  non  pas 
avec  un  seul  corps  céleste ,  mais  avec  plusieurs , 
comme  cela  est  en  effet  dans  la  réalité  ;  seulement 
il  supposait  que  ces  corps  étaient  des  satellites  et  non 
des  planètes. 

Nulle  part  le  traducteur  et  commentateur  de 
Bonnet  n'a  pris  soin  de  dire  ce  qui  l'a  conduit  au 
chiffre  4  pour  l'orbite  de  Mercure.  Peut-être  n'a-t-il 
fait  ce  choix  qu'afîo  d'avoir  exactement  pour  Sa- 
turne ,  réputé  alors  la  plus  éloignée  de  toutes  les 
planètes  et  dont  la  distance  est  de  9,5,  par  con- 
séquent très-près  de  10,0,  le  nombre  100,  en  com- 
binant le  chiffre  4  avec  les  nombres  96,  48,  24 ,  etc., 


—  487  — 

qui  forment  une  progression  régulière.  Cela  est 
plus  vraisemblable  que  de  supposer  qu'il  ait  établi 
la  série  en  commençant  par  les  planètes  les  plus 
rapprochées.  Déjà  dans  le  xviii*  siècle,  on  ne  pou- 
vait plus  espérer  de  concilier  avec  les  distances 
connues  une  semblable  progression  en  prenant  pour 
point  de  départ  non  pas  même  le  Soleil ,  mais  seu- 
lement Mercure  ;  les  notions  étaient  déjà  trop  pré- 
cises. En  réalité,  les  distances  qui  séparent  Jupiter, 
Saturne  et  Uranus ,  sont  à  très -peu  de  chose  près 
d'accord  avec  cette  proportion ,  mais  la  décou- 
verte de  Neptune ,  beaucoup  trop  rapprochée  d'U- 
ranus ,  est  venue  de  nouveau  lui  donner  un  grave 
démenti  (62). 

La  loi  qui  porte  le  nom  du  vicaire  Wurrn  de  Léon- 
berg,  et  que  l'on  distingue  quelquefois  de  la  loi  de 
Titius  et  de  Bode,  est  une  simple  correction  apportée 
à  la  distance  solaire  de  Mercure  et  à  la  différence 
des  distances  de  Mercure  et  de  Vénus.  Wurm,  plus 
voisin  en  cela  de  la  vérité  ,  exprime  la  distance 
solaire  de  Mercure  par  387,  celle  de  Vénus  par  680 , 
celle  de  la  Terre  par  1000  (63).  A  l'occasion  de  la 
découverte  de  Pallas,  Gauss,  dans  une  lettre  adressée 
à  Zach,  au  mois  d'octobre  1802,  fait  justice  de 
la  prétendue  loi  des  distances.  Voici  en  quels  termes 
il  s'exprime  :  «  Contrairement  à  toutes  les  vérités  ab- 
solues qui  seules  méritent  le  nom  de  loi ,  la  loi  de 
Titius  ne  s'applique  à  la  plupart  des  planètes  que 
d'une  manière  très-superficielle  et  très- vague,  et, 
ce  que  l'on  ne  parait  pas  encore  avoir  remarqué , 


~  688  — 

elle  ne  s'applique  en  aucune  façon  à  Mercure.  Il 
est  clair  que  la  série  des  nombres  4 ,  i  4-  3 , 
4  +  6,  44-12,  4+- 24,  4  +  48,  4  +  96,  4-f-192 
qui  sont  censés  exprimer  les  distances  solaires  ne 
forment  pas  le  moins  du  monde  une  progression 
continue.  Pour  cela  il  faudrait  que  le  terme  qui 
précède  4 -H 3  fût  non  pas  4,  c'est-à-dire  4  +  0, 
mais  4  -^  1  1/2.  Il  n'y  a  point  de  mal  d'ailleurs  à 
chercher  dans  la  nature  ces  rapports  approximatifs. 
De  tout  temps  les  plus  grands  hommes  se  sont 
laissé  prendre  à  ces  jeux  d'esprit.  » 

ô*'  Masses  des  planètes,  —  Les  masses  des  planètes 
ont  été  déterminées  à  l'aide  de  leurs  satellites, 
lorsqu'elles  en  ont ,  d'après  leurs  perturbations 
réciproques,  ou  d'après  les  effets  soufferts  ou  pro- 
duits par  les  comètes  à  courte  période.  C'est  ainsi 
qu'en  1841  Encke  détermina  ,  en  se  guidant  sur 
les  perturbations  subies  par  la  comète  qui  porte  son 
nom,  la  masse,  inconnue  jusque-là,  de  Mercure. 
La  même  comète  fait  espérer  dans  l'avenir  des  cor- 
rections à  la  masse  de  Vénus.  De  même  les  pertur- 
bations de  Vesta  sont  mises  à  profit  pour  Jupiter. 
Le  tableau  suivant  offre  les  masses  des  planètes  d'a- 
près Encke ,  en  prenant  pour  unité  celle  du  Soleil 
(Voyez  le  4*  Mémoire  de  Pons  sur  les  comètes,  dans 
les  Mémoires  de  l'Académie  des  Sciences  de  Berlin, 
pour  l'année  1842,  p.  5): 

Mercure 1/^865751 

Vénus 1/Zi01839 

La    Terre 1/359551 


—  489  — 

La  Terre  et  la  Lune  ensemble.     .  1/355Zi99 

Mars 1/2680337 

Jupiter  avec  ses  satellites.     .     .     .  1/1047,879 

Saturne 1/3501,6 

Uranus 1/24605 

Neptune 1/14446 

La  masse  à  laquelle  Leverrier  était  arrivé  pour 
Neptune,  avant  la  vérification  de  sa  découverte  par 
Galle  (  1/9322  ) ,  était  encore  plus  considérable  , 
quoique  remarquablement  près  de  la  vérité.  Il  ré- 
sulte de  ce  qui  précède  que  les  planètes ,  à  l'ex- 
ception des  petites,  doivent  être  rangées  ainsi  qu'il 
suit,  d'après  Tordre  de  leur  masse,  en  commen- 
çant par  celles  dont  la  masse  est  le  moins  consi- 
dérable : 

1°  Mercure.  5"  Uranus. 

2°  Mars.  6«  Neptune. 

3«  Vénus.  T  Saturne. 

4'»  La  Terre.  8°  Jupiter. 

Ainsi  Tordre  des  masses  non  plus  que  celui  des  vo- 
lumes et  des  densités  n'a  rien  de  commun  avec  Tordre 
des  distances  solaires. 

6"  Densité  des  planètes,  —  En  combinant  les  résul- 
tats précédemment  indiqués  pour  les  volumes  et  les 
masses ,  et  en  prenant  successivement  pour  unité  la 
densité  de  la  Terre  et  celle  de  Teau ,  on  arrive  aux 
rapports  numériques  suivants  : 


490  — 


PLANÈTES. 

DENSITÉ  DES  PLANÈTES 
comparée 

A  CELLE  DE  LA  TERRE. 

DENSITÉ  DES  PLANÈTES 

comparée 

A  CELLE  DE  L'EAU. 

Mercure.  .  .  . 

Vénus 

La  Terre.  .  .  . 

Mars 

Jupiter 

Saturne.    .  .  . 

Uranus 

Neptune.  .  .  . 

1,234 
0,940 
1,000 
0,958 
0,243 
0,140 
0,178 
0,230 

6,71 
5,11 
5,44 
5,21 
1,32 
0,76 
0,97 
1,25 

En  comparant,  dans  le  tableau  qui  précède,  la  den- 
sité des  différentes  planètes  avec  celle  de  Feau ,  on  a 
pris  pour  base  la  densité  de  la  Terre.  Les  expériences 
faites  par  Reich ,  à  Freiberg ,  avec  la  balance  de  tor- 
sion ont  donné  5,4383.  Cavendish,  à  la  suite  d'expé- 
riences analogues,  était  arrivé,  d'après  les  calculs 
très-exacts  de  Francis  Baily,  à  5,/l.i8.  Ces  deux  résul- 
tats, on  le  voit,  diffèrent  de  bien  peu.  Bailly  lui-même 
et  pour  son  propre  compte  avait  trouvé  5,660.  On  voit 
dans  le  tableau  ci-dessus  que,  d'après  les  détermina- 
tions de  Encke,  Mercure  est,  sous  le  rapport  de  la  den- 
sité ,  très-voisin  des  planètes  de  moyenne  grandeur. 

Ce  tableau  des  densités  rappelle  la  division  des  pla- 
nètes en  deux  groupes  séparés  l'un  de  l'autre  par  la 
zone  des  petites  planètes.  Mars,  Vénus,  la  Terre  et 
même  Mercure  offrent  peu  de  différences  de  densité  ; 
de  même  les  planètes  plus  éloignées  du  Soleil,  Jupiter, 


—  491  — 

Neptune,  Uranus  et  Saturne,  bien  que  de  quatre  à 
sept  fois  moins  denses  que  le  premier  groupe ,  ont, 
sous  ce  rapport,  beaucoup  d'analogies  entre  elles.  La 
densité  du  Soleil ,  en  prenant  celle  de  la  Terre  pour 
unité,  est  0,252 ,  elle  est  par  conséquent  à  celle  de 
Teau,  comme  1,37  est  à  1,  c'est-à-dire  un  peu  plus 
grande  que  la  densité  de  Jupiter  et  celle  de  Neptune. 
Le  Soleil  et  les  planètes  peuvent  donc  être  rangées 
ainsi,  suivant  Tordre  de  leur  densité  (64)  : 

1°  Saturne.  S**  Le  Soleil. 

2®  Uranus.  6^  Vénus. 

S°  Neptune.  7°  Mars. 

U''  Jupiter.  8**  La  Terre. 

9«  Mercure. 

On  le  voit,  bien  qu'en  général  les  planètes  les  plus 
denses  soient  les  plus  voisines  du  Soleil ,  on  n'est 
nullement  fondé  à  dire  ,  en  les  considérant  séparé- 
ment ,  que  leur  densité  est  en  raison  inverse  des  dis- 
tances, ainsi  que  Newton  inclinait  à  le  penser  (65). 

T  Durée  de  la  révolution  sidérale  des  planètes  et  de 
leur  rotation,  —  Nous  nous  contentons  ici  de  donner 
les  révolutions  sidérales ,  c'est-à-dire  la  durée  vraie 
des  révolutions ,  en  prenant  pour  point  de  répère  les 
étoiles  fixes  ou  quelque  autre  point  déterminé  du 
Ciel.  Pendant  le  cours  d'une  semblable  révolution , 
les  planètes  accomplissent  autour  du  Soleil  une  orbite 
complète  de  o60  degrés.  Il  faut  bien  se  garder  de  con- 
fondre les  révolutions  sidérales  avec  les  révolutions 
tropiques  ou  les  révolutions  synodiques.  La  durée  de 


—  /|92  — 

la  révolution  tropique  est  l'intervalle  que  le  soleil  met 
à  revenir  à  l'équinoxe  du  printemps;  la  durée  de 
la  révolution  synodique  est  l'intervalle  qui  sépare 
deux  conjonctions  ou  deux  oppositions  consécutives. 


PLANÈTES 

DURÉE 

de  la 

RÉVOLUTION    SIDÉR.\LE. 

ROTATIOxN. 

Mercure 

Vénus 

La  Terre 

x^Jars 

Jupiter 

Saturne 

Uranus 

>'eptune 

SV  ,96928 

22^  ,70078 

365  ,25637 

686  ,9796^ 

Zi332  ,58/;80 

10759  ,21981 

30686  ,82051 

60126  ,7 

OJ   23»^  56'    k" 
1      0    37' 20" 
0      9    55' 27" 
0    10    29  17" 

On  peut  présenter  ces  différentes  périodes  sous 
une  forme  plus  facilement  appréciable  : 

Mercure      87J    23*»  15'  66" 
Vénus        22Zi     16    U9'     1" 
La  Terre  365      6      9'   10",7496 
(D'où  l'on  déduit  que  la  révolution  tropique  de  la  Terre  ou 
la  durée  de  l'année  solaire  est  de  365^,26222,  c'est-à-dire 
365J  èH8'67'',809l.  Enl00ans,les  irrégularités  dans  la  rétro- 
gradation des  équinoxes  abrègent  l'année  solaire  de  0",595.) 


Mars 

1^  321J 

I7h 

30' 

61" 

Jupiter 

11  3U 

20 

2' 

7" 

Saturne 

29  166 

23 

16' 

32" 

Uranus 

84       5 

19 

61' 

36" 

Neptune 

166  225 

17 

—  493  ~- 

Les  grandes  planètes  extérieures  qui  mettent  le 
plus  de  temps  à  opérer  leur  révolution  sont  celles 
qui  tournent  le  plus  rapidement  sur  elles-mêmes. 
Les  petites  planètes  intérieures,  plus  voisines  du 
Soleil ,  sont  au  contraire  celles  dont  la  rotation 
s'accomplit  le  plus  lentement.  Les  périodes  de  révo- 
lution des  astéroïdes  compris  entre  Mars  et  Jupiter 
offrent  de  grandes  différences;  il  en  sera  fait  mention 
lorsque  nous  traiterons  brièvement  de  chacun  d'eux 
en  particulier;  il  suffit  ici  de  remarquer  que  la  révo- 
lution la  plus  longue  est  celle  d'Hygie,  la  plus  courte 
celle  de  Flore. 

8°  Inclinaison  des  orbites  planétaires  et  des  axes 
de  rotation,  —  Après  les  masses  des  planètes ,  l'in- 
clinaison et  l'excentricité  de  leurs  orbites  sont  les 
éléments  les  plus  importants  d'où  dépendent  les 
perturbations.  La  comparaison  de  ces  éléments  dans 
les  trois  groupes  successifs,  de  Mercure  à  Mars, 
de  Flore  à  Hygie ,  de  Jupiter  à  Neptune ,  offre  des 
ressemblances  et  des  contrastes  qui  conduisent  à  des 
considérations  intéressantes  sur  la  formation  de  ces 
corps  célestes  et  les  changements  qu'ils  ont  pu  subir, 
durant  de  longues  périodes  de  temps.  Les  planètes 
qui  décrivent  autour  du  Soleil  des  ellipses  si  diverses 
sont  aussi  situées  sur  des  plans  différents.  Afin  de 
rendre  possible  une  comparaison  numérique,  on  les 
ramène  toutes  à  un  plan  fondamental  fixe  ou  qui 
se  meuve  d'après  une  loi  déterminée.  Le  plan  qui 
se  prête  le  mieux  à  cet  usage  est  ou  l'écliptique , 
c'est-à-dire  le  plan  dans  lequel  se  meut  la  Terre, 
III.  12 


ou  réquateur  du  sphéroïde  terrestre.  Dans  le  tableau 
suivant ,  nous  joignons  aux  inclinaisons  des  orbites 
des  planètes  sur  Fécliptique  et  sur  l'équateur  ter- 
restre les  inclinaisons  de  leurs  axes  de  rotation  sur 
le  plan  même  de  leurs  orbites ,  toutes  les  fois  que 
ces  inclinaisons  ont  pu  être  déterminées  avec  quelque 
Certitude. 


PLANÈTES. 

INXLINAISON 

DES   ORBITES 
DES  PLANÈTES 

sur 
l'écliptique. 

INCLINAISON 

DES  ORBITES  DES  PLANÈTES 

sur 
l'Equateur  terrestre. 

INCLINAISON 

DE  l'axe  des  planètes 

sur  le  plan 
de  leurs  orbites. 

Mercure. 
Vénus  .  . 
La  Terre. 
Mars.   .  . 
Jupiter.  . 
Saturne  . 
Uranus.  . 
Neptune. 

r    0'    5",9 
3°  23'  28",5 
0°    0'    0" 
1°  51'    6'',2 
1°  18'  51",6 
2°  29'  35",9 
0°  ^6'  28%0 
1°  kT 

28°Zi5'    8" 
2Zi°  33'  21" 
23°  27'  SV'^S 
2^°  kk'  2k" 
23°  18'  28" 
22°  38'  kk" 
23°  kl'  2k" 
22°  21' 

66°  32' 
61°  18' 
86°  5k' 

Nous  avons  négligé  les  petites  planètes,  parce 
qu'elles  forment  un  groupe  distinct,  sur  lequel  nous 
reviendrons  plus  tard.  Si  l'on  excepte  la  planète  la 
plus  voisine  du  Soleil ,  Mercure ,  dont  l'orbite  est  in- 
clinée sur  récliptique  d'une  quantité  (7°  0'5",9)  très- 
voisine  de  celle  qui  mesure  l'inclinaison  de  l'équateur 
solaire  (7''30'),  on  remarque  que  l'inclinaison  des  sept 
autres  planètes  est  comprise  entre  0*3/4  et  3°i/2. 
Pour  l'inclinaison  de  l'axe  de  rotation  sur  le  plan  de 


—  /|95  — 

l'orbite,  c'est  Jupiter  qui  se  rapproche  le  plus  de  la 
perpendiculaire.  DansUranus,  au  contraire  ,  Taxe  de 
rotation ,  à  en  juger  par  l'inclinaison  des  orbites  des 
satellites,  coïncide  presque  avec  le  plan  de  l'orbite. 

Comme  de  l'inclinaison  de  l'axe  de  la  Terre  sur  le 
plan  de  son  orbite,  c'est-à-dire  de  l'obliquité  de 
l'écliptique,  ou  en  d'autres  termes  encore ,  de  l'angle 
que  fait  l'orbite  apparente  du  Soleil  au  point  où  elle 
coupe  l'équateur,  dépendent  la  division  et  la  durée 
des  saisons ,  les  hauteurs  du  Soleil  sous  différentes 
latitudes  et  la  longueur  du  jour,  cet  élément  est 
d'une  extrême  importance  pour  déterminer  les  cli- 
mats astronomiques ,  c'est-à-dire  la  température  de 
la  Terre,  en  tant  qu'elle  est  produite  par  la  hauteur 
méridienne  du  Soleil  et  par  la  durée  de  sa  présence 
au-dessus  de  l'horizon.  En  supposant  considérable  l'o- 
bliquité de  l'écliptique,  dans  le  cas  par  exemple  où  l'é- 
quateur de  la  Terre  serait  perpendiculaire  au  plan  de 
son  orbite,  chaque  point  de  la  Terre ,  même  sous  les 
pôles,  aurait  une  fois  dans  l'année  le  Soleil  au  zénith , 
et  ne  le  verrait  pas  se  lever,  pendant  un  laps  de  temps 
plus  ou  moins  long.  Sous  chaque  latitude,  le  con- 
traste entre  l'hiver  et  l'été  serait  porté  au  maximum , 
pour  la  température  comme  pour  la  durée  du  jour. 
Partout  les  climats  seraient  extrêmes ,  et  ne  pour- 
raient être  un  peu  tempérés  que  par  une  complica- 
tion infinie  de  courants  d'air  qui  varieraient  à  chaque 
instant.  Si  l'on  suppose  nulle  au  contraire  l'obliquité 
de  l'écliptique ,  c'est-à-dire  si  l'on  se  représente  l'é- 
cliptique coïncidant  avec  l'équateur  terrestre,  partout 


-^  496  — 

cesseraient  les  différences  de  saison  ,  et  la  durée  du 
jour  serait  partout  la  même,  parce  que  le  cours  appa- 
rent du  Soleil  suivrait  incessamment  Téquateur.  Les 
habitants  des  pôles  verraient  toujours  le  Soleil  à  Tho- 
rizon.  La  température  moyenne  annuelle,  sur  chaque 
point  de  la  surface  terrestre,  serait  celle  de  chacun 
des  jours  de  l'année  au  même  lieu  (66).  On  a  com- 
paré cet  état  à  celui  d'un  printemps  perpétuel  ;  la 
comparaison  ne  serait  justifiée  que  par  l'égalité  con- 
stante qui  s'établirait  entre  la  durée  des  jours  et  celle 
des  nuits.  Privées  cependant  de  la  chaleur  estivale 
qui  féconde  la  végétation,  un  grand  nombre  des 
régions  dont  se  compose  la  zone  tempérée  jouiraient 
en  effet  de  ce  climat  invariable  et  peu  souhaitable  du 
printemps ,  qui  règne  sous  l'équateur  dans  la  chaîne 
des  Andes,  et  dont  j'ai  personnellement  beaucoup 
souffert  sur  les  plateaux  déserts  ou  Faramos ,  situés 
près  des  neiges  éternelles,  à  10  000  ou  12  000  pieds 
de  hauteur  (67).  Dans  ces  régions  la  température 
de  l'air,  durant  le  jour,  oscille  toujours  entre  /r  'J/2 
et  9'  Réaumur. 

Les  Grecs  s'occupèrent  beaucoup  de  l'obliquité  de 
l'écliptique.  Ils  la  mesurèrent  grossièrement,  et  se 
livrèrent  à  différentes  conjectures  sur  les  variations 
auxquelles  elle  pouvait  être  sujette ,  et  sur  les  effets 
qui  devaient  résulter  de  l'inclinaison  de  l'axe  terrestre 
pour  les  climats  et  le  développement  de  la  nature 
organique.  Ces  spéculations  furent  surtout  le  fait 
d'Anaxagore,  de  l'école  pythagoricienne,  etd'OEno- 
pide  de  Ghio.  Les  passages  qui  peuvent  nous  rensei- 


—  /|97  — 

gner  à  ce  sujet  sont  insuffisants  et  trop  peu  décisifs  ; 
cependant  ils  permettent  de  reconnaître  que  l'on 
faisait  remonter  le  développement  de  la  vie  orga- 
nique et  la  formation  des  animaux  à  l'époque  où 
commença  rinclinaison  de  l'axe  terrestre.  D'après  un 
témoignage  de  Vluitirque  {des  Opinions  des  Philosophes, 
liv.  II,  chap.  8),  Anaxagore  croyait  que  le  monde, 
lorsqu'il  fut  constitué  et  qu'il  eût  fait  sortir  de  son 
sein  les  êtres  animés ,  s'inclina  de  lui-même  vers  le 
midi.  Diogène  Laerce  (liv.  II,  chap.  3,  §  9)  fait 
aussi  parler  Anaxagore  dans  le  même  sens.  «  Selon 
ce  philosophe,  dit-^il,  les  astres  se  mouvaient  tous 
au  commencement,  comme  s'ils  eussent  été  attachés  à 
une  voûte,  de  sorte  que  le  pôle  paraissait  toujours 
être  sur  une  ligne  verticale;  mais  plus  tard  ils 
})rirent  une  position  inclinée.  »  On  se  représentait 
l'inclinaison  de  l'écliptique  comme  un  fait  accompli 
soudainement  dans  l'histoire  du  Monde;  il  n'était 
point  question  de  changement  progressif  ni  subsé- 
quent. 

Les  deux  situations  extrêmes  dont  Jupiter  et  Ura- 
nus  se  rapprochent  le  plus  ramènent  naturellement 
la  pensée  à  l'influence  qu'une  augmentation  et  une 
diminution  dans  l'obliquité  de  l'écliptique  pourraient 
exercer  sur  les  relations  météorologiques  de  notre 
planète  et  sur  le  développement  de  la  vie  organique, 
si  celte  différence  n'était  pas  restreinte  dans  des  li- 
mites étroites.  La  connaissance  de  ces  limites,  objet 
des  grands  travaux  de  Léonard  Euler,  de  Lagrange 
et  de  Laplace  peut  être  considérée  comme  une  des 


—  498  — 

plus  brillantes  conquêtes  de  l'astronomie  théorique, 
et  qui  marque  le  mieux  le  perfectionnement  de  la 
hau  le  analyse.  Laplace  affirme,  dans  son  Exposition  du 
Système  du  monde  (p.  303  ,  édit.  de  1824),  que  l'obli- 
quité de  l'écliptique  n'oscille  pas  de  plus  de  1"  1/2  des 
deux  côtés  de  sa  position  moyenne.  C'est  donc  aussi 
dans  cette  limite  de  3°  que  la  zone  tropicale  ou  le  tro- 
pique du  Cancer,  qui  en  est  l'extrémité  septentrio- 
nale, peut  se  rapprocher  des  contrées  que  nous  habi- 
tons (68).  C'est  comme  si,  en  mettant  à  part  tant 
d'autres  causes  de  perturbations  météorologiques, 
Berlin  se  trouvait  insensiblement  transporté  de  la 
ligne  isotherme  qu'il  occupe  aujourd'hui  à  celle  de 
Prague  ;  la  température  moyenne  annuelle  monterait 
à  peine  d'un  degré  centigrade  (69).  Biot  estime  aussi 
que  les  variations  dans  l'obliquité  de  l'écliptique  res- 
tent renfermées  entre  des  limites  très-étroites,  mais 
il  juge  plus  prudent  de  ne  point  exprimer  ces  limites 
en  chiffres.  «  La  diminution  lente  et  séculaire  de  l'o- 
bliquité de  l'écliptique,  dit-il,  offre  des  états  alterna- 
tifs qui  produisent  une  oscillation  éternelle,  comprise 
entre  des  limites  fixes.  La  théorie  n'a  pas  encore  pu 
parvenir  à  déterminer  ces  limites  ;  mais  ,  d'après  la 
constitution  du  système  planétaire,  elle  a  démontré 
qu'elles  existent  et  qu'elles  sont  très-peu  étendues. 
Ainsi,  à  ne  considérer  que  le  seul  effet  des  causes 
constantes  qui  agissent  actuellement  sur  le  système 
du  monde ,  on  peut  affirmer  que  le  plan  de  l'éclip- 
tique n'a  jamais  coïnciflé  et  ne  coïncidera  jamais 
avec  le  plan  de  Téquateur ,  phénomène   qui,  s'il 


—  499  — 

arrivait,  produirait  le  printemps  perpétuel.  »  {Traité 
d'Astronomie  physique^  t.  IV,  p.  91,  édit.  de  1817.) 
Tandis  que  la  nutation  de  l'axe  terrestre ,  dé- 
couverte par  Bradley,  dépend  uniquement  de  Tin- 
fluence  qu'exercent  le  Soleil  et  la  Lune  sur  l'apla- 
tissement polaire  de  notre  planète ,  les  variations 
dans  l'obliquité  de  l'écliptique  résultent  du  dé- 
placement de  toutes  les  orbites  planétaires.  Actuel- 
lement les  orbites  sont  distribuées  de  telle  façon , 
que  leur  action  combinée  produit  une  diminution 
dans  l'obliquité.  Cette  diminution  est  aujourd'hui, 
suivant  Bessel ,  de  0",  457  par  année.  Dans  quelques 
milliers  d'années,  la  position  des  orbites  planétaires, 
par  rapport  au  plan  de  l'orbite  terrestre ,  aura  telle- 
ment varié  que  la  partie  de  la  précession  due  aux 
planètes  changera  de  sens ,  et  qu'il  en  résultera  un 
accroissement  dans  l'obliquité  de  l'écliptique.  La 
théorie  nous  apprend  que  ces  périodes  croissantes  ou 
décroissantes  sont  de  très-inégale  durée.  Les  plus 
anciennes  observations  astronomiques  qui  nous  aient 
été  transmises  avec  des  données  numériques  exactes, 
remontent  à  l'année  1104  avant  l'ère  chrétienne, 
et  témoignent  du  grand  âge  de  la  civilisation  chi- 
noise. Les  monuments  littéraires  de  cette  nation 
sont  à  peine  plus  jeunes  d'un  siècle.  Il  existe  même 
une  chronologie  régulière  qui  s'étend ,  d'après 
Edouard  Biot,  jusqu'à  2700  avant  Jésus-Christ  (70). 
Sous  le  règne  de  Tscheou-Koung,  frère  de  Wou-Waug, 
l'ombre  du  Soleil  à  midi  fut  mesurée  dans  les  deux  sol- 
stices d'hiver  et  d'été,  avec  un  gnomon  de  huit  pieds. 


—  500  — 

Ces  expériences,  qui  eurent  lieu  à  Lo-jang  (aujour- 
d'hui Ho-nan-fou  de  la  province  de  Ho-nan ,  au  sud  du 
fleuve  Jaune),  par  3/l°  46'  de  latitude,  donnèrent ,  pour 
l'obliquité  de  l'écliptique,  23°  54',  c'est-à-dire  27' de 
plus  que  Ton  n'a  trouvé  en  1850  (71).  Les  obser- 
vations de  Pythéas  et  d'Ératoslhène,  à  Marseille  et  à 
Alexandrie,  sont  postérieures  de  six  ou  sept  cents  ans. 
Nous  possédons  les  résultats  de  quatre  expériences 
de  ce  genre  antérieures  à  l'ère  chrétienne,  et  de  sept 
autres  faites  entre  la  naissance  de  Jésus-Christ  et  les 
observations  d'Ouloiigh-Beg  à  l'observatoire  de  Samar- 
cande.  La  théorie  de  Laplace  s'accorde  merveilleuse- 
ment avec  ces  résultats ,  pour  un  laps  de  temps  de 
près  de  trente  siècles,  sauf  quelques  différences 
insignifiantes,  tantôt  en  plus,  tantôt  en  moins.  Il  y 
a  d'autant  plus  lieu  de  s'applaudir  de  ce  que  la  me- 
sure de  la  longueur  des  ombres  sous  Tscheou-Koung 
est  parvenue  jusqu'à  nous,  que  l'on  ne  sait  par 
quel  hasard  l'écrit  qui  la  contient  a  échappé  à 
ia  destruction  générale  des  livres  ordonnée,  l'an 
246  avant  Jésus  -  Christ ,  par  l'empereur  Schi- 
Hoang-Ti,  de  la  dynastie  des  Tsin.  D'après  les  re- 
cherches de  Lepsius,  la  IV®  dynastie  égyptienne  com- 
mence avec  les  constructeurs  des  pyramides  Chou- 
fou  ,  Schafra  et  Menkera ,  vingt-trois  siècles  avant  les 
observations  faites  à  Lo-jang.  11  est ,  d'après  cela , 
bien  vraisemblable,  si  l'on  considère  le  haut  degré  de 
civilisation  auquel  était  déjà  parvenue  la  nation  égyp- 
tienne et  l'antiquité  de  son  calendrier,  que,  avant  les 
mesures  de  Lo-jang,  des  mesures  semblables  avaient 


—  501  — 

été  exécutées  dans  la  vallée  du  Nil.  Les  Péruviens 
eux-mêmes,  bien  que  moins  au  fait  que  les  Mexicains 
et  les  Muyscas,  qui  habitent  les  montagnes  de  la 
Nouvelle-Grenade  ,  des  rectifications  de  calendrier  et 
des  intercalations ,  avaient  des  gnomons  formés  d'un 
cercle  tracé  autour  d'une  aiguille,  sur  une  surface  très- 
unie.  Il  y  avait  de  ces  gnomons  au  milieu  du  grand 
temple  du  Soleil  à  Cuzco  ,  et  dans  plusieurs  autres 
lieux.  Celui  de  Quito ,  situé  presque  sous  Féquateur, 
était  tenu  en  plus  grand  honneur  que  les  autres  ;  on 
avait  coutume  de  le  couronner  de  fleurs,  aux  fêtes  de 
l'équinoxe  (72). 

9°  Excentricité  des  orbites  planétaires.  —  La  forme 
d'une  ellipse  est  déterminée  par  la  longueur  du  grand 
axe  et  la  distance  des  deux  foyers.  Pour  les  orbites 
des  planètes,  cette  distance  que  l'on  nomme  excen- 
tricité, comparée  au  demi-grand  axe  de  l'orbite, 
varie  depuis  0,006,  comme  dans  l'orbite  de  Vénus 
qui  se  rapproche  beaucoup  de  la  forme  circulaire , 
jusqu'à  0,205  dans  l'orbite  de  Mercure,  et  à  0,255, 
dans  celle  de  Junon.  Les  planètes  dont  l'orbite 
est  le  moins  excentrique ,  sont  après  Vénus  et  Nep- 
tune, la  Terre,  dont  l'excentricité  diminue  de 
0,000  042  99  en  cent  ans ,  le  petit  axe  augmentant 
dans  la  même  proportion,  puis  Uranus,  Jupiter,  Sa- 
turne, Gérés,  Égérie,  Vesta  et  Mars.  Les  orbites  les 
plus  excentri([ues  sont  celles  de  Junon  (0,255),  de 
Pallas  (0,259)  ,  d'iris  (0,232),  de  Victoria  (0,217), 
de  Mercure  (0,205)  et  d'Hébé  (0,202).  Il  y  a  des  pla- 
nètes dont  l'excentricité  va  croissant:  de  ce  nombre 


—  50^2  — 

sont  Mercure,  Mars  et  Jupiter.  Dans  d'autres,  au 
contraire,  elle  décroît:  telles  sont  Vénus,  la  Terre, 
Saturne  et  Uranus.  Le  tableau  suivant  indique  les 
excentricités  des  grandes  planètes  d'après  Hansen , 
pour  l'année  1800.  On  trouvera  plus  loin  les  excentri- 
cités des  petites  planètes  avec  les  autres  éléments  de 
leurs  orbites. 

Mercure 0,2056163 

Vénus.  .......  0,0068618 

La  Terre 0,0167922 

Mars 0,0932168 

Jupiter 0,0^81621 

Saturne 0,0561505 

Uranus 0,0^^66108 

Neptune 0,00871966 

Le  mouvement  du  grand  axe ,  qui  déplace  le 
périhélie  des  planètes ,  s'accomplit  progressive- 
ment ,  d'une  manière  incessante  et  suivant  une  di- 
rection unique.  Les  lignes  des  apsides  ainsi  dépla- 
cées auraient  besoin  de  plus  de  cent  mille  ans 
pour  accomplir  leur  cycle.  11  est  essentiel  de  dis- 
tinguer ce  changement  de  ceux  que  subit  la  forme 
elliptique  des  orbites.  On  a  agite  la  question  de 
savoir  si  l'importance  croissante  de  ces  éléments 
pourrait,  dans  la  suite  d'un  grand  nombre  de  siè- 
cles, modifier  considérablement  la  température  de 
la  Terre ,  et  influer  sur  la  somme  totale  et  la  dis- 
tribution de  la  chaleur  dans  les  différentes  parties 
du  jour  et  de  l'année;  si  ces  causes  astronomi- 
ques, agissant  régulièrement  d'après  des  lois  éter- 


—  503  — 

nelles,  ne  pourraientpoint  faciliter lasolution  du  grand 
problème  géologique ,  relatif  aux  plantes  et  aux  ani- 
maux des  tropiques  que  Ton  a  trouvés  ensevelis  dans  la 
zone  glaciale.  Certains  raisonnements  mathématiques 
ont  paru  de  nature  à  alarmer  les  esprits  touchant  la  po- 
sition des  apsides  et  la  forme  des  orbites ,  selon  que 
ces  orbites  se  rapprochent  davantage  de  la  forme  cir- 
culaire ou  de  Texcenlricité  des  comètes ,  touchant 
l'inclinaison  des  axes  ,  le  changement  dans  l'obli- 
quité de  l'écliptique,  et  l'influence  que  la  précession 
des  équinoxes  peut  exercer  sur  la  durée  de  Tannée  ; 
mais  ces  mêmes  raisonnements ,  soumis  à  une  ana- 
lyse plus  sévère ,  fournissent  aussi  pour  l'avenir  du 
monde  des  motifs  de  sécurité.  Les  grands  axes  et 
les  masses  ne  changent  pas.  La  loi  du  retour  pério- 
dique prévient  l'accroissement  indéfini  de  certaines 
perturbations.  Les  excentricités,  peu  sensibles  déjà 
en  elles-mêmes,  des  deux  plus  puissantes  planètes, 
de  Jupiter  et  de  Saturne,  reçoivent,  grâce  à  des  in- 
fluences réciproques  dont  les  eflèts  se  compensent, 
des  augmentations  et  des  diminutions  alternatives, 
contenues  dans  des  limites  étroites  et  déterminées. 
Par  suite  du  déplacement  que  subit  la  ligne  des 
apsides ,  le  point  de  l'orbite  terrestre  le  plus  rap- 
proché du  Soleil  arrive  graduellement  à  tomber 
dans  des  saisons  opposées  (73).  Si  actuellement 
l'astre  passe  au  périhélie  dans  les  premiers  jours  de 
janvier,  et  à  l'aphélie  six  mois  plus  tard,  dans  les 
premiers  jours  de  juillet,  le  mouvement  progressif  de 
la  ligne  des  apsides  ou  grand  axe  de  l'orbite  terrestre 


—  504  — 

peut  faire  que  le  maximum  de  la  distance  tombe  en 
hiver,  le  minimum  en  été,  de  telle  façon  que  la  dis- 
tance de  la  Terre  au  Soleil  soit  plus  grande  au  mois 
de  janvier  que  dans  Tété  de  520  000  myriamètres  , 
c'est-à-dire  1/30  de  la  distance  moyenne.  Au  premier 
coup  d'œil ,  on  serait  tenté  de  croire  que  le  déplace- 
ment du  périhélie  de  l'hiver  à  l'été  devrait  amener 
de  grands  changements  dans  les  climats ,  et  cepen- 
dant tout  se  réduirait  à  ceci  que  le  Soleil ,  dans  cette 
hypothèse  ,  ne  prolongerait  plus  de  sept  jours  sa  pré- 
sence dans  l'hémisphère  septentrional ,  c'est-à-dire 
qu'il  ne  mettrait  plus  pour  parcourir  la  moitié  de 
son  orbite,  depuis  l'équinoxe  du  printemps  jusqu'à 
celui  de  l'automne,  une  semaine  de  plus  qu'à  par- 
courir l'autre  moitié ,  depuis  l'équinoxe  d'automne 
jusqu'à  celui  du  printemps.  La  différence  de  tem- 
pérature ,  en  n'entendant  par  là  que  les  climats  as- 
tronomiques ,  et  sans  considérer  le  rapport  de  l'élé- 
ment liquide  à  l'élément  solide  sur  la  surface  de  la 
Terre,  la  dijfférence  de  température  ,  dis-je  ,  que  l'on 
pourrait  redouter  comme  conséquence  du  mouve- 
ment de  la  ligne  qui  joint  les  apsides ,  se  trouve 
neutralisée  presque  entièrement  par  cette  circon- 
stance que  le  point  où  notre  planète  est  le  plus 
proche  du  Soleil  est  toujours  celui  où  sa  course  est 
le  plus  rapide  (74).  Le  beau  théorème  dû  à  Lambert, 
d'après  lequel  la  quantité  de  chaleur  que  la  Terre 
reçoit  du  Soleil  dans  chaque  partie  de  l'année,  est 
proportionnelle  à  l'angle  décrit,  durant  le  même 
laps  de  temps,  par  le  rayon  vecteur  dn  soleil,  con- 


—  505  — 

tient  jusqu'à  un  certain  point  la  solution  tranquilli- 
sante de  ce  problème  (75). 

Ainsi  le  changement  de  direction  dans  la  ligne 
des  apsides  ne  saurait  exercer  qu'une  faible  in- 
fluence sur  la  température  de  la  Terre  ;  d'autre 
part,  les  limites  des  changements  qui  peuvent  s'ac- 
complir avec  vraisemblance  dans  l'ellipse  de  l'or- 
bite terrestre  sont  très- resserrées  (76).  Cette  cause 
elle  -  même  ,  d'après  Arago  et  Poisson  ,  ne  peut 
modifier  les  climats  que  d'une  manière  très-peu 
sensible  et  si  lente ,  que  les  changements  ne  se- 
raient point  appréciables  avant  de  longues  périodes 
de  temps.  Bien  que  l'on  ne  soit  pas  encore  parvenu 
par  l'analyse  à  déterminer  exactement  ces  limites, 
on  est  au  moins  sûr  que  jamais  l'excentricité  de  la 
Terre  ne  peut  atteindre  celle  de  Junon,  de  Pallas 
et  de  Victoria. 

10''  Intensité  de  la  lumière  solaire  sur  les  différentes 
planètes,  —  En  prenant  pour  unité  l'intensité  de  la 
lumière  solaire  sur  notre  planète,  on  arrive  aux  ré- 
sultats suivants  : 

Mercure 6,674 

Vénus 1,911 

Mars 0,431 

Pallas 0,130 

Jupiter 0,036 

Saturne 0,011 

Uranus 0,003 

Neptune 0,001 

L'exc(:ntricité  considérable  des  trois  planètes  qui 


—  506  — 

suivent,  influe  sur  l'intensité  de  ia  lumière,  au  péri- 
hélie et  à  l'aphélie  : 

Mercure  au  périhélie  10,58  à  l'aphélie  ^,59 
Mars  —  0,52  —        0,36 

Junon  —  0,25  —        0,09 

En  raison  du  peu  d'excentricité  de  la  Terre,  l'inten- 
îiité  de  la  lumière  ne  varie  pour  cette  planète,  du  pé- 
rihélie à  l'aphélie,  que  de  1 ,034  à  0,967.  Si  la  lumière 
est  7  fois  plus  intense  à  la  surface  de  Mercure  qu'à 
la  surface  de  la  Terre ,  elle  doit  l'être  368  fois  moins 
à  la  surface  d'Uranus.  îl  n'est  point  fait  mention  ici 
de  la  chaleur,  parce  que  c'est  un  phénomène  compli- 
qué, qui  dépend  de  l'existence  ou  de  la  non-existence 
des  atmosphères  ,  de  leur  hauteur  et  de  leur  com- 
position spéciale.  Je  rappellerai  seulement  ici  la 
conjecture  de  Sir  John  Herschel  sur  la  température 
qui  doit  régner  à  la  surface  de  la  Lune  ;  il  est  possible, 
suivant  lui ,  qu'elle  dépasse  de  beaucoup  la  tempéra- 
ture de  Teau  bouillante  (77). 

PLAISÈTES    SECONDAIRES   OU    SATELLITES. 

Les  considérations  générales  auxquelles  peut  don- 
ner lieu  la  comparaison  des  planètes  secondaires  ont 
été  exposées  déjà  assez  en  détail  dans  le  Tableau  de  la 
Nature  qui  remplit  le  premier  volume  du  Cosmos 
(p.  103-109  .  A  l'époque  où  ce  volume  parut,  on  ne 
connaissait  encore  que  il  planètes  principales  et 
18  planètes  secondaires.  Parmi  les  astéroïdes  ou 
petites  planètes  télescopiques ,  k  seulement  avaient 


-    507  — 

été  signalées  :  Cévès ,  Pallas ,  Junon  et  Vesta.  Au- 
jourd'hui, au  mois  d'août  1851,  nous  connaissons 
22  planètes  principales  et  21  satellites.  Après  une  in- 
terruption de  t^8  ans  dans  les  découvertes  des  planètes, 
depuis  l'année  1807  jusqu'au  mois  de  décembre  1845, 
commence  avec  l'Astrée  d'Hencke  une  série  d'obser- 
vations heureuses  qui  révèlent  l'existence  de  10  pe- 
tites planètes.  Dans  ce  nombre,  2  ont  été  vues  pour  la 
première  fois  àDriesen,  par  Hencke(Astrée  et  Hébé); 
4  à  Londres,  par  Hind  (Iris,  Flore,  Victoria  et  Irène)  ; 
1  àMarkree  Castle,  parGraham  (Métis),  et  3  à  Naples, 
par  de  Gaspai'is  (  Hygie ,  Parthénope  et  Égérie) .  La 
plus  éloignée  de  toutes  les  grandes  planètes,  Neptune, 
signalée  par  Leverrier  à  Paris  et  reconnue  à  Berlin 
par  Galle ,  suivit  Astrée  à  dix  mois  d'intervalle.  En 
ce  moment  les  découvertes  se  multiplient  avec  une 
telle  rapidité,  qu'après  un  laps  de  quelques  années, 
la  topographie  du  système  solaire  semble  avoir  au- 
tant vieilli  que  les  statistiques  géographiques. 

Des  21  satellites  aujourd'hui  connus,  1  appartient 
à  la  Terre,  4  appartiennent  à  Jupiter,  8  à  Saturne, 
parmi  lesquels  le  dernier  découvert,  Hypérion,  est 
le  7'  dans  l'ordre  des  distances  ;  Uranus  en  a  6,  dont 
le  2^  et  le  4^  sont  déterminés  surtout  avec  une  grande 
certitude  ;  Neptune  en  a  2. 

Les  satellites  tournant  autour  des  planètes  princi- 
pales, forment  des  systèmes  subordonnés,  dans  les- 
quels ces  planètes  jouent  le  rôle  de  corps  central,  et 
constituent  des  systèmes  particuliers  de  dimensions 
très-diiTérentes,  qui  reproduisent  en  petit  l'image 


—  508  — 

du  système  solaire.  Dans  l'étal  actuel  de  nos  con- 
naissances, le  domaine  de  Jupiter  a,  en  diamètre, 
380  000  myriamètres;  celui  de  Saturne  en  a  780  000. 
Ces  analogies  entre  les  systèmes  subordonnés  et  le 
système  solaire  ont  contribué,  au  temps  de  Galilée, 
où  l'expression  de  Monde  de  Jupiter  (Mundus  Jovialis) 
devint  d'un  usage  fréquent ,  à  répandre  d'une  manière 
plus  générale  et  plus  rapide  la  théorie  de  Copernic. 
Elles  rappellent  ces  ressemblances  de  forme  et  de 
position  que  la  nature  organique  se  plaît  aussi  à  ré- 
péter souvent  à  des  degrés  inférieurs  de  la  création. 
La  répartition  des  satellites  dans  le  système  so- 
laire est  tellement  inégale ,  que ,  bien  que  les  pla- 
nètes principales  accompagnées  de  satellites  soient 
à  celles  qui  en  sont  dépourvues  dans  le  rapport  de  5 
à  3,  les  premières,  à  l'exception  de  la  Terre,  font 
toutes  partie  du  groupe  extérieur,  situé  au  delà  des 
astéroïdes  aux  orbites  entrelacées.  Le  seul  satellite 
qui  se  trouve  dans  le  groupe  intérieur,  la  Lune,  offre 
cette  particularité  que  son  diamètre  est  d'une  gran- 
deur excessive  relativement  à  celui   de  la  Terre. 
Ce  rapport  est  de  1/3,8 ,  tandis  que  dans  le  plus 
grand  des  satellites  de  Saturne ,  le  6^  par  ordre  de 
position,  dans  Titan,  le  diamètre  n'est  guère  que 
1/15,5  de   celui  de  la  planète  principale,  et  que 
dans  le  plus  grand  des  satellites  de  Jupiter,  qui  est 
le  3'  par  ordre  de  position,  ce  rapport  n'est  que 
de  1/25,8.    Cette  grandeur  toute  relative  doit  être, 
du  reste ,  distinguée  avec  soin  de  la  grandeur  ab- 
solue. Le  diamètre  proportionellement  si  large  de  la 


—  509  — 

Lune  n*a  en  définitive  que  /t5i  milles  géographiques, 
et  le  cède  par  conséquent  en  grandeur  absolue  aux 
diamètres  des  quatre  satellites  de  Jupiter,  qui  en  ont 
respectivement  776,  664,  529  et  475.  11  s'en  faut  de 
très-peu  que  le  diamètre  du  6'  satellite  de  Saturne 
n'atteigne  le  diamètre  de  Mars,  qui  a  89*2  milles 
géographiques  (78).  Si  les  résultats  fournis  par  le 
télescope  dépendaient  uniquement  du  diamètre  du 
satellite  et  n'étaient  point  subordonnés  au  voisinage 
de  la  planète  principale ,  à  l'éloignement  et  à  la 
constitution  de  la  surface  qui  réfléchit  la  lumière, 
on  serait  autorisé  à  considérer  les  deux  premiers 
satellites  de  Saturne,  Mimas  et  Encélade,  ainsi  que 
le  2'  et  le  4'  des  satellites  d'Uranus,  comme  les  plus 
petites  de  toutes  les  planètes  secondaires.  Mais  il  est 
plus  sûr  de  les  désigner  seulement  comme  les  plus 
petits  points  lumineux.  Un  fait  qui  parait  acquis 
à  la  science,  c'est  que  l'on  doit  chercher  parmi 
les  petites  planètes,  et  non  parmi  les  satellites,  les 
plus  petits  de  tous  les  corps  planétaires  (79). 

Il  n'est  nullement  exact  de  dire  que  la  densité  des 
satellites  soit  toujours  moindre  que  celle  des  planètes 
principales,  comme  cela  est  le  cas  pour  la  Lune,  dont 
la  densité  est  à  celle  de  la  Terre  dans  le  rapport  de 
0,619  à  1 ,  ainsi  que  pour  le  4^  satellite  de  Jupiter. 
Dans  le  système  de  Jupiter,  le  3'  satellite ,  qui  est 
le  plus  grand,  a  la  même  densité  que  la  planète;  le 
2'  est  plus  dense.  Il  n'est  pas  vrai  non  plus  que  les 
masses  augmentent  avec  les  distances.  Si  l'on  sup- 
pose que  les  planètes  furent  formées  d'anneaux  se 
m.  33 


—  510  — 

mouvant  en  cercle  dans  l'espace,  il  faut  que  des 
causes,  qui  resteront  peut-être  éternellement  un 
mystère,  aient  déterminé  autour  de  tel  ou  tel  noyau 
des  agglomérations  de  grandeurs  différentes ,  et  di- 
versement condensées. 

Les  orbites  de  satellites  appartenant  au  même 
groupe  ont  des  excentricités  très-différentes.  Dans 
le  système  de  Jupiter,  les  deux  premiers  satellites 
décrivent  presque  des  cercles  parfaits;  l'excentricité 
dans  les  deux  suivants  s'élève  à  0,0013  et  0,0072. 
Dans  le  système  de  Saturne ,  l'orbite  du  satellite  le 
plus  rapproché,  de  Mimas,  est  déjà  beaucoup  plus 
excentrique  que  celle  d'Encélade  et  celle  de  Titan ,  si 
nettement  déterminé  par  Bessel,  et  qui  est  à  la  fois 
le  plus  grand  et  le  plus  anciennement  découvert  des 
satellites  de  Saturne.  L'excentricité  de  Titan  n'est, 
à  la  vérité,  que  de  0,02922.  D'après  ces  données, 
qui  méritent  confiance ,  Mimas  seul  est  plus  excen- 
trique que  la  Lune,  dont  l'excentricité,  égale  à 
0,05484,  a  cela  de  particulier  qu'elle  est  la  plus 
grande  excentricité  connue ,  relativement  à  celle  de 
la  planète  principale  autour  de  laquelle  elle  fait  sa 
révolution.  Ainsi  l'excentricité  de  Mimas  est  à  celle  de 
Saturne  comme  0,068  est  à  0,056;  celle  de  la  Lune 
est  à  celle  de  la  Terre  comme  0,054  est  à  0,016. 
Sur  les  distances  des  satellites  aux  planètes,  on  peut 
voir  le  premier  volume  du  Cosmos  (p.  106).  La  dis- 
tance de  Mimas  à  Saturne  n'est  plus  évaluée  aujour- 
d'hui à  14  857  myriamètres,  mais  à  18  995,  en  partant 
du  centre  de  la  planète,  ou  à  12  946,  en  partant  de 


—  511  — 

la  surface;  d'où  il  résulte  que  la  distance  de  ce  satel- 
lite à  Tanneau  de  Saturne  est  de  plus  de  5000  niyria- 
mètres,  en  défalquant  3109  myriamètres  pour  l'in- 
tervalle entre  la  planète  et  l'anneau ,  et  4486  pour  la 
largeur  même  de  l'anneau  (80).  Le  système  de  Jupiter 
présente  aussi,  avec  une  certaine  harmonie  générale, 
des  anomalies  singulières  dans  les  orbites  de  ses  sa- 
tellites, qui  se  meuvent  tous  à  une  faible  distance  et 
dans  le  plan  de  l'équateur  de  la  planète.  Parmi  les 
satellites  de  Saturne,  7  font  leur  révolution  à  très- 
peu  près  dans  le  plan  de  l'anneau  ;  le  8'  et  dernier, 
Japhet,  est  incliné  sur  ce  plan  de  12^14'. 

Dans  ces  considérations  générales  sur  les  orbites 
planétaires ,  nous  sommes  descendu  du  système  so- 
laire, le  plus  vaste  des  systèmes  connus,  mais  qui 
vraisemblablement  n'est  pas  encore  la  manifestation 
suprême  de  l'attraction  céleste,  aux  systèmes  partiels 
et  subordonnés  de  Jupiter,  de  Saturne,  de  Neptune, 
d'Uranus  (81).  Si,  d'un  côté ,  il  y  a  dans  la  pensée  et 
dans  l'imagination  de  l'homme  une  tendance  innée  à 
la  généralisation ,  un  besoin  insatiable  d'agrandir  en- 
core le  monde  par  ses  pressentiments,  et  de  chercher 
dans  le  mouvement  de  translation  qui  emporte  notre 
système  solaire  l'idée  d'une  coordination  plus  vaste 
et  plus  élevée  (82),  on  a  conjecturé ,  d'autre  part ,  que 
les  satellites  de  Jupiter  pouvaient  être  autant  de  cen- 
tres autour  desquels  tournaient  des  corps  célestes  que 
leur  petitesse  dérobe  à  la  vue.  D'après  cette  hypothèse, 
chacun  des  membres  dont  se  composent  les  systèmes 
partiels  qui  ont  leur  siège  principal  dans  le  groupe  des 


—  51:2  — 

planètes  extérieures  aurait  au-dessons  de  lui  d'au- 
tres systèmes  analogues  et  subordonnés.  L'esprit 
symétrique  de  l'homme  se  complaît  dans  la  repro- 
duction successive  des  mêmes  formes,  alors  même 
qu'il  est  forcé ,  pour  se  satisfaire  ,  d'inventer  des 
analogies  ;  mais  un  examen  sérieux  ne  permet  point 
de  confondre  le  monde  idéal  avec  le  monde  réel , 
les  hypothèses  simplement  probables  avec  les  résul- 
tats fondés  sur  des  observations  certaines. 


—  513  — 


KOTIONS  PARTICULIERES 

SUR  LES  PLANÈTES  ET  LES  SATELLITES 


Une  description  physique  de  l'univers  a  pour  objet 
spécial,  ainsi  que  je  l'ai  rappelé  déjà  plusieurs  fois, 
de  réunir  les  résultats  numériques  les  plus  importants 
et  les  plus  sûrs,  que  l'on  a  pu  obtenir  dans  le  domaine 
sidéral ,  aussi  bien  que  dans  le  domaine  terrestre , 
jusqu'au  milieu  du  xix^  siècle.  Les  formes  et  les  mou- 
vements des  corps  doivent  y  être  retracés ,  au  triple 
point  de  vue  de  leur  création  ,  de  leur  existence ,  de 
leur  mesure.  Les  bases  sur  lesquelles  reposent  ces  ré- 
sultats, les  conjectures  cosmogoniques  qui,  suivant 
les  progrès  et  les  alternatives  de  nos  connaissances , 
se  sont  produites  depuis  des  millions  d'années  tou- 
chant la  formation  et  le  développement  du  monde 
physique,  ne  rentrent  point,  à  vrai  dire,  dans  le 
cercle  de  ces  recherches  expérimentales.  On  peut  voir 
à  ce  sujet  le  tome  I"  du  Cosmos,  p.  32-36,  67  et  89. 

LE    SOLEIL. 

Dans  les  pages  qui  précèdent  {Cosmos^  t.  III, 
p.  426  458),  j'ai  indiqué  les  dimensions  du  Soleil  et 
exposé  les  vues  généralement  admises  aujourd'hui 
sur  la  constitution   physique   du  corps  qui   forme 


—  514  - 

le  centre  de  notre  système.  Il  suffira  d'ajouter, 
d'après  les  observations  les  plus  récentes  ,  quelques 
remarques  supplémentaires  au  sujet  des  formes  rou- 
geâtres  dont  il  est  fait  mention  plus  haut  {Ibid,, 
p.  440).  Les  importants  phénomènes  offerts,  dans 
FEst  de  l'Europe,  lors  de  l'éclipsé  totale  du  28  juil- 
let 1851,  ont  renforcé  encore  l'opinion,  exprimée 
par  Arago  en  1846,  que  les  éminences  rougeâtres, 
semblables  à  des  montagnes  ou  à  des  nuages ,  qui , 
dans  les  éclipses,  se  remarquent  sur  les  bords  du 
disque  obscurci  du  Soleil,  appartiennent  à  l'atmo- 
sphère gazeuse ,  c'est-à-dire  à  la  plus  extérieure  des 
atmosphères  dont  le  corps  central  est  entouré  (83). 
Ces  éminences  étaient  découvertes  graduellement  à 
l'Ouest  par  la  retraite  de  la  Lune ,  et  disparaissaient 
du  côlé  opposé,  à  mesure  que  la  Lune  poursuivait  sa 
course  vers  l'Orient.  (Annuaire  du  Bureau  des  Longi- 
tudes pour  1846,  p.  457.) 

Ces  projections  marginales  avaient  une  telle  inten- 
sité de  lumière ,  qu'on  a  pu  les  reconnaître  avec  le 
télescope,  à  travers  les  légers  nuages  qui  les  voi- 
laient, et  même  les  apercevoir  à  l'œil  nu  dans  l'inté- 
rieur de  la  couronne. 

Quelques-unes  de  ces  éminences,  offrant  la  couleur 
du  rubis  ou  de  la  fleur  de  pêcher,  subirent  dans 
leurs  contours  une  rapide  et  sensible  altération,  pen- 
dant la  durée  de  l'éclipsé  totale.  Une  d'elles  semblait 
recourbée  à  son  extrémité,  et  plusieurs  observateurs 
croyaient  voir  comme  une  colonne  de  fumée  ar- 
rondie, vers  le  sommet  de  laquelle,  flottait  un  nuage 


—  515  — 

librement  suspendu  (81).  La  hauteur  des  protubé- 
rances fut  évaluée  en  général  à  1  ou  2  minutes.  Il 
y  a  même  un  point  sur  lequel  elles  semblent  avoir 
dépassé  cette  limite.  Indépendamment  de  ces  jets  lu- 
mineux, au  nombre  de  3  à  5,  on  vit  aussi  des  bandes 
rouges,  étroites  et  souvent  dentelées,  qui  parais- 
saient adhérer  aux  bords  de  la  Lune  (85). 

On  a  pu  voir  de  nouveau ,  et  très-distinctement , 
surtout  à  l'entrée ,  la  partie  du  bord  de  la  Lune  qui 
ne  se  projetait  point  sur  le  disque  du  Soleil  (86). 

A  quelques  minutes  des  bords  du  Soleil ,  près  de 
la  plus  grande  des  éminences  rouges  et  recourbées 
que  nous  venons  de  signaler,  on  apercevait  un  groupe 
de  taches  solaires.  Une  tache  était  également  visible 
près  du  bord  opposé  ;  la  distance  qui  l'eii  séparait  ne 
permettait  guère  de  croire  que  la  matière  rouge  et 
gazeuse  de  ces  exhalaisons  sortît  des  ouvertures  en 
forme  d'entonnoir  qui  constituent  les  taches.  Mais 
comme  avec  uii  fort  grossissement  on  voit  distinc- 
tement des  pores  sur  toute  la  surface  du  Soleil,  la 
conjecture  la  plus  probable  est  que  ces  émanations 
de  gaz  et  de  vapeurs,  qui  s'élevant  du  corps  solaire 
forment  les  entonnoirs ,  se  répandent  à  travers  ces 
ouvertures  ou  à  travers  des  pores  plus  petits,  et 
offrent  à  nos  regards,  dans  la  troisième  enveloppe 
solaire,  les  colonnes  de  vapeur  rouges  et  les  nuages 
diversement  configurés  dont  nous  avons  donné  la 
description  (87). 


516   — 


MERCURE. 


Si  Ton  se  rappelle  combien ,  depuis  les  temps  les 
plus  reculés ,  les  Égyptiens  s'occupèrent  de  Mercure 
sous  les  noms  de  Set  ou  d'Horus  (88),  et  les  Indiens 
sous  celui  de  Boudlia  (89);  comment  les  Asedites, 
habitués  à  contempler  le  ciel  transparent  de  l'Arabie 
occidentale ,  firent  de  cette  planète  ,  entre  toutes  les 
autres,  l'objet  privilégié  de  leur  culte  (90);  comment 
enfin  Ptolémée  put  mettre  à  profit,  dans  le  ix'  livre 
de  VAlmageste,  14  observations  de  Mercure  remon- 
tant jusqu'à  l'année  261  avant  notre  ère ,  et  qui 
viennent  en  partie  des  Chaldéens  (91) ,  on  ne  peut 
entendre  sans  étonnement  Copernic  se  plaindre  sur 
son  lit  de  mort,  à  l'âge  de  70  ans,  de  n'avoir  pu, 
malgré  ses  efforts,  apercevoir  Mercure.  Cependant  les 
Grecs ,  frappés  de  l'intensité  si  vive  quelquefois  de 
sa  lumière,  caractérisaient  cette  planète  par  l'épi- 
thète  de  scintillante  (a-tXêcov)  (92).  Ainsi  que  Vénus, 
Mercure  nous  offre  des  phases,  c'est-à-dire  que  sa 
partie  éclairée  subit  des  variations  de  forme;  de 
même  encore  elle  nous  apparaît  quelquefois  comme 
étoile  du  matin  et  quelquefois  comme  étoile  du  soir. 

La  distance  moyenne  de  Mercure  au  Soleil  est  d'un 
peu  plus  de  8  millions  de  milles  géographiques  de 
15  au  degré,  environ  6  millions  de  myriamètres; 
cela  fait  0,387  093  8  de  la  distance  moyenne  de  la 
Terre  au  Soleil.  En  raison  de  l'excentricité  considé- 
rable de  son  orbite,  qui  est  de  0,205  616  3,1a  distance 
de  Mercure  au  Soleil  n'est  au  périhélie  que  de  6  mil 


—  517  — 

lions  1/4  de  milles  géographiques ,  elle  est  à  Taphélie 
de  10  millions.  Cette  planète  accomplit  sa  révolution 
autour  du  Soleil  en  87  de  nos  jours  moyens,  plus 
23  heures,  15  minutes  et  46  secondes.  Des  observa- 
tions trop  peu  certaines  sur  la  forme  de  la  corne 
méridionale  de  son  croissant,  et  la  découverte  d'une 
bande  obscure  qui,  vers  l'Est,  est  absolument  noire, 
ont  amené  Schrœter  et  Harding  à  fixer  comme  durée 
de  sa  rotai  ion  l'espace  de  24  heures  et  5  minutes. 

D'après  les  déterminations  de  Bessel ,  faites  à  l'occa- 
sion du  passage  de  Mercure,  du  5  mai  1832,  le  vrai 
diamètre  de  cette  planète  est  de  497  myriamètres, 
c'est-à-dire  0,391  du  diamètre  terrestre  (93). 

La  masse  de  Mercure  avait  été  évaluée  par  La- 
grange  ,  d'après  des  suppositions  très-hasardeuses 
sur  les  rapports  réciproques  des  densités  et  des  dis- 
tances. La  comète  à  courte  période  d'Encke  fournit 
un  premier  moyen  de  corriger  ce  calcul.  Suivant 
Encke,  la  masse  de  Mercure  est  1/4  865  751  de  la 
masse  du  Soleil,  ce  qui  fait  à  peu  près  1/13,7  de  la 
masse  terrestre.  Laplace  a  évalué,  d'après  Lagrange, 
la  masse  de  Mercure  à  1/2  025  810  (94),  mais  elle  ne 
dépasse  guère  en  réalité  les  5/12  de  ce  chiffre.  Cette 
correction  contredit  l'hypothèse  de  l'accroissement 
rapide  des  densités,  suivant  que  les  planètes  sont  plus 
rapprochées  du  Soleil.  Si  l'on  admet  avec  Hansen 
que  le  volume  de  Mercure  égale  les  6/100  de  celui 
de  la  Terre ,  il  en  résulte  que  la  densité  de  Mercure 
n'est  que  1,22.  «Au  reste,  dit  Encke,  ces  déter- 
minations n(^  doivent  encore  être  considérées  que 


—  518  — 

comme  un  premier  essai  pour  approcher  de  la  vérité 
plus  que  ne  l'avait  fait  Laplace.  »  On  croyait ,  il 
n'y  a  pas  plus  de  dix  ans  ,  que  la  densité  de  Mercure 
était  presque  triple  de  celle  de  la  Terre;  on  l'éva- 
luait alors,  en  prenant  pour  unité  celle  de  la  Terre, 
à  2,56  ou  2,94. 

VÉNUS. 

La  distance  moyenne  de  Vénus  au  Soleil  égale 
0,723331  7  de  celle  de  la  Terre  ,  c'est-à-dire  qu'elle 
est  de  15  millions  de  milles  géographiques  ou  de 
11  millions  de  myriamètres.  La  durée  de  la  révolu- 
tion sidérale  de  Vénus  est  de  221  jours  ,  16  heures, 
49  minutes  et  7  secondes.  Aucune  autre  planète 
principale  ne  vient  aussi  près  de  la  Terre.  Elle  s'en 
approche  en  effet  à  une  distance  de  3  900  000  myria- 
mètres, mais  elle  s'en  éloigne  aussi  jusqu'à  26  000  000 
myriamètres.  De  là  les  variations  considérables  de 
son  diamètre  apparent  que  l'on  ne  saurait  déterminer 
uniquement  d'après  l'intensité  de  la  lumière  (95). 
L'excentricité  de  l'orbite  de  Vénus  n'est  que  de 
0,00686182,  en  prenant  comme  toujours  le  demi- 
grand  axe  pour  mesure.  Le  diamètre  de  cette  planète 
est  de  1694  milles  géographiques  ou  1256  myria- 
mètres, sa  masse  de  1/4018  391  de  celle  du  Soleil, 
son  volume  de  0,957,  sa  densité  de  0,94,  relative- 
ment au  volume  et  à  la  densité  de  la  Terre. 

Des  deux  passages  de  planètes  inférieures  qui 
furent  annoncés  pour  la  première  fois  par  Kepler, 
dans  ses  Tables  Rudolphines,  celui  de  Vénus  est 


—  519  — 

d'une  importance  essentielle  pour  la  théorie  de  tout 
le  système  planétaire,  en  ce  qu'il  peut  servir  à  déter- 
rniner  la  parallaxe  du  Soleil,  et  comme  conséquence 
la  distance  de  la  Terre  au  corps  central.  D'après  les 
recherches  approfondies  auxquelles  s'est  livré  Encke 
sur  le  passage  de  Vénus  de  1769,  et  dont  il  a  consigné 
les  résultats  dans  l'Annuaire  de  Berlin  (  Berliner 
Jahrbucli  fur  1852,  p.  3!23),  la  parallaxe  du  Soleil  est 
de  8", 571 16.  Depuis  l'année  1847,  la  parallaxe  du 
Soleil  est  l'objet  d'un  nouveau  travail,  entrepris  sur 
la  proposition  d'un  mathématicien  distingué,  le  pro- 
fesseur Gerling,  de  Marburg,  et  par  l'ordre  du  gou- 
vernement des  États-Unis.  Il  s'agit  de  déterminer 
cette  parallaxe  à  l'aide  d'observations  de  Vénus,  près 
de  son  élongation  orientale  et  occidentale ,  et  en 
mesurant  micrométriquement  les  différences  en  as- 
cension droite  et  en  déclinaison,  sous  des  latitudes  et 
des  longitudes  très-diverses,  d'étoiles  dont  la  position 
soit  bien  fixée.  Cette  expédition  astronomique ,  s'est 
dirigée,  sous  les  ordres  d'un  officier  fort  instruit, 
le  lieutenant  Gilliss,  vers  Santiago  de  Chile.  On 
peut  voir  à  ce  sujet  les  Nouvelles  astronomiques  de 
Schumacher  {Astronomische  Nachrichten) ,  n"  599, 
p.  363  et  ir  613 ,  p.  193. 

On  a  eu  longtemps  des  doutes  sur  la  durée  de  la 
rotation  de  Vénus.  Dominique  Cassini ,  en  1669,  et 
Jacques  Cassini,  en  1732,  l'évaluaient  à  23'' 20', 
tandis  que  Bianchini ,  à  Rome,  adoptait  la  longue 
période  de  2/j.  jours  1/3  (96).  Vico,  à  la  suite  d'obser- 
vations plus  exactes ,  faites  de  1840  à  18/j2 ,  a  déduit 


—  520   - 

d'un  grand  nombre  de  taches  de  Vénus,  le  chiffre 
de  23^  21' 21  ",93. 

Ces  taches  qui ,  lorsque  Venus  offre  la  forme  d'un 
croissant,  sont  près  de  la  limite  de  l'ombre  et  de  la 
lumière,  sont  faibles ,  rarement  visibles  et  très-chan- 
geantes ;  d'où  les  deux  Herschel  ont  conclu  qu'elles  ap- 
partiennenl  à  une  atmosphère  de  Vénus,  plutôt  qu'à 
la  surface  solide  de  la  planète (97).  La  Hire,  Schrœter 
et  Meedler  ont  mis  à  profit  les  formes  changeantes  des 
cornes  du  croissant,  surtout  de  la  corne  méridionale, 
pour  évaluer  la  hauteur  des  montagnes ,  mais  prin- 
cipalement pour  déterminer  la  durée  de  la  rotation. 
Il  n'est  pas  nécessaire ,  pour  expliquer  ces  change- 
ments, d'admettre,  comme  l'a  prétendu  Schrœter  à 
Lilienthal,  des  pics  de  montagnes  hauts  de  5  milles 
géographiques  ou  de  plus  de  3  myriamètres  ;  il  suflit 
d'élévations  telles  que  nous  en  offre  notre  planète, 
dans  les  deux  continents  (98).  D'après  le  peu  que  nous 
savons  sur  la  surface  et  la  constitution  physique  des 
planètes  les  plus  voisines  du  Soleil,  Mercure  et  Vénus, 
le  phénomène  d'une  lueur  cendrée  et  d'un  dégage- 
ment de  lumière  propre  à  ces  planètes,  phénomène 
observé  plusieurs  fois  dans  la  partie  obscure  de  Vénus 
par  Christian  Mayer,  William  Herschel  et  Harding, 
demeure  toujours  très-énigmatique  (99).  Il  n'est  pas 
vraisemblable  qu'à  une  si  grande  distance  la  lumière 
réfléchie  par  la  Terre  puisse  produire  une  lueur  cen- 
drée sur  Vénus,  comme  sur  la  Lune.  —  On  n'a  re- 
marqué jusqu'ici  aucun  aplatissement  dans  les  deux 
planètes  inférieures,  Mercure  et  Vénus. 


5^21   — 


LA    TERRE. 


La  distance  moyenne  de  la  Terre  au  Soleil  est 
12  032  fois  plus  grande  que  le  diamètre  de  notre 
globe.  Elle  est  donc  de  20  682  000  milles  géographi- 
ques ou  de  15346  000  myriamètres  à  66  000  myria- 
mètres,  c'est-à-dire  à  1/230  près. 

La  révolution  sidérale  de  la  Terre  autour  du  Soleil 
s'accomplit  en  365J  6*^  9'  10",7496.  L'excentricité  de 
son  orbite  est  de  0,01679226;  sa  masse  de  1/359  551; 
sa  densité ,  par  rapport  à  l'eau  ,  de  5,41.  Bessel,  à 
la  suite  de  ses  recherches  sur  dix  mesures  de  degré, 
évalue  l'aplatissement  de  la  Terre  à  1/299,153;  le 
diamètre  équatorial  est  de  1718,9  milles  géographi- 
ques ou  1276  myriamètres,  le  diamètre  polaire  de 
1713,1  milles  géographiques,  soit  1271,7  myriamè- 
tres {Cosmos,  t.  I,  p.  491 ,  n.  30).  Nous  nous  con- 
tentons de  mentionner  ici  les  évaluations  numéri- 
ques qui  ont  trait  à  la  forme  et  au  mouvement  de 
la  Terre;  tout  ce  qui  concerne  la  constitution  phy- 
sique de  cette  planète  étant  réservé  pour  la  dernière 
partie  du  Cosmos,  consacrée  tout  entière  au  domaine 
terrestre. 

LA    LIISE. 

Distance  moyenne  de  la  Lune  à  la  Terre  : 
51  800  milles  géographiques  ou  38  400  myriamètres  ; 
révolution  sidérale  :  27J  7''  43'  11", 5;  excentricité  de 
l'orbite  lunaire  :  0,054844  2;  diamètre  de  la  Lune  ; 


—  522  --» 

â36  myriamètres ,  environ  1/4  du  diamètre  de  la 
Terre;  volume  :  1/54  du  volume  terrestre;  masse 
de  la  Lune,  d'après  Lindenau  :  1/87,  7o,  d'après 
Peters  et  Schidlofifsky  :  1/81  de  la  masse  de  la  Terre; 
densité  :  0,619,  à  peu  près  les  3/5  de  celle  de  la 
Terre.  La  Lune  n'a  pas  d'aplatissement  sensible  ; 
mais  la  théorie  a  déterminé  un  allongement  très- 
faible  ,  dans  la  direction  de  la  Terre.  La  rotation  de 
la  Lune  sur  son  axe  a  lieu  exactement ,  et  il  est  pro- 
bable qu'il  en  est  de  même  pour  tous  les  autres 
satellites,  dans  le  même  temps  qu'elle  met  à  ac- 
complir sa  révolution  autour  de  la  Terre. 

La  lumière  solaire  réfléchie  par  la  surface  de  la 
Lune  est ,  sous  toutes  les  latitudes,  inférieure  à  celle 
qu'un  nuage  blanc  renvoie  durant  le  jour.  Lorsque, 
pour  déterminer  des  longitudes  géographiques,  on 
est  forcé  de  mesurer  fréquemment  des  distances  de 
la  Lune  au  Soleil,  on  a  souvent  peine  à  découvrir  le 
disque  lunaire,  entouré  d'un  amas  de  nuages  plus 
éclatants.  Je  pouvais  plus  facilement  distinguer  la 
Lune  sur  des  sommets  hauts  de  douze  à  seize  mille 
pieds,  où  l'on  ne  voit  dans  le  ciel,  à  travers  l'at- 
mosphère limpide  des  montagnes ,  que  de  légers 
cirrus ,  dont  les  traînées  légères  renvoient  une 
lumière  très-faible  ;  les  rayons  de  la  Lune  ,  traver- 
sant des  couches  d'air  moins  denses ,  perdent  alors 
une  moins  grande  partie  de  leur  intensité.  Le  rap- 
port entre  l'éclat  du  Soleil  et  celui  de  la  pleine 
Lune  exige  de  nouvelles  évaluations ,  puisque  la  me- 
sure donnée  par  Bougi;^»',  et  généralement  admise 


(1/500  000),  est  si  peu  d'iiccord  avec  celle  de  Wol- 
laston  (1/800  000),  qui,  à*  vrai  dire,  est  moins  pro- 
bable (100). 

La  lumière  jaune  de  la  Lune  nous  paraît  blanche 
le  jour,  parce  qu'elle  emprunte  aux  couches  bleues 
de  l'air  qu'elle  traverse ,  la  couleur  complémentaire 
du  jaune  (1).  D'après  les  nombreuses  observations 
qu'a  faites  Arago  avec  son  polariscope ,  il  y  a  dans 
la  lumière  de  la  Lune  de  la  lumière  polarisée  , 
surtout  dans  les  quartiers  et  dans  les  taches  gri- 
sâtres du  disque  lunaire,  par  exemple  dans  le  grand 
cirque  obscur  et  quelquefois  verdâtre  ,  qui  a  reçu 
le  nom  de  Mare  Crisium.  La  teinte  sombre  de  la 
région  environnante  ajoute  un  effet  de  contraste , 
qui  rend  le  phénomène  plus  remarquable  encore. 
Quant  à  la  montagne  brillante  qui  occupe  le  centre 
du  groupe  Aiistarque ,  et  sur  laquelle  on  a  cru 
plusieurs  fois  observer  des  signes  d'activité  volca- 
nique, elle  n'a  point  fourni  plus  de  lumière  pola- 
risée que  les  autres  parties  du  disque  lunaire.  On 
ne  voit  dans  la  pleine  Lune  aucun  mélange  de  lu- 
mière polarisée  ;  mais  durant  l'éclipsé  totale  du 
M  mai  1848 ,  Arago  a  trouvé  des  indices  certains 
de  polarisation  dans  le  disque  rougi  de  la  Lune.  On 
peut  voir  sur  ce  phénomène,  auquel  nous  revien- 
drons plus  bas,  les  Comptes  rendus  de  f  Académie  des 
Sciences,  l,  XV III,  p,  1119. 

La  Lune  émet  de  la  chaleur  ;  c'est  là  une  décou- 
verte qui,  comme  tant  d'autres,  dues  à  mon  illustre 
ami  Melloni,  doit  être  rangée  parmi  les  plus  impor- 


~  52/1   - 

tantes  et  les  plus  extraordinaires  de  ce  siècle.  Après 
bien  des  essais  infructueux  ,  depuis  ceux  de  La  Hire, 
jusqu'à  ceux  de  l'ingénieux  Forbes  (2) ,  Melloni  a 
trouvé  moyen,  avec  une  lentille  à  échelons  de  trois 
pieds  de  diamètre ,  destinée  à  l'Institut  météorolo- 
gique du  Vésuve,  d'observer  de  la  façon  la  plus  nette 
les  élévations  de  température  subordonnées  aux 
différentes  phases  de  la  Lune.  Mossotti  et  Belli,  pro- 
fesseurs aux  universités  de  Pise  et  de  Pavie ,  furent 
témoins  de  ces  expériences,  dont  les  résultats  variè- 
rent d'après  l'âge  et  la  hauteur  de  la  Lune.  Mais  à 
cette  époque,  dans  l'été  de  l'année  18i6,  on  n'avait 
pas  encore  déterminé  à  quelle  fraction  d'un  thermo- 
mètre centigrade  correspond  l'élévation  de  tem- 
pérature observée  dans  la  pile  thermoscopique  de 
Melloni  (3). 

La  lumière  cendrée  qui  se  montre  sur  une  partie 
du  disque  lunaire ,  lorsque  peu  de  jours  avant  ou 
après  son  renouvellement,  elle  ne  nous  présente 
plus  qu'un  étroit  croissant  éclairé  par  le  Soleil ,  n'est 
autre  chose  que  de  la  lumière  terrestre  qui  va  frapper 
la  Lune,  c'est-à-dire  «le  reflet  d'un  reflet.  »  Moins 
la  Lune  nous  paraît  éclairée ,  plus  notre  globe  est 
lumineux  pour  elle.  La  lumière  que  la  Terre  renvoie 
à  la  Lune  est  d'ailleurs  13  fois  et  demie  plus  intense 
que  celle  qu'elle  en  reçoit  ;  elle  est  telle  qu'après  une 
seconde  réflexion  ,  nous  pouvons  encore  l'apprécier. 
Cette  lumière  cendrée  permet  de  reconnaître  au 
télescope  les  taches  principales  et  les  sommets  de 
montagnes  qui  brillent  dans  les  paysages  de  la  Lune, 


—  555  ~ 

comme  autant  de  points  lumineux.  On  distingue 
même  encore  une  lueur  grise  lorsque  la  Lune  est 
déjà  plus  qu'à  moitié  sortie  de  l'ombre  (1).  Vus  dans 
les  régions  tropicales,  sur  les  hauts  plateaux  de  Quito 
et  de  Mexico ,  ces  phénomènes  produisent  une  im- 
pression particulière.  L'opinion  s'est  généralement 
répandue,  depuis  Lambert  et  Schrœter,  que  les 
différences  dans  l'intensité  de  la  lumière  cendrée 
dépendent  de  la  force  plus  ou  moins  grande  avec 
laquelle  est  réfléchie  la  lumière  solaire  qui  frappe  la 
surface  de  notre  globe,  suivant  qu'elle  est  renvoyée 
par  des  masses  continentales  couvertes  de  sables , 
de  prairies ,  de  forêts  tropicales  et  de  roches  arides 
ou  bien  par  les  vastes  plaines  de  l'Océan.  Le  14  fé- 
vrier 1774,  Lambert  remarqua  avec  une  lunette, 
nommée  chercheur,  que  la  lumière  cendrée  se  chan- 
geait en  une  teinte  olive  tirant  sur  le  jaune.  «  La 
Lune,  dit  Lambert  au  sujet  de  cette  remarquable  ob- 
servation ,  se  trouvait  alors  verticalement  au-dessus 
de  l'océan  Atlantique,  et  recevait  sur  son  hémisphère 
d'ombre  la  lumière  verte  de  la  Terre,  réfléchie  sous 
un  ciel  serein  par  les  régions  boisées  de  l'Amérique 
méridionale  (5).  i> 

L'état  météorologique  de  notre  atmosphère  modifie 
l'intensité  de  la  lumière  terrestre  qui  accomplit  le 
double  trajet  de  la  Terre  à  la  Lune  et  de  la  Lune  à 
notre  œil.  Aussi  serait-il  possible  dès  aujourd'hui, 
comme  le  remarque  Arago  (6)  ,  avec  les  instru- 
ments dont  on  dispose,  de  lire  en  quelque  sorte 
clans  la  Lune  l'état  moyen  de  transparence  de  notre 
m.  U 


—  526  — 

atmosphère.  Kepler,  dans  l'ouvrage  intitulé  :  ad 
Vitellionem  Paralipomena ,  quibiis  Astronomiœ  pars 
optica  traditur  (1604,  p.  254),  attribue  les  premières 
notions  exactes  sur  la  nature  de  la  lumière  cen- 
drée à  son  maître  vénéré  Maestlin ,  qui  présenta 
cette  explication  dans  des  thèses  soutenues  publi- 
quement à  Tubingen,  en  1596.  Galilée  parlait  dans 
son  Sidereus  Nuncius  (p.  26)  de  cette  réflexion  de 
la  lumière  terrestre,  comme  d'un  fait  qu'il  avait 
découvert  lui-même,  il  y  avait  plusieurs  années; 
mais  déjà  100  ans  avant  Maestlin  et  Galilée,  l'ex- 
plication du  reflet  visible  de  la  lumière  terrestre 
sur  la  Lune  n'avait  pas  échappé  au  génie  universel 
de  Léonard  de  Vinci,  ainsi  qu'en  font  foi  ses  ma- 
nuscrits longtemps  oubliés  (7). 

Il  est  rare  que  dans  les  éclipses  totales  de  Lune 
la  Lune  disparaisse  complètement.  D'après  la  plus 
ancienne  observation  de  Kepler  (8),  il  en  fut  ainsi  le 
9  décembre  1601  ,  et  à  une  époque  plus  rapprochée 
de  nous,  à  Londres,  le  10  juin  1816.  On  ne  put  même 
apercevoir  la  Lune  au  télescope.  La  cause  de  ce  phé- 
nomène singulier  doit  tenir  à  l'état  imparfaitement 
connu,  dans  lequel  se  trouvaient,  sous  le  rapport  de  la 
diaphanéité ,  quelques-unes  des  couches  de  notre  at- 
mosphère. Hévélius  remarque  expressément  que, dans 
l'éclipsé  totale  du  25  avril  1642 ,  le  ciel  parfaitement 
pur  était  couvert  d'étoiles  scintillantes,  et  cependant 
bien  qu'il  ait  employé  des  grossissements  très-divers, 
le  disque  hmaire  resta  toujours  invisible.  Dans  d'au- 
tres cas  aussi  très-rares ,  de  certaines  parties  de  la 


—  5^27  - 

Lune  sont  seules  visibles  et  ne  le  sont  que  faiblement. 
Il  est  ordinaire ,  dans  une  éclipse  totale ,  de  voir  la 
Lune  rougir,  en  passant  par  tous  les  degrés  d'inten- 
sité ,  et  arriver  même  au  rouge  de  feu ,  lorsqu'elle  est 
éloignée  de  la  Terre.  Il  y  a  un  demi-siècle,  le  29  mars 
1801 ,  pendant  que  nous  étions  mouillés  à  l'île  Baru, 
non  loin  de  Cartagena  de  Indias,  j'étais  vivement 
frappé ,  en  observant  une  éclipse,  de  voir  combien  , 
sous  le  ciel  des  tropiques,  le  disque  de  la  Lune  pa- 
raissait plus  rouge  que  dans  ma  patrie  (9).  On  sait 
que  ce  phénomène  est  un  effet  de  la  réfraction  ,  les 
rayons  solaires  étant  infléchis  lors  de  leur  passage  à 
travers  l'atmosphère  terrestre  (10),  et  rejetés  dans  le 
cône  d'ombre,  ainsi  que  le  dit  fort  justement  Kepler 
dans  ses  Paralipomena  ad  Vitellionem  (  pars  optica , 
p.  893).  Du  reste,  le  disque  rouge  ou  ardent  n'est 
jamais  également  coloré  :  quelques  endroits  restent 
obscurs ,  et  passent  par  des  teintes  de  plus  en  plus 
sombres.  Les  Grecs  s'étaient  fait  une  théorie  fort 
extraordinaire  touchant  les  couleurs  diverses  que 
devait  montrer  le  disque  lunaire,  d'après  l'heure  du 
jour  où  l'éclipsé  se  produisait  (11). 

La  longue  discussion  sur  l'existence  vraisemblable 
ou  invraisemblable  d'une  enveloppe  atmosphérique 
au  globe  lunaire ,  a  eu  pour  résultat  de  prouver,  par 
des  observations  précises  d'occultations  d'étoiles , 
qu'il  n'y  a  point  de  réfraction  des  rayons  lumineux 
sur  les  bords  de  la  Lune.  Ainsi  se  trouvent  renver- 
sées les  hypothèses  de  Schrœter  sur  une  atmosphère 
et  un  crépuscule   lunaires  (12).    «  La  comparaison 


--  528  — 

des  deux  valeurs  du  diamètre  de  la  Lune  ,  dont  l'une 
s'obtient  directement,  dit  Bessel,  et  dont  l'autre 
est  déduite  du  temps  que  dure  l'occultation  d'une 
étoile ,  nous  apprend  que  la  lumière  stellaire ,  en 
rasant  le  bord  de  la  Lune  ne  dévie  point  sensible- 
ment du  droit  chemin.  Si  une  réfraction  avait  lieu , 
la  deuxième  valeur  du  diamètre  serait  moindre 
que  la  première ,  et  des  mesures  réitérées  ont 
donné ,  au  contraire ,  des  déterminations  si  concor- 
dantes qu'il  n'a  jamais  été  possible  d'y  découvrir  une 
différence  décisive  (13).  »  L'immersion  des  étoiles 
qui  s'aperçoit  d'une  manière  distincte,  surtout  au 
bord  obscur,  s'opère  instantanément  et  sans  dimi- 
nution progressive  d'éclat;  il  en  est  de  même  pour 
l'émersion  ou  la  réapparition. 

Puisque  donc  notre  satellite  est  privé  d'enve- 
loppe aériforme ,  les  astres ,  en  l'absence  de  toute 
lumière  diffuse  ,  se  lèvent  pour  lui  sur  un  ciel 
presque  noir,  même  durant  le  jour  (ii).  Là,  au- 
cune onde  aérienne  ne  peut  transmettre  le  bruit, 
le  chant  ou  la  parole.  Pour  notre  imagination ,  qui 
aime  à  se  plonger  dans  des  régions  inaccessibles, 
l'astre  des  nuits  n'est  qu'un  désert  silencieux  et 
muet. 

Le  phénomène  de  l'arrêt  ou  adhérence ,  que  pré- 
sente quelquefois  ,  au  bord  de  la  Lune ,  l'étoile  im- 
mergée, ne  peut  guère  être  considéré  comme  un  effet 
d'irradiation,  bien  qu'à  la  vérité,  en  raison  de  la 
différence  d'éclat  qui  distingue  nettement  la  partie 
éclairée  directement  par  le  Soleil  et  la  lumière  cen- 


—  5!29  — 

drée,  l'irradiation,  dans  un  croissant  étroit,  fasse  pa- 
raître la  première  comme  enchâssant  la  seconde  (15). 
Arago ,  dans  une  éclipse  totale,  a  vu  une  étoile  ad- 
hérer distinctement,  durant  la  conjonction,  au  disque 
sombre  de  la  Lune.  Faut-il  attribuer  surtout  ces  ap- 
parences h  quelque  effet  de  sensation  et  à  des  causes 
physiologiques  (16),  ou  bien  aux  aberrations  de  ré- 
frangibilité  et  de  sphéricité  de  Toeil  (17)  ?  Ce  point  est 
resté  un  sujet  de  débat  entre  Arago  et  Plateau.  Pour 
les  cas  dans  lesquels  des  observateurs  ont  affirmé 
avoir  vu  l'étoile  reparaître  après  sa  disparition ,  puis 
disparaître  de  nouveau ,  on  peut  conclure  que  l'étoile 
avait  rencontré  accidentellement  un  bord  de  la  Lune 
hérissé  de  montagnes  ou  ébréché  par  des  précipices 
profonds. 

L'intensité  très-inégale  de  la  lumière  réfléchie, 
dans  les  diverses  régions  du  disque  lunaire,  et  sur- 
tout le  peu  de  netteté  du  bord  intérieur,  durant  les 
phases,  ont.  dès  les  premiers  temps,  fait  naître 
quelques  conjectures  raisonnables  sur  les  aspérités 
que  présente  la  surface  de  notre  satellite.  Dans  le  petit 
mais  curieux  ouvrage  de  la  Face  gui  paraît  dans  le 
disque  de  la  Lune,  Plutarque  dit  expressément  :  «  que 
les  taches  pourraient  faire  soupçonner  des  gorges  ou 
des  vallées,  et  des  pics  de  montagnes  qui  jettent  de 
grandes  ombres,  comme  le  mont  Athos,  dont  l'ombre 
atteint  l'île  de  Lemnos  (18).  »  Les  taches  couvrent 
environ  'i/5  du  disque  entier.  Lorsque  l'astre  est 
placé  favorablement ,  on  peut  distinguer  à  l'œil  nu  , 
par  une  atmosphère  sereine,  les  crêtes  des  régions 


—  530  — 

montagneuses  des  Apennins,  l'eticeinle  obscure  ap- 
pelée Grinialdi,  le  bassin  connu  sous  le  nom  de 
Mare  Crisium ,  enfin  le  groupe  de  Tycho,  encaissé 
entre  un  grand  nombre  de  montagnes  et  de  cra- 
tères (19).  Suivant  une  supposition  qui  semble  fon- 
dée ,  ce  serait  surtout  l'aspect  de  la  chaîne  des 
Apennins  qui  aurait  conduit  les  Grecs  à  expliquer 
les  taches  de  la  Lune  par  des  montagnes,  et  les 
aurait  fait  songer  au  mont  Athos  dont  l'ombre 
couvrait  la  vache  d'airain  de  Lemnos ,  aux  sol- 
stices. Une  autre  opinion,  purement  imaginaire, 
sur  les  taches  de  la  Lune ,  était  celle  d'Agésianax , 
que  combattait  Plutarque ,  et  d'après  laquelle  le 
disque  de  la  Lune  nous  renvoyait  par  réflexion , 
comme  un  miroir,  l'image  de  nos  propres  conti- 
nents et  de  la  mer  Atlantique.  Une  croyance  toute 
semblable  paraît  s'être  conservée  encore ,  à  l'état 
de  préjugé  populaire ,  dans  quelques  contrées  de 
l'Asie  (20). 

En  employant  avec  soin  de  grandes  lunettes,  on  est 
arrivé  insensiblement  à  tracer  une  topographie  de  la 
Lune,  fondée  sur  des  observations  réelles;  et  comme, 
en  opposition ,  un  de  ses  hémisphères  tout  entier 
s'offre  à  nos  regards ,  nous  connaissons  la  liaison  gé- 
nérale des  montagnes  de  la  Lune  et  leur  configura- 
tion superficielle  beaucoup  mieux  que  nous  ne  con- 
naissons l'horographie  de  l'hémisphère  terrestre,  qui 
comprend  l'intérieur  de  l'Afrique  et  de  l'Asie.  Géné- 
ralement ,  les  parties  les  plus  obscures  du  disque  lu- 
naire sont  les  plus  unies  et  les  plus  basses  ;  les  parties 


—  6M  — 

éclatantes  sont  les  régions  élevées  et  montagneuses. 
Mais  l'ancienne  division  que  faisait  Kepler  en  mers 
et  en  continents  est  depuis  longtemps  abandonnée; 
et  déjà  Hévélius,  bien  qu'il  ait  propagé  l'usage  de 
termes  analogues,  en  révoquait  en  doute  l'exactilude, 
et  avait  des  scrupules  sur  cette  opposition  des  deux 
éléments.  On  s'appuie  surtout,  pour  combattre  l'hy- 
pothèse des  plaines  liquides,  sur  cette  circonstance, 
constatée  par  des  observations  attentives  et  faites  à 
des  degrés  de  lumière  très- différents,  que  dans  les 
prétendues  mers  de  la  Lune  il  n'y  a  point  d'espaces 
unis,  si  petits  qu'ils  soient,  que  tous  présentent  un 
grand  nombre  de  surfaces  qui  se  croisent.  Ara  go  a 
infirmé  les  motifs  tirés  des  inégalités  de  surface,  en 
faisant  remarquer  que ,  malgré  leurs  aspérités ,  quel- 
ques-unes de  ces  plaines  pourraient  encore  former 
le  lit  de  mers  peu  profondes ,  puisque  sur  notre  globe 
le  fond  accidenté  et  couvert  de  récifs  de  l'Océan, 
peut  être  vu  distinctement  à  une  grande  hauteur, 
grâce  à  la  supériorité  d'éclat  de  la  lumière  qui  s'élève 
des  profondeurs  sur  celle  que  réfléchit  la  surface 
(  Annuaire  du  Bureau  des  Longitudes  pour  1836 , 
p.  339-343).  Dans  le  Traité  d'Astronomie  et  de  Pho- 
tométrie  qu'il  va  bientôt  faire  paraître ,  Arago  se 
propose  de  conclure  d'autres  raisons  empruntées  à 
l'optique ,  et  qui  ne  sauraient  trouver  place  ici ,  à 
l'absence  probable  de  l'eau  sur  notre  satellite.  Les 
plus  grandes  de  ces  plaines  basses  se  trouvent  dans 
les  régions  du  Nord  et  de  l'Est.  Le  bassin  mal  déli- 
mité de  rOceanus  Procellarum  est  probablemenl  de 


—  55^2  — 

tous  celui  qui  a  le  plus  d'étendue,  il  n'a  pas  moins 
de  50  000  myriamètres  carrés.  Cette  partie  sombre 
de  la  Lune ,  située  dans  l'hémisphère  oriental ,  qui 
enferme  des  montagnes  groupées  en  forme  d'îles, 
telles  que  les  monts  Riphées ,  le  mont  Kepler,  le 
mont  Copernic  et  les  Carpathes,  et  à  laquelle  se  rat- 
tachent le  Mare  Imbrium  qui  couvre  une  surface  de 
9000  myriamètres  carrés ,  le  Mare  Nubium  et  même , 
dans  une  certaine  mesure,  le  Mare  Ilumorum,  forme 
le  contraste  le  plus  frappant  avec  la  région  lumi- 
neuse du  Sud-Ouest,  dans  laquelle  les  montagnes 
sont  accumulées  (21).  Au  Nord-Ouest,  on  voit  deux 
bassins  plus  isolés  et  fermés  plus  hermétiquement  : 
le  Mare  Crisium  qui  s'étend  sur  un  espace  de  plus  de 
1600  myriamètres  carrés,  et  le  Mare  Tranquillitatis 
dont  la  surface  est  de  3100. 

La  couleur  de  ces  prétendues  mers  n'est  pas  tou- 
jours grise.  Le  Mare  Crisium  est  d'un  gris  mêlé  de 
vert  sombre,  le  Mare  Serenitatis  et  le  Mare  Hu- 
morum  sont  également  verts.  Ailleurs,  près  des 
monts  Hercyniens  ,  Tenceinte  isolée ,  désignée  sous 
le  nom  de  Lichtenberg ,  offre  une  teinte  rougeâtre. 
Il  en  est  de  même  pour  le  Palus  Somnii.  Les  plaines 
circulaires  dont  le  centre  n'est  point  occupé  par  des 
montagnes  sont  la  plupart  d'un  gris  foncé,  tirant  sur 
le  bleu ,  et  qui  ressemble  à  l'éclat  de  l'acier.  Les 
causes  de  ces  tons  différents  sur  un  sol  formé  de  ro- 
chers ou  couvert  de  substances  meubles  sont  tout  à 
fait  inconnues.  De  même  qu'au  Nord  de  la  chaîne 
des  Alpes ,  le  vaste  cirque  de  Platon ,  nommé  par 


—  533  — 

Hévéliiis  Lacus  niger  major,  et  plus  encore  Grimaldi, 
vers  l'équaleur,  et  Endymion ,  à  l'extrémité  Nord- 
Ouest  du  disque,  sont  réputés  les  trois  endroits  les 
plus  obscurs  de  la  Lune;  au  contraire,  le  point  le 
plus  éclatant  est  Aristarque,  dont  les  sommets  bril- 
lent quelquefois,  dans  l'ombre,  d'un  éclat  presque 
stellaire.  Toutes  ces  nuances  d'ombre  et  de  lumière 
alïectent  une  plaque  enduite  d'iode ,  et,  à  l'aide  de 
forts  grossissements,  se  fixent  au  daguerréotype 
avec  une  fidélité  merveilleuse.  J'ai  en  ma  possession 
une  image  de  la  Lune ,  obtenue  de  cette  manière 
par  un  artiste  distingué  ,  M.  Whipple,  de  Boston; 
bien  qu'elle  n'ait  pas  plus  de  deux  pouces  de  dia- 
mètre, on  y  reconnaît  distinctement  ce  que  l'on 
est  convenu  d'appeler  des  mers ,  ainsi  que  les  en- 
ceintes de  montagnes. 

La  forme  circulaire  qui  frappe  déjà  les  regards 
dans  quelques-unes  des  mers,  en  particulier  dans  le 
Mare  Crisium  ,  le  Mare  Serenitatis  et  le  Mare  Humo- 
rum,  se  retrouve  bien  plus  souvent  encore  et  d'une 
manière  générale  dans  les  parties  montagneuses  de 
la  Lune,  surtout  parmi  les  immenses  groupes  de 
montagnes  qui  couvrent  l'hémisphère  méridional  du 
pôle  à  réquateur,  où  ils  se  terminent  en  pointe.  Un 
grand  nombre  de  ces  éminences  annulaires  et  de  ces 
circonvallations,  dont  les  plus  grandes  ont ,  d'après 
Lohrmann,  plus  de  500  myriamètres  carrés,  for- 
ment des  chaînes  continues,  parallèles  au  méridien, 
entre  5"  et  40"  de  latitude  australe  (22).  La  région  po- 
laire boréale  ne  renferme  proportionnellement  qu'un 


—  53i  — 

très-petit  nombre  de  ces  enceintes  de  montagnes  ; 
elles  forment  au  contraire  un  groupe  non  inter- 
rompu sur  le  bord  occidental  de  l'hémisphère  du 
Nord,  entre  20"  et  50°  de  latitude.  Cependant  le 
Mare  Frigoris  est  à  quelques  degrés  seulement  du 
pôle  boréal,  qui,  n'offrant  comme  toute  la  région 
plane  du  Nord-Est,  que  quelques  cratères  isolés, 
Platon,  Mairan,  Aristarque,  Copernic  et  Kepler, 
forme  un  contraste  complet  avec  le  pôle  austral, 
tout  hérissé  de  montagnes.  Autour  du  pôle  austral 
brillent  des  pics  élevés,  plongés  durant  des  lu- 
naisons entières  dans  une  lumière  perpétuelle;  ce 
sont  de  véritables  îles  de  lumière  que  l'on  peut 
reconnaître  avec  des  lunettes  d'un  faible  grossis- 
sement (23). 

Comme  exceptions  à  ce  type,  si  répandu  sur  la 
surface  de  la  Lune ,  d'enceintes  circulaires ,  il  existe 
aussi  de  véritables  chaînes  de  montagnes  situées 
presqu'au  milieu  de  l'hémisphère  septentrional  : 
tels  sont  les  Apennins ,  le  Caucase  et  les  Alpes.  Ces 
chaînes  se  dirigent  du  Sud  au  Nord ,  formant  un 
arc  incliné  un  peu  vers  1  Ouest,  et  couvrent  envi- 
ron 32  degrés  de  latitude.  Dans  cet  espace,  sont  ac- 
cumulés des  dos  de  montagnes  et  des  pics  quelquefois 
fort  aigus, auxquels  se  mêlent  encore  un  petit  nombre 
de  cirques  et  de  dépressions  en  forme  de  cratères 
(  Conon ,  Bradley,  Callippe),  mais  dont  l'ensemble 
se  rapproche  davantage  de  nos  chaînes  de  montagnes. 
Les  Alpes  lunaires  qui  le  cèdent  en  hauteur  au  Cau- 
case et  aux  Apennins ,  j'entends  le  Caucase  et  les 


^ 


—  555  — 

Apennins  de  la  Lune,  présentent  une  vallée  trans- 
versale remarquablement  large,  qui  coupe  la  chaîne 
dans  la  direction  du  Sud-Est  au  Nord-Ouest.  Cette 
vallée  est  bordée  de  sommités  dépassant  en  hauteur 
le  pic  de  Ténériffe. 

Si  dans  la  Lune  et  sur  la  Terre  on  compare  les 
hauteurs  des  montagnes  aux  diamètres  de  ces  deux 
corps  célestes,  on  arrive  à  ce  résultat  remarquable  : 
que  les  montagnes  lunaires,  dont  les  plus  hautes  sont 
inférieures  de  600  toises  seulement  à  celles  du  globe 
terrestre,  atteignent  l//i54  du  diamètre  de  la  Lune , 
tandis  que  celles  de  la  Terre,  quatre  fois  plus  grandes, 
ne  dépassent  pas  1/1481  de  son  diamètre  (21).  Parmi 
les  1095  altitudes  mesurées  sur  la  Lune  ,  j'en  trouve 
39  supérieures  à  celle  du  mont  Blanc,  haut  de 
2462  toises,  et  6  qui  en  ont  plus  de  6000.  Ces  mesures 
s'obtiennent  soit  par  les  rayons  tangents ,  en  déter- 
minant la  distance  des  sommets,  qui  restent  éclairés 
dans  la  partie  de  l'ombre ,  à  la  limite  d'ombre  et  de 
lumière,  soit  d'après  la  longueur  des  ombres  por- 
tées. Galilée  appliquait  déjà  la  première  de  ces 
méthodes ,  comme  on  le  voit  dans  sa  lettre  au  Père 
Grienberger  sur  la  Montuosità  délia  Luna. 

Suivant  Maedler,  qui  a  mesuré  soigneusement  les 
montagnes  de  la  Lune  d'après  les  longueurs  des 
ombres  portées ,  les  points  culminants  sont  par  ordre 
de  grandeur  décroissante  :  au  bord  méridional,  très- 
près  du  pôle,  Doerfel  et  Leibnitz,  3800  toises;  la 
montagne  circulaire  de  Newton ,  dont  l'excavation 
est  telle  que  jamais  le  fond  n'en  est  éclairé  ni  par 


—  536  — 

la  Terre  ni  par  le  Soleil ,  3727  toises  ;  Casatus  à  FEst 
de  Newton  3569  toises;  Callippus  dans  la  chaîne  du 
Caucase  3190  toises  ;  les  Apennins ,  de  2800  à  3000 
toises.  Il  faut  remarquer  ici  que  dans  l'absence  d'une 
surface  générale  de  niveau  ,  comme  celle  que  nous 
fournit  la  mer,  également  distante  dans  toutes  ses 
parties  du  centre  du  globe  terrestre,  les  altitudes  ab- 
solues ne  sont  pas  rigoureusement  comparables  entre 
elles ,  et  que  les  nombres  ci-dessus  indiquent  seule- 
ment, à  vrai  dire,  les  différences  d'élévation  entre  les 
sommets  et  les  plaines  ou  les  dépressions  les  plus 
voisines  (25).  Il  est  assez  surprenant  que  Galilée  ait 
assigné  aussi  à  ces  hauteurs  «  incirca  miglia  quattro,» 
c'est-à-dire  environ  un  mille  géographique  ou  3800 
toises,  ce  qui,  dans  l'état  de  ses  connaissances  hypso- 
métriques,  les  lui  faisait  regarder  comme  plus  élevées 
que  toutes  les  montagnes  du  globe  terrestre. 

La  surface  de  notre  satellite  nous  présente  une 
apparence  très-singulière  et  très-mystérieuse,  qui 
provient  d'un  effet  optique  de  réflexion  ,  et  non 
d'accidents  hypsométriques  :  ce  sont  des  bandes  lu- 
mineuses, disparaissant  sous  un  jour  oblique ,  et  qui, 
à  l'inverse  des  taches ,  deviennent  plus  visibles  lors 
de  la  pleine  Lune ,  et  semblent  autant  de  systèmes 
rayonnants.  Ces  bandes  ne  sont  pas  des  contre-forts 
de  montagnes  ;  elles  ne  jettent  aucune  ombre ,  et 
courent  avec  une  égale  intensité  de  lumière  sur  les 
plaines  et  les  éminences ,  jusqu'à  des  hauteurs  de 
12000  pieds.  Le  plus  étendu  de  ces  systèmes  rayon- 
nants part  du  mont  Tycho,  sur  lequel  l'on  peut  dis- 


—  5,^7  — 

tinguer  plus  de  cent  bandes  lumineuses ,  générale- 
ment lurges  de  plusieurs  milles.  Des  systèmes  ana- 
logues entourent  les  monts  Aristarque,  Kepler,  Co- 
pernic et  les  Carpathes,  et  sont  presque  tous  reliés  les 
uns  aux  autres.  11  est  difficile  d'imaginer  par  analogie 
ou  par  induction,  quelle  altération  particulière  du  sol 
peut  déterminer  la  présence  de  ces  rubans  lumineux, 
rayonnant  de  certaines  montagnes  annulaires. 

Le  type  arrondi  dont  nous  avons  fait  mention 
plusieurs  fois ,  et  qui  presque  partout  est  dominant 
sur  le  disque  de  la  Lune,  soit  dans  les  vallées,  en- 
tourées de  circonvallations  dont  le  centre  est  sou- 
vent occupé  par  des  montagnes,  soit  dans  les  grandes 
montagnes  circulaires  et  dans  leurs  cratères,  dont 
on  compte  22  dans  Bayer  et  33  dans  Albategnius,  de- 
vait de  bonne  heure  conduire  un  profond  penseur,  tel 
que  Robert  Hooke,  à  en  chercher  l'explication  dans 
la  réaction  de  l'intérieur  de  la  Lune  contre  sa  partie 
extérieure.  Il  attribua  donc  ce  phénomène  à  l'eflet 
de  feux  souterrains  et  à  l'irruption  de  vapeurs  élas- 
tiques ,  ou  même  à  un  bouillonnement  dégageant  des 
bulles  qui  viennent  crever  à  la  surface.  Des  expé- 
riences faites  avec  des  boues  calcaires  en  ébullition 
lui  parurent  confirmer  ses  vues;  et  dès  lors  on  com- 
para les  circonvallations  et  leurs  montagnes  cen- 
trales aux  formes  de  l'Etna,  du  pic  de  Ténériffe , 
de  l'Hécla  et  des  volcans  de  Mexico,  décrits  par 
Gage  (26). 

En  voyant  une  des  vallées  circulaires  de  la  Lune, 
Galilée,  frappé  sans  doute  de  ses  dimensions,  se 


-  538  — 

rétait  représentée,  ainsi  que  lui-inême  le  raconte, 
comme  une  vaste  étendue  de  terre  enfermée  entre 
des  montagnes.  J'ai  retrouvé  un  passage  (27) ,  dans 
lequel  il  compare  ces  bassins  circulaires  au  grand 
bassin  fermé  de  la  Bohême.  Plusieurs  des  vallées 
circulaires  de  la  Lune  ne  sont  point  en  effet  très- 
inférieures  en  étendue  à  cette  contrée  ;  car  elles  ont 
un  diamètre  de  25  à  30  milles  géographiques  (28). 
Au  contraire  les  montagnes  annulaires ,  proprement 
dites,  n'ont  guère  plus  de  2  ou  o  milles  de  diamètre. 
Conon  dans  les  Apennins  en  a  2  ;  et  un  cratère  qui 
appartient  à  la  région  lumineuse  d'Aristarque  n'a 
que  400  toises  de  largeur  ;  c'est  la  moitié  du  cratère 
du  Rucu-Pichincha ,  situé  sur  les  hauts  plateaux  de 
Quito,  et  que  j'ai  mesuré  moi-même  trigonométri- 
quement. 

En  comparant,  sous  le  rapport  de  leur  nature  et 
de  leurs  dimensions,  les  phénomènes  de  la  Lune 
et  les  phénomènes  bien  connus  de  la  Terre ,  il  est 
nécessaire  de  remarquer  que  la  plupart  des  circon- 
vallations  et  des  montagnes  annulaires  de  la  Lune 
doivent  être  considérées  comme  des  cratères  de 
soulèvement  à  éruptions  intermittentes,  dans  le 
sens  où  l'entend  Léopold  de  Buch ,  mais  infiniment 
plus  vastes  que  les  nôtres.  Les  cratères  de  soulève- 
ment de  Piocca  Monfina ,  de  Palma  ,  de  Ténériffe  et 
de  Santorin.  que  nous  nommons  grands,  relative- 
ment aux  dimensions  qui  nous  sont  familières  en 
Europe ,  disparaissent  en  présence  de  Ptolémée , 
d'Hipparque  et  de  beaucoup  d'autres  cratères  de  la 


—  589  — 

Lune.  Palnia  n'a  pas  plus  de  3800  toises  de  diamètre, 
Santorin  d'après  la  nouvelle  mesure  du  capitaine 
Graves  en  a  5200,  Ténériffe  7600  tout  au  plus  :  ce  n'est 
que  1/8  ou  1/6  des  diamètres  de  Ptolémée  ou  d'Hip- 
parque.  A  la  distance  de  la  Lune ,  les  petits  cratères 
du  pic  de  Ténériffe  et  du  Vésuve,  qui  ont  trois  à 
quatre  cent  pieds  de  diamètre,  seraient  à  peine  vi- 
sibles au  télescope.  La  grande  majorité  des  cirques  de 
la  Lune  n'ont  point  de  montagne  centrale ,  et  là  où  il 
s'en  trouve,  ces  montagnes  se  présentent,  Hévéliuset 
Macrobius  entre  autres ,  sous  la  forme  d'un  dôme  ou 
d'un  plateau  ,  non  point  comme  un  cône  d'éruption, 
muni  d'une  ouverture  (29).  Quant  aux  volcans  ignés 
que  l'on  prétend  avoir  vus,  le  4  mai  1783,  dans  l'hé- 
misphère obscur  de  la  Lune,  et  aux  points  lumineux 
observés  sur  le  mont  Platon  par  Bianchini,  le  16  août 
1725,  et  par  Short ,  le  22  avril  1751 ,  nous  n'en  par- 
lons ici  qu'à  un  point  de  vue  purement  historique. 
Depuis  longtemps,  en  effet,  on  a  déterminé  les  causes 
de  ces  illusions  produites  par  des  reflets  plus  vifs  de  la 
lumière  terrestre,  qui  de  certains  points  de  notre  globe 
vont  frapper  la  partie  obscure  de  la  Lune  (30). 

Plusieurs  fois  déjà  ,  on  a  fait  cette  remarque  judi- 
cieuse que,  en  raison  du  manque  d'eau  sur  la  surface 
de  la  Lune,  car  les  espèces  de  crevasses  sans  largeur 
et  généralement  en  ligne  droite,  auxquelles  on  donne 
le  nom  de  rigoles ,  ne  sont  nullement  des  fleuves  (31), 
on  peut  se  figurer  notre  satellite  à  peu  près  tel  que 
dut  être  la  Terre  dans  son  état  primitif,  avant  d'être 
couverte  de  couches  sédimentaires  riches  en  coquilles, 


—  540  — 

de  graviers  el  de  terrains  de  transport,  dus  à  Taction 
continue  des  marées  ou  des  courants.  A  peine  peut- 
on  admettre  qu'il  existe  dans  la  Lune  quelques  cou- 
ches légères  de  conglomérats  et  de  détritus  formés 
par  le  frottement.  Dans  nos  chaînes  de  montagnes , 
soulevées  au-dessus  des  crevasses  dont  le  globe  ter- 
restre est  sillonné,  on  commence  à  reconnaître  cà  et 
là  des  groupes  partiels  d'éminences,  qui  représentent 
des  espèces  de  bassins  ovales.  Combien  la  Terre  ne 
nous  paraîtrait-elle  pas  différente  d'elle-même,  si 
nous  la  voyions  dépouillée  des  formations  tertiaires 
et  sédimentaires,  ainsi  que  des  terrains  de  transport! 
Sous  toutes  les  zones,  et  plus  que  toutes  les  autres 
planètes ,  la  Lune  anime  et  décore  l'aspect  du  firma- 
ment par  la  diversité  de  ses  phases  et  par  son  rapide 
passage  à  travers  les  constellations.  Sa  lumière  ré- 
jouit le  cœur  de  l'homme  et  jusqu'aux  animaux  sau- 
vages ,  surtout  dans  les  forêts  primitives  des  régions 
intertropicales  (32).  La  Lune,  grâce  à  TattracLion 
qu'elle  exerce  en  commun  avec  le  Soleil,  met  en 
mouvement  l'Océan,  déplace  l'élément  liquide  sur  la 
Terre ,  et  par  le  gonflement  périodique  des  mers  et 
les  effets  destructifs  des  marées,  change  peu  à  peu  les 
contours  des  côtes ,  favorise  ou  contrarie  le  travail 
de  l'homme,  et  fournit  la  plus  grande  partie  des  ma- 
tériaux dont  se  forment  les  grès  et  les  conglomérats, 
recouverts  à  leur  tour  par  les  fragments  arrondis  et 
sans  cohésion  des  terrains  de  transport  (33).  Ainsi  la 
Lune  agit  sans  cesse,  comme  source  de  mouvement, 
sur  les  conditions  géologiques  de  notre  planète. 


—  541  — 

L'influence  incontestable  de  ce  satellite  sur  la 
pression  atmosphérique,  sur  la  formation  des  brouil- 
lards et  la  dispersion  des  nuages ,  sera  traitée  dans 
la  quatrième  et  dernière  partie ,  du  Cosmos ,  consa- 
crée tout  entière  au  domaine  terrestre  (34). 

MARS. 

Le  diamètre  de  cette  planète,  malgré  la  dis- 
tance déjà  plus  considérable  qui  la  sépare  du  Soleil , 
n'est  que  de  0,519  du  diamètre  de  la  Terre ,  ou  de 
641  myriamètres.  L'excentricité  de  son  orbite  est 
de  0,093  216  8  :  ainsi,  après  Mercure,  Mars  est,  de 
de  toutes  les  planètes  anciennement  connues ,  celle 
qui  a  la  plus  grande  excentricité.  Cette  raison  et 
aussi  la  proximité  de  la  Terre ,  rendaient  Mars  parti- 
culièrement propre  à  mettre  Kepler  sur  la  voie  de  ses 
immortelles  lois  des  mouvements  elliptiques.  La  ro- 
tation de  Mars ,  d'après  Msedler  et  Wilhelm  Béer,  est 
de  24''37'23"(35).  Sa  révolution  sidérale  s'accomplit 
en  1^  321J  17'^  30' 41".  L'inclinaison  de  son  orbite  sur 
l'équateur  terrestre  est  de  24**  44' 24";  sa  masse  est 
de  1/2  680  337,  sa  densité  par  rapport  à  celle  de  la 
Terre  de  0,958.  De  même  que  l'on  a  mis  à  profit  la 
faible  distance  à  laquelle  la  comète  d'Encke  s'est  ap- 
prochée de  Mercure,  pour  mieux  connaître  la  masse 
de  cette  planète ,  de  même ,  quelque  jour,  celle  de 
Mars  pourra  être  rectifiée ,  au  moyen  des  perturba- 
tions qu'elle  apportera  dans  les  mouvements  de  la 
comète  de  Vico. 

m.  35 


~  542  — 

L'aplatissement  de  Mars ,  dont ,  chose  singulière , 
l'astronome  de  Koenigsberg  persista  à  douter,  a  été 
reconnu  pour  la  première  fois  par  William  Herschel, 
en  1784;  mais  une  longue  incertitude  a  régné  quant 
à  la  valeur  numérique  de  cette  dépression.  Elle 
était ,  suivant  William  Herschel ,  de  i/16.  Arago  l'a 
mesurée  plus  exactement,  à  deux  reprises  différentes, 
avec  une  lunette  prismatique  de  Rochon  ;  il  n'a  trouvé 
dans  une  première  expérience,  en  1824,  que  le  rap- 
port de  189  à  194,  c'est-à-dire  1/38,8,  et  plus  ré- 
cemment, en  1847,  1/32;  il  est  cependant  disposé 
à  croire  l'aplatissement  de  Mars  un  peu  plus  consi- 
dérable (36). 

Si  la  surface  de  la  Lune  présente  avec  la  Terre  un 
grand  nombre  de  relations  géologiques ,  Mars  n'offre 
avec  notre  planète  que  des  analogies  météorologiques. 
A  part  les  taches  obscures,  dont  les  unes  sont  noi- 
râtres, dont  d'autres,  en  beaucoup  plus  petit  nombre, 
sont  d'un  rouge  jaune  (37),  et  se  détachent  sur  les 
régions  verdâtres  auxquelles  on  a  donné  le  nom  de 
mers  (38),  on  observe  encore  alternativement  sur  le 
disque  de  Mars,  soit  aux  pôles  de  rotation ,  soit  aux 
pôles  de  température,  deux  taches  d'un  blanc  de 
neige  (2>9).  Elles  furent  constatées  dès  1716  par 
Philippe  Maraldi  ;  mais  leur  rapport  avec  les  va- 
riations du  climat ,  ne  fut  signalé  que  plus  tard  par 
William  Herschel,  dans  les  P/ulosophical  Transactions 
pour  1784.  Ces  taches  blanches  grandissent  ou  dimi- 
nuent alternativement,  selon  que  le  pôle  qu'elles  cou- 
vrent s'approche  de  sa  saison  d'hiver  ou  d'été.  Arago 


—  543  — 

a  mesuré  avec  la  lunette  de  Rochon  l'intensité  de 
la  lumière  réfléchie  par  ces  régions  neigeuses ,  et  Ta 
trouvée  double  de  celle  que  renvoient  toutes  les  autres 
parties  du  disque.  Dans  l'ouvrage  intitulé  Physika- 
liscli-astronomisclie  Beitraege  de  Maedler  et  Béer ,  on 
trouve  d'excellents  dessins  de  l'hémisphère  boréal  et 
de  l'hémisphère  austral  de  Mars  (40),  et  ce  phénomène 
singulier,  unique  dans  tout  le  système  planétaire, 
est  déterminé  à  l'aide  d'indications  numériques , 
portant  sur  tous  les  changements  de  température 
dus  aux  diverses  saisons ,  et  sur  tous  les  degrés  de 
fusion  par  lesquels  l'été  fait  passer  ces  neiges  po- 
laires. Une  suite  d'observations  poursuivies  avec  soin 
pendant  dix  années  ont  montré  aussi  que  les  ta- 
ches obscures  de  Mars  conservent  exactement  leur 
forme  et  leur  position  relative.  L'apparition  pério- 
dique de  ces  dépôts  de  neiges ,  effet  météorologique 
subordonné  aux  changements  de  la  température,  et 
quelques  phénomènes  optiques  que  présentent  les  ta- 
ches sombres,  dès  que,  par  la  rotation  de  la  planète , 
elles  sont  transportées  vers  les  extrémités  du  disque, 
rendent  plus  que  probable  l'existence  d'une  atmos- 
phère enveloppant  la  planète  de  Mars. 


LES   PETITES    PLANETES. 


Nous  avons  déjà  présenté  dans  nos  considérations 
générales  sur  les  corps  planétaires  (41) ,  les  petites 
planètes,  nommées  aussi  astéroïdes,  planètes  télesco- 
piques  ou  ultra-zodiacales ,  comme  un  groupe  inter- 


^  544  - 

médiaire  ,  formant  une  zone  de  séparation  entre  les 
4  planètes  intérieures,  Mercure,  Vénus,  la  Terre  et 
Mars,  et  les  4  planètes  extérieures,  Jupiter,  Saturne, 
TJranus  et  Neptune,  L'inclinaison  considérable  et 
l'excentricité  excessive  de  ses  orbites  entrelacées, 
ainsi  que  la  petitesse  extraordinaire  des  astres  qui 
le  composent,  donnent  à  ce  groupe  le  plus  sin- 
gulier caractère.  Le  diamètre  de  Vesta  même  ne  pa- 
raît pas  atteindre  1/4  de  celui  de  Mercure.  Au  mo- 
ment où  fut  publié,  en  1845,  le  premier  volume 
de  Cosmos,  on  ne  connaissait  encore  que  quatre  de 
ces  petites  planètes  :  Gérés ,  Pallas ,  Junon  et  Vesta  , 
découvertes  par  Piazzi ,  Olbers  et  Harding ,  du 
1' janvier  1801  au  29  mars  1807;  actuellement, 
au  mois  de  juillet  1851 ,  leur  nombre  s'est  accru  jus- 
qu'à 14  ;  c'est  le  tiers  de  tous  les  corps  planétaires 
connus ,  y  compris  les  satellites. 

Si  pendant  longtemps  les  astronomes  se  sont 
appliqués  à  multiplier  les  membres  des  systèmes 
subordonnés ,  c'est-à-dire  des  satellites  qui  gra- 
vitent autour  des  planètes,  ou  ont  dirigé  leurs  re- 
cherches vers  les  planètes  situées  dans  les  régions 
les  plus  reculées,  au  delà  de  Saturne  et  d'Uranus,  au- 
jourd'hui, depuis  la  découverte  accidentelle  de  Gérés 
par  Piazzi,  et  celle  d'Astrée,  due  aux  recherches 
de  Hencke,  on  peut  dire  aussi  depuis  les  perfec- 
tionnements apportés  aux  cartes  célestes  (42),  par- 
ticulièrement à  celles  de  l'Académie  de  Berlin  qui 
renferment  toutes  les  étoiles  de  9'  grandeur,  et  en 
partie  celles  de  lO'^  grandeur,  une  zone  plus  rap- 


—  545  — 

prochée  de  nous  offre  un  champ  peut-être  inépuisable 
à  l'activité  des  astronomes.  C'est  un  mérite  spécial 
de  VJnnuaire  astronomique,  publié  par  le  directeur 
de  l'Observatoire  de  Berlin ,  Encke ,  et  par  le  doc- 
teur Wolfers ,  de  donner,  avec  les  détails  les  plus 
circonstanciés,  les  éphémérides  du  groupe  toujours 
croissant  des  petites  planètes.  Jusqu'à  présent  l'es- 
pace plus  rapproché  de  l'orbite  de  Mars  semble  le 
plus  riche  en  astéroïdes  ;  mais  déjà  il  résulte  des 
mesures  prises  que  la  largeur  de  cette  zone ,  «  en 
embrassant  la  différence  des  rayons  vecteurs  entre  la 
distance  périhélie  la  plus  petite ,  qui  est  celle  de 
Victoria,  et  la  distance  aphélie  la  plus  grande,  qui  est 
celle  d'Hygie^  dépasse  la  distance  de  Mars  au  So- 
leil (43).  « 

J'ai  déjà  relevé  plus  haut  les  excentricités  des 
orbites,  qui  atteignent  leur  maximum  dans  Gérés, 
Égérie  et  Vesta,  dont  Jnnon  ,  Pallas  et  Iris,  offrent 
au  contraire  le  minimum  (44) ,  ainsi  que  les  in- 
clinaisons sur  l'écliptique,  qui  vont  décroissant  à 
partir  de  Pallas  (34'^  37')  et  d'Égérie  (16°  33') ,  jus- 
qu'à Hygie  (3**  47').  J'insère  ici  la  table  générale 
des  éléments  concernant  toutes  les  petites  planètes, 
que  je  dois  à  l'obligeance  de  mon  ami ,  le  docteur 
Galle. 


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--  5Û7  — 

Les  rapports  complexes  des  orbites  décrites  par 
ces  astéroïdes  et  le  dénombrement  de  leurs  groupes 
accouplés ,  ont  fourni  la  matière  de  recherches  ingé- 
nieuses, d'abord  à  Gould,  en  1848  r45),  puis  tout 
récemment  à  d'Arrest.  «  Un  fait,  dit  d'Arrest,  semble 
surtout  confirmer  l'idée  d'une  liaison  intime,  qui 
rattacherait  entre  elles  toutes  les  petites  planètes; 
c'est  que  ,  si  on  se  figure  leurs  orbites  sous  la 
forme  matérielle  de  cerceaux ,  ces  cerceaux  seront 
tellement  entrelacés ,  que ,  au  moyen  de  l'un  quel- 
conque d'entre  eux ,  on  pourrait  soulever  tous  les 
autres.  Si  la  planète  Iris  ,  découverte  par  Hind,  au 
mois  d'août  1847 ,  nous  était  encore  inconnue,  comme 
beaucoup  d'autres  corps  célestes ,  qui  sans  doute 
restent  à  découvrir  dans  ces  régions,  le  groupe 
se  composerait  de  deux  parties  séparées,  circon- 
stance d'autant  plus  singulière ,  que  la  zone  rem- 
plie par  ces  orbites  est  extrêmement  vaste  (46).  » 

Puisque  nous  en  sommes  à  décrire,  quoique  d'une 
manière  bien  incomplète ,  chacun  des  membres  qui 
composent  le  système  solaire  ,  nous  ne  pouvons 
quitter  ce  merveilleux  essaim  de  planètes ,  sans  rap- 
peler les  vues  hardies  d'un  savant  et  profond  astro- 
nome sur  l'origine  de  ces  astéroïdes  et  de  leurs  or- 
bites entrelacées.  Le  fait,  constaté  par  les  calculs  de 
Gauss,  que  Gérés,  lors  de  son  passage  ascendant  à 
travers  le  plan  dans  lequel  se  meut  Pallas,  arrive  à 
une  très-grande  proximité  de  cette  planète,  con- 
duisit Olbers  à  supposer ,  «  que  ces  deux  astres , 
Gérés  et  Pallas,  pourraient  bien  être  les  fragments 


—  548  — 

d'une  seule  planète,  détruite  par  quelque  force 
naturelle ,  qui  aurait  rempli  autrefois  la  grande  la- 
cune de  Mars  à  Jupiter,  et  que  l'on  doit  s'attendre 
à  rencontrer  dans  la  même  région  de  nouveaux  dé- 
bris analogues,  décrivant  aussi  des  orbites  elliptiques 
autour  du  Soleil  (47).  » 

Il  est  plus  que  douteux  que  l'on  puisse  calculer, 
même  approximativement,  l'époque  de  cet  événe- 
ment cosmique,  qui  doit  remonter  au  moment  où  les 
petites  planètes  prirent  naissance ,  tant  est  grande  la 
complication  causée  par  le  grand  nombre  de  débris 
déjà  connus ,  par  les  mouvements  séculaires  des 
c  |)sides  et  de  la  ligne  des  nœuds  (/j8).  Olbers  in- 
diquait la  ligne  des  nœuds  des  orbites  décrites  par 
Cérès  et  Pallas  comme  correspondant  à  l'aile  sep- 
tentrionale de  la  Vierge  et  à  la  Baleine.  Ce  fut, 
il  est  vrai ,  dans  la  Baleine  que  Harding  découvrit 
par  hasard  Junon ,  en  construisant  un  catalogue 
d'étoiles ,  deux  ans  à  peine  après  la  découverte 
de  Pallas  ;  et  Olbers  lui-même  ,  guidé  par  son  hy- 
pothèse ,  découvrit  Vesta  après  cinq  longues  an- 
nées de  recherches ,  dans  l'aile  septentrionale  de 
la  Vierge.  Ces  résultats  sont -ils  suffisants  pour 
mettre  hors  de  doute  la  conjecture  d'Olbers;  ce 
n'est  pas  ici  le  lieu  de  décider  une  pareille  ques- 
tion. Les  nébulosités  cométaires  au  travers  des- 
quelles on  croyait  autrefois  voir  les  petites  planètes , 
ont  disparu  sous  l'investigation  d'instruments  plus 
parfaits.  Olbers  expliquait  encore  les  changements 
considérables  d'éclat,  auxquels  les  petites  planètes 


-  549  — 

étaient,  disait-on,  sujettes,  par  la  forme  irréi^n- 
lière  que  devaient  naturellement  avoir  des  frag- 
ments d'une  planète  unique,  brisée  et  réduite  en 
pièces  (49). 

JUPITER. 

La  distance  moyenne  de  Jupiter  au  Soleil  peut 
être  exprimée,  en  prenant  pour  unité  la  distance  de 
la  Terre  au  Soleil,  par  5,202  767.  Le  diamètre  moyen 
de  cette  planète,  la  plus  grande  de  toutes,  est  de 
14  317  myriamètres  :  il  est  par  conséquent  à  celui  de 
la  Terre  comme  11,255  est  à  1,  et  dépasse  d'environ 
1/5  celui  de  Saturne.  La  révolution  sidérale  de  Jupiter 
s'accomplit  en  11^  U[\i  W^  2' 7". 

L'aplatissement  de  Jupiter  est,  d'après  les  mesures 
micrométiquesd'Arago,  publiées  en  1824  dans  rii^yt?^?- 
sition  du  Système  du  Monde  (p.  38),  comme  167  est  à 
177,  c'est-à-dire  qu'il  est  de  1/17,7,  résultat  très-voisin 
de  celui  auquel  sont  arrivés ,  en  1829,  Béer  et  Maed- 
1er,  d'après  lesquels  l'aplatissement  de  cette  planète  est 
compris  entre  1/18,7  et  1/21,6  (50).  11  est  de  1/14,  sui- 
vant Hansen  et  Sir  John  Herschel.  La  plus  ancienne 
observation  dont  l'aplatissement  de  Jupiter  fut  l'objet, 
celle  de  Dominique  Cassini,  est,  ainsi  que  je  l'ai  déjà 
rappelé,  antérieure  à  l'année  1666.  Ce  fait  a  une  im- 
portance historique  considérable,  à  cause  de  l'in- 
fluence que,  d'après  la  remarque  de  l'ingénieux  David 
Brew^ster,  l'aplatissement  reconnu  par  Cassini  eut  sur 
les  idées  de  Newton,  touchant  la  figure  du  globe  ter- 
restre. Les  Priucipia  Pliilosopkiœ  naturalis  confirment 


—  550  — 

cette  conjecture  ;  mais  on  pouvait  avoir  des  cloutes  au 
sujet  des  dates  auxquelles  furent  respectivement  pu- 
bliés les  Principia  et  les  observations  de  Cassini  sur 
le  diamètre  polaire  et  le  diamètre  équatorial  de  Ju- 
piter (51). 

La  masse  de  Jupiter  étant,  après  celle  du  Soleil, 
l'élément  le  plus  important  de  tout  le  système 
planétaire ,  on  doit  considérer  comme  un  des  ré- 
sultats les  plus  féconds  de  l'astronomie  mathéma- 
tique l'évaluation  plus  précise  qu'en  a  faite  Airy, 
en  1831,  d'après  les  élongations  des  satellites,  no- 
tamment du  4%  et  à  l'aide  des  perturbations  de 
Junon  et  de  Vesta  (52j.  La  valeur  de  la  masse  de 
Jupiter  a  été  augmentée  relativement  aux  anciennes 
évaluations  ;  celle  de  Mercure  au  contraire  a  été  ré- 
duite. Aujourd'hui  la  masse  de  Jupiter,  en  y  joignant 
les  quatre  satellites ,  est  évaluée  à  1/1047,879,  tandis 
qu'elle  n'était,  suivant  Laplace,  que  de  1/1066,09(53). 

La  rotation  de  Jupiter  s'accomplit,  d'après  Airy, 
en  9''  55' 21", 3,  temps  moyen.  Dominique  Cassini, 
l'avait  le  premier  déterminée ,  en  1665 ,  à  l'aide 
d'une  tache  qui,  pendant  un  grand  nombre  d'années, 
et  jusqu'en  1691 ,  se  montra  toujours  avec  la  même 
couleur  et  les  mêmes  contours  (54)  ;  il  avait  trouvé 
pour  résultat  de  9  '^  55'  à  9  ^  56'.  La  plupart  des  taches 
du  même  genre  sont  plus  sombres  que  les  bandes  de 
Jupiter;  mais  elles  ne  paraissent  pas  appartenir  à 
la  surface  même  de  la  planète,  puisque  souvent 
quelques-unes  d'entre  elles,  particulièrement  les 
plus  voisines  des  noies,  ont  une  autre  vitesse  an- 


—  551  — 

gulaire  que  celles  des  régions  équatoriales.  D'après 
un  observateur  très-liabile ,  Henri  Schwabe ,  de 
Dessau,  les  taches  obscures  et  bien  circonscrites 
ont  été  vues  alternativement,  durant  plusieurs  an- 
nées ,  dans  l'une  ou  l'autre  des  deux  zones  ou  bandes 
grisâtres  qui  bordent  l'équateur  au  Nord  et  au  Midi, 
jamais  ailleurs.  Il  en  résulte  toujours  que  ces  taches 
ne  se  forment  point  constamment  dans  les  mêmes 
lieux.  Quelquefois  (je  me  réfère  encore  aux  observa- 
tions faites  par  Schwabe  en  novembre  1 834  ) ,  les 
taches  de  Jupiter,  vues  à  travers  une  lunette  de 
Fraunhofer .  sous  un  grossissement  de  280  fois,  res- 
semblaient à  de  petites  taches  du  Soleil  avec  leur 
pénombre  ;  mais  leur  obscurité  était  encore  infé- 
rieure à  celle  des  ombres  des  satellites.  Le  noyau 
n'est  probablement  autre  chose  qu'une  partie  du 
corps  même  de  la  planète^  de  sorte  que,  lorsque 
l'ouverture  pratiquée  dans  l'atmosphère  demeure 
toujours  au-dessus  du  même  point,  le  mouvement 
de  la  tache  nous  donne  la  vraie  rotation  de  Jupi- 
ter. Il  arrive  aussi  quelquefois  que  les  taches  se 
divisent  comme  celles  du  Soleil.  Dominique  Cassini 
avait  reconnu  ce  fait  dès  l'année  1665. 

Dans  la  région  équatoriale  de  Jupiter,  se  trouvent 
deux  larges  bandes  ou  ceintures  de  couleur  grise  ou 
jaunâtre,  qui,  vers  les  bords,  deviennent  plus  pâles 
et  disparaissent  enfin  complètement.  Leurs  limites 
très-inégales  sont  changeantes;  ces  deux  bandes  sont 
séparées  l'une  de  l'autre  par  une  zone  équatoriale  fort 
brillante.  La  surface  de  la  planète  est  couverte  aussi , 


vers  les  pôles ,  d'an  grand  nombre  de  bandes 
étroites ,  ternes  et  souvent  interrompues ,  quelque- 
fois même  finement  ramifiées ,  mais  toujours  paral- 
lèles à  réquateur.  Ces  divers  aspects  s'expliquent 
très  -  facilement ,  si  l'on  admet  l'existence  d'une 
atmosphère  troublée  en  partie  par  des  couches  de 
nuages  ,  dont  la  zone  équatoriale  reste  transparente 
et  pure  de  toutes  vapeurs,  grâce  probablement  à 
l'influence  des  vents  alises.  Or  la  surface  des  nuages 
réfléchissant  une  lumière  plus  intense  que  la  surface 
de  la  planète ,  la  partie  du  sol  que  nous  apercevons 
à  travers  l'air  diaphane ,  ainsi  que  l'admettait  déjà 
William  Herschel,  dans  un  Mémoire  inséré  en  1793, 
au  83'  volume  des  Philosophical  Transactions  ^  doit 
nous  paraître  plus  sombre  que  les  couches  nuageuses 
d'où  rayonne  une  grande  quantité  de  lumière  réflé- 
chie. C'est  pourquoi  des  bandes  sombres  et  des 
bandes  lumineuses  alternent  entre  elles.  Les  pre- 
mières paraissent  d'autant  moins  obscures  qu'on  les 
observe  plus  près  des  bords ,  parce  qu'alors  le  rayon 
visuel ,  dirigé  obliquement  sur  la  surface,  ne  l'atteint 
qu'après  avoir  traversé  une  couche  atmosphérique 
plus  épaisse  et  par  suite  réfléchissant  une  plus 
grande  quantité  de  lumière  (55). 

SATELLITES    DE    JUPITER. 

Dès  la  brillante  époque  de  Galilée ,  cette  idée  ju- 
dicieuse avait  pris  naissance  que,  sous  beaucoup  de 
rapports  et  dans  le  temps  et  dans  l'espace,  le  système 


—  553  — 

subordonné  de  Jupiter  offre  en  petit  Timage  du  vaste 
système  dont  le  Soleil  est  le  centre.  Cette  vue  rapi- 
dement propagée ,  et  presqu'aussitôt  après,  l'obser- 
vation des  phases  de  Vénus,  au  mois  de  février  1610, 
n'ont  pas  peu  contribué  au  succès  général  de  la  théorie 
de  Copernic.  Le  groupe  des  4  lunes  de  Jupiter,  est , 
parmi  les  systèmes  extérieurs,  le  seul  groupe  du 
même  genre  qui  n'ait  point  été  accru,  depuisl'époque 
où  il  fut  découvert  par  Simon  Marins,  le  29  dé- 
cembre 1609 ,  c'est-à-dire  dans  l'espace  de  près  de 
deux  siècles  et  demi  (56). 

La  table  suivante,  dressée  d'après  Hansen ,  con- 
tient les  temps  des  révolutions  sidérales  accomplies 
par  les  satellites  de  Jupiter,  leur  distance  moyenne 
à  la  planète,  exprimée  en  rayons  de  cette  planète, 
leur  diamètre ,  et  leur  masse  évaluée  en  fractions  de 
la  masse  de  Jupiter  : 


H 

H 

< 

DURÉE 
d'une 

RÉVOLLT.  SIDÉR. 

DISTANCE 

à 

JUPITER. 

DIAMÈTRE 
en 

MYRIAMÈTRES. 

MASSE. 

i 
1 

1 

IJ    IS»»  28' 

6,049 

393 

i 
0,0000173281  1 

2 

3     13     \k 

9,623 

353 

1 

0,0000232355 

1 

3 

7      3    43 

15,350 

576 

0,0000884972  ' 

'•1 

U 

16    16     32 

26,998 

493 

f 

0  0000426591 

Si  par  conséquentla  fraction  1/1047,879  exprime  la 


=-  554  — 

masse  de  Jupiter  et  de  ses  satellites  réunis ,  la  masse 
de  la  planète,  sans  les  satellites^  est  de  1/1048,059, 
c'est-à-dire  qu'elle  perd  par  cette  soustraction  environ 
1/6000. 

On  a  déjà  comparé  plus  haut  les  satellites  de 
Jupiter  avec  les  satellites  des  autres  systèmes  , 
sous  le  rapport  des  grandeurs,  des  distances  et  des 
excentricités  (Voyez  t.  III,  p.  507-510).  L'inten- 
sité d'éclat  des  satellites  de  Jupiter  ne  varie  point 
proportionnellement  à  leur  volume  :  puisque,  en  gé- 
néral ,  le  troisième  et  le  premier,  dont  les  diamètres 
sont  comma  8  est  à  5,  paraissent  les  plus  éclatants,  et 
que  le  second ,  le  plus  petit  et  le  plus  dense  de  tous , 
est  ordinairement  plus  lumineux  que  le  quatrième , 
désigné  d'habitude  comme  le  moins  brillant.  On  a 
remarqué  aussi ,  dans  l'éclat  lumineux  de  ces  satel- 
lites ,  des  variations  accidentelles,  que  l'on  a  attri- 
buées, tantôt  à  des  modifications  de  la  surface,  tantôt 
à  des  obscurcissements  dans  l'atmosphère  qui  les  en- 
veloppe (57).  Tous  semblent,  du  reste ,  réfléchir  une 
lumière  plus  intense  que  la  planète  elle-même.  Quand 
la  Terre  se  trouve  entre  Jupiter  et  le  Soleil,  et  que  les 
satellites,  en  se  mouvant  de  l'Est  à  l'Ouest ,  paraissent 
entrer  dans  le  bord  oriental  de  la  planète  ;  ils  nous 
cachent  peu  à  peu  diverses  parties  du  disque  plané- 
taire, et  se  détachant  comme  des  points  lumineux 
sur  ce  fonds  plus  obscur,  peuvent  être  aperçus,  au 
passage,  même  avec  de  médiocres  grossissements. 
Ils  sont  de  plus  en  plus  difliciles  à  distinguer,  à  me- 
sure qu'ils  s'approchent   du  centre  de  la  planète. 


—  555  — 

Pound,  Tami  de  Newton  et  de  Bradiey,  avait  conclu 
de  celte  observation  déjà  ancienne  que  le  disque  de 
Jupiter  était  moins  éclatant  sur  les  bords  qu'au 
centre.  Suivant  Arago,  cette  assertion,  renouvelée  par 
Messier,  est  sujette  à  des  objections  qui  nécessitent 
des  expériences  nouvelles  et  plus  délicates.  Jupiter  a 
été  aperçu  sans  aucun  de  ses  satellites ,  par  Taolineux 
au  mois  de  novembre  1681  ,  par  William  Herschel  le 
23  mai  1802,  et  par  Griesbach  le  27  septembre  1843. 
Cette  invisibilité  des  satellites  doit  être  entendue 
uniquement  dans  ce  sens  qu'ils  correspondaient 
au  disque  de  Jupiter,  et  n'est  pas  en  contradiction 
avec  le  théorème  d'où  l'on  a  déduit  que  les  quatre 
satellites  ne  peuvent  être  éclipsés  à  la  fois. 

SATURNE. 

La  durée  de  la  révolution  sidérale  ou  vraie  de  Sa- 
turne est  de  29  ans  166  jours  23  heures  16'  32".  Son 
diamètre  moyen  est  de  11  507  myriamètres,  c'est- 
à-dire  qu'elle  est  à  celle  de  la  Terre  comme  9,022 
est  à  1.  La  durée  de  la  rotation,  déduite  de  l'ob- 
servalion  de  quelques  taches  sombres,  que  produit 
sur  la  surface  le  renflement  des  bandes,  est  de 
10^  29'  17"  (58).  A  une  telle  vitesse  correspond  un 
aplatissement  considérable.  William  Herschel  éva- 
luait cet  aplatissement,  en  1776,  à  1/10, à.  Bessel, 
après  plus  de  trois  années  d'observations  concor- 
dantes, a  trouvé  pour  la  grandeur  apparente  du 
diamètre  polaire  ,  à  distance  moyenne ,    15", 381  ; 


---  556  — 

pour  le  diamètre  équatoriai,  17", 053;  il  reste  ainsi 
pour  raplatissement  1/10,2  (59).  Le  corps  de  la 
planète  présente  aussi  des  bandes ,  mais  moins  fa- 
ciles à  apercevoir  que  celles  de  Jupiter,  bien  qu'un 
peu  plus  larges.  La  plus  constante  de  toutes  est  une 
bande  grisâtre  ,  située  à  l'équateur,  et  suivie  de  plu- 
sieurs autres ,  dont  les  formes  changeantes  indiquent 
une  origine  atmosphérique.  William  Herschel  n'a  pas 
toujours  trouvé  ces  bandes  parallèles  à  l'anneau  qui 
entoure  la  planète  ;  elles  ne  s'étendent  pas  non  plus 
jusqu'aux  pôles.  Il  est  à  remarquer  que  les  régions 
polaires  sont  soumises  à  des  changements  d'éclat,  dé- 
pendant des  saisons  qui  se  succèdent  sur  la  planète. 
Dans  l'hiver,  le  pôle  devient  toujours  plus  lumi- 
neux ,  phénomène  qui  rappelle  les  variations  al- 
ternatives produites  dans  les  régions  neigeuses  de 
Mars,  et  qui  n'avait  pas  échappé  à  la  sagacité  de 
William  Herschel.  Que  l'on  doive  attribuer  cet  ac- 
croissement d'intensité  à  la  formation  temporaire  de 
glaces  et  de  neiges ,  ou  à  l'accumulation  des  nuages, 
toujours  est-il  qu'il  témoigne  des  effets  produits  sur  une 
atmosphère  par  des  variations  de  température  (60). 
Nous  avons  déjà  donné,  comme  exprimant  la  masse 
de  Saturne  ,  la  fraction  1/3501,6;  le  volume  de  cette 
planète  est  relativement  immense,  puisque  son  dia- 
mètre est  les  4/5  du  diamètre  de  Jupiter,  d'où  l'on 
conclut  qu'elle  a  une  densité  très-faible  qui  doit  dé- 
croître encore  vers  la  surface.  Si  la  densité  était  par- 
tout la  même,  c'est-à-dire  égale  aux  0,76  de  celle  de 
l'eau,  l'aplatissement  serait  encore  plus  considérable. 


«30  y 


La  planète  est  entourée,  dans  le  plan  de  son  équa- 
teur,  de  deux  anneaux  au  moins ,  tous  deux  fort 
minces  et  librement  suspendus.  Ils  ont  plus  d'éclat 
que  la  planète  elle-même;  l'anneau  extérieur  est  le 
plus  brillant  des  deux  (61).  La  division  de  l'anneau 
que  Huygens  avait  découvert  et  signalé  comme  uni- 
que ,  en  1655  (62),  fut  bien  remarquée  d'abord  par 
Dominique  Cassini,  en  1675,  mais  ne  fut  exactement 
décrite  que  par  William  Herschel,  de  1789  à  1792. 
Depuis  les  observations  de  Scliort,  on  a  constaté  plu- 
sieurs fois  que  l'anneau  extérieur  était  divisé  par  des 
lignes  légères,  mais  ces  lignes  n'ont  jamais  été  bien 
constantes.  Tout  récemment,  le  11  novembre  1850, 
Bond  se  servant  à  Cambridge,  dans  les  États-Unis, 
de  la  grande  lunette  de  Merz,  munie  d'un  objectif 
de  14  pouces,  a  découvert,  entre  l'anneau  dit  in- 
térieur et  la  planète,  un  troisième  anneau  plus 
sombre  ;  et  presque  simultanément,  le  25  novembre 
de  la  même  année,  Maidstone  signalait  le  même 
fait  en  Angleterre.  Ce  troisième  anneau  est  séparé 
du  second  par  une  ligne  noire  ;  il  remplit  un  tiers 
de  l'espace  que  jusqu'à  présent  on  croyait  libre 
entre  le  deuxième  anneau  et  le  corps  de  la  planète , 
et  à  travers  lequel  des  astronomes  prétendent  avoir 
vu  de  petites  étoiles. 

Les  dimensions  de  l'anneau  multiple  de  Saturne 
ont  été  déterminées  par  Bessel  et  par  Struve.  D'après 
Struve ,  le  diamètre  extérieur  de  l'anneau  qui  enve- 
loppe les  autres  nous  apparaît,  à  distance  moyenne 
de  la  planète ,  sous  un  angle  de  40",09,  correspon- 


—  558  — 

dant  à  38  300  milles  géographiques,  et  le  diamètre 
intérieur,  sous  un  angle  de  35",29,  qui  équivaut  à 
33  700  milles  ;  le  diamètre  extérieur  du  second  an- 
neau est  de  2>li^\M  ;  le  diamètre  intérieur  de  26",67. 
L'intervalle  qui  sépare  le  second  anneau  de  la  sur- 
face de  la  planète  serait,  d'après  Struve,  de  /i'',3/i. 
La  largeur  totale  de  ces  deux  anneaux  réunis  est  de 
3700  milles  géographiques ,  la  distance  de  l'anneau 
à  la  surface  de  Saturne  d'environ  5000.  Le  vide 
qui  sépare  le  premier  anneau  du  second ,  et  qu'in- 
dique le  trait  noir  aperçu  par  Cassini ,  n'est  que  de 
390  milles.  On  ne  croit  pas  que  l'épaisseur  de  ces 
anneaux  dépasse  20  milles;  leur  masse  est,  d'après 
Bessel,  1/118  de  la  masse  de  Saturne.  Ils  offrent 
quelques  inégalités  de  surface  et  quelques  émi- 
nences,  au  moyen  desquelles  on  a  déterminé,  d'une 
manière  approximative ,  la  durée  de  leur  rotation , 
absolument  égale  à  celle  de  la  planète  (63).  Les  ir- 
régularités de  leur  forme  se  manifestent  lors  de  la 
disparition  de  l'anneau,  dont  généralement  une  anse 
devient  invisible  avant  l'autre. 

Un  phénomène  très-remarquable  est  la  position 
excentrique  de  Saturne ,  découverte  par  Schwabe  à 
Dessau,  en  septembre  1827.  Le  globe  de  la  planète 
n'est  pas  concentrique  avec  l'anneau,  mais  incline 
un  peu  vers  l'ouest.  Cette  observation  a  été  vérifiée, 
en  partie  à  l'aide  de  mesures  micrométriques,  par 
Harding,  Struve  (04),  John  Herschel  et  South.  De 
petites  différences  constatées  dans  la  valeur  de 
l'excentricité,  à  la  suite  d'une  série  d'observations 


—  559  — 

faites  concurremment  par  Schwabe ,  Harding  et  de 
Vico,  différences  qui  paraissent  périodiques,  ont 
peut-être  pour  cause  une  oscillation  du  centre  de  gra- 
vité de  l'anneau  autour  du  point  central  de  Saturne. 
C'est  un  fait  curieux  que,  dès  la  fm  du  xyii** siècle , 
un  ecclésiastique  d'Avignon  ,   nommé   G  allât ,  ait 
cherché  vainement  à  fixer  l'attention  des  astronomes 
sur  la  position  excentrique  de  cette  planète  (65).  Il  est 
difficile,  d'après  la  densité  de  Saturne ,  égale  à  peine 
aux  3/5  de  celle  de  l'eau ,  et  qui  décroît  encore  vers 
la  surface,  de  se  représenter  son  état  moléculaire  et 
sa  constitution  matérielle  ,  ou  seulement  de  décider 
si  le  corps  de  la  planète  est  à  l'état  fluide,  qui  est 
celui  où  les  molécules  ont  le  moins  d'adhérence 
entre  elles ,  ou  à  l'état  solide ,  comme  permettent  de 
le  croire  les  analogies  souvent  citées  du  bois  de  sapin, 
du  liège,  de  la  pierre  ponce,  ou  d'un  liquide  soli- 
difié, la  glace.  L'astronome  attaché  à  l'expédition  de 
Krusenstern,  Horner,  est  d'avis  que  l'anneau  de  Sa- 
turne est  une  ceinture  de  nuages,  et  prétend  que 
les  montagnes  de  la  planète  sont  formées  par  des 
masses  de  vapeurs  et  de  brouillards  vésiculaires  (66). 
L'astronomie  conjecturale  a  ici  le  champ  libre,  mais 
les  spéculations  de  deux  astronomes  américains , 
Bond  et  Peirce ,  sur  les  conditions  de  stabilité  de 
l'anneau,  ont  une  tout  autre  portée  (67).  C'est  en 
partant  de  l'observation  et  de  l'analyse  mathéma- 
tique que  tous  deux  s'accordent  à  admettre  la  fluidité 
de  l'anneau ,  ainsi  ([ue  des  variations  continues  dans 
la  forme  et  la  divisibilité  de  l'anneau  extérieur.   Si 


—  56{)  — 

cet  ensemble  se  conserve  tel  qii'ii  est,  cela  tient, 
suivant  Peirce,  à  la  position  des  satellites  :  sans 
cette  influence  conservatrice,  l'équilibre  ne  pourrait 
se  maintenir,  malgré  les  inégalités  de  l'anneau. 


SA.TELLITES    DE    SVTURNK. 

Les  cinq  plus  anciens  satellites  de  Saturne  furent 
découverts  entre  les  années  1655  et  1681 ,  à  savoir  : 
Titan,  le  6"  dans  l'ordre  des  distances,  par  Huygens  ; 
Japhet  le  plus  extérieur  de  tous,  Rhéa,  Téthys  et  Dioné, 
par  Cassini.  Ces  découvertes  furent  suivies,  en  1789, 
par  une  autre ,  due  à  William  Herschel ,  qui  révéla 
l'existence  des  deux  satellites  les  plus  voisins  de 
la  planète ,  Mimas  et  Encélade  ;  enfin  le  septième  sa- 
tellite, l'avant  dernier  dans  Tordre  des  distances, 
Hypérion  ,  fut  découvert  presque  simultanément  par 
Bond  à  Cambridge,  dans  les  États-Unis,  et  par  Lassell, 
à  Liverpool,  en  septembre  1848.  Nous  avons  déjà 
indiqué  plus  haut  (^Cosmos,  t.  I ,  p.  105  et  t.  III, 
p.  510)  les  volumes  de  ces  satellites  et  leurs  distances 
relatives  à  la  planète  principale.  Je  joins  ici  le  tableau 
de  leurs  révolutions,  et  de  leurs  distances  moyennes, 
exprimées  en  fractions  du  rayon  équatorial  de  Sa- 
turne ,  d'après  les  observations  faites  par  Sir  John 
Herschel  au  cap  de  Bonne-Espérance,  de  d8e35  à 
1837  (68)  : 


—  501  — 


SATELLITES 

dans  l'ordre 
de  leurs  distances 

A   LA   PLANÈTE. 

ORDRE 

de  leur 
DÉCOUVERTE. 

DURÉE 

de 

LEUR   RÉVOLUTION. 

DISTANCE 

MOYENNE. 

1 

Mimas.    .   , 

6 

0^  22^  37'  22  ',9 

3,3607 

2 

Encélade.    . 

7 

1     8   53     6,7 

4,3125 

3 

Téthys.    .  . 

5 

1    21   18  25,7 

5,3396 

4 

Dioné.  .  .  . 

U 

2   17   41     8,9 

6,8398 

5 

Rhéa.    .  .  . 

3 

U   12   25  10,8 

9,5528 

6 

Titan.   .   .  . 

1 

15   22  Ul  25,2 

22,l/i50 

7 

HypérioR.   . 

8 

22   12     ? 

28,0000? 

8 

Japliet.    .   . 

2 

79      7    53  40,4 

64.-3590 

Il  existe  un  singulier  rapport  entre  les  révolutions 
des  quatre  premiers  satellites  les  plus  proches  de  Sa- 
turne. La  durée  de  la  révolution  du  troisième  satellite 
(Téthys)  est  double  de  celle  du  premier  (Mimas);  et 
la  durée  de  la  révolution  du  quatrième  (Dioné)  est 
double  de  celle  du  second  (Encélade).  Ces  résultats 
sont  calculés  à  1/800  près  de  la  plus  longue  période. 
Je  dois  la  communication  de  ce  rapprochement  cu- 
rieux à  une  lettre  que  m'a  écrite  Sir  John  Iîerschel,au 
mois  de  novembre  1845.  Les  distances  respectives  des 
quatre  lunes  de  Jupiter  présentent  aussi  une  certaine 
régularité  ;  elles  forment  assez  exacte  ment  la  série  o,  6, 
12.  La  distance  de  la  seconde  à  la  première ,  évaluée 
en  diamètres  de  Jupiter,  est  de  3,  6;  celle  de  la  troi- 


—  562  — 

sième  à  la  seconde  de  5,  7;  celle  de  la  quatrième  à 
la  troisième  de  11,6.  Pries  et  Challis  ont  renchéri 
sur  Titius ,  en  cherchant  à  étendre  sa  loi  à  tous  les 
systèmes  de  satellites ,  même  à  ceux  d'Uranus  (69). 

URANUS. 

La   grande   conquête   de   William    Herschel,    la 
découverte  d'Uranus ,  n'a  point  seulement  accru  le 
nombre  des  six  planètes  principales  connues  depuis 
des  milliers  d'années ,  et  plus  que  doublé  le  diamètre 
du  système  solaire  ;  elle  a  encore ,  65  ans  plus  tard , 
par  les  perturbations  mystérieuses  auxquelles  elle 
était  soumise ,  conduit  à  la  découverte  de  Neptune. 
Occupé ,  le  13  mars  1781 ,  à  observer  un  petit  groupe 
d'étoiles  situé  dans  les  Gémeaux ,  Herschel  reconnut 
la  nature  planétaire  d  Uranus  à  la  petitesse  de  son 
disque,  qui  grossissait,  sous  des  amplifications  de 
460  et  93*2  fois,  beaucoup  plus  que  les  étoiles  voi- 
sines. Familier  avec  tous  les  phénomènes  optiques , 
le  grand  astronome  remarqua  que,  sous  un  fort  gros- 
sissement, l'intensité  lumineuse  du  nouvel  astre  di- 
minuait d'une  manière  sensible ,  tandis  qu'elle  res- 
tait la  même  dans  les  étoiles  fixes  de  même  éclat , 
c'est-à-dire  comprises  entre  la  6'  et  la  T  grandeur. 

Herschel ,  lorsqu'il  annonça  pour  la  première  fois 
l'existence  d'Uranus,  le  présenta  comme  une  comète 
(70);  et  ce  furent  seulement  les  travaux  réunis  de 
Saron ,  de  Lexell ,  de  Laplace  et  de  Méchain ,  rendus 
<riiilleurs  beaucoup  plus  faciles  par  la  découverte 


—  563  — 

que  fit  Bode  en  1784  d'observations  pins  anciennes, 
dues  à  Tobie  Mayer  (1756)  et  à  Flamsteed  (1690) , 
qui  permirent  de  déterminer  avec  une  rapidité  sin- 
gulière l'orbite  elliptique  et  tous  les  éléments  plané- 
taires d'Uranus.  La  distance  moyenne  d'Uranus  au 
Soleil  est,  d'après  Hansen,  de  19,182  39,  en  pre- 
nant pour  unité  la  distance  de  la  Terre  au  Soleil , 
ou  de  294  200  000  myriamètres  ;  l'inclinaison  de  son 
orbite  sur  l'écliptique  est  de  0"  46'  28";  sa  révolution 
sidérale  s'accomplit  en  84^  5J  19*'  41' 36";  son  dia- 
mètre apparent,  à  distance  moyenne  de  la  terre,  est 
de  3",9.  Sa  masse  que  l'on  avait  évaluée ,  lorsqu'on 
commença  à  observer  les  satellites,  à  1/17  918  ne  s'é- 
lève, d'après  Lamont,  qu'à  1/24605  ;  il  en  résulte  que 
sa  densité  est  comprise  entre  celle  de  Jupiter  et 
celle  de  Saturne  (71).  Herschel ,  lorsqu'il  employait 
des  grossissements  de  800  à  2400  fois,  avait  déjà 
soupçonné  l'aplatissement  d'Uranus.  D'après  les  me- 
sures de  Meedler,  cet  aplatissement  parait  tomber 
entre  1/10,7  et  1/9,9(72).  D'abord  Herschel  crut  voir 
deux  anneaux  autour  de  la  planète,  mais  cet  observa- 
teur éminent,  habitué  à  soumettre  toutes  ses  conjec- 
tures à  un  examen  rigoureux,  reconnut  lui-même 
qu'il  avait  été  trompé  par  un  effet  d'optique. 

SATELLITES    D'uRANUS. 

«  Uranus,  dit  Herschel  le  fils,  est  entouré  de 
quatre  et  probablement  de  cinq  ou  six  satellites.  » 
Ces  satellites  présentent  une  singularité  dont  nous 


—  564  — 

n'avons  pas  trouvé  d'exemple  jusqu'ici  dans  le  sys- 
tème solaire  :    c'est   que,  tandis  que  tous  les  sa- 
tellites  de  la   Terre,    de  Jupiter,  de  Saturne,  se 
meuvent  ainsi  que  les  planètes,  de  l'Ouest  à  l'Est, 
et  que ,  sauf  quelques  planètes  télescopiques ,  les  or- 
bites de  tous  ces  corps  sont  peu  inclinées  sur  l'éclip- 
tique,  au  contraire  les  satellites  d'Uranus  se  meuvent 
de  l'Est  à  l'Ouest,  et  leurs  orbites  à  peu  près  circu- 
laires forment  avec  l'écliptique  un  angle  de  78°  58', 
c'est-à-dire  qu'elles  sont  presque   perpendiculaires 
à  ce  plan.   Pour   les   satellites  d'Uranus,  comme 
pour   ceux   de   Saturne ,    on    doit   bien  distinguer 
l'ordre  dans  lequel  ils  se  succèdent ,  suivant  qu'ils 
sont  rangés  d'après  leur   distance  à  la  planète,  ou 
d'après  la  date  de  leur  découverte.  Tous  les  satellites 
d'Uranus  ont  été  découverts  par  William  Herschel: 
le  2^  et  le  4"  en  1787,  le  1"  et  le   5^  en    1790,   le 
6^  et  le  3'  en  1794.  Dans  les  56  ans  qui  se  sont  écou- 
lés depuis  la  découverte  du  dernier  satellite  d'U- 
ranus, le  3^  dans  l'ordre  des  distances,  on  a  souvent, 
mais  à  tort ,  douté  que  cette  planète  eût  bien  réelle- 
ment six  satellites  distincts.   Les  observations  des 
vingt  dernières  années  ont  prouvé  successivement 
que  ces  découvertes  du  grand  observateur  de  Slough 
ne  méritent  pas  moins  de  confiance  que  les  autres. 
On  a  revu  jusqu'ici  le  1",  le  2%  le  4'  et  le  6^  sa- 
tellite d'Uranus.  Peut-être  même  y   faut-il  ajouter 
le  3%  conformément  à  l'observation  de  Lassell,  du 
6  novembre  1848.  Grâce  à  la  vaste  ouverture  de  son 
réflecteur,  et  à  l'abondance  de  lumière  qu'il  obtenait 


-    565   - 

de  celte  façon,  Herschel  le  père,  doué,  il  est  vrai, 
d'une  vue  perçante,  estimait  qu'un  grossissement  de 
157  fois  suffit,  avec  des  circonstances  atmosphé- 
riques favorables;  son  fils  croit  nécessaire  en  géné- 
ral, pour  apercevoir  des  disques  si  petits,  qui  ne  sont 
guère  que  de  simples  points  lumineux,  d'employer 
un  pouvoir  amplifiant  de  300  fois.  Le  2'  et  le  4^  sa- 
tellite sont  les  premiers  qui  aient  été  revus,  et  ceux 
qui  ont  été  le  plus  souvent  et  le  plus  soigneusement 
observés  par  Sir  John  Herschel ,  de  1828  à  1834,  tant 
en  Europe  qu'au  cap  de  Bonne-Espérance  ;  ils  l'ont  été 
depuis  par  Lamont,  à  Munich,  et  parLassel ,  àLiver- 
pool.  Lassel,  du  14  septembre  au  9  novembre  1847, 
et  Otto  Struve ,  du  8  octobre  au  10  décembre  de  la 
même  année ,  ont  retrouvé  aussi  le  1"  satellite 
d'Uranus.  Le  6'  et  dernier  a  été  retrouvé  par  Lamont, 
le  1"  octobre  1837.  Il  ne  parait  pas  que  le  5"  ait  été 
revu,  ni  que  le  3*  l'ait  été  d'une  manière  assez  satis- 
faisante (73).  Ces  détails  ne  laissent  point  d'être 
importants,  en  ce  qu'ils  sont  de  nature  à  mettre  plus 
en  défiance  contre  les  prétendues  preuves  qu'on  est 
convenu  d'appeler  des  preuves  négatives. 

NEPTUNE. 

Le  mérite  d'avoir  heureusement  abordé  et  résolu 
un  problème  inverse  de  perturbations ,  consistant  à 
calculer,  d'après  les  perturbations  d'une  planète,  les 
éléments  du  corps  perturbateur  inconnu,  et  d'avoir 
pai*  une  divination  hardie,  donné  lieu  à  la  première  ob- 


-  566  — 

servation  de  Neptune,  faite  par  Galle,  le  21  sep- 
tembre I8/16;  ce  mérite  appartient  aux  profondes 
combinaisons  et  au  travail  persévérant  de  Lever- 
rier  (74).  C'est ,  ainsi  que  le  dit  Encke ,  la  plus  bril- 
lante des  découvertes  planétaires,  c'est  la  première 
fois  que  des  investigations  purement  théoriques  ont 
permis  de  prédire  l'existence  et  de  montrer  du  doigt 
la  place  d'un  astre  nouveau.  Il  est  juste  de  dire  aussi 
que  la  recherche  de  ce  corps  céleste ,  sitôt  couronnée 
de  succès ,  a  été  favorisée  par  la  perfection  des  cartes 
célestes  de  Bremiker,  que  possède  l'Académie  de 
Berlin  (75). 

Tandis  que,  parmi  les  planètes  extérieures ,  la  dis- 
tance de  Saturne  au  Soleil  (9,53)  est  presque  double 
de  celle  de  Jupiter  (5,20),  et  celle  d'Uranus  (19,18) 
plus  que  double  de  celle  de  Saturne ,  il  s'en  faut  de 
10  rayons  de  l'orbite  terrestre ,  c'est-à-dire  de  1/3  de 
la  distance  de  Neptune  au  Soleil  (30,04),  que  cette 
distance  soit  double  de  celle  d'Uranus.  Ainsi  la  limite 
connue  du  système  solaire  est  à  460  millions  de  my- 
riamètres  du  corps  central  ;  c'est-à-dire  que  par  la 
découverte  de  Neptune,  la  borne  posée  à  nos  connais- 
sances en  fait  de  corps  planétaires ,  a  été  reculée  de 
165  millions  de  myriamètres,  plus  de  10,8  fois  la  dis- 
tance de  la  Terre  au  Soleil.  On  pourra  donc  toujours,  à 
mesure  que  l'on  constaterales  perturbations  éprouvées 
par  la  dernière  des  planètes  connues ,  en  découvrir 
successivement  de  nouvelles  ,  jusqu'à  ce  qu'elles 
échappent  par  réloignemenl  à  la  puissance  de  nos 
télescopes  (76). 


—  567  — 

D'après  les  plus  récentes  déterminations ,  la  révo- 
lution de  Neptune  s'opère  en  60126,7  jours,  ou 
164  ans,  226  jours,  et  son  demi-grand  axe  est  de 
30,036  28.  L'excentricité  de  son  orbite,  la  plus  faible 
de  toutes  après  celle  de  Vénus ,  est  de  0,008  719  46  ; 
sa  masse  est  de  1/14  446;  son  diamètre  apparent  qui 
n'est,  suivant  Encke  et  Galle,  que  de  2",70,  s'élève 
d'après  Challis,  à  3", 07,  ce  qui  donne  une  densité  de 
0,230,  relativement  à  celle  de  la  Terre  ;  la  densité  de 
Neptune  dépasse  par  conséquent  celle  d'Uranus  qui 
n'est  que  de  0,178  (77). 

Peu  de  temps  après  la  découverte  de  Neptune , 
Lassell  et  Challis  crurent  que  celte  planète  était  en- 
tourée d'un  anneau.  Lassell  avait  employé  un  gros- 
sissement de  567  fois,  et  avait  essayé  de  détenniner 
l'inclinaison  de  cet  anneau  sur  l'écliptique ,  incli- 
naison que  l'on  croyait  considérable  ;  mais  des  re- 
cherches postérieures  ont  constaté,  pour  Neptune 
comme  pour  Uranus ,  que  l'anneau  était  purement 
imaginaire. 

Je  ne  puis,  dans  cet  ouvrage,  que  mentionner  ra- 
pidement les  travaux  d'un  géomètre  bien  distingué, 
de  M.  J.-G.  Adams,  du  collège  de  Saint-John  à  Cam- 
bridge, travaux  antérieurs  sans  contredit  à  ceux  de  Le  - 
verrier,  mais  qui  sont  restés  inédits,  et  n'ont  pas  eu  la 
consécration  d'un  succès  public.  Les  faits  historiques 
qui  se  rapportent  à  cette  première  tentative,  ainsi  qu'à 
l'heureuse  découverte  de  Leverrier  et  de  Galle  ,  ont 
été  détaillés  avec  impartialité  et  d'après  les  sources 
les  plus  sûres,   dans   deux  publications,   l'une  de 


^  568  — 

TAstronome  Royal  Airy,  l'autre  de  Bernhard  de 
Lindenau  (78).  Ces  efforts  intellectuels,  dirigés 
presqu'en  même  temps  vers  le  même  objet,  témoi- 
gnent d'une  émulation  glorieuse,  et  offrent  d'autant 
plus  d'intérêt  qu'ils  prouvent  par  le  choix  des  se- 
cours que  l'astronomie  a  empruntés ,  l'état  brillant 
de  la  science  qui  est  la  plus  haute  application  des 
mathématiques. 

SATELLITES    DE    NEPTUNE. 

L'existence  d'un  anneau  autour  d'une  planète  ne 
s'est  présentée  encore  qu'une  seule  fois.  Cette  rareté 
semble  indiquer  que  la  formation  de  ces  sortes  de 
ceintures  flottantes  tient  au  concours  de  conditions 
déterminées  et  difficiles  à  réunir.  La  présence  de 
satellites  autour  des  planètes  extérieures,  de  Jupi- 
ter, de  Saturne,  d'Uranus,  est  au  contraire  un  fait 
général  sans  exception.  Lassell ,  dès  le  commen- 
cement du  mois  d'août  1847 ,  reconnaissait  avec  cer- 
titude le  premier  satellite  de  Neptune,  dans  son 
grand  réflecteur  de  20  pieds  de  foyer  et  24  pouces 
d'ouverture  (79),  découverte  qui  a  été  confirmée  par 
Otto  Struve,  à  Poulkowa,  du  il  septembre  au  20  dé- 
cembre 1847  (80),  et  par  Bond,  directeur  de  l'obser- 
vatoire de  Cambridge,  aux  États-Unis,  le  IG  septembre 
1847  (81).  D'après  les  observations  d'Otto  Struve, 
la  révolution  du  satellite  s'accomplit  en  5^  21'  7", 
l'inclinaison  de  son  orbite  sur  l'écliptique  est  de  34%7', 
sa  distance  au  centre  de  la  planète  de  40  GOO  myria- 


—   5o9  — 

mètres,  sa  masse  de  l/U  506.  Trois  ans  plus  tard, 
le  U  août  1850,  Lassell  découvrit  un  second  satellite 
de  Neptune,  à  Taide  d'un  grossissement  de  628 
fois  (82),  mais  cette  dernière  découverte  n'a  pas 
encore,  que  je  sache,  été  confirmée  par  d'autres  ob- 
servateurs. 


570 


III 


LES  COMETES. 


Bien  que  soumises  à  l'influeiice  du  corps  central, 
les  comètes,  que  Xénocrate  et  Tliéon  d'Alexandrie 
appellent  des  nuées  lumineuses ,  qui ,  suivant  les 
expressions  d'Apollonius  le  Myndien ,  fidèle  en  cela 
à  une  ancienne  tradition  clialdéenne,  s'élèvent  pé- 
riodiquement dans  les  espaces  célestes  en  décri- 
vant une  orbite  immense  et  régulière  ,  forment 
dans  le  système  solaire  un  groupe  d'astres  com- 
plètement à  part.  Les  comètes ,  en  effet,  ne  se  dis- 
tinguent pas  seulement  des  planètes  proprement 
dites  par  leur  immense  excentricité  ;  elles  présentent 
des  changements  de  forme,  des  altérations  dans  les 
contours ,  qui  parfois  s'accomplissent  en  quelques 
heures,  comme  cela  est  arrivé,  en  1744,  pour  la 
comète  de  Klinkenberg ,  si  bien  décrite  par  Hein- 
sius,  et  en  1835,  lors  de  la  seconde  apparition  de  la 
comète  de  Halley.  Avant  que  notre  système  solaire 
eût  été  enrichi,  grâce  aux  découvertes  d'Encke,  de 
comètes  à  courte  période  ,  ou  comètes  intérieures , 
c'est-à-dire  enveloppées  dans  les  orbites  planétaires , 
des   rêveries ,    engendrées   par  l'idée  des  rapports 


—  571  — 

cfiie  l'on  croyait  exister  entre  la  distance  des 
planètes  au  Soleil  et  leur  excentricité,  leur  volume 
et  leur  légèreté  spécifique ,  avaient  conduit  à  cette 
opinion  :  qu'au  delà  de  Saturne  on  devait  décou- 
vrir des  planètes  excentriques  d'un  volume  énorme, 
«  qui  formeraient  des  degrés  intermédiaires  entre 
les  planètes  et  les  comètes  ;  et  que  peut-être  même 
la  dernière  planète ,  coupant  l'orbite  de  Saturne 
qui  la  précède  immédiatement,  méritait  déjà  le  nom 
de  comète  »  (83).  Cette  idée  de  l'enchaînement  des 
formes  dans  la  structure  de  l'univers,  qui  rappelle 
la  doctrine ,  souvent  mal  appliquée ,  de  la  gradation 
des  êtres  dans  la  nature  organique,  était  partagée 
par  Emmanuel  Kant,  l'un  des  plus  grands  esprits  du 
xvm'  siècle.  Uranus ,  puis  Neptune ,  ont  été  aperçus 
par  William  Herschel  et  par  Galle,  le  premier  26  ans, 
le  second  91  ans  après  que  le  philosophe  de  Kœnigs- 
berg  eut  dédié  au  grand  Frédéric  son  Histoire  na- 
turelle du  Ciel  ;  mais  ces  deux  planètes  ont  une 
excentricité  moindre  que  celle  de  Saturne  :  l'excen- 
tricité de  Saturne  étant  représentée  par  0,056 ,  celle 
de  Neptune  n'est  que  de  0,008,  nombre  peu  différent 
de  celui  qui  exprime  l'excentricité  de  Vénus,  si  rap- 
prochée du  Soleil  (0,006).  Uranus  et  Neptune  n'ont 
rien  d'ailleurs  des  propriétés  cométaires  qu'on  leur 
supposait. 

A  une  époque  récente ,  depuis  l'année  1819  ,  cinq 
comètes  intérieures,  découvertes  successivement, 
ont  suivi  celle  d'Encke.  Elles  paraissent  former  un 
groupe  particulier,  dans  lequel  la  plupart  des  demi- 


i:. 


57t> 


grands  axes  ressemblent  à  ceux  des  petites  planètes; 
aussi  s'est-ou  demandé  si  ce  groupe  de  comètes  inté- 
rieures ne  composait  pas  originairement  un  seul  corps 
céleste ,  comme  Olbers  l'a  conjecturé  i)our  les  petites 
planètes  ;  si  cette  grande  comète  n'aurait  pas  été  divi- 
sée en  plusieurs  par  l'action  de  Mars,  ainsi  que  cela 
est  arrivé  à  la  comète  intérieure  de  Biéla,  qui,  lors 
de  sa  dernière  apparition,  en  1846,  s'est  séparée  en 
deux,  sous  les  yeux,  pour  ainsi  dire,  de  l'observa- 
teur. De  certaines  ressemblances  entre  les  éléments 
des  petites  planètes  et  ceux  des  comètes  ont  conduit 
le  professeur  Stephen  Alexander,  du  collège  de  New- 
Jersey,  à  -rechercher  la  possibilité  d'une  origine 
commune  à  ces  astéroïdes  et  aux  comètes,  ou  du 
moins  à  quelques-unes  d'entre  elles  (84).  D'après 
toutes  les  observations  récentes,  il  n'y  a  pas  lieu 
de  s'appuyer  sur  l'analogie  tirée  des  atmosphères 
nébuleuses  des  astéroïdes.  Si  d'ailleurs  les  orbites  de 
ces  petites  planètes  sont  contenues  dans  des  plans 
divers ,  si  même  celle  de  Pallas  offre  l'exemple  d'une 
extrême  inclinaison,  aucune  d'elles  néanmoins  ne 
coupe ,  comme  les  comètes ,  les  orbites  des  autres 
grandes  planètes.  Cette  condition  essentielle,  quelle 
que  soit  l'hypothèse  à  laquelle  on  s'arrête  sur  la  direc- 
tion et  la  vitesse  primitives  de  ces  corps  célestes ,  ne 
permet  guère  de  leur  attribuer  une  origine  commune, 
à  part  même  la  différence  de  constitution  qui  distingue 
les  comètes  intérieures  et  les  petites  planètes,  com- 
plètement dépourvues  de  nébulosité.  Aussi  Laplace. 
dans  sa  théorie  de  la  formation  des  planètes  par  des 


-    573  — 

anneaux  de  matière  vaporeuse,  circulant  autour  du 
Soleil,  a-t-il  cru  devoir  séparer  complètement  les 
comètes  des  planètes  :  «  Dans  l'hypothèse  des  zones 
de  vapeurs,  dit-il,  et  d'un  noyau  s'accroissant  par  la 
condensation  de  l'atmosphère  qui  l'environne ,  les 
comètes  sont  étrangères  au  système  planétaire  (85).  » 
En  esquissant  le  Tableau  de  la  Nature  dans  le  pre- 
mier volume  du  Cosmos  (86) ,  nous  avons  déjà  fait  re- 
marquer que  les  comètes  sont  les  corps  qui,  avec  la 
plus  faible  masse ,  occupent  le  plus  d'espace  dans  le 
domaine  solaire,  et  qu'elles  dépassent  en  nombre 
toutes  les  autres  planètes.  En  effet,  le  calcul  des  pro- 
babilités fondé  sur  ce  que  l'on  sait  jusqu'à  ce  jour  de 
l'étendue  de  leurs  orbites ,  de  leurs  distances  aphélies 
ou  périhélies,  et  du  temps  durant  lequel  ces  astres 
peuvent  rester  invisibles  ,  révèle  l'existence  de  plu- 
sieurs milliers  de  comètes.  Il  faut  cependant  excepter 
de  cette  comparaison  les  aérolithes  ou  astéroïdes  mé- 
téoriques, dont  la  nature  est  demeurée  jusqu'ici  en- 
veloppée de  beaucoup  de  ténèbres.  Parmi  les  comètes, 
il  y  a  lieu  de  distinguer  celles  dont  on  a  calculé  l'orbite 
et  celles  pour  lesquelles  il  n'existe  que  des  obser- 
vations imparfaites,  ou  seulement  des  indications 
recueillies  dans  les  chroniques.  D'après  larécente  énu- 
mération  de  Galle,  le  nombre  exact  des  comètes  dé- 
terminées était,  en  1847,  de  178;  en  y  joignant  celles 
dont  l'existence  seule  a  été  signalée ,  le  total  ne  s'é- 
lève pas  àmoinsde  sixou  sept  cents.  Lorsque  la  comète 
de  1682  reparut  en  1759 ,  ainsi  que  l'avait  annoncé 
Halley,  on  considéra  comme  très-singulière  l'appari- 
m.  37 


—  574  — 

lion  de  trois  comètes  dans  la  même  année.  Mais  au- 
jourd'hui ,  telle  est  l'activité  avec  laquelle  la  voûte 
céleste  est  explorée  simultanément,  sur  tant  de  points 
différents  du  globe  terrestre ,  que ,  dans  chacune  des 
années  1819,  1825  et  1840,  on  en  a  aperçu  et  calculé 
quatre  ;  on  en  avait  observé  cinq  en  1826  ;  ce  nombre 
s'éleva  jusqu'à  huit  en  1846. 

Les  derniers  temps  ont  été  plus  riches  que  la  fin 
du  siècle  précédent  en  comètes  visibles  à  l'œil  nu  ; 
cependant  celles  dont  la  tête  et  la  queue  sont  écla- 
tantes restent  toujours  un  phénomène  rare  et  remar- 
quable. Il  n'est  point  sans  intérêt   de  rechercher 
combien  de  comètes  visibles  à  l'œil  nu  se  sont  mon- 
trées en  Europe,  durant  les  derniers  siècles  (87). 
L'époque  la  plus  riche  a  été  le  xvi'  siècle,  qui  en  a 
fourni  23.  Le  xvir  en  compta  12 ,  dont  2  seulement 
dans  les  cinquante  premières  années.  Au  xviir  siècle, 
il  n'en  parut  que  8 ,  tandis  que ,  dans  la  première 
moitié  du  xix%  on  en  compte  déjà  9,  parmi  lesquelles 
les  plus  belles  sont  celles  de  1807, 1811,  1819,  1835 
et  1843.   Dans  les  temps  antérieurs,  il  s'est  sou- 
vent écoulé  un  intervalle  de  40  à  50  ans ,  sans  que 
ce  spectacle  se  soit  présenté  une  seule  fois.  Il  est  pos- 
sible ,  au  reste ,  que ,  dans  les  années  qui  semblent 
pauvres  en  comètes ,  il  y  ait  eu  beaucoup  de  grandes 
comètes  à  longue  excursion ,  dont  le  périhélie  est 
situé  au  delà  des  orbites  de  Jupiter  et  de  Saturne. 
Quant  aux  comètes  télescopiques ,  on  en  découvre  en 
moyenne  2  ou  3  chaque  année.  Dans  l'année  1840,  en 
trois  mois  consécutifs ,  Galle  a  signalé  trois  nouvelles 


—  575  — 

comètes;  Messier  en  a  trouvé  12,  de  1764  à  1798; 
Pons  en  a  découvert  27,  dans  Tintervalle  de  1801  à 
1807.  Ainsi  semble  se  vérifier  la  comparaison  de 
Kepler  :  ut  pisces  in  Oceano, 

Le  dénombrement  exact  des  comètes  observées  en 
Chine,  qu'Edouard  Biot  a  extrait  du  Recueil  de  Ma- 
tuan-lin,  n'a  pas  une  moindre  importance.  Cette  liste 
remonte  plus  haut  que  l'école  Ionienne  de  Thaïes, 
et  le  règne  du  roi  Alyattes  de  Lydie.  Divisée  en  deux 
sections ,  elle  comprend ,  dans  la  première ,  la  posi- 
tion de  toutes  les  comètes,  depuis  l'an  613  avant  Jésus- 
Christ  jusqu'à  l'an  1222  de  l'ère  chrétienne,  et, 
dans  la  seconde,  les  comètes  qui  ont  paru  depuis 
1222  jusqu'en  16ii,  période  remplie  par  la  dynastie 
des  Ming.  Je  répète  ici  ce  que  j'ai  fait  remarquer 
déjà  dans  le  premier  volume  du  Cosmos  (p.  454, 
note  42) ,  que ,  pour  les  comètes  comprises  entre  le 
milieu  du  ni*  siècle  et  la  fin  du  xiv%  les  calculs  repo- 
sent uniquement  sur  les  renseignements  des  Chinois, 
et  que  la  comète  de  1456,  une  des  apparitions  de  celle 
de  Halley,  est  la  première  dont  les  éléments  aient 
été  déterminés  d'après  les  seules  observations  euro- 
péennes. Ces  observations,  dues  à  Regiomontanus , 
furent  suivies  par  d'autres  fort  exactes,  que  fit 
Apian  à  Ingolstadt,  au  mois  d'août  1531,  lors  d'une 
réapparition  de  la  comète  de  Halley.  Dans  l'inter- 
valle, au  mois  de  mai  1500,  se  place  une  comète 
d'un  grand  éclat,  la  grande  Asta ,  que  le  peuple ,  en 
Italie,  appelait  Signor  Astone,  et  dont  le  souvenir  se 
rattache  à  des  voyages  de  découverte  en  Afrique  et 


—  570  — 

au  Brésil  (88).  Guidé  par  la  ressemblance  des  élé- 
ments ,  Laugier  a  retrouvé  dans  les  indications 
chinoises  une  septième  apparition  de  la  comète  de 
Halley,  qui  eut  lieu  en  1378  (89);  de  même  que 
la  troisième  comète  de  1810 ,  découverte  par  Galle 
le  6  mars  (90),  paraît  identique  à  celle  de  1097.  Les 
Mexicains  avaient  aussi  l'habitude  de  rattacher,  dans 
leurs  annales ,  les  événements  considérables  aux  co- 
mètes et  à  d'autres  phénomènes  célestes.  Ce  n'est, 
chose  singulière ,  que  dans  le  catalogue  chinois , 
où  elle  est  rapportée  au  mois  de  décembre,  que  j'ai 
pu  reconnaître  la  comète  de  1490,  dont  j'ai  trouvé 
le  signalement  dans  le  manuscrit  mexicain  de  Le 
Tellier,  et  dont  j'ai  fait  joindre  un  dessin  à  mes  Mo- 
numents des  peuples  indigènes  de  l'Amérique  (91). 
Les  Mexicains  avaient  enregistré  cette  comète  28  ans 
avant  le  premier  débarquement  de  Gortez  sur  les 
côtes  de  Veracruz  (  Ghalchiuhcuecan  ). 

J'ai  traité  en  détail  dans  le  premier  volume  du 
Cosmos  (p.  110-120),  d'après  l'autorité  de  Hein- 
sius  (1744),  de  Bessel,  de  Struve  et  de  Sir  William 
Herschel ,  tout  ce  qui  a  trait  à  la  forme  des  comètes , 
à  leurs  variations  d'éclat,  de  couleur  et  de  figure, 
aux  effluves  de  leur  tête  qui  se  recourbent  en  arrière 
pour  former  la  queue  (92).  La  magnifique  comète  de 
1843(93),  que  Bowring  put  voir,  semblable  à  un 
petit  nuage  blanc ,  à  Chihuahua,  depuis  neuf  heures 
du  matin  jusqu'au  coucher  du  soleil ,  et  qui  fut  ob- 
servée en  plein  midi,  à  Parme,  par  Amici,  à  1"  23'  à 
l'Est  du  Soleil  (94),  n'est  point  la  seule  qui  ait  été 


—  577  - 

aperçue  dans  ces  circonstances  plus  récemment  en- 
core ,  la  première  comète  de  1817 ,  découverte  par 
Hind  prés  de  la  Chèvre,  a  été  visible  également 
à  Londres ,  dans  le  voisinage  du  Soleil ,  au  moment 
même  de  son  périhélie. 

Afin  d'éclaircir  ce  que  nous  avons  dit  plus  haut  de 
la  remarque  faite  par  les  astronomes  chinois,  à  l'occa- 
sion de  la  comète  qui  parut  au  mois  de  mars  837,  sous 
la  dynastie  Thang ,  j'insère  ici  la  traduction  d'un  pas- 
sage extrait  de  Ma-tuan-lin ,  dans  lequel  est  exprimée 
la  loi  qui  règle  la  direction  de  la  queue  des  comètes  : 
«  En  général,  pour  une  comète  placée  à  l'Est  du  So- 
leil, la  queue,  à  partir  du  noyau,  se  dirige  vers  l'Est; 
si  la  comète  au  contraire  paraît  à  l'Ouest  du  Soleil, 
la  queue  se  tourne  vers  l'Ouest  »  (95).  Fracaslor  et 
Apian  disent  avec  plus  de  précision  et  de  justesse  : 
«  Qu'une  ligne  menée  suivant  l'axe  de  la  queue  et 
prolongée  au  delà  de  la  tête,  va  passer  par  le  centre 
du  Soleil.  »  Ces  mots  de  Sénèque  :  «  Les  queues  des 
comètes  fuient  devant  les  rayons  du  Soleil  »  (  Ques- 
tions naturelles,  liv.  y II,  chap.  20)  sont  également  ca- 
ractéristiques. Parmi  les  planètes  et  les  comètes  ac- 
tuellement   connues ,    les   temps    des    révolutions 
sidérales,  dépendant  du  demi-grand  axe,  offrent  les 
rapports  suivants  :  pour  les  planètes,  les  révolutions 
les  plus  courtes  sont  aux  plus  longues  comme  i  à 
683 ,  elles  sont ,  parmi  les  comètes ,  comme  1  est  à 
2670.  On  a  comparé ,  pour  établir  ce  calcul,  d'une 
part,  Mercure  qui  fait   sa  révolution  en  87  jours 
97/100,  avec  Neptune  qui  accomplit  la  sienne  en 


—  578  — 

60126  jours  7/10,  d'autre  part,  la  comète  d'Encke 
dont  la  période  est  de  3  années  3/10,  avec  celle  de 
1680  ,  observée  par  Gottfried  Kirch,  à  Cobourg,  par 
Halley  et  par  Newton,  et  qui  ne  met  pas  à  décrire  son 
ellipse  moins  de  8814  ans.  J'ai  déjà  indiqué,  d'après  un 
excellent  Mémoire  d'Encke  {Cosmos,  t.  I,  p.  124,  et 
t.  III,  p.  417  419)  la  distance  entre  l'étoile  fixe  la  plus 
rapprochée  de  nous,  «  du  Centaure,  et  l'aphélie  de  la 
comète  de  1680.  J'ai  signalé  la  lenteur  avec  laquelle 
cette  comète  se  meut  dans  la  portion  extrême  de  son 
orbite,  parcourant  à  peine  3  mètres  par  seconde;  j'ai 
rappelé  la  distance,  égale  à  peine  à  6  fois  la  distance 
de  la  Lune ,  à  laquelle  la  comète  de  Lexell  s'est  appro- 
chée de  la  Terre  en  1770  ,  et  la  distance  moins  con- 
sidérable encore  où  se  sont  trouvées,  relativement  au 
Soleil,  la  comète  de  1680  et  surtout  celle  de  1843. 
D'après  les  éléments  de  la  seconde  comète  de  1819, 
dont  le  volume  énorme  apparut  subitement  en  Eu- 
rope, se  dégageant  des  rayons  du  Soleil,  on  conclut 
qu'elle  passa  le  26  juin  d  tvant  le  disque  solaire  (96)  ; 
malheureusement  elle  resta  inaperçue.  La  même 
chose  a  dû  arriver  pour  la  comète  de  1823,  qui, 
outre  la  queue  ordinaire  opposée  au  Soleil ,  en 
offrait  une  autre  dirigée  vers  cet  astre.  Si  les  queues 
des  deux  comètes  étaient  longues  ,  elles  ont  dû 
mêler  à  notre  atmosphère  quelques  portions  de  leur 
substance  nébuleuse ,  comme  cela  a  certainement 
eu  lieu  plus  d'une  fois.  On  s'est  même  demandé 
si  les  singuliers  brouillards  de  1783  et  de  1831 
qui  couvraient  une  grande  partie  du  continent  eu- 


—  579  — 

ropéen,  n'étaient  point  la  conséquence  d'un  pareil 
accident  (97). 

Tandis  que  d'un  côté  l'on  compare  la  quantité  de 
chaleur  reçue  par  les  comètes  de  1680  et  de  1843,  dans 
leur  périhélie ,  à  la  température  focale  d'un  miroir 
ardent  de  32  pouces  (98),  un  astronome  éminent,  au- 
quel je  suis  uni  par  une  vieille  amitié  (99),  Lindenau, 
veut  que,  en  raison  de  leur  excessive  légèreté  spécifi- 
que, toutes  les  comètes  sans  noyau  solide  ne  reçoivent 
aucune  chaleur  du  Soleil ,  et  se  maintiennent  à  la 
température  des  espaces  environnants  (100).  Si  l'on 
considère  les  nombreuses  et  frappantes  analogies  des 
phénomènes  que  présentent ,  d'après  Melloni  et  For- 
bes ,  les  sources  sombres  ou  brillantes  de  la  chaleur , 
il  semble  difficile,  eu  égard  à  l'état  actuel  de  nos 
connaissances  physiques  et  au  lien  qui  les  unit  entre 
elles ,  de  ne  pas  admettre  la  présence  dans  le  Soleil 
de  causes  produisant  simultanément,  par  les  vibra- 
tions de  l'éther ,  c'est-à-dire  par  des  ondulations  de 
longueurs  difierentes ,  le  rayonnement  de  la  lumière 
et  celui  de  la  chaleur.  Pendant  longtemps,  on  a 
rappelé  dans  les  écrits  astronomiques  une  prétendue 
éclipse  de  la  Lune  par  une  comète,  en  1454.  Le 
premier  traducteur  du  Byzantin  George  Phranza,  le 
jésuite  Pontanus ,  avait  cru  en  trouver  l'indication 
dans  un  manuscrit ,  à  Munich.  Ce  passage  d'une  co- 
mète entre  la  Lune  et  la  Terre  est  aussi  peu  véri- 
table que  celui  de  la  comète  de  1770 ,  dont  s'était 
porté  garant  Lichtenberg.  La  première  publication 
complète  de  la  Chronique  de  Phranza  eut  lieu  à 


—  580  — 

Vienne  en  1796  ;  on  y  lit  textuellement  :  Que  Fan  du 
monde  6962,  durant  une  éclipse  de  lune,  une  comète 
semblable  à  un  nuage  léger,  et  décrivant  une  orbite 
à  la  manière  des  corps  célestes ,  apparut  et  s'appro- 
cha du  disque  lunaire.  La  date  indiquée  ,  qui  répond 
à  Tan  de  notre  ère  1450,  est  inexacte,  puisque 
Phranza  dit  positivement  que  le  phénomène  est 
postérieur  à  la  prise  de  Constantinople ,  qui  eut  lieu 
le  19  mai  1453  ;  et  en  effet  il  y  eut  une  éclipse  de  lune 
le  12  mai  1454.  On  peut  voir  à  ce  sujet  Jacobs,  dans 
la  Correspondance  mensuelle  de  Zach,  t.  XXIII ,  1811, 
p.  196-202. 

Leverrier  a  étudié  avec  soin  les  rapports  de  dis- 
tance qui  ont  pu  exister  entre  les  satellites  de  Jupiter 
et  la  comète  de  Lexell ,  et  les  perturbations  que  cette 
remarquable  comète  a  éprouvées  par  leur  influence, 
sans  réagir  sur  la  durée  de  leur  révolution.  Messier, 
lorsqu'il  la  découvrit,  le  14  juin  1770,  la  prit  pour 
une  faible  nébulosité  dans  le  Sagittaire  ;  et  huit 
jours  après,  le  noyau  brillait  déjà  comme  une  étoile 
de  deuxième  grandeur.  Avant  que  la  comète  n'ar- 
rivât au  périhélie ,  on  ne  voyait  aucun  vestige  de 
queue  ;  lorsqu'elle  eut  dépassé  ce  point,  il  s'en  dé- 
veloppa une  qui  avait  à  peine  un  degré  de  longueur. 
Lexell  reconnut  que  cette  comète  décrivait  une  or- 
bite elliptique ,  et  opérait  sa  révolution  en  5  années 
585/1000,  ce  qui  fut  confirmé  par  Burckardt,  dans  un 
excellent  Mémoire  publié  en  1806.  D'après  Glausen,  la 
comète  de  Lexell  s'est  approchée  de  la  Terre,  le  1"  juil- 
let 1770,  à  une  distance  de  363  rayons  terrestres, 


—  581  — 

c'est-à-dire  231  000  myriamètres ,  ou  6  fois  la  dis- 
tance de  la  Terre  à  la  Lune.  La  raison  pour  laquelle 
cette  comète  ne  fut  aperçue  ni  plus  tôt ,  au  mois  de 
mars  1776,  ni  plus  tard,  au  mois  d'octobre  1781 , 
est  établie  à  l'aide  de  l'analyse,  par  Laplace,  dans  le 
iv°  tome  de  la  Mécanique  céleste.  Conformément  aux 
conjectures  de  Lexell,  Laplace  a  démontré  que  ce  fait 
était  dû  à  des  influences  perturbatrices ,  qui  se  sont 
exercées  à  l'approche  de  la  comète,  en  1767  et  en 
1779,  dans  les  portions  de  l'espace  occupées  par  le 
système  de  Jupiter.  Leverrier  a  trouvé  que,  suivant 
une  première  hypothèse  sur  l'orbite  de  la  comète  de 
Lexell ,  cette  comète  aurait  traversé  en  1779  les 
orbites  des  satellites  de  Jupiter,  et  que  d'après  une 
autre  hypothèse,  elle  serait  restée  fort  loin  en  dehors 
de  l'orbite  du  quatrième  satellite  (1). 

Il  est  extrêmement  difficile  de  déterminer  l'état 
moléculaire  des  différentes  parties  d'une  comète,  de 
la  tête  ou  du  noyau ,  qui  ont  si  rarement  des  contours 
arrêtés ,  aussi  bien  que  de  la  queue.  Cela  tient  à  ce 
que  le  noyau  même  n'occasionne  aucune  réfraction 
des  rayons  lumineux ,  et  que ,  d'après  l'importante 
découverte  d'Arago  [Cosmos,  1. 1,  p.  116  et  456,  notes 
49-51),  il  existe  dans  la  lumière  des  comètes  une 
portion  de  lumière  déjà  polarisée  ,  c'est-à-dire  de  lu- 
mière solaire  réfléchie.  Bien  que  les  moindres  étoiles 
restent  visibles  sans  diminution  d'éclat ,  à  travers 
les  émanations  brumeuses  qui  forment  la  queue  des 
comètes,  et  presque  à  travers  le  centre  du  noyau 
ou  du  moins  fort  près  du  centre ,  comme  le  disait 


—  582  — 

déjà  Sénèque  :  (per  Cometem  non  aliter  quam  per 
nubem  ulteriora  cernuntur,  QiiœsU  Natur,,  lib.  VII, 
cap.  18  ) ,  cependant  Arago  a  démontré ,  dans  des 
expériences  dont  j'ai  été  témoin ,  que  ces  enveloppes 
nébuleuses ,  malgré  leur  rareté ,  sont  susceptibles  de 
réfléchir  une  lumière  étrangère  (2) ,  de  sorte  que  les 
comètes  n'ont  «  qu'une  diaphanéité  imparfaite  (3) , 
puisque  la  lumière  ne  les  traverse  pas  sans  ob- 
stacle. »  L'intensité  d'éclat  que  présentent  quelque- 
fois des  nébulosités  si  légères ,  comme  cela  est  arrivé 
pour  la  comète  de  1813 ,  ou  l'aspect  stellaire  du  noyau, 
excitent  l'étounement ,  parce  qu'on  est  tenté  de  tout 
rapporter  à  la  réflexion  des  rayons  solaires.  Mais  ne 
se  peut-il  pas  que,  outre  cette  lumière  empruntée,  les 
comètes  dégagent  elles-mêmes  une  lumière  propre  ? 
De  la  queue  des  comètes,  longue  de  plusieurs 
millions  de  lieues,  et  épanouie  le  plus  souvent  en 
éventail,  se  détachent,  par  l'émanation  ou  l'éva- 
poration  ,  des  particules  qui  se  répandent  dans  les 
espaces.  Là  elles  forment  peut-être  elles-mêmes  ce 
milieu  résistant  qui  resserre  peu  à  peu  l'orbite  de  la 
comète  d'Encke(4);  peut-être  aussi  se  mêlent-elles  à 
la  matière  cosmique  qui  ne  s'est  point  condensée  en 
corps  célestes  et  n'a  pas  servi  à  former  la  lumière 
zodiacale.  Des  parties  matérielles  disparaissent  pres- 
que sous  nos  yeux,  et  nous  soupçonnons  à  peine  la 
portion  de  l'espace  où  elles  s'agrègent  de  nouveau. 
Bien  qu'aujourd'hui  il  paraisse  très-probable  que 
la  densité  du  fluide  gazeux  répandu  à  travers  les 
espaces  augmente  dans  le  voisinage  du  Soleil ,  on  ne 


—  583  - 

peut  cependant  pas ,  pour  expliquer  F  amoindrisse- 
ment que  le  noyau  des  comètes  éprouve ,  selon  Walz, 
auprès  du  Soleil ,  se  représenter  ce  fluide  condensé 
comme  agissant  par  la  compression  sur  une  enveloppe 
vésiculaire  (5).  Généralement ,  les  contours  des  ef- 
fluves cométaires  sont  fort  indécis,  et  Ton  ne  peut 
savoir  au  juste  où  finit  la  nébulosité  qui  réfléchit  la 
lumière.  Il  n'en  est  que  plus  remarquable  et  plus  in- 
structif, quant  à  la  constitution  de  certaines  comètes, 
de  voir,  en  quelques  occasions,  dans  la  portion  anté» 
rieure  parabolique  de  Fastre,  une  netteté  de  contours 
à  peine  égalée  par  les  groupes  de  nuages  de  notre 
atmosphère.  C'est  ce  qui  est  arrivé  pour  la  comète  de 
Halle,  au  cap  de  Bonne-Espérance,  vers  la  fin  du  mois 
de  janvier  1836.  Sir  John  Herschel  comparait  cette 
apparence  inusitée ,  qui  témoignait  de  l'intensité  de 
l'attraction  mutuelle  exercée  par  les  molécules,  à 
l'aspect  d'un  vase  d'albâtre  vivement  éclairé  à  l'inté- 
rieur (ô). 

Depuis  la  publication  du  premier  volume  du 
Cosmos  ,  il  s'est  produit  dans  le  monde  des  comètes 
un  événement  dont  on  avait  à  peine  auparavant  soup- 
çonné la  possibilité.  La  comète  intérieure  et  à  courte 
période  de  Biéla ,  qui  accomplit  son  ellipse  en  6  ans 
1/2 ,  s'est  partagée  en  deux  comètes  de  même  forme, 
mais  de  grandeur  différente ,  chacune  d'elles  ayant 
une  tête  et  une  queue.  Aussi  longtemps  qu'on  a  pu 
les  observer,  elles  ne  se  sont  point  réunies,  et  ont 
cheminé  presque  parallèlement.  Le  19  décembre 
1845,  Hind  avait  déjà  remarqué ,  dans  la  comète  en- 


—  584  — 

core  intacte,  une  sorte  de  protubérance  vers  le  Nord  ; 
mais  le  21 ,  d'après  l'observation  d'Encke  à  Berlin ,  on 
n'apercevait  aucun  indice  de  séparation.  La  division 
déjà  effectuée  fut  reconnue  pour  la  première  fois  le 
29  du  même  mois,  dans  l'Amérique  septentrionale,  et 
en  Europe,  vers  le  milieu  et  à  la  fin  du  mois  de  janvier 
1846.  Le  nouvel  astre,  le  plus  petit  des  deux,  précédait 
le  plus  grand  dans  la  direction  du  Nord.  La  distance  de 
l'un  à  l'autre  fut  d'abord  de  3';  plus  tard,  le  20  février, 
elle  était  de  6',  d'après  l'intéressant  dessin  d'Otto 
Struve  (7).  L'éclat  de  chacune  d'elles  était  chan- 
geant ;  de  sorte  que  le  second  astre  augmentant  peu 
à  peu  d'intensité ,  surpassa  quelque  temps  en  lumière 
la  comète  principale.  Les  enveloppes  nébuleuses  qui 
entouraient  chaque  noyau ,  n'avaient  aucun  contour 
déterminé  :  celle  qui  entourait  la  plus  grande  comète 
offrait  un  gonflement  peu  lumineux  vers  le  Sud-Sud- 
Ouest  ,  mais  la  partie  du  ciel  qui  les  séparait  fut  no- 
tée à  Poulkowa  comme  libre  de  toute  nébulosité  (8)r 
Quelques  jours  plus  tard ,  le  lieutenant  Maury  aper- 
çut à  Washington ,  avec  un  instrument  dioptrique  de 
Munich ,  de  9  pouces  de  diamètre ,  des  rayons  que 
l'ancienne  comète  envoyait  vers  la  nouvelle,  de  sorte 
que  pendant  quelque  temps  il  y  eut  une  sorte  de 
pont  jeté  de  l'une  à  l'autre^  Le  24  mars  ,  la  petite 
comète  diminuant  insensiblement  d'éclat  n'était  déjà 
presque  plus  reconnaissable.  On  vit  encore  la  plus 
grande  jusque  vers  le  16  ou  le  20  avril,  où  elle  dis- 
parut à  son  tour.  J'ai  décrit  le  développement  de  ce 
phépopiène  extraordinaire  avec  tous  les  détails  que 


—  585  — 

Ton  a  pu  constater  (9).  11  est  à  regretter  que  le 
fait  même  de  la  séparation  et  l'état  qui  Ta  précédée 
aient  échappé  aux  observateurs.  La  comète  formée 
aux  dépens  de  la  première  est-elle  devenue  invisible 
par  suite  de  l'éloignement  et  de  la  faiblesse  de  la  lu- 
mière, ou  s'est-elle  dissoute?  reparaîtra-t-elle  ac- 
compagnant la  planète  principale ,  et  la  comète  de 
Biéla  offrira-t-elle  encore ,  lors  de  ses  retours  suc- 
cessifs, de  semblables  anomalies? 

La  naissance  d'un  nouveau  corps  planétaire  par 
voie  de  disjonction  soulève  naturellement  la  ques- 
tion de  savoir  :  si  dans  la  multitude  des  comètes  cir- 
culant autour  du  Soleil ,  il  n'en  est  pas  plusieurs  qui 
aient  été  engendrées  de  cette  manière ,  si  ce  phéno- 
mène ne  se  reproduit  pas  encore  tous  les  jours ,  si 
enfin,  soit  par  l'inégale  vitesse  de  leur  révolution,  soit 
parce  qu'elles  ne  subissent  pas  au  même  degré  l'in- 
fluence des  perturbations ,  les  comètes  ainsi  décom- 
posées ne  sont  point  lancées  sur  des  orbitesdifférentes? 
Stephen  Alexander,  dans  un  Mémoire  déjà  cité,  a 
cherché  à  expliquer  la  génération  de  toutes  les  co- 
mètes intérieures  par  une  hypothèse  de  ce  genre,  mais 
sans  fournir  de  raisons  assez  concluantes.  Il  paraît 
que  de  semblables  événements  se  sont  produits  dans 
l'antiquité  ;  malheureusement  ils  n'ont  pas  été  dé- 
crits avec  assez  de  détails.  Sénèque  rapportant  d'a- 
près un  témoin,  qu'il  déclare  lui-même  peu  digne 
de  confiance  ,  que  la  comète  à  laquelle  on  attribua 
la  destruction  des  villes  de  Hélice  et  de  Bura,  se 
divisa  en  deux  parties,  ajoute  ironiquement  :  «  Pour 


—  586  — 

quoi  personne  n'a-t-il  jamais  vu  deux  comètes  se  réunir 
en  une  seule  (10)  ?  »  Les  astronomes  chinois  parlent 
de  trois  comètes  accouplées  qui  parurent  en  Tan  896, 
et  parcoururent  leur  orbite  de  conserve  (il). 

Dans  le  grand  nombre  de  comètes  dont  les  élé- 
ments ont  été  calculés  jusqu'à  ce  jour,  nous  en 
connaissons  huit  dont  la  révolution  s'accomplit  en 
moins  de  temps  que  celle  de  Neptune.  Parmi  elles  six 
sont  intérieures,  c'est-à-dire  que  leur  aphélie  se  trouve 
en  deçà  de  l'orbite  de  cette  planète  ;  ce  sont  :  les  co- 
mètes d'Encke  (aphélie  4,09),  de  Vico  (5,02)  ,  de 
Brorsen  (5,64),  de  Paye  (5,95) ,  de  Biéla  (6,19)  et  de 
d'Arrest  (6,44).  Ces  six  comètes  intérieures  ont  toutes 
leur  aphélie  compris  entre  celui  d'Hygie  (3,15)  et 
une  limite  extrême  située  par  delà  l'aphélie  de  Jupiter 
(5,20),  à  une  fois  et  1/4  la  distance  de  la  Terre  au 
Soleil.  Les  deux  autres  comètes  qui  accomplissent 
leur  révolution  en  moins  de  temps  que  Neptune,  sont 
la  comète  de  74  ans  d'Olbers,  et  la  comète  de  76  ans 
de  Halley.  Jusqu'en  1819,  époque  à  laquelle  Encke 
reconnut  le  preuiier  l'existence  d'une  comète  inté- 
rieure, les  deux  comètes  d'Olbers  et  de  Halley  res- 
tèrent ,  entre  toutes  les  comètes  dont  on  avait  calculé 
les  éléments,  celles  dont  le  retour  était  le  plus 
prompt.  La  comète  d'Olbers  de  1815,  et  celle  de  Halley 
atteignent,  à  leur  aphélie,  une  distance  qui  dé- 
passe seulement  de  4  rayons  de  l'orbite  terrestre  pour 
l'une,  de  5  rayons  et  2/5  pour  l'autre,  la  limite  en 
deçà  de  laquelle ,  depuis  la  découverte  de  Neptune , 
elles  seraient  considérées  comme  intérieures.  Bien 


—  587  - 

que  celte  limite  soit  variable,  et  que  la  dénomination 
de  comète  intérieure  puisse  recevoir  des  applications 
nouvelles ,  par  la  découverte  de  planètes  situées  au 
delà  de  Neptune ,  elle  a  cependant  sur  la  dénomi- 
nation d'astre  à  courte  période ,  cet  avantage  qu'elle 
dépend  au  moins  de  quelque  chose  de  déterminé , 
durant  chaque  phase  de  nos  connaissances.  Les 
périodes  des  six  comètes  intérieures ,  actuellement 
calculées  avec  précision ,  ne  varient ,  il  est  vrai ,  que 
de  3  ans  3/10  à  7  ans  4/10;  mais  si  la  6'  comète  de 
1846,  découverte  à  Naples  par  Péters ,  le  26  juin, 
dont  le  demi-grand  axe  est  de  6,32  revient  réellement 
après  un  intervalle  de  16  années  (12) ,  on  peut  prévoir 
que  peu  à  peu  on  trouvera  des  comètes  intermédiai- 
res, quant  à  la  durée  des  révolutions ,  entre  celle  de 
Paye  et  celle  d'Olbers.  Il  serait  donc  ,  dans  Tavenir, 
difficile  de  déterminer  une  ligne  de  démarcation 
entre  les  comètes  à  longue  et  à  courte  période.  Nous 
insérons  ici  la  table  dans  laquelle  le  docteur  Galle  a 
réuni  les  éléments  des  six  comètes  intérieures. 


—  588  — 


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—  589  - 

Il  résulte  de  l'aperçu  qui  précède  que   32  ans  à 
peine  se  sont  écoulés  entre  le  moment  où  la  comète 
d'Encke  a  été  reconnue  être  une  comète  intérieure 
et  celui  où  a  été  découverte  la  comète  également 
intérieure  de  d'Arrest  (13).  Yvon  Villarceau  a  donné 
aussi ,  dans  les  Nouvelles  astronomiques  de  Schuma- 
cher, les  éléments  elliptiques  de  la  comète  de  d'Ar- 
rest.  Il  a  présenté,  conjointement  avec  Yalz  ,  quel- 
ques hypothèses  sur  l'identité  de  cette  comète  avec 
celle  de  1678,  observée  par  La  Hire  et  calculée  par 
Douwes.  Deux  autres  comètes,  la  3'  de  1819,  décou- 
verte par  Pons  et  calculée  par  Encke ,  et  la  4'  de  la 
même  année,  découverte  par  Blanpain  ,  et  identique, 
d'après  Clausen,  avec  la  première  de  1743,  parais- 
sent aussi  accomplir  leur  révolution  en  cinq  ou  six 
ans;   mais  ces  deux  astres  ne  peuvent  encore  être 
cités  à  côté  de  ceux  dont  les  éléments,  grâce  à  des 
observations  répétées  et  précises,  ont  été  calculés 
avec  plus  de  certitude  et  de  perfection. 

L'inclinaison  des  orbites  des  comètes  intérieures 
sur  l'écliptique  est  généralement  faible  et  comprise 
entre  3*  et  13°;  celle  de  la  comète  de  Brorsen  est 
seule  considérable  et  ne  va  pas  à  moins  de  31".  Toutes 
les  comètes  intérieures  découvertes  jusqu'à  ce  jour 
ont ,  comme  toutes  les  planètes  et  les  satellites  de 
notre  système  solaire,  un  mouvement  direct  de 
l'Ouest  à  l'Est.  Sir  John  Herschel  a  signalé  à  l'atten- 
tion le  phénomène  très-particulier  d'une  marche  ré- 
trograde parmi  les  comètes  faiblement  inclinées  sur 
l'écliptique  (14V  Ce  mouvement  inverse ,  qui  ne  se 
UI.  S8 


—  590  — 

rencontre  que  dans  une  classe  spéciale  de  corps 
planétaires,  est  d'une  grande  importance,  en  ce 
qu'elle  peut  éclairer  l'opinion  régnante  sur  l'origine 
des  membres  d'un  même  système,  sur  la  force  et  sur 
la  direction  de  l'impulsion  première.  Gela  nous  fait 
voir  que  le  rrionde  des  comètes ,  bien  que  les  im- 
menses distances  qui  l'en  séparent  ne  puissent  le 
soustraire  à  l'influence  du  corps  central,  a  cependant 
son  individualité  propre,  et  jouit  d'une  indépendance 
relative.  Cette  considération  a  conduit  à  l'hypothèse 
que  les  comètes  sont  les  plus  anciens  de  tous  les  corps 
planétaires ,  qu'elles  forment  pour  ainsi  dire  le  type 
originel  de  la  matière  diffuse  qui  remplit  les  espaces 
célestes  (15).  On  se  demande  subsidiairement  si,  mal- 
gré l'immense  intervalle  qui  sépare  encore  l'étoile  la 
plus  rapprochée  dont  nous  connaissions  la  parallaxe 
et  l'aphélie  de  la  comète  de  1680 ,  quelques-uns  des 
astres  cométaires  qui  font  des  apparitions  au  firma- 
ment ne  traverseraient  pas  notre  système  en  simples 
passagers ,  voyageant  de  soleil  en  soleil. 

A  la  suite  du  groupe  des  comètes,  je  place ,  comme 
se  rattachant  très-probablement  au  système  solaire , 
la  lumière  zodiacale  ;  et  en  dernier  lieu  j'arrive  a  ces 
essaims  d'astéroïdes  météoriques  qui  tombent  de 
temps  à  autre  sur  la  surface  de  notre  globe ,  et  dont 
quelques  astronomes  contestent  l'existence ,  en  tant 
que  corps  célestes.  Comme ,  à  l'exemple  de  Chladni, 
d'Olbers  ,  de  Laplace,  d'Arago,  de  John  Herschel  et 
de  Bessel,  je  tiens  positivement  les  aérolithes  pour 
des  corps  étrangers  à  la  terre  et  d'origine  cosmique  , 


—    .39 1    -- 

je  puis  bien  ,  à  la  fin  d'un  chapitre  consacré  aux 
astres  errants,  exprimer  la  confiance  dont  je  suis 
pénétré,  que  l'opinion  contraire  disparaîtra  un  jour, 
à  l'aide  d'observations  plus  précises  sur  les  aéroli- 
tlies,  les  bolides €t  les  étoiles  filantes,  comme  a  dis- 
paru depuis  longtemps  l'opinion  universelle  qui,  jus- 
qu'au xvf  siècle,  attribuait  aux  comètes  une  origine 
météorique.  Déjà  cependant  ces  astres  étaient  pour 
la  corporation  des  prêtres  Chaldéens  de  Babylone, 
pour  une  grande  partie  de  l'école  pythagoricienne  et 
pour  Apollonius  le  Myndien  ,  des  corps  célestes ,  qui 
revenaient  à  des  époques  déterminées ,  en  décri- 
vant de  vastes  orbites  ;  au  contraire,  la  grande  école 
antipythagoricienne  d'Aristote ,  et  Épigène ,  pris  à 
partie  sur  ce  point  par  Sénèque,  ne  voyaient  dans  les 
comètes  que  des  phénomènes  météorologiques  qui 
ne  dépassaient  point  notre  atmosphère  (16).  Heu- 
reusement ces  fluctuations  des  esprits  entre  des  hy- 
pothèses opposées ,  qui  nous  ramènent  des  espaces 
infinis  à  notre  atmosphère  terrestre ,  doivent  avec  le 
temps  aboutir  à  la  véritable  interprétation  des  phé- 
nomènes naturels. 


m.  38* 


—  592  — 


IV 


LUMIERE  ZODIACALE. 


On  a  reconnu ,  dans  l'espace  de  deux  siècles  et 
demi,  et  à  de  longs  intervalles,  l'existence,  la  place 
et  )a  configuration  de  beaucoup  de  mondes  distincts, 
qui  ont  successivement  ajouté  à  la  richesse  de  notre 
système  solaire.  D'abord  l'attention  a  été  appelée  sur 
les  systèmes  subordonnés,  analogues  au  système  prin- 
cipal, dans  lesquels  des  corps  célestes  de  moindre 
dimensions  circulent  autour  de  corps  plus  vastes.  On 
a  observé  ensuite  les  anneaux  excentriques  qui  en- 
tourent une  planète  extérieure,  Tune  des  moins  denses 
entre  toutes  les  planètes  et  la  plus  abondamment 
pourvue  de  satellites  ;  puis  Ton  a  constaté  l'existence 
de  la  lumière  zodiacale ,  lueur  douce ,  bien  que 
facilement  visible  à  l'œil  nu,  qui  se  détache  en 
forme  de  pyramide ,  et  on  l'a  rapportée  à  la  cause 
matérielle  qui  vraisemblablement  la  produit.  Plus 
tard  on  a  démêlé  les  orbites  entrelacées  des  petites 
planètes  ou  astéroïdes,  renfermées  entre  les  limites  de 
deux  vastes  planètes ,  et  situées  en  dehors  de  la  zone 
zodiacale.  Enfin  on  a  étudié  le  groupe  merveilleux 
des  comètes  intérieures,  dont  l'aphélie  reste  en  deçà 
de  l'aphélie  de  Saturne,  d'Uranus  ou  de  Neptune.  11 


—  593  — 

est  nécessaire,  dans  une  description  des  espaces 
célestes ,  de  bien  faire  ressortir  la  diversité  des 
mondes  dont  se  compose  le  système  solaire ,  diver- 
sité qui  d'ailleurs  n'exclut  nullement  la  communauté 
d'origine  ni  la  dépendance  permanente  des  forces 
motrices. 

Quels  que  soient  les  doutes  qui  subsistent  encore 
sur  la  cause  matérielle  de  la  lumière  zodiacale ,  il 
semble,  en  partant  de  ce  fait  mathématiquement 
démontré ,  à  savoir  que  l'atmosphère  solaire  ne  peut 
point  dépasser  les  9/20  de  la  distance  de  Mercure  au 
Soleil,  il  semble,  dis-je,  que,  dans  l'état  actuel  et  mal- 
heureusement très-incomplet  de  nos  connaissances  , 
l'opinion  la  plus  satisfaisante  doive  être  celle  qui  se 
recommande  des  noms  de  Laplace,  de  Schubert, 
d'Arago  et  de  Biot ,  d'après  laquelle  la  lumière  zodia- 
cale rayonne  d'un  anneau  nébuleux,  aplati ,  et  cir- 
culant librement  dans  l'espace  compris  entre  les 
orbites  de  Vénus  et  de  Mars.  La  limite  extrême  de 
l'atmosphère ,  pour  le  Soleil ,  comme  pour  les  pla- 
nètes, centres  de  systèmes  subordonnés,  ne  peut  pas 
s'étendre  au  delà  du  point  où  l'attraction  du  corps 
central  fait  exactement  équilibre  à  la  force  cen- 
trifuge. Les  portions  d'atmosphère  qui  ont  dépassé 
cette  limite  ont  dû  s'échapper  parla  tangente  et  don- 
ner naissance ,  en  s'agglomérant ,  à  des  planètes  et 
à  des  satellites,  ou,  si  elles  ne  se  sont  point  conden- 
sées en  globes  sphériques,  continuer  leur  course 
sous  la  forme  d'anneaux  vaporeux  ou  solides.  D'après 
ces  vues ,  la  lumière  zodiacale  rentre  dans  la  caté- 


—  594  — 

gorie  des  corps  planétaires,  et  doit  être  soumise  aux 
lois  générales  de  leur  formation. 

Les  progrès  faits  dans  la  voie  de  l'observation  par 
cette  partie  délaissée  de  nos  connaissances  astrono- 
miques se  réduisent  à  si  peu  de  chose ,  que  je  ne 
puis  guère  ajouter  à  ce  que  j'ai  déjà  dit ,  en  m' aidant 
de  mon  expérience  propre  et  de  l'expérience  des 
autres,  dans  le  Tableau  de  la  Nature  placé  en  tête 
de  cet  ouvrage  (Voyez  t.  I,  p.  477-485 ^  et  154-161; 
t.  III,  p.  381).  Vingt-deux  ans  avant  la  naissance 
de  Dominique  Cassini ,  auquel  on  fait  honneur 
communément  d'avoir  le  premier  signalé  la  lumière 
zodiacale,  le  chapelain  de  lord  Henri  Somerset, 
Childrey,  avait,  dans  sa  Britannia  Baconica ,  publiée 
en  1661 ,  appelé  l'attention  des  astronomes  sur  la  lu- 
mière zodiacale ,  comme  sur  un  phénomène  qui  n'a- 
vait pas  encore  été  décrit,  et  dont  il  avait  été  témoin 
durant  plusieurs  années  ,  au  mois  de  février  et  au 
commencement  de  mars.  La  justice  m'oblige  aussi  à 
mentionner  une  lettre  de  Rothmann  à  Tycho,  signalée 
par  Olbers ,  d'où  il  résulte  que  dès  la  fin  du  xvi*  siècle, 
Tycho  avait  vu  la  lumière  zodiacale ,  et  l'avait  prise 
pour  l'apparition  anomale  d'une  aurore  boréale  au 
printemps.  L'intensité  lumineuse  beaucoup  plus 
grande  que  ce  phénomène  présente  en  Espagne ,  sur 
les  côtes  de  Valence  et  dans  les  plaines  de  la  Nouvelle- 
Castille,  m'avait  engagé  déjà,  avant  que  je  quittasse 
l'Europe,  à  lobserver  assidûment.  L'éclat  de  cette 
lumière ,  je  pourrais  dire  de  cette  illumination , 
augmenta  encore  d'une  manière  surprenante  ,  à  me- 


—  595  — 

sare  que  je  m'approchai  de  l'équateur,  sur  le  con- 
tinent américain  ou  sur  la  mer  du  Sud.  A  travers 
l'atmosphère  toujours  sèche  et  transparente  de  Cu- 
mana,  dans  les  plaines  d'herbes  ou  Llanosde  Caracas, 
sur  les  plateaux  de  Quito  et  sur  les  lacs  du  Mexique  , 
particulièrement  à  des  hauteurs  de  huit  à  douze  mille 
pieds,  où  je  pouvais  séjourner  plus  longtemps,  je 
vis  la  lumière  zodiacale  surpasser  quelquefois  en 
éclat  les  plus  belles  parties  de  la  voie  lactée ,  com- 
prises entre  la  proue  du  Navire  et  le  Sagittaire ,  ou 
pour  citer  des  régions  du  ciel  visibles  dans  notre 
hémisphère ,  entre  l'Aigle  et  le  Cygne. 

En  général  cependant  l'éclat  de  la  lumière  zodia- 
cale m'a  paru  ne  pas  augmenter  sensiblement  avec  la 
hauteur  du  lieu  d'où  on  lobserve ,  mais  dépendre 
surtout  de  changements  auxquels  le  phénomène  lui- 
même  est  soumis,  et  de  sa  plus  ou  moins  grande  in- 
tensité lumineuse;  c'est  du  moins  ce  que  m'auto- 
risent à  croire  les  observations  que  j'ai  faites  sur  la 
mer  du  Sud ,  dans  lesquelles  j'ai  remarqué  un  reflet 
semblable  à  celui  que  produit  le  coucher  du  soleil. 
J'ai  soin  de  dire  surtout^  car  je  ne  nie  point  d'une 
manière  absolue  que  l'état  des  hautes  couches  de 
l'atmosphère,  leur  plus  ou  moins  grande  diapha- 
néité,  n'aient  pu  exercer  aussi  quelque  influence, 
alors  même  que  ,  dans  les  couches  inférieures ,  mes 
instruments  n'indiquaient  aucune  variation  hygro- 
métrique, ou  que  les  changements  indiqués  sem- 
blaient devoir  produire  un  tout  autre  elïet.  C'est 
surtout  des  régions  tropicales ,  où  les  phénomène» 


—  596  — 

météorologiques  montrent  dans  leurs  variations  le 
plus  d'uniformité  et  de  régularité,  qu'il  est  permis 
d'attendre  des  éclaircissements  sur  la  nature  de  la 
lumière  zodiacale.  Là  l'apparition  est  perpétuelle, 
et,  en  comparant  soigneusement  les  observations 
faites  à  diverses  hauteurs  et  dans  des  circon- 
stances locales  différentes ,  on  peut  espérer  de  dis- 
tinguer, à  l'aide  du  calcul  des  probabilités,  ce  qui 
tient  à  la  nature  même  de  ce  phénomène  lumineux 
et  ce  qui  doit  être  rapporté  à  des  influences  météoro- 
logiques. 

On  a  souvent  répété  qu'en  Europe ,  durant  plu- 
sieurs années  consécutives,  on  n'avait  aperçu  pres- 
que aucune  trace  de  lumière  zodiacale ,  ou  que  ce 
phénomène  s'était  borné  à  une  très-faible  apparence. 
Un  affaiblissement  proportionnel  se  faisait-il  sentir 
en  même  temps  sous  la  zone  équinoxiale  ?  Pour  se 
livrer  avec  succès  à  une  semblable  recherche ,  il  ne 
faut  pas  considérer  seulement  la  configuration  de 
la  région  lumineuse,  soit  d'après  des  mesures  di- 
rectes ,  soit  en  se  réglant  sur  la  distance  des  phéno- 
mènes à  des  étoiles  connues  ;  on  doit  aussi  s'attacher 
à  l'intensité  de  la  lumière,  à  son  uniformité  ou  à  son 
intermittence,  lorsque  quelquefois  elle  pâlit  et  se 
ravive  alternativement,  et  aux  résultats  du  polari- 
scope.  Déjà  Arago ,  dans  Y  Annuaire  du  Bureau  des 
Longitudes  pour  1836  (p.  298),  a  signalé  ce  résultat 
probable  des  observations  comparées  de  Dominique 
Cassini  :  «  Que  la  supposition  des  intermittences 
de  la  diaphanéité  atmosphérique  ne  saurait  suffire 


—  597  — 

à  Texplication  des  variations  signalées  par  cet  astro- 
nome. » 

Immédiatement  après  les  premières  observations 
faites  à  Paris  par  Dominique  Cassini  et  par  son  ami, 
Fatio  de  Duillier,  des  Français  qui  voyageaient  dans 
les  Indes,  les  Pères  Noël ,  de  Bèze  et  Duhalde,  se  sen- 
tirent attirés  vers  le  même  objet;  mais  des  Rapports 
isolés ,  dans  lesquels  les  auteurs  se  contentent  de  dé- 
crire le  plaisir  que  leur  a  causé  ce  spectacle  nouveau , 
ne  peuvent  servir  de  base  à  une  discussion  approfon- 
die des  causes  qui  produisent  les  variations  de  la  lu- 
mière zodiacale.  Ainsi  que  Pont  encore  prouvé  depuis 
les  efforts  du  laborieux  Horner,  ce  ne  sont  pas  des 
excursions  rapides ,  et  ce  que  Pon  est  convenu  d'ap- 
peler des  voyages  de  circumnavigation  qui  peuvent 
réellement  conduire  à  un  pareil  but  (  voyez  la  Cor- 
respondance mensuelle  de  Zach,  t.  XV,  p.  357-340). 
Ce  n'est  que  par  un  séjour  de  plusieurs  années 
dans  quelque  contrée  tropicale  que  l'on  peut  arriver 
à  résoudre  le  problème  des  variations  que  subissent 
la  configuration  et  Pintensité  de  la  lumière  zodiacale. 
Pour  l'objet  qui  nous  occupe  en  ce  moment,  et  en 
général  pour  toute  la  Météorologie ,  il  faut  ajourner 
nos  espérances  jusqu'au  moment  où  la  culture  scien- 
tifique se  sera  définitivement  répandue  sur  la  zone 
équinoxiale  de  PAmérique  espagnole,  dans  ces  con- 
trées où  il  existe ,  entre  10700  et  12500  pieds  au- 
dessus  du  niveau  de  la  mer,  des  villes  grandes  et 
populeuses,  telles  que  Guzco,  la  Paz,  Potosi.  Les 
résultats  numériques  auxquels  est  parvenu  Houzeau, 


—  598  - 

résultats  qui  reposent ,  il  est  vrai ,  sur  un  trop  petit 
nombre  d'observations ,  sont  de  nature  à  faire  croire 
que  le  grand  axe  de  la  lumière  zodiacale  ne  coïncide 
pas  avec  le  plan  de  l'équateur  solaire  ,  pas  plus  que  la 
masse  vaporeusedeTanneau,  dont  nousignoronsTétat 
moléculaire ,  ne  traverse  l'orbite  terrestre.  (Voyez 
les  Nouvelles  astronomiques  de  Schumacher,  n°  492.) 


599 


V 


ÉTOILES    FILANTES  ,    BOLIDES  ET  PIERRES  MÉTÉORIQUES. 

Depuis  Tannée  1845  où  parut,  dans  le  premier 
volume  du  Cosmos,  un  tableau  général  des  phéno- 
mènes célestes,  les  résultats  de  l'observation,  en  ce  qui 
concerne  la  chute  des  aérolithes  et  les  pluies  périodi- 
ques d'étoiles  filantes  ,  désignées  en  allemand  sous  le 
nom  trop  expressif  de  Sternschnuppen ,  mouchures 
d'étoiles ,  ont  été  considérablement  agrandis  et  recti- 
fiés. Beaucoup  de  faits  ont  été  soumis  à  une  critique 
plus  attentive  et  plus  sévère.  On  a  cru  devoir  surtout , 
pour  jeter  du  jour  sur  ce  phénomène  mystérieux, 
étudier  la  loi  de  convergence  ,  c'est-à-dire  déter- 
miner les  points  d'où  partent  les  étoiles  filantes ,  aux 
époques  où  elles  reparaissent  avec  une  abondance 
inusitée.  Des  observations  récentes,  dont  les  ré- 
sultats ont  atteint  un  haut  degré  de  vraisemblance , 
ont  accru  aussi  le  nombre  de  ces  époques ,  parmi 
lesquelles  on  n'avait  signalé  jusqu'ici  que  le  mois 
d'août  et  le  mois  de  novembre.  Les  louables  efforts 
de  Brandes,  de  Benzenberg,  d'Olbers  et  de  Bessel , 
plus  tard  ceux  d'Erman,  de  Boguslawski,  de  Qué- 
telet,  de  Feldt,  de  Saigey,  d'Edouard  Heis  et  de 
Jules  Schmidt ,  ont  introduit  l'usage  de  mesures  cor- 
respondantes plus  exactes,  et  en  même  temps  le 


—  600  — 

sentiment  plus  général  de  la  rigueur  mathématique 
a  prévenu  le  danger  d'accommoder  des  observations 
douteuses  à  des  théorèmes  préconçus. 

Les  progrès  dans  l'étude  des  météores  ignés  seront 
d'autant  plus  rapides ,  que  l'on  se  défendra  mieux  de 
tout  parti  pris,  que  Ton  séparera  soigneusement  les 
faits  des  hypothèses,  et  que  l'on  mettra  chaque  phé- 
nomène à  l'épreuve,  sans  rejeter  pour  cela  comme 
fausses  ou  douteuses  les  choses  dont  on  n'a  point  en- 
core l'explication.  11  me  paraît  surtout  important 
de  ne  point  confondre  avec  les  relations  physiques 
les  relations  numériques  et  géométriques,  géné- 
ralement plus  faciles  à  vérifier  :  telles  sont  la  hau- 
teur, la  vitesse,  l'unité  ou  la  pluralité  des  points 
de  départ  bien  constatés,  le  nombre  moyen,  dans 
un  temps  donné,  des  météores  isolés  ou  périodi- 
ques ,  enfin  la  grandeur  et  la  forme  des  appari- 
tions, suivant  les  saisons  ou  les  heures  de  la  nuit 
où  elles  se  produisent.  Avec  le  temps  d'ailleurs, 
l'étude  de  ces  deux  classes  de  circonstances  ou  de 
relations  physiques  et  géométriques  doit  nécessai- 
rement conduire  au  même  but  ;  à  des  considéra- 
tions vraies  sur  la  génération  et  la  nature  de  ces 
phénomènes. 

J'ai  déjà  fait  voir  ailleurs  que  nous  ne  sommes  en 
communication  avec  les  espaces  célestes  et  les  corps 
dont  ils  sont  remplis  que  par  des  rayons  lumineux  et 
calorifiques ,  et  par  les  attractions  mystérieuses  que 
les  masses  lointaines  exercent,  en  raison  de  leur  masse, 
sur  notre  globe ,  sur  nos  mers  et  sur  l'atmosphère 


—  601   — 

qui  nous  enveloppe  ;  les  rayons  lumineux  qui ,  par- 
lant des  plus  petites  étoiles  télescopiques  dont  se 
compose  une  nébuleuse  réductible,  viennent  frapper 
notre  œil,  sont,  ainsi  que  le  prouve  mathématique- 
ment la  notion  exacte  de  la  vitesse  etde  l'aberration  de 
la  matière,  le  plus  ancien  témoignage  de  l'existence 
de  la  lumière  (17).  Une  impression  lumineuse,  partie 
des  profondeurs  de  la  voûte  céleste ,  nous  reporte  , 
par  une  simple  association  d'idées ,  dans  les  profon- 
deurs du  passé,  par  delà  des  myriades  de  siècles.  Les 
mêmes  impressions,  produites  parles  pluies  d'étoiles 
filantes ,  par  les  bolides  d'où  sont  lancés  les  aéro- 
lithes ,  et  par  les  autres  météores  ignés ,  sont  d'une 
nature  toute  différente.  Si ,  à  la  vérité ,  les  aérolithes 
qui  tombent  sur  la  surface  de  la  terre  ne  commen- 
cent à  s'enflammer  que  lorsqu'ils  sont  parvenus  dans 
l'atmosphère  terrestre,  ils  n'en  sont  pas  moins  pour 
nous  les  uniques  occasions  d'un  contact  matériel  avec 
des  corps  étrangers  à  notre  planète.  Nous  nous  éton- 
nons de  pouvoir  toucher,  peser,  décomposer  chi- 
miquement ces  masses  de  terre  et  de  métaux  qui 
nous  viennent  des  espaces  célestes,  et  appartiennent 
à  un  monde  différent  du  nôtre,  d'y  trouver  des  mi- 
néraux natifs  qui  rendent  très-vraisemblable  cette 
supposition  de  Newton  ,  que  les  substances  apparte- 
nant au  même  groupe  de  corps  célestes,  c'est-à-dire 
au  même  système  planétaire ,  sont  en  grande  partie 
identiques  (18). 

Nous  devons  à  la  diligence  des  Chinois ,  qui  n'ont 
laissé  passer  aucun  phénomène  sans  l'enregistrer,  la 


—  ()02  — 

connaissance  des  plus  anciens  aérolithes  dont  on  ait 
déterminé  la  date  précise.  Leurs  renseignements  re- 
montent, à  cet  égard,  jusqu'à  l'an  644  avant  notre 
ère,  c'est-à-dire  jusqu'au  temps  de  Tyrtée  et  de  la 
seconde  guerre  de  Messénie.  L'immense  masse  mé- 
téorique qui  tomba  en  Thrace,  près  d'iEgos-Potamos , 
au  lieu  qui  plus  tard  devait  être  rendu  plus  célèbre 
encore  par  la  victoire  de  Lysandre ,  est  postérieure 
de  176  ans.  Edouard  Biot  a  trouvé  dans  le  Recueil  de 
Ma-tuan-lin  ,  qui  contient  des  passages  empruntés  à 
la  section  astronomique  des  plus  anciennes  annales 
de  l'Empire,  16  chutes  d'aérolithes ,  pour  l'inter- 
valle compris  entre  le  milieu  du  vir  siècle  avant 
J.-C.  et  l'an  333  de  l'ère  chrétienne,  tandis  que  les 
écrivains  grecs  et  romains  ne  citent,  dans  le  même 
laps  de  temps ,  que  4  phénomènes  du  même  genre. 
Il  est  remarquable  que  l'École  ionienne,  d'accord 
avec  le  sentiment  des  modernes,  ait  admis  déjà  l'ori- 
gine cosmique  des  pierres  météoriques.  L'émotion 
que  l'imposant  phénomène  d'.Egos-Potamos  pro- 
duisit dans  toutes  les  populations  helléniques ,  dut 
exercer  sur  la  direction  et  le  développement  de  la 
physique  ionienne  une  influence  décisive ,  dont  on 
n'a  point  tenu  assez  de  compte  (19).  Anaxagore  de 
Clazomène  pouvait  avoir  32  ans,  lorsque  cet  évé- 
nement arriva.  Son  opinion  est  que  les  étoiles  sont 
des  fragments  de  rochers  détachés  de  la  terre  par 
la  force  du  mouvement  gyratoire ,  que  le  ciel  tout 
entier  est  formé  de  pierres.  (Voyez  Plutarque ,  des 
Opinions  des  Philosophes,  liv.  lïl ,  ch.  13,  et  Platon, 


—  605  — 

des  Lois,  liv.  XII ,  p.  967.)  Ces  corps  pierreux  sont 
rendus  incandescents  par  Téther  ambiant  qui  est  de 
natureignée,  et  font  rayonner  la  lumière  que  cet  éther 
leur  communique.  Anaxagore  dit  encore ,  au  rapport 
de  Théophraste ,  qu'au-dessous  de  la  Lune  ,  entre  ce 
corps  et  la  Terre ,  se  meuvent  d'autres  corps  obscurs , 
capables  de  produire  des  éclipses  de  Lune.  (Voyez 
Stobée,  Eclogaphysica,  lib.  I,  p.  560  ;  Diogène  Laerce, 
lib.  II,  cap.  12;  Origène ,  Phi losophumena ,  cap.  8.) 
Diogène  d'ApoUonie,  qui,  sans  être  le  disciple  d'Ana- 
ximène,  appartient  vraisemblablement  à  une  époque 
intermédiaire  entre  Anaxagore  et  Démocrite,  exprime 
plus  clairement  encore  sa  pensée  sur  la  structure  du 
monde,  et  paraît  avoir  reçu  une  impression  plus 
vive  de  l'événement  naturel  qui  arriva  en  Thrace, 
dans  la  xxvui'  Olympiade  (20).  D'après  lui,  ainsi 
que  je  l'ai  déjà  dit  ailleurs  (Cosmos,  t.  I,  p.  150), 
avec  les  étoiles  visibles ,  se  meuvent  aussi  des  masses 
d'étoiles  invisibles,  auxquelles  on  n'a  pu  par  consé- 
quent donner  de  noms.  Ces  étoiles  tombent  quelque- 
fois sur  la  terre  et  s'éteignent,  comme  cela  est  arrivé 
pour  V étoile  de  pierre  qui  tomba  près  d'^Egos-Potamos 
(Stobée,  Ecloga  physica  ,  lib.  I ,  p.  508)  (21). 

L'opinion  de  quelques  philosophes  naturalistes  sur 
les  météores  ignés,  tels  que  les  étoiles  filantes  et  les 
aérolithes,  que  Plutarque  expose  en  détail  dans  la 
Vie  de  Lysandre  (chap.  12)  est  exactement  celle  de 
Diogène  de  Crète.  Il  est  dit  dans  ce  passage  que  «  les 
étoiles  filantes  ne  sont  pas  des  parties  du  feu  éthéré 
qui  en  découlent  ou  s'en  détachent,  et  s'éteignent 


--  604  — 

aussitôt  après  s'être  enflammées,  en  entrant  dans 
notre  atmosphère;  que  ce  sont  plutôt  des  corps  cé- 
lestes qui,  soustraits  au  mouvement  de  rotation  gé- 
nérale, sont  précipités  vers  la  Terre  (22).  :  De  Thaïes 
et  d'Hippon  jusqu'à  Empédocle,  on  ne  retrouve  plus 
chez  les  philosophes  de  l'École  ionienne  l'hypothèse 
de  corps  célestes  obscurs ,  ni  rien  qui  rappelle  ces 
vues  cosmographiques  de  leurs  devanciers(23).  L'effet 
produit  par  l'aérolithe  d'iEgos-Potamos  était  pour 
beaucoup  dans  les  spéculations  auxquelles  on  se  livre 
relativement  à  la  chute  des  corps  obscurs.  Un  écri- 
vain postérieur,  le  Pseudo-Plutarque,  se  borne  à  dire 
(des  Opinions  des  Philosophes,  liv.  II ,  chap.  13),  que 
Thaïes  de  Milet  considérait  tous  les  astres  comme  des 
corps  enflammés,  bien  que  terrestres  (yewa-/;  -mll^z^j^y). 
La  première  École  ionienne  se  proposait  pour  but  de 
découvrir  l'origine  des  choses,  et  cette  origine,  elle 
l'expliquait  par  le  mélange,  par  des  changements 
graduels  et  par  la  transformation  des  substances  ; 
elle  croyait  à  la  génération  progressive  des  corps  par 
la  condensation  et  la  raréfaction.  Le  mouvement  de 
révolution  de  la  sphère  céleste,  qui  maintient  la  terre 
au  point  central,  est  déjà  cependant  mentionné  par 
Empédocle,  comme  une  force  cosmique  réellement 
agissante.  Dans  les  premiers  tâtonnements  qui  prépa- 
rent les  théories  physiques  de  l'éther,  l'air  igné  et  le 
feu  lui-même  représentent  la  force  expansive  de  la  cha- 
leur ;  de  même  on  rattachait  à  cette  haute  région  de 
l'éther  l'idée  du  mouvement  gyratoire  qui  entraînait 
tout  avec  lui,  et  arrachait  violemment  les  rochers  du 


—  605  — 

sol  de  la  Terre.  C'est  pour  cela  qu'Aristote  {Météoro- 
logiques, lib.  I,  p.  339,  éd.  Bekker)  nomme  Téther 
a  le  corps  animé  d'un  mouvement  éternel  »  comme 
l'on  dirait  le  substratum  immédiat  du  mouvement, 
et  à  l'appui  de  cette  définition ,  il  cherche  des  raisons 
étymologiques  (2/i).  Par  le  même  motif  encore  , 
Plutarque  dit,  dans  la  Vie  de  Lysandre,  que  la  ces- 
sation du  mouvement  gyratoire  détermine  la  chute 
des  corps  célestes,  et,  dans  un  autre  passage  qui 
fait  évidemment  allusion  aux  opinions  d'Anaxagore 
et  de  Diogène  d'Apollonie  {de  la  Face  qui  paraît 
dans  le  disque  de  la  Lune  y  p.  923),  il  afiirme  que 
la  Lune,  si  son  mouvement  de  rotation  venait  à 
cesser,  tomberait  à  terre,  comme  une  pierre  lancée 
par  une  fronde  (25).  Cette  comparaison  nous  mon- 
tre l'idée  de  la  force  centripète  se  faisant  jour  peu 
à  peu,  pour  balancer  la  force  centrifuge ,  par  laquelle 
Empédocle  expliquait  le  mouvement  apparent  de  la 
sphère  céleste.  La  force  centripète  est  signalée  plus 
clairement  encore  par  le  plus  pénétrant  de  tous  les 
commentateurs  d'Aristote,  par  Simplicius  (p.  491,  éd. 
Brandis).  Simplicius  explique  l'équilibre  des  corps  cé- 
lestes par  cette  raison  que  la  force  du  mouvement  gy- 
ratoire  l'emporte  sur  la  force  qui  les  sollicite  à  tomber. 
Tels  sont  les  premiers  pressentiments  qui  se  firent  jour 
au  sujet  des  forces  centrales.  Un  disciple  d' Ammonius 
Herméas,  l'alexandrin  Jean  Philopon ,  qui  vivait  vrai- 
semblablement au  vr  siècle,  va  plus  loin  :  comme  s'il 
reconnaissait  l'inertie  de  la  matière,  il  explique  par 
la  révolution  des  planètes  une  impulsion  primitive 

Hl.  39 


—  606  — 

qu'il  rattache  ingénieusement  à  l'idée  de  la  chute  des 
corps ,  à  la  tendance  qui  attire  vers  la  Terre  tous  les 
corps  lourds  ou  légers  (de  la  Création  du  Monde,  liv.  I, 
chap.  12).  J'ai  essayé  de  montrer  comment  un  grand 
phénomène  naturel ,  la  chute  d'un  aérolithe  à  ^Egos- 
Potamos,  et  l'explication  purement  cosmique  à  l'aide 
de  laquelle  on  chercha  tout  d'abord  à  en  rendre 
compte ,  développèrent  peu  à  peu  dans  l'antiquité 
grecque  les  germes  qui ,  fécondés  par  le  travail  des 
siècles  suivants,  et  réunis  entre  eux  par  un  lien  ma- 
thématique ,  conduisirent  aux  lois  du  mouvement 
circulaire  que  découvrit  et  formula  Huygens. 

En  abordant  les  rapports  géométriques  qui  règlent 
la  chute  des  étoiles  filantes ,  j'entends  les  étoiles  fi- 
lantes périodiques,  et  non  celles  qui  tombent  rares  et 
isolées ,  il  convient  surtout  d'examiner  les  résultats 
des  observations  récentes  sur  le  rayonnement  ou  les 
points  de  départ  des  météores,  et  sur  leur  vitesse  toute 
planétaire.  Ce  double  caractère ,  le  rayonnement  et 
la  vitesse ,  témoignent ,  avec  un  haut  degré  de  vrai- 
semblance, que  les  étoiles  filantes  sont  des  corps  lu- 
mineux indépendants  du  mouvement  de  rotation  de 
la  Terre,  qu'ils  viennent  du  dehors,  et  passent  des 
espaces  célestes  dans  notre  atmosphère.  Lors  des 
observations  faites,  dans  l'Amérique  du  Nord,  sur  la 
période  de  novembre,  en  1833,  1834  et  1837,  on 
avait  marqué ,  comme  point  de  départ ,  l'étoile  y 
du  Lion.  On  a  reconnu,  en  1839,  pour  la  période 
d'août,  que  le  point  de  départ  était  Algol,  dans 
Persée,  ou  un  point  intermédiaire  entre  Persée  et  le 


—  607  — 

Taureau.  Ces  centres  de  rayonnement  étaient  à  peu 
près  les  constellations  vers  lesquelles  la  Terre  se  diri- 
geait à  la  même  époque  (26) .  Saigey ,  qui  a  soumis  les 
observations  de  1833 à  une  analyse  très  scrupuleuse, 
remarque  que  le  rayonnement  fixe ,  partant  de  la 
constellation  du  Lion ,  n'a  été  constaté  réellement 
qu'après  minuit,  dans  les  trois  ou  quatre  heures  qui 
ont  précédé  l'aurore ,  et  que  des  dix-hui  t  observateurs 
placés  entre  la  ville  de  Mexico  et  le  lac  des  Hurons , 
dix  seulement  ont  reconnu  le  point  de  départ  général 
indiqué  par  Denison  Olmsted ,  professeur  de  mathé- 
matiques à  New-Haven,  dans  l'État  de  Massachu- 
setts (27). 

L'excellent  écrit  publié  par  Edouard  Heis,  résumé 
très-succinct  d'observations  fort  exactes ,  poursui- 
vies pendant  dix  ans  à  Aix-la-Chapelle.;  sur  les 
étoiles  filantes  périodiques ,  renferme ,  au  sujet 
du  rayonnement,  des  résultats  d'autant  plus  pré- 
cieux que  l'observateur  les  a  discutés  avec  une  rigueur 
mathématique.  D'après  lui,  la  période  de  novembre 
se  distingue  en  ce  que  les  trajectoires  sont  beau- 
coup plus  dispersées  que  dans  la  période  d'août  (28). 
Dans  chacune  de  ces  deux  périodes,  l'observateur  a 
distingué  simultanément  plusieurs  points  de  départ, 
qui  n'étaient  point  toujours  situés  dans  la  même 
constellation,  comme  on  s'est  trop  pressé  de  le  croire, 
depuis  1833.  Durant  la  période  d'août  des  années 
1839, 1841,  1842,  1843,  1844,  1847  et  1848,  Heis, 
outre  le  centre  principal  d' Algol ,  dans  la  constellation 
de  Persée ,  en  a  trouvé  deux  autres  dans  le   Dragon 


—  608  — 

et  dans  le  pôle  Nord  (29).  «  Afin,  dit-il,  d'obtenir 
des  résultats  exacts  sur  les  points  d'où  rayonnaient 
les  trajectoires  des  étoiles  filantes,  durant  la  période 
de  novembre,  pour  les  années  1839,  1841,  1846 
et  1847,  j'ai  tracé  sur  un  globe  céleste  de  30  pouces 
les  trajectoires  moyennes  appartenant  à  chacun  des 
quatre  points  :  Persée ,  le  Lion ,  Cassiopée  et  la  tête 
du  Dragon ,  et  j'ai  marqué  chaque  fois  la  situation 
du  point  d'où  partaient  le  plus  grand  nombre  de 
trajectoires.  De  cet  examen  il  est  résulté  que,  sur 
407  étoiles  filantes,  171  vinrent  d'un  point  de  Per- 
sée, voisin  de  l'étoile  yj ,  dans  la  tête  de  Méduse,  que 
83  partirent  du  Lion ,  35  de  la  partie  de  Cassiopée 
voisine  de  l'étoile  variable  a,  40  de  la  tête  du  Dragon 
et  78  de  points  indéterminés.  Ainsi ,  le  nombre  des 
étoiles  filantes  rayonnant  de  Persée,  était  plus  que 
double  du  nombre  de  celles  qui  avaient  leur  point 
de  convergence  dans  la  constellation  du  Lion  (30).  » 
11  résulte  de  là  que,  dans  les  deux  périodes,  la 
constellation  de  Persée  a  joué  un  très-grand  rôle.  Un 
observateur  sagace,  qui  a  consacré  huit  ou  dix  ans 
à  l'étude  des  phénomènes  météorologiques,  M.  Jules 
Schmidt,  adjoint  à  l'Observatoire  de  Bonn,  s'ex- 
prime très-nettement  sur  ce  sujet,  dans  une  lettre 
qu'il  m'a  adressée  au  mois  de  juillet  1851  :  «  Si  l'on 
met  à  part  les  grands  flux  d'étoiles  filantes  qui  se 
sont  produits  au  mois  de  novembre  des  années  1833 
et  1834,  ainsi  que  quelques  autres  du  môme  genre, 
dans  lesquels  la  constellation  du  Lion    envoyait  de 
véritables  essaims  de  météores,  je  suis  aujourd'hui 


—  609  ^ 

disposé  à  considérer  le  point  de  convergence  placé 
dans  Persée  comme  celui  qui  fournit,  non-seulement 
au  mois  d'août,  mais  durant  toute  l'année,  le  plus 
grand  nombre  de  météores.  En  prenant  pour  base 
de  nos  calculs  les  résultats  des  478  observations  de 
Heis,  je  trouve  que  ce  point  est  situé  par  50%3  d'as- 
cension droite  et  51%5  de  déclinaison.  Ceci  s'ap- 
plique aux  années  1841-1846.  Au  mois  de  no- 
vembre 1849,  du  7  au  14,  j'ai  vu  200  étoiles  filantes 
environ  de  plus  que  je  n'en  avais  remarqué  à  la 
même  époque  depuis  1841.  Parmi  ces  étoiles,  quel- 
ques-unes seulement  venaient  du  Lion  ;  le  plus 
grand  nombre  de  beaucoup  appartenait  à  la  constella- 
tion de  Persée.  Il  en  résulte ,  à  ce  qu'il  me  semble , 
que  le  brillant  phénomène  qui  se  produisit  au  mois 
de  novembre  des  années  1799  et  1811  n'a  pas  reparu 
depuis.  Olbers  soupçonnait  aussi  que  ces  grandes 
apparitions  ne  devaient  revenir  qu'après  une  période 
de  34  ans.  [Cosmos,  t.  I,  p.  141.)  Si  l'on  veut  consi- 
dérer les  apparitions  périodiques  de  ces  météores  et 
les  complications  de  leurs  trajectoires,  on  peut  dire 
que  certains  points  de  rayonnement  sont  toujours  les 
mêmes,  mais  qu'il  en  existe  aussi  d'autres  qui  sont 
variables  et  sporadiques.  » 

Quanta  la  question  desavoir  si  les difîérents  points 
de  départ  changent  avec  les  années,  ce  qui,  en  ad- 
mettant l'hypothèse  des  anneaux  fermés ,  supposerait 
un  déplacement  des  anneaux  dans  lesquels  se  meuvent 
les  météores,  c'est  une  question  que  les  observations 
faites  jusqu'à  ce  jour  ne  permettent  pas  encore  de 


—  610  — 

trancher  avec  certitude.  Une  belle  série  d'observa- 
tions poursuivies  par  Houzeau,  depuis  1839  jusqu*en 
1842,  semblent  réfuter  l'hypothèse  d'un  changement 
progressif  (31).  Edouard  Heis  remarque  très-juste- 
ment que  déjà,  dans  l'antiquité  grecque  et  latine, 
l'attention  avait  été  appelée  sur  la  direction  uniforme 
que  semblaient  prendre,  dans  un  temps  donné,  les 
étoiles  filantes  qui  sillonnaient  la  voûte  du  ciel  (32). 
On  regardait  alors  cette  direction  comme  le  résultat 
d'un  vent  qui  commençait  à  souffler  dans  les  hautes 
régions  de  l'air,  et  les  navigateurs  y  voyaient  l'an- 
nonce d'un  courant  qui,  de  ces  régions,  allait  bientôt 
descendre  dans  les  couches  inférieures. 

Ainsi  les  étoiles  filantes  périodiques  se  distinguent 
déjà  des  étoiles  sporadiques  ou  isolées  par  le  parallé- 
lisme habituel  de  leurs  trajectoires ,  qui  semblent 
rayonner  d'un  même  centre  ou  de  plusieurs  centres 
déterminés.  Mais  il  existe  encore  un  autre  critérium  : 
c'est  le  nombre  de  météores  qui,  dans  l'un  et  dans 
l'autre  phénomène,  brillent  durant  le  même  laps  de 
temps.  La  distinction  des  chutes  d'étoiles  filantes  or- 
dinaires et  extraordinaires  est  un  problème  dont  la 
solution  a  été  fort  débattue.  Deux  excellents  obser- 
vateurs, Olbers  et  Quételet,  ont  cherché  le  nombre 
moyen  des  météores  qui,  aux  jours  ordinaires,  peu- 
vent être  aperçus  en  une  heure  dans  le  cercle  em- 
brassé par  une  même  personne  ;  Olbers  en  compte  5 
ou  6;  Quételet  porte  ce  nombre  jusqu'à  8  (33).  On 
ne  peut  jeter  du  jour  sur  une  question  si  importante 
pour  la  connaissance  des  lois  qui  règlent  le  mouve- 


—  611  — 

ment  et  la  direction  des  étoiles  filantes,  sans  être  a 
même  de  discuter  un  très-grand  nombre  d'observa- 
tions. Je  me  suis  adressé  avec  confiance  à  un  obser- 
vateur dont  j'ai  déjà  cité  le  nom,  à  M.  Jules  Schmidt, 
de  Bonn ,  qui ,  habitué  de  longue  main  à  l'exactitude 
astronomique,  a  en  outre  embrassé  avec  toute  l'ar- 
deur qui  lui  est'  propre  l'ensemble  des  phénomènes 
météoriques ,  dont  la  formation  et  la  chute  des  aéro- 
lithes  n'est  qu'une  phase  particulière,  la  plus  rare 
de  toutes,  et  non  par  conséquent  la  plus  impor- 
tante. Je  joins  ici  les  résultats  principaux  des  com- 
munications que  je  dois  à  son  obligeance  (31). 

«A  la  suite  d'un  grand  nombre  d'observations, 
répétées  pendant  un  laps  de  temps  qui  varie  de  3  à 
8  années  ,  la  moyenne  des  étoiles  filantes  sporadi- 
ques  se  trouve  être  de  4  à  5  par  heure.  Cela  est 
l'état  habituel,  en  dehors  des  phénomènes  périodi- 
ques. Les  moyennes  sont  ainsi  réparties  pour  chaque 
mois  en  particulier  : 

Janvier  Z^U  ;  février  (?)  ;  mars  ^,9  ;  avril  2,^  ;  mai  3,9  ; 
juin  5,3;  juillet  U,5;  août  5,3;  septembre  4.7;  oc- 
tobre 4,5;  novembre  5,3;  décembre  4,0. 

»  Quant  aux  étoiles  filantes  périodiques,  la  moyenne 
est  au  moins  de  13  à  15  par  heure.  Pour  la  période 
d'août  ou  la  pluie  de  Saint-Laurent ,  en  remontant 
un  peu  plus  haut ,  et  en  allant  des  étoiles  sporadi- 
ques  aux  étoiles  périodiques,  j'ai  trouvé,  à  l'aide 
d'observations  poursuivies,  comme  je  l'ai  dit  déjà, 
pendant  un  intervalle  de  3  à  8  années  ,  que  les 


moyennes  croissaient  progressivement,  ainsi  qu'il 
suit  : 


Indication 
des  jours. 

6  août    .  . 

Nombre  des  météores 
par  heure. 

6     .   .  .  . 

Nombre  des  années 
d'observation. 

....       1 

7    —      .  . 

11     .  .  .   . 

....     3 

8    —       .  . 

15     .   .  .  . 

.  ,   .  ,     U 

9    —       .   . 

29     .  .  .  . 

....     8 

10    —       .   . 

31     .  .   .  . 

....     6 

11    —       .   . 

19     .   .   .  . 

....     5 

12    —       .  . 

7     .   .  .  . 

....     3 

»  L'année  1851,  considérée  isolément,  a  donné  les 
résultats  suivants,  malgré  le  clair  de  lune  : 

7  août 3  météores. 

8— 8        — 

9    — 16        — 

10  — 18         — 

11  —     3         — 

12  — 1         — 

»  D'après  Edouard  Heis,  on  a  observé  le  10  août 
dans  l'espace  d'une  heure  : 

En  1839 160  météores. 

En  ISM ^3        — 

En  18^8 50        — 

»  Dans  le  flux  météorique  du  mois  d'août  18i2,  il 
tomba  en  10  minutes,  au  moment  du  maximum , 
o4  étoiles  filantes.  Tous  ces  nombres  s'appliquent 
aux  météores  visibles  dans  le  champ  visuel  d'un  seul 
observateur.  Depuis  l'année  1838 ,  les  phénomènes 


de  novembre  ont  été  moins  brillants.  Cependant,  le 
12  novembre  1839 ,  Heis  voyait  encore  de  22  à  35 
météores  par  heure,  et  le  13  novembre  18/i6,  la 
moyenne  était  comprise  entre  27  et  33.  Ainsi  l'abon- 
dance des  flux  périodiques  varie  suivant  les  années  ; 
mais  toujours  le  nombre  des  météores  est  beaucoup 
plus  considérable  aux  époques  déterminées  que  du- 
rant les  nuits  ordinaires,  où  l'on  ne  peut  voir  par 
heure  plus  de  4  ou  5  étoiles  filantes.  C'est  à  partir 
du  /i  janvier,  dans  le  mois  de  février  et  dans  le  mois 
de  mars ,  que  les  météores  sont  le  plus  rares  (35). 

r>  Bien  que  les  périodes  d'août  et  de  novembre  soient 
à  bon  droit  les  plus  célèbres,  on  en  a  reconnu  plu- 
sieurs autres,  dans  ces  derniers  temps,  depuis  que 
l'on  a  observé  avec  plus  d'exactitude  le  nombre  et 
la  direction  des  météores  : 


Janvier 


Avril 


Mai  : 
Juillet 


Du  1^'  au  3.  Il  reste  quelques  doutes  sur  le  ré- 
sultat de  cette  observation. 

Le  18  ou  le  20?  Arago  avait  déjà  soupçonné  cette 
période.  Il  y  a  eu  en  outre  de  grandes  pluies 
d'aérolithes  le  25  avril  1095,  le  22  avril  1800  et 
le  20  avril  1803.  Voyez  le  Cosmos ,  t.  I,  p.  1x12, 
note  Ik,  et  \ Annuaire  du  Bureau  des  Longitudes 
pour  1836,  p.  297. 

Le  26? 

Depuis  le  26  jusqu'au  30,  d'après  les  observations 
de  Quételet.  Le  maximum  proprement  dit  eut 
lieu  entre  le  27  et  le  29.  Le  très-regrettable 
Edouard  Biot  a  trouvé  parmi  les  plus  anciennes 
observations  chinoises  un  maximum  général , 
compris  entre  le  18  et  le  27  juillet. 


—  614  - 

Août  :  Avant  l'apparition  de  la  Saint-Laurent,  particulière- 
ment du  2  au  5.  On  ne  remarque  habituellement 
du  26  juillet  au  1 0  août  aucun  accroissement  ré- 
gulier. —  Lap/wte  de  Saint-Laurent.  Cette  appa- 
rition fut  signalée  pour  la  première  fois  par 
Musschenbroek,  puis  par  Brendes  {Cosmos,  i.  I, 
p.  139et471).Le  maximum,  observé  depuis  plu- 
sieurs années,  tombe  décidément  le  10  août.  D'a- 
près une  ancienne  tradition  répandue  en  Thessalie, 
dans  les  contrées  montagneuses  qui  entourent  le 
Pélion,  le  ciel  s'entr'ouvre  dans  la  nuit  du  6  août, 
fête  de  la  Transfiguration,  et  des  flambeaux 
apparaissent  à  travers  cette  ouverture.  Voyez 
Herrick,  dans  V American  Journal  de  Silliman, 
t  XXXVII,  1839  ,  p.  337,  et  Ouételet,  dans  les 
Nouveaux  Mémoires  de  V Académie  de  Bruxelles, 
t.  XV,  p..  9. 

Octobre  :  Le  19  et  aux  environs  du  26.  Cette  apparition  a 
été  décrite  par  Ouételet ,  par  Boguslawski,  dans 
le  Recueil  intitulé  :  Arheiten  der  Schles.  Gesell- 
schaft  fur  Faterlànd.  Cultur,  1843,  p.  178, 
et  par  Heis,  dans  l'écrit  cité  plus  haut,  p.  33. 
Heis  a  réuni  les  observations  du  21  octobre  1766 , 
du  18  oct.  1838,  du  17  oct.  1841 ,  du  24  oct.  1845, 
des  11-12  oct.  1847  et  des  20-26  oct.  1848. 
Voyez  sur  trois  apparitions  qui  se  produisirent 
au  mois  d'octobre,  dans  les  années  902,  1202 
et  1366  ,  le  1"  tome  du  Cosmos ,  p.  143  et  465 , 
note  66.  Les  nombreuses  expériences  faites  de 
1838  à  1848  ont  enlevé  beaucoup  de  son  impor- 
tance à  la  conjecture  de  Boguslawski ,  d'après 
laquelle  les  essaims  de  météores  observés  en 
Chine  du  18  au  27  juillet,  et  la  pluie  d'étoiles 
filantes  du  21  octobre  1366  (ancien  style),  ne 
seraient  autres  que  les  phénomènes  périodiques 


—  615  -^ 

d'août  et  de  novembre,  avancés  de  nos  jours  par 
l'effet  de  la  précession  (36). 

Novembre:  Du  12  au  1^.  Le  phénomène  se  produit  aussi,  mais 
très-rarement,  le  8  ou  le  10.  Le  souvenir  de  la 
grande  pluie  d'étoiles  filantes  que  Bonpland  et  moi 
nous  observâmes  à  Cumana,  dans  la  nuit  du  11  au 
12  novembre  1799,  revenant  en  mémoire,  lors  de 
l'apparition  analogue  qui  eut  lieu  en  1833 ,  dans 
la  nuit  du  12  au  13,  furent  une  des  raisons  qui 
disposèrent  à  admettre  le  retour  périodique  de 
ces  phénomènes,  à  certains  jours  déterminés  (37). 

Décembre:  Du  9  au  12.  En  1798  cependant,  le  phénomène  se 
manifesta ,  suivant  Brandes ,  dans  la  nuit  du  6 
au  7.  En  1838,  Herrick  le  vit  aussi  à  New-Hawen, 
dans  la  nuit  du  7  au  8.  Heis  l'a  observé  en  1847, 
le  8  et  le  10. 

»  Ces  pluies  périodiques  de  météores ,  parmi  les- 
quelles les  cinq  dernières  sont  les  plus  certaines, 
méritent  de  fixer  l'attention  des  observateurs.  Ce  ne 
sont  pas  seulement  les  pluies  des  différents  mois  qui 
varient  entre  elles ,  la  richesse  et  l'éclat  de  chacun 
des  phénomènes  varie  aussi  suivant  les  années. 

»  La  limite  supérieure  des  étoiles  filantes  ne  saurait 
être  déterminée  avec  certitude ,  et  Olbers  tenait  déjà 
pour  très-douteuses  toutes  les  déterminations  de 
hauteur  qui  dépassent  22  myriamètres.  La  limite  in- 
férieure ,  que  l'on  évaluait  précédemment  à  3  myria- 
mètres (91000  pieds),  doit  être  de  beaucoup  réduite 
[Cosmos,  t.  I,p.  135).  On  s'est  assuré,  par  des  mesures 
prises  avec  soin ,  que  des  étoiles  filantes  descendent 
presque  jusqu'aux  sommets  du  Ghimboraço  et  de 
l'Aconcagua,  à  8000  mètres  au-dessus  de  la  surface 


—  616  — 

de  la  mer.  D'autre  part,  Heis remarque  qu'une  étoile 
filante,  vue  simultanément  à  Berlin  et  h  Breslau,  dans 
la  nuit  du  10  juillet  1837,  était ,  d'après  des  mesures 
exactes,  à  16  myriamètres  de  hauteur,  au  moment 
où  elle  s'enflamma,  et  à  31,  lorsqu'elle  s'éteignit. 
D'autres,  durant  la  même  nuit,  s'évanouirent  à  une 
hauteur  de  10  myriamètres.  Il  résulte  d'un  travail 
fait  antérieurement  par  Brandes,  en  1823 ,  que  sur 
100  étoiles  filantes  mesurées  avec  soin  à  deux  sta- 
tions  dififérentes,  4  étaient  hautes  seulement  de  1  ou 
2  myriamètres  ;  15  étaient  comprises  entre  2  et  4  ; 
22  entre  4  et  7  ;  35,  près  d'un  tiers  par  conséquent, 
entre  7  et  11  ;  13  entre  11  et  15;  11  seulement, 
c'est-à-dire  moins  d'un  dixième,  étaient  au-dessus 
de  15  myriamètres  ,  mais  aussi  la  hauteur  de  ces 
11  météores  variait  de  33  à  44  myriamètres.  Il  ré- 
sulte de  4000  observations  réunies  dans  l'espace  de 
9  années ,  en  vue  de  déterminer  la  couleur  des  étoiles 
filantes,  que,  sur  ce  nombre,  les  2/3  étaient  blan- 
ches, 1/7  jaunes,  1/17  d'un  jaune  rouge,  et  que 
1/37  seulement  étaient  vertes.  » 

Olbers  remarque  que  durant  le  flux  de  météores 
qui  signala  la  nuit  du  12  au  13  novembre  1838,  il 
parut  à  Brème  une  belle  aurore  boréale ,  qui  colora 
d'un  rouge  de  sang  une  grande  étendue  du  ciel.  Rien 
n'altéra  néanmoins  la  couleur  blanche  des  étoiles 
filantes  qui  sillonnèrent  cette  région ,  d'où  l'on  a 
conclu  que  les  rayons  de  l'aurore  boréale  étaient 
beaucoup  plus  éloignés  de  la  surface  de  la  terre 
que  les  étoiles  filantes ,  au  moment  où  en  tombant 


—  017    ~ 

elles  devenaient  invisibles  (Voyez  les  Nouvelles  A slro- 
nomiqiies  de  Schumaclief ,  ir  372,  p.  178).  D'après 
les  observations  faites  jusqu'à  ce  jour,  la  vitesse  re-- 
lative  des  étoiles  filantes  est  de  3,3  à  7  myriamètres 
par  seconde ,  la  vitesse  de  translation  de  la  terre 
étant  de  3  myriamètres  seulement  {Cosmos,  t.  I, 
p.  136  et  467 ,  note  68).  Les  observations  corres- 
pondantes faites  en  1849  par  Jules  Schmidt ,  à  Bonn, 
et  par  Heis,  à  Aix-la-Chapelle,  n'ont  donné  en  réa- 
lité que  26  kilomètres,  comme  minimum  de  la  vitesse 
d'une  étoile  filante  qui,  placée  verticalement  au- 
dessus  du  Saint-Goar,  à  une  hauteur  de  9  myria- 
mètres, se  dirigea  vers  le  Lachersee.  D'après  d'au- 
tres comparaisons,  faites  par  les  mêmes  observateurs 
et  par  Houzeau ,  à  Mons ,  les  étoiles  filantes  se  sont 
mues  avec  une  vitesse  comprise  entre  8,5  et  17,5  my- 
riamètres par  seconde,  c'est-à-dire  de  deux  à  cinq 
fois  plus  grande  que  la  vitesse  planétaire  du  globe  ter- 
restre. Ce  résultat  confirme  d'une  manière  éclatante 
l'origine  chimique  de  ces  phénomènes  et  la  fixité 
d'un  ou  plusieurs  points  de  divergence  ;  en  d'autres 
termes,  il  prouve  que  les  étoiles  filantes  périodiques 
sont  indépendantes  de  la  rotation  de  la  terre ,  et  que 
durant  plusieurs  heures  elles  partent  d'une  même 
étoile,  alors  même  que  cette  étoile  n'est  pas  celle 
vers  laquelle  la  Terre  se  dirige  au  même  moment^ 
En  général,  les  globes  enflammés  paraissent,  autant 
qu'on  a  pu  l'observer  jusqu'à  ce  jour,  se  mouvoir  plus 
lentement  que  les  étoiles  filantes.  Si  les  pierres  météo- 
riques s'échappent  de  ces  globes,  on  est  embarrassé 


--  618  — 

d'expliquer  comment  elles  entrent  si  peu  avant  dans 
le  sol  de  la  terre.  La  masse  pesant  276  livres,  qui 
tomba  à  Ensisheim ,  en  Alsace ,  le  7  novembre  1492, 
s'enfonça  seulement  de  3  pieds,  et  l'aérolithe  de 
Braunau,  du  14  juillet  1847,  ne  pénétra  pas  plus 
avant.  Je  ne  connais  que  deux  pierres  météoriques 
qui ,  tombant  sur  un  sol  peu  consistant ,  aient  en- 
tamé la  terre  à  une  profondeur  beaucoup  plus  con- 
sidérable ,  l'une  à  6 ,  l'autre  à  18  pieds  :  ce  sont  l'aéro- 
lithe  de  Castrovillari ,  dans  les  Abruzzes ,  à  la  date 
du  9  février  1583,  et  celui  qui  fut  précipité  à  Hrads- 
china,  dans  le  Comitat  d'Agram,  le  26  mai  1751. 

La  question  de  savoir  si  les  étoiles  filantes  laissent 
tomber  quelque  matière,  a  été  résolue  dans  les  deux 
sens  opposés.  Les  toits  de  chaume  de  la  commune 
de  Beimont ,  dans  le  département  de  l'Ain  ,  qui  fu- 
rent enflammés  par  un  météore ,  pendant  la  nuit  du 
13  novembre  1835,  à  l'époque  par  conséquent  d'une 
apparition  périodique  d'étoiles  filantes,  furent  in- 
cendiés, à  ce  qu'il  paraît ,  non  par  la  chute  d'une 
étoile  filante  ,  mais  par  l'explosion  d'un  globe  en- 
flammé ,  qui ,  d'après  le  récit  de  Millet  d'Aubenton , 
lança  des  aérolithes ,  dont ,  à  la  vérité ,  l'existence 
est  demeurée  problématique.  Un  incendie  analogue, 
causé  par  un  globe  enflammé,  éclata  le  22  mars  1846, 
vers  3  heures ,  dans  la  commune  de  Saint-Paul , 
près  de  Bagnères-de-Luchon.  D'autre  part,  la  pierre 
qui  tomba  à  Angers,  le  9  juin  1822 ,  fut  attribuée  à 
une  belle  étoile  filante  que  l'on  avait  vue  à  Poitiers. 
Ce  phénomène,  décrit  avec  trop  peu  de  détails,  mé- 


—  619  — 

rite  la  plus  grande  attention.  L'étoile  filante  fit  ab- 
solument l'effet  d'une  chandelle  romaine  dans  un  feu 
d'artifice;  elle  laissa  un  sillon  en  droite  ligne,  très- 
étroit  en  haut ,  très-large  en  bas,  dont  l'éclat  brillant 
se  conserva  pendant  10  ou  12  minutes.  A  28  lieues 
au  Nord  de  Poitiers ,  un  aérolithe  tomba  avec  une 
violente  détonation. 

Toute  la  matière  contenue  dans  les  étoiles  filantes 
brûle-t-elle  toujours  dans  les  couches  extérieures  de 
l'atmosphère ,  dont  la  lumière  crépusculaire  atteste 
le  pouvoir  réfléchissant?  Les  couleurs  si  variées, 
qui  frappent  les  regards  durant  le  phénomène  de  la 
combustion,  supposent  de  la  variété  dans  la  com- 
position chimique  de  ces  météores.  Leurs  formes 
sont  aussi  extrêmement  diverses.  Les  uns  tracent 
seulement  des  lignes  phosphorescentes,  si  déliées 
et  en  tel  nombre  que  Forster,  dans  l'hiver  de  1832, 
vit  comme  une  lueur  légère  répandue  sur  la  voûte 
céleste  (38)  ;  beaucoup  d'autres  se  meuvent  comme 
des  points  lumineux ,  et  ne  laissent  aucun  sillon 
derrière  elles.  Ce  fait  de  la  combustion ,  durant  le 
temps  plus  ou  moins  rapide  que  mettent  à  dispa- 
raître les  queues  des  étoiles  filantes,  longues  ordi- 
nairement de  plusieurs  milles ,  est  un  fait  d'autant 
plus  remarquable,  que  parfois  la  queue  enflammée 
se  bifurque  et  ne  parcourt  que  peu  d'espace  droit 
devant  elle.  Le  bolide  dont  l'amiral  Krusenstern  et 
ses  compagnons  virent  briller  la  queue  pendant  une 
heure,  dans  leur  voyage  autour  du  monde,  rappelle 
cette  longue  illumination  des  nuages»  d'où  s'échappa 


—  620  — 

le  grand  aérolithe  d'^gos-Potamos ,  d'après  le  récit , 
à  la  vérité  un  peu  suspect,  de  Daimachus  {Cosmos, 
t.  I,  p.  461  et  476). 

Il  existe  des  étoiles  filantes  de  grandeurs  très-diffé- 
rentes ;  quelques-unes  ont  un  diamètre  égal  au  dia- 
mètre apparent  de  Jupiter  ou  de  Vénus.  Dans  la  pluie 
d'étoiles  filantes  qui  tomba  à  Toulouse ,  le  10  avril 
1812,  et  lors  de  l'apparition  d'un  globe  enflammé, 
à  Utrecht ,  le  23  août  de  la  même  année ,  on  vit 
ces  météores  poindre ,  éclater  en  étoiles  et  atteindre 
la  grandeur  apparente  du  disque  lunaire.  Durant 
les  grandes  pluies  d'étoiles,  telles  que  celles  de 
1799  et  de  1833  ,  beaucoup  de  bolides  ont  été  incon- 
testablement mêlés  à  des  milliers  d'étoiles  filantes  ; 
mais  cela  ne  démontre  en  aucune  façon  l'identité  de 
ces  deux  espèces  de  météores  :  l'affinité  n'est  point 
l'identité.  Il  reste  encore  beaucoup  de  points  à  appro- 
fondir sur  les  relations  physiques  de  ces  phénomènes, 
sur  la  part  que  les  étoiles  filantes  peuvent  avoir  au  dé- 
veloppement des  aurores  boréales,  ainsi  que  l'amiral 
Wrangel  a  cru  le  reconnaître,  en  longeant  les  côtes  de 
la  mer  Glaciale  (39) ,  enfin  sur  les  nombreux  phéno- 
mènes lumineux,  qui  précédent  la  formation  de  quel- 
ques bolides,  et  qu'il  ne  faut  pas  se  hâter  de  nier,  parce 
qu'ils  ont  été  décrits  jusqu'à  ce  jour  d'une  manière 
insuffisante.  La  plupart  des  bolides  ne  paraissent 
point  accompagnés  d'étoiles  filantes,  et  rien  ne  fait 
supposer  qu'ils  reviennent  périodiquement.  Ce  que 
nous  savons  des  points  déterminés,  d'où  rayonnent  les 
étoiles  filantes ,  ne  peut  aussi  jusqu'à  ce  jour  s'appli- 


,—  621  — 

quer  qu'avec  beaucoup  de  circonspection  aux  bolides. 
11  peut  arriver,  bien  que  cela  se  présente  rarement, 
que  des  pierres  météoriques  tombent  par  un  ciel  par- 
faitement pur,  et  avec  mi  craquement  effroyable, 
sans  être  annoncées  par  aucun  nuage  météorique, 
et  sans  dégager  de  lumière,  comme  cela  a  eu  lieu 
le  16  septembre  1843,  à  Klein-Wenden,  près  de 
Mulhouse;  ou  bien,  et  cela  est  déjà  plus  fréquent, 
elles  sont  lancées  du  milieu  d'un  nuage  noir  qui  se 
forme  tout  à  coup ,  toujours  sans  lumière  et  avec 
accompagnement  de  phénomènes  acoustiques;  ou 
enfin ,  le  cas  le  plus  habituel  est  qu'elles  sont  en  com- 
munication avec  des  bolides  enflammés.  Cette  com- 
munication est  constatée  par  des  exemples  qui  ne 
peuvent  être  révoqués  en  doute,  et  sur  lesquels  nous 
possédons  des  détails  très-complets.  A  Barbotan ,  dans 
le  département  des  Landes,  des  aérolithes  tombèrent, 
le  24  juillet  1790 ,  d'un  petit  nuage  blanc  météorique, 
en  même  temps  qu'apparaissait  un  bolide  rouge  (40). 
Il  en  fut  de  même  des  pierres  qui  tombèrent  à  Benarès, 
dans  l'Hindostan ,  le  13  décembre  1798  ,  et  à  l'Aigle, 
dans  le  département  de  l'Orne,  le  26  avril  1803.  Ce 
dernier  phénomène,  celui  de  tous  qui,  grâce  à  Biot, 
a  été  le  mieux  examiné  et  le  mieux  décrit ,  a  enfin , 
29  siècles  après  la  chute  de  la  grande  pierre  d'^gos- 
Potamos,  et  300  ans  après  qu'un  Religieux  eut  été  tué 
à  Créma  par  un  aérolithe,  mis  un  terme  au  scepti- 
cisme endémique  des  Académies  (41).  Lors  du  phéno- 
mène de  1803,  un  grand  bolide,  se  mouvant  du  Sud- 
Est  au  Nord-Ouest,  fut  vu  à  Alençon  ,  à  Falaise  et  à 
ni.  kO 


—  622  — 

Gaen ,  par  un  ciel  très-pur,  vers  une  heure  de  l'après- 
midi.  Quelques  moments  après,  on  entendit  à  l'Aigle, 
durant  cinq  à  zix  minutes,  une  explosion  partant 
d'un  petit  nuage  noir  presque  immobile,  qui  fut  sui- 
vie de  trois  ou  quatre  coups  de  canon  et  d'un  bruit 
que  Ion  eût  pu  croire  produit  par  des  décharges  de 
mousqueterie,  auxquelles  se  mêlait  le  son  d'un 
grand  nombre  de  tambours.  Chaque  détonation  déta- 
chait du  nuage  noir  une  partie  des  vapeurs  qui  le 
formaient.  On  ne  remarqua  en  cet  endroit  aucun  phé- 
nomène lumineux.  Beaucoup  de  pierres  météoriques, 
dont  la  plus  grande  ne  pesait  pas  plus  de  17  livres  et 
demie,  tombèrent  à  la  fois  sur  une  surface  elliptique, 
dont  le  grand  axe,  dirigé  du  Sud-Est  au  Nord-Ouest, 
avait  11  kilomètres  de  longueur.  Ces  pierres  étaient 
brûlantes  sans  être  enflammées,  elles  fumaient,  et, 
chose  singulière  !  elles  étaient  plus  faciles  à  briser 
quelques  jours  après  leur  chute  que  plus  tard(42).  J'ai 
insisté  à  dessein  sur  ce  phénomène ,  afin  de  pouvoir 
le  comparer  avec  un  autre  du  13  septembre  1768.  A 
quatre  heures  et  demie  de  l'après-midi,  on  vit  dans 
ie  village  de  Luce  ,  situé  à  2  lieues  de  Chartres, 
vers  l'Ouest,  un  nuage  sombre,  dans  lequel  on  en- 
tendit comme  une  canonnade,  suivie  d'un  sifflement 
produit  par  la  chute  d'une  pierre  noire  qui  décrivit 
une  ligne  courbe.  Cette  pierre ,  qui  s'enfonça  à  moitié 
dans  le  sol  de  la  terre,  pesait  7  livres  et  demie,  et 
était  tellement  brûlante  que  l'on  ne  pouvait  la  tou- 
cher. Elle  fut  très-incomplétement  analysée  par  La- 
voisier,  par  Fougerouxet  par  Cadet.   On  n'aperçut 


—  623  — 

pendant  toute  la  durée  du  phénomène  aucun  dégage- 
ment de  lumière. 

Aussitôt  que  l'on  commença  à  observer  les  pluies 
périodiques  d'étoiles  filantes ,  et  à  épier  leur  appa- 
rition, dans  les  nuits  où  elles  étaient  attendues,  on 
remarqua  que  le  nombre  des  météores  augmentait , 
à  mesure  que  la  nuit  avançait ,  et  qu'ils  tombaient 
en  plus  grande  abondance  entre  deux  et  cinq  heures 
du  matin.  Déjà ,  lors  du  grand  phénomène  que 
nous  observâmes  à  Cumana,  dans  la  nuit  du  11  au 
12  novembre  1799,  ce  fut  entre  deux  heures  et  demie 
et  quatre  heures  que  M.  Bonpland  vit  affluer  le 
plus  grand  nombre  de  météores.  Un  observateur  qui 
a  rendu  des  services  signalés  à  cette  partie  de  la 
science,  Coulvier-Gravier,  a  présenté  à  l'Institut  de 
France,  en  1845,  un  Mémoire  important  sur  la 
Variation  horaire  des  Étoiles  filantes.  Il  est  difficile  de 
deviner  quelle  influence  peut  exercer  sur  ces  phéno- 
mènes une  heure  plus  avancée  de  la  nuit.  S'il  était 
établi  que,  sous  les  difl*érents  méridiens,  les  étoiles 
filantes  commencent  surtout  à  être  visibles  à  une 
heure  déterminée,  il  faudrait,  tout  en  maintenant 
l'origine  cosmique  de  ces  phénomènes,  admettre  cette 
conjecture,  d'ailleurs  peu  vraisemblable,  que  cer- 
taines heures  de  la  nuit,  ou  plutôt  du  malin,  sont  plus 
favorables  à  l'inflammation  des  étoiles  filantes,  et  que 
celles  qui  tombent  avant  ce  moment  restent  le  plus 
souvent  invisibles.  Mais,  pour  avoir  le  droit  de  tirer 
des  conclusions  certaines,  il  faut  continuer  pendant 
longtemps  encore  à  recueillir  des  observations. 


—  6-24  — 

Je  crois  avoir  exposé  assez  complètement ,  dans 
le  premier  volume  du  Cosmos  (p.  143-148),  eu  égard 
à  l'état  de  la  science  en  1845 ,  les  caractères  prin- 
cipaux des  divers  bolides  qui  tombent  du  haut 
des  airs  ,  leur  composition  chimique  et  leur  tissu 
granulaire ,  étudié  surtout  par  Gustave  Rose.  Les 
travaux  successifs  de  Hov^ard,  Klaprolh,  Thénard, 
Vauquelin,  Proust,  Berzélius,  Stromeyer,  Laugier, 
Dufresnoy,  Gustave  et  Henri  Rose,  Boussingault , 
Rammelsberg  et  Shépard  ,  ont  fourni  déjà  de  ri- 
ches matériaux  ,  bien  que  vraisemblablement  les 
deux  tiers  des  pierres  météoriques  soient  soustraites 
à  nos  regards  dans  les  profondeurs  de  la  terre  (43). 
S'il  est  manifeste  que  sous  toutes  les  zones,  dans 
le  Groenland  ,  à  Mexico  et  dans  l'Amérique  du 
Sud ,  en  Europe  ,  dans  la  Sibérie  et  dans  l'Hin- 
dostan  ,  les  aérolithes  ont  tous  une  certaine  res- 
semblance de  physionomie ,  on  s'aperçoit ,  en  y  re- 
gardant de  plus  près,  qu'ils  présentent  aussi  des 
oppositions  très-marquées.  Un  grand  nombre  de 
pierres  météoriques  contiennent  0,96  de  fer;  on  en 
trouve  à  peine  0,02  dans  les  aérolithes  de  Sienne. 
Presque  tous  ont  une  surface  mince ,  noire,  brillante 
et  quelquefois  veinée  ;  cette  croûte  manque  complète- 
ment à  la  pierre  de  Chantonnay.  La  pesanteur  spéci- 
fique de  quelques  aérolithes  s'élève  jusqu'à  4,28  ;  elle 
n'est  que  de  1,94  dans  l'aèrolithe  carbonisé  et  com- 
posé de  petites  lames  friables ,  qui  a  été  trouvé  à 
Alais.  Quelques-uns,  comme  celui  de  Juvenas,  sont 
formés  d'un  tissu  semblable  à  de  la  dolérite,   dans 


—  025  — 

lequel  on  distingue  deFolivine,  de  l'augite  et  de  l'a- 
nortite ,  déjà  séparées  en  cristaux  ;  d'autres,  tels  que 
la  niasse  découverte  en  Sibérie  parPallas,  ne  présen- 
tent que  du  fer  mêlé  de  nickel,  et  de  l'olivine  ;  d'autres 
enfin,  autant  que  l'on  peut  distinguer  les  élémenls 
qui  les  composent,  sont  des  combinaisons  de  horn- 
blende et  d'albite  ,  comme  celui  de  Château-Renard , 
ou  de  hornblende  et  de  labrador,  comme  ceux  de 
Blansko  et  de  Chantonnay. 

Si  l'on  embrasse  dans  leur  ensemble  les  travaux 
d'un  chimiste  très-distingué ,  le  professeur  Ram- 
melsberg ,  qui  récemment  s'est  voué  sans  interrup- 
tion ,  et  avec  autant  de  bonheur  que  d'activité ,  à 
l'analyse  des  aérolithes  et  à  la  recherche  des  corps 
simples  qui  les  composent ,  on'  obtient  ce  résultat  : 
a  que  la  distinction  des  masses  tombées  de  l'atmo- 
sphère en  fers  météoriques  et  en  pierres  météoriques, 
ne  doit  pas  être  prise  à  la  rigueur.  On  trouve ,  bien 
que  rarement,  des  fers  météoriques  avec  un  mélange 
de  silicates.  Ainsi  la  masse  de  fer  météorique  de  Pal- 
las  qui  pèse  1270  livres  russes,  d'après  la  nouvelle 
expérience  de  Hess  ,  renferme  des  grains  d'olivine  ; 
et  réciproquement  beaucoup  de  pierres  météoriques 
sont  mêlées  de  fer  métallique.  » 

«  1^  Toutes  les  masses  de  fer  météorique ,  celles 
dont  la  chute  a  pu  être  observée  par  des  témoins  ocu- 
laires, comme  à  Hradschina,  dans  le  Comitat  d'Agram, 
le  26  mai  1751 ,  et  à  Braunau ,  le  1/j  juillet  1847,  et 
celles,  en  beaucoup  plus  grand  nombre,  qui  gisent  de- 
puis longtemps  à  la  surface  de  la  terre,  possèdent  eu 


—  626  — . 

général  à  très-peu  près  les  mêmes  propriétés  physiques 
et  chimiques.  Presque  toujours  elles  contiennent  des 
parcelles  plus  ou  moins  grosses  de  sulfure  de  fer,  qui 
pourtant  ne  paraît  point  être  de  la  pyrite  de  fer  ou  de 
la  pyrite  magnétique,  mais  du  protosulfure  defer(li). 
La  masse  principale  n'est  point  non  plus  du  fer  mé- 
tallique pur;  elle  est  mêlée  d'un  dixième  de  nickel, 
en  moyenne,  un  peu  plus  ou  un  peu  moins,  et  ce 
métal  s'y  retrouve  d'une  manière  si  constante,  qu'il 
est  un  excellent  critérium  pour  reconnaître  l'origine 
météorique  de  la  masse  entière.  C'est  là  d'ailleurs  un 
simple  mélange  de  deux  métaux  isomorphiques;  il 
n'y  a  point  combinaison  dans  des  proportions  déter- 
minées. On  trouve  aussi  en  moindre  quantité  le  co- 
balt, le  manganèse, Me  magnésium,  l'étain,  le  cuivre 
et  le  carbone.  Cette  dernière  substance  est  en  partie 
mêlée  à  la  masse  par  une  action  mécanique,  comme 
du  graphite  de  difficile  combustion,  en  partie  com- 
binée chimiquement  avec  le  fer,  de  manière  a  former 
un  ensemble  analogue  à  une  grande  quantité  de  fer 
en  barres.  Ainsi ,  toute  masse  de  fer  météorique  con- 
tient une  combinaison  particulière  de  phosphore , 
de  cuivre  et  de  nickel,  combinaison  qui,  lorsqu'on 
vient  à  dissoudre  le  fer  par  l'action  de  l'acide  hydro- 
chlorique,  subsiste  sous  la  forme  de  cristaux  formés 
d'aiguilles  et  de  lamelles  microscopiques,  blanches 
comme  l'argent.  » 

«f  2**  On  a  coutume  de  diviser  les  pierres  météo- 
riques proprement  dites  en  deux  classes,  d'après 
leur  aspect  extérieur.  Les  unes  contienneikt  dans  leur 


—  627  — 

masse ,  en  apparence  homogène  ,  des  grains  et  des 
paillettes  de  fer  météorique,  attirables  a  l'aimant, 
et  qui  présentent  absolument  les  mêmes  caractères 
que  les  aérolithes  de  la  même  substance.  A  cette 
classe  appartiennent  les  pierres  de  Blansko ,  de  Lissa, 
de  l'Aigle,  d  Ensisheim,  deChantonnay,  de  Kleinwen- 
den  prèsde  Nordhausen,  d'Erxleben,  de  Château- 
Renard  et  d'Utrecht.  La  seconde  classe  est  pure  de 
tout  alliage  métallique  et  se  présente  plutôt  sous 
l'aspect  d'un  mélange  cristallin  de  diverses  substances 
minérales  :  telles  sont  par  exemple  les  pierres  de 
Juvenas,  de  Lontalar  et  de  Stannern.  » 

«  Après  les  premières  analyses  chimiques  des 
pierres  météoriques,  faites  par  Howard,  Klaproth  et 
Vauquelin ,  on  fut  longtemps  'Sans  songer  que  ces 
corps  pouvaient  être  formés  par  l'assemblage  de  com- 
binaisons dijDférentes.  On  se  bornait  à  chercher  en 
général  les  éléments  qui  les  composaient,  à  extraire 
à  l'aide  d'un  aimant  le  fer  métallique  qu'elles  pou- 
vaient contenir.  Lorsque  Mohs  eut  appelé  l'attention 
sur  l'analogie  que  présentaient  quelques  aérolithes 
avec  certaines  pierres  telluriques,  Nordenskjôld  entre- 
prit de  prouver  que  l'aérolithe  de  Lantalar ,  en  Fin- 
lande, était  un  composé  d'olivine,  de  leucite  et  de  fer 
magnétique  ;  mais  c'est  à  Gustave  Rose  que  l'on  doit 
d'avoir  démontré  par  ses  belles  observations,  que 
la  pierre  de  Juvenas  est  formée  de  pyrite  magné- 
tique, d'augite  et  d'un  feldspath  très-semblable  au  la- 
brador. Guidé  par  ces  résultats,  et  appliquant,  comme 
Gustave  Rose ,  l'analyse  chimique ,  Berzélius,  dans  un 


—  628  — 

travail  plus  étendu ,  inséré  aux  KongL  Vetenskaps- 
Jcademiens  Hendlingar  for  183/i,  rechercha  la  com- 
position minérale  de  diverses  combinaisons  que  pré- 
sentent les  aérolithes  de  Blansko ,  de  Chantonnay  et 
d'Alais.  Depuis ,  beaucoup  de  savants  ont  suivi  la 
route  heureusement  frayée  par  Berzélius.  » 

«  Dans  la  première  classe  des  pierres  météoriques 
proprement  dites ,  qui  est  aussi  la  plus  nombreuse , 
dans  celle  qui  contient  des  parties  de  fer  métallique, 
ce  métal  existe ,  tantôt  en  parcelles  semées  çà  et  là , 
tantôt  en  masses  plus  considérables,  qui  offrent 
quelquefois  l'aspect  d'un  squelette  de  fer,  et  forment 
up.e  transition  entre  les  aérolithes  purs  de  tout 
mélange  métallique  et  les  masses  de  fer  météorique, 
dans  lesquelles,  ainsi  qu'on  le  voit  dans  la  masse  de 
Pallas ,  les  autres  éléments  disparaissent.  Les  pierres 
météoriques  de  la  seconde  classe  sont,  par  l'effet  de  la 
présence  de l'olivine.  riches  en  magnésie;  l'olivineest 
l'élément  qui  est  décomposé,  lorsque  ces  pierres  sont 
traitées  par  les  acides.  Comme  l'olivine  ordinaire, 
l'olivine  météorique  est  un  silicate  de  magnésie  et  de 
protoxyde  de  fer.  La  partie  qui  résiste  à  l'action  des 
acides  est  un  mélange  de  substances  feldspathiques 
et  augitiques  dont  on  ne  peut  déterminer  la  nature 
qu'en  calculant  les  éléments  qui  le  composent,  et 
qui  sont  :  le  labrador,  l'hornblende,  l'augite  etl'oli- 
goclase.  » 

«  La  seconde  classe ,  beaucoup  moins  nombreuse , 
a  été  aussi  moins  étudiée.  Parmi  les  aérolithes  qui  la 
composent,  les  uns  contiennent  du  fer  magnétique, 


—  629  — 

de  l'olivine  et  un  peu  de  substances  feldspathiques 
et  augitiques;  les  autres  sont  formés  uniquement  de 
ces  deux  derniers  minéraux  simples ,  et  le  feldspath 
y  est  représenté  par  Tanortite  (45).  Le  chromate  de 
fer,  produit  par  la  combinaison  du  protoxyde  de  fer 
et  de  l'acide  chromique,  se  trouve,  en  moindre 
quantité,  dans  presque  toutes  les  pierres  météori- 
ques. L'acide  phosphorique  et  l'acide  titanique ,  que 
Rammelsberg  a  découverts  dans  la  pierre  si  remar- 
quable de  Juvenas ,  peuvent  faire  soupçonner  la  pré- 
sence de  l'apatite  et  de  la  titanite.  » 

«  Les  corps  simples,  dont  on  a  jusqu'ici  reconnu 
l'existence  dans  les  pierres  météoriques,  sont  les  sui- 
vants :  l'oxygène,  le  soufre,  le  phosphore,  le  carbone, 
la  silice,  l'alumine,  la  magnéslCj^la  chaux,  la  potasse, 
la  soude,  le  fer,  le  nickel,  le  cobalt,  le  chrome, 
le  manganèse,  le  cuivre,  l'étain  et  le  titane  ;  somme 
totale  :  dix-huit  (46).  Les  éléments  les  plus  immédiats 
sont ,  —  parmi  les  métaux  :  le  fer  mêlé  de  nickel , 
un  mélange  de  phosphore  avec  du  fer  et  du  nickel,  du 
sulfure  de  fer  et  des  pyrites  magnétiques  ;  —  parmi 
les  substances  oxydées  :  le  fer  magnétique  et  le 
chromate  de  fer  ;  —  parmi  les  silicates  :  l'olivine , 
l'anortite  ,  le  labrador  et  l'augite.  » 

Il  me  resterait,  pour  rassembler  ici  le  plus  grand 
nombre  possible  de  faits  importants,  dûment  constatés 
par  des  observations  positives ,  à  exposer  les  diverses 
analogies  que  certaines  pierres  météoriques  pré- 
sentent, en  tant  que  roches,  avec  les  anciens  agglo- 
mérats, tels  que  les  dolérites,  lesdiorites  et  les  mêla- 


—  630  — 

phyres,  avec  les  basaltes  et  avec  les  laves  d'origine 
plus  moderne.  Ces  analogies  sont  d'autant  plus  frap- 
pantes que  jusqu'ici  les  minéraux  telluriques  n'ont 
jamais  offert  cet  alliage  métallique  de  nickel  et  de  fer 
que  l'on  retrouve  constamment  dans  certains  aéro- 
lithes.  Mais  le  chimiste  distingué  dont  j'ai  mis  à  profit , 
dans  ces  pages,  les  communications  obligeantes, 
a  composé  sur  cet  objet  un  Mémoire  spécial ,  dont 
les  résultats  seront  mieux  à  leur  place  dans  la  partie 
géologique  du  Cosmos  (47). 


—  631  — 


CONCLUSION. 


En  achevant  la  partie  uranologique  de  la  Descrip- 
tion physique  du  monde,  et  en  jetant  un  dernier 
regard  sur  l'œuvre  que  j'ai  entreprise  ,  je  n'ose 
dire  accomplie,  je  crois  devoir  rappeler  qu'un  aussi 
diflicile  travail  n'était  possible  que  sous  les  condi- 
tions déterminées  dans  l'introduction  du  troisième 
volume  du  Cosmos,  11  s'agissait,  en  effet,  de  tracer 
le  tableau  des  espaces  célestes  et  des  corps  qui  les 
remplissent,  soit  que  ces  corps  aient  été  arrondis 
en  sphéroïdes ,  soit  qu'ils  restent  à  l'état  de  matière 
diffuse.  Par  là  cet  ouvrage  se  distingue  essentielle- 
ment des  Traités  d'Astronomie  que  possèdent  au- 
jourd'hui toutes  les  littératures,  et  dont  la  matière 
est  plus  variée.  L'astronomie,  le  triomphe,  en  tant 
que  science,  des  théories  mathématiques,  est  fondée 
sur  la  base  solide  de  la  gravitation  et  sur  le  per- 
fectionnement de  la  haute  analyse  ;  elle  traite  des 
mouvements  réels  ou  apparents,  mesurés  dans  le 
temps  et  dans  l'espace  ;  de  la  position  des  corps 
célestes,  dans  les  continuels  changements  de  leurs 
relations  respectives  ;   de  la  mobilité  des  formes . 


—  632  — 

comme  dans  les  comètes  à  queue;  des  variations  de 
la  lumière,  qui  naît  et  s'éteint  dans  les  lointains 
soleils.  La  quantité  de  matière  répandue  dans  l'uni- 
vers demeure  constamment  la  même  ;  mais  d'après 
ce  que  nous  savons  jusqu'à  ce  jour  des  lois  phy- 
siques qui  régnent  sur  la  sphère  terrestre ,  nous 
voyons  la  matière  passer  par  des  combinaisons  qu'on 
ne  peut  ni  nombrer  ni  définir,  et  s'agiter,  sans  jamais 
se  satisfaire ,  dans  le  cercle  perpétuel  de  ses  trans- 
formations. Ce  jeu  incessant  des  forces  de  la  matière 
a  pour  cause  l'hétérogénéité  au  moins  apparente  de 
ses  molécules,  qui,  entretenant  le  mouvement  dans 
des  portions  de  l'espace  que  leur  petitesse  dérobe  à 
toute  mesure ,  complique  à  l'infini  tous  les  phéno- 
mènes terrestres,   v 

Les  problèmes  astronomiques  sont  d'une  nature 
plus  simple.  Libre  jusqu'à  ce  jour  de  ces  compli- 
cations, la  mécanique  céleste,  appliquée  à  considé- 
rer la  quantité  de  matière  pondérable  qui  entre  dans 
la  masse  des  corps,  et  les  ondulations  d'où  naissent 
la  chaleur  et  la  lumière,  est,  en  raison  même  de 
cette  simplicité  qui  ramène  tout  au  mouvement, 
accessible  dans  toutes  ses  parties  au  calcul  mathéma- 
tique. Cet  avantage  donne  aux  Traités  d'Astronomie 
théorique  un  grand  charme  qui  n'appartient  qu'à 
eux.  On  y  voit  se  réfléchir  les  résultats  que  l'activité 
intellectuelle  des  derniers  siècles  a  obtenus  par  la 
méthode  analytique  :  comment  les  formes  des  corps 
et  leurs  orbites  ont  été  déterminées;  comment  se 
concilient  avec  les  mouvements  des  planètes  les  fai- 


blés  oscillations  qui  jamais  n'en  troublent  l'équilibre  ; 
comment  la  structure  intérieure  du  système  plané- 
taire et  les  perturbations  qu'il  subit,  deviennent, 
en  se  balançant  mutuellement ,  une  garantie  de  pré- 
servation et  de  durée. 

Ni  la  recherche  des  méthodes  à  l'aide  desquelles 
on  a  embrassé  l'ensemble  du  monde,   ni  la  com- 
plication des  phénomènes  célestes ,  ne  rentrent  dans 
le    plan    de   cet    ouvrage.    L'objet  d'une   descrip- 
tion  physique  du  monde  est  de   raconter  ce   qui 
remplit  l'espace  et  répand  le  mouvement  de  la  vie 
organique  dans  les  deux  sphères  du  Ciel  et  de  la 
Terre ,  de  s'arrêter  aux  lois  naturelles  dont  le  se- 
cret a  été  dévoilé,  et  de  les  présenter  comme  des 
faits  acquis,  comme  les  conséquences  immédiates  de 
l'induction  fondée  sur  l'expérience.  Il  ne  fallait  pas, 
si  l'on  voulait  retenir  un  ouvrage  tel  que  le  Cosmos 
dans  ses  limites  naturelles ,  et  ne  point  le  laisser  s'é- 
tendre outre  mesure,  essayer  d'établir  entre  les  phé- 
nomènes un  lien  théorique.  Décidé  à  ne  point  excéder 
ces  bornes ,  j'ai  dû  apporter  d'autant  plus  de  soin , 
dans  la  partie  astronomique  de  ce  livre ,  à  présenter 
sous  leur  vrai  jour  les  faits  particuliers  et  à  les  ranger 
suivant  l'ordre  qui  convient.  Après  avoir  considéré 
les  espaces  célestes,  leur  température  et  le  milieu 
résistant  dont  ils  sont  remplis ,  je  suis  redescendu 
aux  lois  de  la  vision  naturelle  et  télescopique ,  aux 
limites  de  la  visibilité  ,   à  la  mesure  malheureu- 
sement incomplète  de  l'intensité  lumineuse ,  aux 
moyens  nouveaux  que  fournit  l'optique  pour  dis- 


_  634  — 

cerner  la  lumière  directe  de  la  lumière  réfléchie. 
Puis  viennent:  le  Ciel  des  étoiles  fixes;  le  nombre 
et  la  distribution  probable  des  Soleils  brillant  par 
eux-mêmes,  autant  du  moins  que  l'on  a  pu  déter- 
miner leur  position  ;  les  étoiles  variables  qui  re- 
viennent après  des  périodes  dont  on  a  calculé  exacte- 
ment la  durée;  le  mouvement  particulier  aux  étoiles 
fixes;  rhypothèse  des  corps  obscurs  et  leur  influence 
sur  le  mouvement  des  étoiles  doubles  ;  enfin  les  né- 
buleuses que  le  télescope  n'a  pu  réduire  en  essaims 
d'étoiles  pressées. 

Passer  de  la  partie  sidérale  de  l'uranologie,  ou  du 
ciel  des  étoiles  fixes  à  notre  système  solaire ,  ce  n'est 
que  passer  du  général  au  particulier.  Dans  la  classe 
des  étoiles  doublée ,  des  corps  doués  d'une  lumière 
propre  se  meuvent  autour  d'un  centre  de  gravité 
commun  ;  dans  notre  système  solaire,  composé  d'élé- 
ments très-hétérogènes ,  des  corps  obscurs  gravitent 
autour  d'un  corps  lumineux ,  ou  plutôt  même  autour 
d'un  centre  de  gravité  commun,  qui  se  trouve  tantôt 
en  dedans,  tantôt  en  dehors  du  corps  central.  Les 
divers  membres  de  notre  système  sont  de  nature  plus 
différente  que  pendant  plusieurs  siècles  on  ne  fut  au- 
torisé à  le  croire.  Le  domaine  solaire  se  compose  de 
planètes  secondaires  et  de  planètes  principales,  parmi 
lesquelles  un  groupe  se  distingue  par  ses  orbites 
entrelacées,  de  comètes  en  nombre  indéterminé,  de 
la  lumière  zodiacale  et  très-vraisemblablement  aussi 
d'astéorides  météoriques  qui  reparaissent  périodi- 
quement. 


—  635  — 

11  nous  reste  encore  à  énoncer  textuellement ,  en 
raison  des  rapports  directs  qu'elles  ont  avec  l'objet 
de  ce  livre ,  les  trois  grandes  lois  des  mouvements 
planétaires,  découvertes  par  Kepler.  Première  loi  : 
Les  courbes  décrites  parles  planètes  sont  des  ellipses 
dont  le  Soleil  occupe  un  foyer.  —  Deuxième  loi: 
Chaque  corps  planétaire  se  meut  autour  du  Soleil 
dans  une  orbite  plane,  où  le  rayon  vecteur  décrit  des 
aires  égales  en  des  temps  égaux.  —  Troisième  loi  : 
Les  carrés  des  temps  employés  parles  planètes  à  faire 
leur  révolution  autour  du  Soleil  sont  entre  eux  comme 
les  cubes  des  distances  moyennes.  La  seconde  loi  est 
quelquefois  appelée  la  première  parce  qu'elle  est  la 
preuiière  qui  ait  été  découverte  (48).  Les  deux  pre- 
mières lois  recevraient  leur  appliciition,  même  quand 
il  n'existerait  qu'une  seule  planète.  La  troisième  et 
la  plus  importante,  qui  ne  fut  découverte  que  dix- 
neuf  ans  plus  tard,  suppose  nécessairement  le  mou- 
vement de  deux  corps  planétaires.  Le  manuscrit  de 
VHarmonice  Mundi,  publié  en  1619,  était  achevé 
dès  le  27  mai  1618. 

Si  les  lois  des  mouvements  planétaires  furent  dé- 
couvertes au  commencement  du  xvii^  siècle,  si  Newton 
révéla  le  premier  la  force  dont  les  lois  de  Kepler 
étaient  la  conséquence  immédiate,  à  la  fm  du 
xvnr  siècle  revient  l'honneur  d'avoir  démontré  la 
stabilité  du  système  planétaire,  grâce  aux  ressources 
nouvelles  que  nous  fournissait  pour  la  recherche 
des  vérités  astronomiques  le  perfectionnement  du 
calcul    infinitésimal.   Les  principaux    éléments  de 


—  636  -^ 

cette  stabilité  sont  :  l'invariabilité  du  grand  axe 
des  orbites  planétaires,  démontrée  par  Laplace,  par 
Lagrange  et  par  Poisson  ;  les  lentes  et  périodiques 
variations  que  subit ,  dans  d'étroites  limites ,  Fex- 
centricité  de  deux  planètes  puissantes  et  très-éloi- 
gnées  du  Soleil,  Jupiter  et  Saturne;  la  distribution 
des  masses ,  réparties  de  telle  façon  que  la  masse  de 
Jupiter  n'excède  pas  1/1048  de  celle  du  corps  central 
auquel  sont  subordonnés  tous  les  autres;  enfin,  cet 
arrangement  en  vertu  duquel  toutes  les  planètes, 
conformément  à  leur  origine  et  au  plan  primordial 
de  la  création ,  accomplissent,  dans  une  direction 
unique ,  leur  double  mouvement  de  rotation  et  de 
révolution  ,  décrivent  des  orbites  dont  F  excentricité 
peu  considérable  e^t  soumise  à  de  faibles  change- 
ments, se  meuvent  dans  des  plans  à  peu  près  égale- 
ment inclinés,  et  accomplissent  leur  révolution  en  des 
temps  qui  n'ont  point  entre  eux  de  commune  mesure. 
Ces  motifs  de  stabilité  qui  sont  la  sauvegarde  des 
planètes  dépendent  d'une  action  réciproque,  s'exer- 
cant  à  l'intérieur  d'un  cercle  circonscrit.  Si  cette  con- 
dition  venait  à  être  troublée  par  l'arrivée  d'un  corps 
céleste  venu  du  dehors  et  étranger  à  notre  système, 
soit  qu'il  déterminât  un  choc ,  soit  qu'il  introduisît 
de  nouvelles  forces  attractives ,  ce  trouble  pourrait 
être  fatal  à  l'ensemble  des  choses  actuellement  exis- 
tantes, jusqu'à  ce  qu'enfin,  après  un  long  conflit,  il 
s'établît  un  nouvel  équilibre  (i9).  Mais  l'arrivée  pos- 
sible d'une  comète,  décrivant  à  travers  des  espaces 
immenses  son  orbite  hyperbolique,  ne  saurait,  bien 


—  637  — 

que  l'excessive  vitesse  puisse  suppléer  à  rinsuflisance 
de  la  masse,  inquiéter  qu'une  imagination  rebelle 
aux  considérations  consolantes  du  calcul  des  proba- 
bilités. Les  nuages  voyageurs  des  comètes  à  courte 
période  n'offrent  pas  plus  de  dangers  pour  l'avenir  de 
notre  système  solaire  que  les  grandes  inclinaisons 
des  orbites,  décrites  par  les  petites  planètes  com- 
prises entre  Mars  et  Jupiter.  Ce  qui  ne  peut  être 
signalé  que  comme  une  possibilité  doit  rester  en 
dehorè  d'une  Description  physique  du  monde  ;  il 
n'est  point  permis  à  la  science  d'aller  se  perdre 
dans  les  régions  nébuleuses  des  rêveries  cosmolo- 
giques. 


ITT.  i\\. 


m. 


xNOTES. 


l 


On  a  supprimé  le  chiffre  des  centaines  dans  l'indication  des 
notes  ;  cette  suppression  ^occasionnera  point  d'incertitude,  attendu 
qu'au  numéro  de  renvoi  est  toujours  joint  celui  de  la  page  corres- 
pondante. 


NOTES. 


(1)  [page  365].  Cosmos,  t.  I,  p.  88-92,  96  et  170;  t.  II, 
p.  396;  t.  m,  p.  /43-ii8,  152,  170  et  183. 

(2)  [page  365].   Cosmos,  t.  III,  p.  219-221. 

(3)  [page  367].   Cosmos,  t.  I,  p.  88. 

(Zi)  [page  368].  Cosmos,  t.  III,  p.  96^152,  310  (note  51)  et 
341  (note  37). 

(5)  [page  369].  En  1471,  avant  l'expédition  de  Alvaro  Be- 
cerra,  les  Portugais  s'avanc(  rent  jusqu'au  delà  de  l'équateur. 
Voyez  Humboldt ,  Examen  critique  de  Vhistoire  de  la  Géogra- 
phie du  nouveau  Continent,  t.  I,  p.  290-292.  Mais  déjà,  sous 
les  Lagides,  les  anciens,  à  la  faveur  de  la  mousson  du  Sud- 
Ouest  ,  nommée  alors  Hippalus ,  s'étaient  frayé  une  route 
commerciale  à  traviTs  l'océan  Indien,  depuis  Ocelis,  sur  le 
détroit  de  Bab-el-Mandeb,  jusqu'au  grand  entrepôt  de  Muziris, 
sur  la  côte  de  Malabar,  et  à  Ceylan  {Cosmos,  t.  II,  p.  203). 
Dans  tous  ces  voyages  maritimes,  on  vit,  mais  sans  les  décrire, 
les  nuées  Magellaniques. 

(6)  [page  369].  Sir  John  Herschel,  Observations  at  the  Cape 
ofGood  Hope,  §  132. 

(7)  [page  370].  Cosmos,  t.  H,  p.  381  et  602.  Galilée,  qui 
cherche  à  expliquer  l'intervalle  des  deux  découvertes,  du  29  dé- 


—  612  -- 

cembre  1609  au  7  Janvier  1610,  par  la  ditrérence  des  calendriers, 
prétend  avoir  vu  les  satellites  de  Jupiter  un  jour  avant  Simon 
Marins  ;  il  s'emporte  avec  sa  fougue  habituelle  contre  ce  qu'il 
appelle   «  Bugia  del  impostore  eretico  Guntzenhusano  »  et  va 
jusqu'à  dire  :  «  che  molto  probabilmente  il  eretico  Simon  Mario, 
non  ha  osservato  giammai  1  Pianetî  Medicei.  »  Voyez  Opère  di 
Galileo  Ga/i7ei,Padova,  ildU,  t.  II,  p.  235-237,  et  Nelli,  rita 
e  Commercio   letterario  di  Galilei,  1793,  t.   I,  p-  2ZiO-2^6. 
VEretico  s'était  cependant  exprimé  lui-même  avec  beaucoup 
de  simplicité  et  de  modestie  sur  la  portée  de  sa  découverte. 
J'affirme  seulement ,  dit-il ,  dans  son  introduction  au  Mundus 
Jovialia  :  «  Haec  Sidéra  (Brandenburgica)  a  nulio  mortalium  mihi 
uUa  ratione  commonstrata,  sed  propria  indagine  sub  ipsissimum 
fere  tempus  vel  aliquanto  citius  quo  Galilaeus  in  Italia  eaprimum 
vidit  a  me  in  Germania  adinventa  et  observata  fuisse.  Merito 
igitur  Galilaeo  tribuitur  et  manet  laus  primae  inventionis  horum 
siderum  apud  Italos.  An  autem  inter  meos  Germanos  quispiam 
ante  me  ea  invenerit  ef  Viderit,  hactenus  intelligere  non  potui.  » 

(8)  [page  370].  Mundus  Jovialis  anno  1609  detectus  ope 
perspicilli  BeJgici,  Noribergae,  1614. 

(9)  [page  371].  Cosmos,  t.  II,  p.  395. 

(10)  [page  3711    Cosmos,  t  III,  p.  155. 

(11)  [page  371].  «  Galilei  notô  che  le  Nebulose  di  Orione 
nuir  altro  erano  che  mucchi  e  coacervazioni  d'innumerabili 
Stelle   »  Nelli,  ^i^a  rfi  Ga/i/ei,  t.  I,  p.  208.  "" 

(12)  [page  372].  «In primo  integram Orionis Constellationem 
pingere  decreveram  ;  vero,  ab  ingenti  stellarum  copia ,  temporis 
vero  inopia  obrutus ,  aggressionem  hanc  in  aliam  occasionem 
distuli.  —  Gum  non  tantum  in  Galaxia  lacteus  ille  candor  veluti 
albicantis  nubis  spectetur ,  sed  complures  consimilis  coloris 
areolœ  sparsim  per  œthera  sub  fui  géant,  si  in  illarum  quamlibet 
Specillumconvertas,  Stellarum  constipatarum  coetum  offendes. 
\mplius  ;  quod  magis  mirabile)  Stellae ,  ab  Astronomis  singulis 


—  (543  - 

in  liane  usque  dieni  Nebulosœ  appellatae,  Stellarum  niiruni  in  nio- 
dum  consilarum  grep^es  sunt  :  ex  quarum  radiorum  commixtione, 
dum  unaquaque  ob  exilitatem ,  seu  maximam  a  nobis  remo- 
tionem,  oculorum  aciem  fugit,  candor  ille  consurgit,  qui  den- 
sior  pars  cœli,  Stellarum  aut  Solis  radios  retorqucre  valens , 
hucusque  creditus  est.  »  Opère  di  Galileo  Galilci,  Padova, 
17^/;,  t.  II ,  p.  14  et  15  ;  Sidereus  Nuntius,  p.  13,  15  et  35. 

(13)  [page  372].  Voyez  le  Cosmos,  t.  III,  p.  281,  note  91. 
Je  dois  rappeler  à  ce  sujet  la  vignette  qui  termine  l'introduc- 
tion d'Hévélius  à  son  Firmamentum  Sobescianum ,  publié  en 
1687.  On  y  voit  représentés  trois  génies  dont  deux  regardent 
le  ciel  avec  le  Sextant  d'Hévélius ,  et  répondent  au  troisième 
qui  porte  un  télescope ,  et  semble  le  leur  offrir  :  Praestat  nudo 
oculo  ! 

(Ml)  [page  372].  Huygens,  ^t/5^ema  Saturnium ,  dans  ses 
Opéra  varia,  Lugd.  Batav.  1724,  t.  II,  p.  523  et  593. 

(15)  [page  373].  «  Dans  les  deux  nébuleuses  d'Andromède  et 
d'Orion ,  dit  Dominique  Cassini,  j'ai  vu  des  étoiles  qu'on  n'aper- 
çoit pas  avec  les  lunettes  communes.  Nous  ne  savons  pas  si  l'on 
ne  pourrait  pas  avoir  des  lunettes  assez  grandes  pour  que  toute 
la  nébulosité  pût  se  résoudre  en  de  plus  petites  étoiles,  comme 
il  arrive  à  celles  du  Cancer  et  du  Sagittaire.»  (Delambre, 
Histoire  de  V astronomie  moderne,  t.  II,  p.  700  et  744.) 

(16)  [page  373].    Cosmos,  t.  I,  p.  481,  note  96. 

(17)  [page  374]  Sur  les  ressemblances  et  les  dissemblances 
des  idées  de  Lambert  et  de  Kant,  et  sur  les  époques  de  leurs 
publications  respectives,  voyez  Struve,  Études  d' Astronomie 
Stellaire ,  p.  11,  13  et  21 ,  notes  7.  15  et  33.  L'ouvrage  de 
Kant,  intitulé  Allgemeine  Naturgeschichte  und  Théorie  des 
Himmels,  fut  publié  en  1755,  sans  nom  d'auteur,  et  dédié  au 
grand  Frédéric.  La  Photometria  de  Lambert  parut  seulement 
en  1760,  ainsi  qu'on  l'a  déjà  remarqué  plus  haut,  et  fut  suivie  en 
1761  de  ses  Lettres  cosmologiques  sur  la  structure  du  monde. 


^  644  - 

(18)  [page  375].  «  Those  Nebulae,  dit  John  Michell,  dans 
les  Philosophical  Transactions  for  1767  (t.  LVII,  p.  251), 
in  wliicli  we  can  discover  either  none,  or  only  a  few  stars  even 
with  Ihe  assistance  of  Ihe  best  télescopes,  are  probably  Sys- 
tems, that  are  still  more  distant  than  the  rest.  » 

(19)  [page  375] .  Messier,  dans  les  Mémoires  de  V Académie  des 
Sciences,  1771 ,  p.  ù35,  et  dans  la  Connaissance  des  temps  pour 
1783  et  178^.  Le  catalogue  contient  103  objets. 

(20)  [page  376].  Philos.  Transact. ,  \.  LXXYI ,  LXXIX  et 
XGII. 

(21)  [page  376].  «The  Nebular  hypothesis ,  as  it  has  been 
termed ,  and  the  theory  of  sidereal  aggregation  stand  in  fact 
quite  independent  of  each  othcr.  »  (Sir  John  Herschel,  Outlines 
vf  Astronomy  f  p.  599.) 

(22)  [page  377].  Les  objets  dont  je  parle  dans  ce  passage  sont 
ceux  qui  portent  les  n°*^-2307  dans  le  Catalogue  européen  ou 
Catalogue  du  Nord ,  publié  en  1833 ,  et  les  n°^  2308-Zt015  dans 
le  Catalogue  africain  ou  Catalogue  du  Sud.  Voyez  Sir  John 
Herschel,  Cape  Observations ,  p.  51-128. 

(23)  [page  377].  James  Dunlop,  dans  \es  Philos.  Transact, 
for  1828,  p.  113-150. 

(2h)  [page  377].  Voyez  le  Cosmos,  t.  m,p.  75  et  295, 
note  23. 

(25)  [page  377].  Voyez  An  Account  of  the  Earl  of  Rosses 
grcat  Télescope,  p.  1^-17,  où  est  citée  la  liste  des  nébuleuses 
résolues  au  mois  de  mars  18^5,  parle  D'  Robinson  et  Sir  James 
South.  «  D""  Robinson  couldt  nol  leave  this  part  of  bis  subject 
without  calling  attention  to  the  fact,  that  no  real  nebula  seemed 
to  exist  among  so  many  of  thèse  objects  chosen  without  any 
bias  :  ail  appeared  to  be  clusters  of  stars,  and  every  additional 
one  which  shall  be  resolved  will  be  an  additional  argument 
against  the  existence  of  any  such»  Voyez  Schumacher's  Aslro- 
nomische  Nachrichten ,  n""  536.  On  lit  dans  la  Notice  sur  les 


>-  045  — 

grands  télescopes  de  lord  Oxmantown,  aujourd'hui  Comte  de 
Rosse  (Bibliothèque  universelle  de  Genève,  t.  LVII,  18^5, 
p.  3Zt2-357)  :  «  Sir  James  South  rappelle  que  jamais  il  n'a  vu  de 
représentations  sidérales  aussi  magnifiques  que  celle  que  lui 
offrait  l'instrument  de  Parsonstown;  qu'une  bonne  partie  des 
nébuleuses  se  présentaient  comme  des  amas  ou  groupes  d'é- 
toiles, tandis  que  quelques  autres^  à  ses  yeux  du  moins,  n'of- 
fraient aucune  apparence  de  résolution  en  étoiles.  » 

(26)  [page  378].  Report  ofthe  fifteenth  Meeting  ofthe  Briiish 
Association ,  held  at  Cambridge  in  June  18/^5,  p.  36,  et  Outlines 
of  Astron.  ^  p.  597  et  598.  «  By  far  the  major  part,  dit  Sir 
John  Herschel,  probably  at  least  nine-tenlhs  ofthe  nebulous 
contents  of  the  heavens  consist  of  nebulas  of  spherical  or  ellip- 
tical  forms,  presenting  every  variety  of  elongalion  and  central 
condensation.  Of  thèse  a  great  number  hâve  been  resolved  into 
distant  stars  (by  the  Reflector  of  the  Earl  of  Rosse) ,  and  a  vast 
number  more  hâve  been  found  to  possess  that  mottled  ap- 
pearance ,  which  renders  it  almost  a  matter  of  certainty  that  an 
increase  of  optical  power  would  show  them  to  be  similarly  com- 
posed.  A  not  unnatural  or  unfair  induction  would  therefore  seen 
to  be,  that  those  which  resist  such  resolution,  do  so  only  in  consé- 
quence of  the  smallness  and  closeness  ofthe  stars  of  which  they 
consist  ;  that,  in  short,  they  are  only  optically  and  not  physi- 
cally  nebulous.  —  Although  nebulae  do  exist  which  even  in  this 
powerful  télescope  (of  Lord  Rosse)  appearas  nebulae,  without 
any  sign  of  resolution,  it  may  very  reasonably  be  doubted 
whether  there  be  really  any  essential  physical  distinction  be- 
tween  nebulae  and  clusters  of  stars.  » 

(27)  [page  378].  LeD'"Nichol,  professeur  d'Astronomie  à  Glas- 
gow, a  publié  cette  lettre  ,  datée  du  château  de  Parsonstown, 
dans  ses  Thoughts  of  some  important  points  relating  to  the 
System  of  the  Jï^orld ,  18^6,  p.  55  :  «In  accordance  with 
my  promise  of  comraunicating  to  you  the  resuit  of  our  exami- 
nation  of  Orion ,  I  tliink  I  may  safely  say,  that  there  can  be 


—  646  — 

liltle,  if  any  doubt  as  lo  the  resolvability  of  tlie  Nebula.  Since 
you  left  us^  there  was  not  a  single  night  when,  in  the  absence  of 
the  moon,  the  air  was  fine  enough  to  admit  of  our  using  more 
Ihan  half  the  magnifying  power  the  spéculum  bears  :  still  we 
could  plainly  see  that  ail  aboutthe  trapezium  is  a  mass  of  stars; 
the  rest  of  the  nebula  also  abounding  with  stars,  and  exhibiting 
the  characteristics  of  resolvability  strongly  marked.  » 

(28)  [page  379]  Voyez  Edinburgh  Review  ,  t.  LXXXVII, 
1848,  p.  186. 

(29^  [page  380].  Cosmos,  t.  III,  p.  158  et  3^2,  note  50. 

(30)  [page  380].  Cosmos,  t.  III,  p.  39. 

(31)  [page  380].  Newton,  Philolosophiœ  naturalis  Principia 
mathematica,  1760,  t.  III,  p.  671. 

(32)  [page  381].  Cosmos,  t.  I,  p.  158. 

(33)  [page  381].  Cosmos,  t.  I,  p   481,  note  96 

(34)  [page  381].  Sir  John  Herschel,  Cape  Observations, 
S  109-111. 

(35)  [page  382],  Quelques  éclaircissements  sont  nécessaires, 
afin  que  l'on  sache  sur  quels  fondements  reposent  ces  énumé- 
rations.  Les  trois  catalogues  de  William  Herschel  contiennent 
2500  objets,  à  savoir  :  2303  nébuleuses  et  197  amas  d'étoiles 
(3Iaedler,  Astronomie ,  p.  448)  ;  ces  nombres  sont  changés  dans 
le  recensement  postérieur  et  beaucoup  plus  exact  de  Sir  John 
Herschel  (Observations  of  nebulœ  and  Clusters  of  stars,  made  at 
Slough,  with  a  twenty-feet  Reflector,  between  the  years  1825 
and  1833,  insérées  dans  les  Pkilosophical  Transactions  for  the 
yearl833,  p.  365-481).  Dix-huit  cents  objets  étaient  identiques 
avec  d'autres  contenus  dans  les  trois  premiers  catalogues ,  trois 
ou  quatre  cents  furent  provisoirement  exclus  et  remplacés  par 
plus  de  cinq  cents  autres  nouvellement  découverts,  dont  on  dé- 
termina l'ascension  droite  et  la  déclinaison  (Struve,  Astronomie 
stetlaire^  p.  48).  Le  Catalogue  du  Nord  comprend  152  amas 


—  647  — 

stellaires  ;  par  conséquent  les  nébuleuses  y  sont  au  nombre  de 
2307 — 152=  2155.  Sur  les  1708  objets  compris  dans  le  Catalo- 
gue du  Sud  (/4  01 5— 2307),  et  parmi  lesquels  on  compte  236  amas 
d'étoiles,  il  faut  défalquer  233  nébuleuses  (89  -f  135  +  9), 
comme  appartenant  déjà  au  Catalogue  du  Nord,  et  ayant  été 
observées,  à  Slougii  par  "William  Herschel  et  Sir  John,  à  Paris  par 
Messier.  Voyez  Cape  Obsiervations ,  p.  3  ,  §§  6  et  7,  et  p.  128. 
Il  reste  donc  pour  le  Catalogue  du  Sud  un  total  de  1708  —  233 
=  \U15  objets,  qui  se  décomposent  en  1239  nébuleuses  et 
236  amas  d'étoiles.  Il  faut  au  contraire  ajouter  aux  2307  objets 
du  Catalogue  de  Slough  135  +  9  =  UZt,  ce  qui  forme  un 
ensemble  de  2451  objets  distincts,  sur  lesquels,  en  retran- 
chant 152  clusters,  il  reste  2299  nébuleuses.  Il  est  vrai  de 
dire  que,  pour  ces  nombres,  l'on  ne  s'est  pas  renfermé  d'une 
manière  bien  rigoureuse  dans  les  limites  de  l'horizon  visible  à 
Slough.  L'auteur  de  ce  livre  est  tellement  persuadé  de  l'in- 
térêt que  présentent ,  dans  la  topographie  du  firmament ,  les 
rapports  numériques  des  deux  hémisphères ,  qu'il  ne  croit  pas 
même  devoir  négliger  les  nombres  sujets  à  changer,  sui- 
vant la  différence  des  époques  et  les  progrès  de  l'observation. 
Il  entre  nécessairement  dans  le  plan  d'un  livre  sur  le  Cosmos 
de  représenter  l'ensemble  des  connaissances  humaines  à  une 
époque  déterminée. 

(36)  [page  383].  On  lit  dans  les  Cape  Observations ,  p.  134, 
«  There  are  between  300  and  400  nebulae  of  Sir  William 
Herschel's  Catalogue  still  unobserved  by  me,  for  the  most  part 
very  faint  obj  ects » 

(37)  [page  383] .  Cape  Observ.,  §  7.  Voyez  aussi  le  Catalogue 
of  Nebulœ  and  Clusters  of  the  Southern  Hémisphère  parDunlop, 
dans  les  Philosophical  Transactions  for  1828,  p.  114-l/i6. 

(38)  [page  383].   Cosmos,  t.  III,  p.  248 

(39)  [page  384].  Cape  Observations ,  $$  105-107. 

(40)  [page  384].  In  this  Région  of  Firgo ,  occupying  about 


-  648  — 

one-eigth  of  the  whole  surface  ofthe  sphère,  one-third  of  the 
entire  nebulous  contents  of  the  heavens  are  congregated  {Out- 
lines  of  Astronomy ,  ^.  596). 

(k\)  [page  385] .  Voyez  sur  cette  région  stérile  (barren  ré- 
gion). Cape  Observations,  §  101,  p.  135. 

(kl)  [page  386].  Ces  données  numériques  sont  fondées  sur  le 
total  des  chiffres  fournis  par  la  projection  de  l'hémisphère  sep- 
tentrional. Voyez  Cape  Observations ,  pi  XI. 

(^3)  [page  387].  Humboldt,  Examen  critique  de  V histoire 
de  la  Géographie  du  nouveau  continent,  t  IV,  p.  319.  Dans  la 
longue  série  de  voyages  maritimes  que  ,  grâce  à  l'influence  de 
l'Infant  Don  Henrique  ,  les  Portugais  entreprirent  le  long  des 
côtes  occidentales  de  l'Afrique ,  pour  pénétrer  jusqu'à  l'équa- 
teur,  le  Vénitien  Cadamosto,  dont  le  vrai  nom  était  Alvise  da 
Ca  da  3Iosto,  est  le  premier  qui,  après  sa  réunion  avec  Anto- 
niotto  Usodimare,  à  l'embouchure  du  Sénégal,  en  lZi5i,  se 
soit  occupé  à  chercher  une  étoile  polaire  australe.  «Puisque 
j'aperçois  encore  l'étoile  polaire  boréale ,  disait-il  au  moment 
où  il  se  trouvait  vers  le  13»  de  latitude  Nord,  je  ne  puis  pas 
voir  la  polaire  du  Sud  ;  la  constellation  que  je  vois  dans  cette 
direction  est  le  Carro  del  ostro  (le  Chariot  du  Sud).  »  Voyez 
Aloysii  Cadamosto  Navigazione ,  cap.   43,  p.  32;  Ramusio , 
délie  Navigazioni  et  riaggi ,  t.  I,  p.  107.  Cadamosto  s'était-il 
donc  composé  un  Chariot  avec  quelques  grandes  étoiles  du 
Navire.  L'idée  que  les  deux  pôles  avaient  chacun  un  Chariot 
paraît  avoir  été  si  répandue  à  cette  époque  que  ,  dans  Vltine- 
rarium  Portugallense,  publié  en  1500  (fol.  23,  b) ,  et  dans  le 
Novus  Orbisde  Grynaeus  (1532,  p.  58),  on  a  représenté,  comme 
ayant  été  observée  par  Cadamosto,  une  constellation  en  tout 
semblable  à  la  Petite-Ourse,  et  à  la  place  de  laquelle  est  figurée 
tout  aussi  capricieusement  la  Croix  du  Sud ,  dans  les  Naviga- 
zioni de  Ramusio  (t.  I,  p.  19)  etdans  la  nouvelle  collection  de/W 
ticiaspara  a  hist.  e  geogr,  dos  A'afôesf///rawîarma.s(Lisboa,1812, 
t.  II,  cap.  39,  p.  57).  Voyez  Humboldt,  Examen  critique,  etc., 


—  6à9  — 

t.  Y,  p.  286.  Comme  il  était  d'usnge  au  moyen  âge ,  probable- 
ment afin  de  replacer  dans  le  Petit-Chariot  les  deux  danseurs 
d'Hygln ,  yopEuxai ,  les  mêmes  que  les  Ludentes  du  Scholiaste 
de  Germanicus  ou  les  Custodes  de  Végèce,  de  considérer  les 
étoiles  p  et  Y  de  la  Petite-Ourse  comme  les  Gardiens  (le  due 
Guardie,  the  Guards)  du  pôle  Nord,  autour  duquel  elles  décrivent 
un  mouvement  circulaire ,  et  que  cette  dénomination,  ainsi  que 
l'habitude  de  faire  servir  les  deux  Gardiens  à  déterminer  la 
hauteur  du  pôle  Nord,  s'étaient  répandues  dans  les  mers  sep- 
tentrionales, chez  les  pilotes  de  toutes  les  nations  européennes; 
on  fut  conduit  par  de  fausses  analogies  à  reconnaître  dans 
l'hémisphère  austral  ce  que  l'on  y  cherchait  depuis  longtemps 
(Pedro  de  31edina,  Artede  Navegar,  15^5,  lib.V,  cap.  1-7,  p.  183- 
195).  Ce  fut  pendant  le  second  voyage  d'Amerigo  Vespucci,  ac- 
compli dans  l'intervalle  du  mois  de  mai  1499  au  mois  de  sep- 
tembre 1500,  lorsque  ce  navigateur  et  Vicente  Yanez  Pinzon, 
dont  le  voyage  est  peut-être  identique  avec  le  sien,  parvinrent 
dans  l'hémisphère  austral  jusqu'au  cap  Saint-Augustin,  qu'ils 
s'appliquèrent  pour  la  première  fois  et  sans  résultat  à  chercher 
une  étoile  visible  dans  le  voisinage  immédiat  du  pôle  Sud.  Voyez 
Bandini,  Fita  e  Lettere  di  Jmerigo  f^espucci,  1745,  p.  70;  An- 
glîiera,  Oceanica,  1510,  dec.  I,  lib.  9,  p.  96;  Humboldt,  Exa- 
men critique,  etc.,  t.  IV,  p.  205,  319  et  325.  Le  pôle  Sud  était 
situé  alors  dans  la  constellation  de  l'Oclante ,  de  sorte  que  |3  de 
la  Petite-Iîydre ,  si  l'on  fait  la  réduction  d'après  le  Catalogue 
de  Brisbane,  était  encore  à  80°  5'  de  déclinaison  australe. 
«  Tandis  que  j  étais  tout  entier  aux  merveilles  du  ciel  austral  et 
que  j'y  cherchais  vainement  une  étoile  polaire ,  dit  Vespucci 
dans  sa  lettre  à  Pietro  Francesco  de'  3Iedici ,  je  me  rappelai 
les  paroles  de  notre  Dante ,  lorsque ,  dans  le  premier  livre  du 
Purgatoire ,  Mgwdini  de  passer  d'un  hémisphère  à  l'autre,  il 
veut  décrire  le  pôle  antarctique ,  et  dit  : 

lo  mi  volsi  a  man  destra. ... 

Mon  st^nliment  est  que ,  dans  c.t^.^  vers  ,  le  pO'.Ue  a  voulu  dé- 


—  650  — 

signer  par  ses  quatre  étoiles  (Don  viste  mai  fuor  ch'  aile  prima 
gente) ,  le  pôle  de  l'autre  firmament.  J'en  suis  d'autant  plus 
certain  que  j'ai  vu,  en  eflfet,  quatre  étoiles ,  formant  ensemble 
une  espèce  de  mandorla.  et  animées  d'un  mouvement  peu  sen- 
sible »  Vespucci  pense  que  la  Croix  du  Sud  est  la  Croce  mara- 
vigliosa  d'Andréa  Corsali,  dont  il  ne  connaissait  pas  encore  le 
nom ,  mais  qui  plus  tard  fut  mise  à  profit  par  tous  les  pilotes , 
pour  la  recherche  du  pôle  Sud  et  pour  les  déterminations  de 
latitude,  comme  au  pôle  Nord,  p  et  y  de  la  Petite-Ourse.  Voyez 
une  lettre  de  Cochin,  en  date  du  6  janvier  1515,  insérée  dans  le 
recueil  de  Ramusio,  t.  ï,  p.  lll?;  les  Mémoires  de  V Académie  des 
5'dewces(del666  àî699),  t. VII,  2«part.  Paris,  1729, p.  58;  Pedro 
de  IMedina,  Arte  de  Navegar ,  1545,  lib.  V,  cap.  11 ,  p.  204,  et 
comparez  l'analyse  que  j'ai  donnée  du  célèbre  passage  du  Dante, 
dans  V Examen  critique,  etc.,  t.  IV,  p.  319-334.  J'ai  fait  re- 
marquer dans  ce  passage  que  a  de  la  Croix  du  Sud,  dont 
Dunlop  en  1826,  et  Rlïwker  en  1836,  se  sont  occupés  à  Para- 
matta ,  est  au  nombre  des  étoiles  qui ,  les  premières,  ont  été  re- 
connues comme  systèmes  multiples,  par  les  jésuites  Fontaney, 
Noël  et  Richaud  (1781  et  1787).  Voyez  V Histoire  de  V Académie 
(de  1686  à  1699),  t.  II,  Paris,   1733,  p.  19;  Mémoires  de 
V Académie  (de  1666  à  1699),  t.  VII,  2«  part.,  Paris,  1729, 
p.  206;  Lettres  Édifiantes,   rec.  VII,  1703,  p.  79.  Cette  dé- 
couverte si  précoce  d'étoiles  binaires,  longtemps  avant  que 
l'on  eut  reconnu  comme  telle  ^   de  la  Grande-Ourse,   est 
d'autant  plus  remarquable  que  70  ans  plus  tard,  La  Caille  dé- 
crit a  de  la  Croix  sans  mentionner  sa  qualité  d'étoile  double , 
probablement,  ainsi  que  le  conjecture  RUmker,  parce  que 
l'étoile  principale  et  le  compagnon  se  trouvaient  alors  trop  peu 
distants  l'un  de  l'autre.  Voyez  Sir  John  Herschei,  Cape  Ob- 
servations, §§  183-185  ;  Cosmos,  t  III,  p.  241.  Presque  dans  le 
même  temps  où  l'on  constatait  le  caractère  double  de  a  de  la 
Croix,  Richaud  enregistrait  aussi  parmi  les  étoiles  doubles  a  du 
Centaure  ;  c'était  19  ans  avant  le  voyage  de  Feuillée,  auquel  Hen- 
derson  attribue  par  erreur  cette  découverte.  Richaud  fait  obser- 


—  651  — 

verque ,  lorsque  parut  la  comète  de  1689,  les  deux  étoiles  dont  se 
compose  a  de  la  Croix  étaient  fort  éloignées  l'une  de  l'autre  ; 
mais  que,  dans  un  réfracteur  de  12  pieds ,  les  deux  parties  de 
a  du  Centaure ,  bien  que  très-faciles  à  reconnaître ,  semblaient 
presque  se  toucher. 

{Jxk)   [page  388].  Cape  Observations,  §§  kk  et  lOZi. 

(45)  [page  388],  Voyez  le  Cosmos,  X,  III,  p.  154.  Cependant, 
ainsi  que  nous  l'avons  déjà  remarqué ,  en  traitant  des  amas 
stellaires  {ihid.,  156),  M.  Bond  a  trouvé  moyen  aux  États-Unis 
de  résoudre  complètement,  grâce  à  la  force  pénétrante  de  son 
réfracteur,  la  nébulosité  elliptique  et  très-allongée  d'Andro- 
mède qui,  d'après  Bouillaud,  avait  été  déjà  décrite  avant 
Simon  Marins ,  en  985  et  en  1428,  et  qui  présente  une  lueur 
rougeâtre.  Dans  le  voisinage  de  cette  célèbre  nébuleuse ,  s'en 
trouve  une  autre  non  résolue  jusqu'ici ,  bien  qu'elle  soit  par  sa 
configuration  très-analogue  à  celle  d'Midromède,  et  qui  a  été 
découverte  le  27  août  1783  par  Miss  Carolina  Herschel,  morte 
dans  un  âge  très-avancé ,  au  milieu  du  respect  de  tous.  Voyez 
les  Philosophical  Transactions ,  iSZZ,  n°  61  du  Catalogue  des 
Nébuleuses,  fig.  52. 

(46)  [page  388].  Philosophical  Transactions  ,iSZZ,]^.  Ii9li, 
pi.  IX,  fig.  19-24. 

(47)  [page  389].  Ces  nébuleuses  sont  appelées  Annular  ne- 
bulœ,  par  Sir  John  Herschel  (Cape  Observations,^.  53;  Out- 
Unes  of  Astron,,  p.  602) ,  et  Nébuleuses  perforées  par  Arago 
{Annuaire  pour  1842,  p.  423).  Voyez  aussi  Bond,  dans  les 
Astronom,  Nachrichten  de  Schumacher,  n°  611, 

(48)  [page  389].  Cape  Observations,  p.  114,  pi.  VI,  fig.  3 
et  4.  Voyez  aussi  len»  2072  dans  les  Philosoph.  Transactions  for 
1833,  p.  466.  Les  dessins  qu'a  faits  Lord  Rosse  de  la  nébuleuse 
perforée  de  la  Lyre ,  et  de  la  singulière  nébulosité  à  laquelle  il 
a  donné  le  nom  de  Crab-nebula,  se  trouvent  dans  l'ouvrage  de 


—  65t2  — 

Niclîol  :  Thoughts  on  the  System  of  the  ITorld^  p.  'il ,  pi.  IV, 
et  p.  22,  pi.  I,  fig.  5. 

(^9)  [page  390].  Si  Ton  considère  la  nébuleuse  planétaire 
de  la  Grande-Ourse  comme  une  sphère ,  et  «  si  on  la  sup- 
pose, dit  Sir  John  Herschel ,  éloignée  de  la  Terre  d'une  dis- 
tance égale  à  celle  de  61  du  Cygne ,  son  diamètre  appa- 
rent ,  qui  est  de  2'  ^0' ,  implique  un  diamètre  réel  sept  fois 
plus  grand  que  l'orbite  de  Neptune.  »  (Outlines  of  Jstron., 
§876). 

(50)  [page  391].  Outlines ,  ibid.  ;  Cape  Observations ,  $  Ixl. 
Une  étoile  de  8^  grandeur,  d'un  rouge  orangé ,  existe  dans  le 
voisinage  du  n°  3365;  mais  la  nébulosité  planétaire  n  en  con- 
serve pas  moins  la  couleur  foncée  de  l'indigo,  lorsque  l'étoile 
rouge  n'est  pas  dans  le  champ  du  télescope.  La  couleur  de  la 
nébuleuse  n'est  donc  pas  l'effet  du  contraste. 

(51)  [page  391].  Cosmos,  t.  III,  p.  U7,  250  et  361.  L'étoile 
principale  et  le  compagnon  sont  bleus  ou  bleuâtres  dans  plus 
de  63  étoiles  doubles.  De  petites  étoiles  de  la  couleur  de 
l'indigo  sont  mêlées  au  magnifique  amas  stellaire ,  nuancé  de 
diverses  couleurs,  qui  porte  le  n°  3^35  dans  le  Catalogue  du  Cap, 
et  le  n°  301  dans  celui  de  Dunlop.  Il  existe  dans  l'hémisphère 
austral ,  sous  le  n»  573  du  Catalogue  de  Dunlop ,  sous  le 
n°  3370  de  celui  de  John  Herschel,  un  amas  stellaire  d'un 
bleu  uniforme ,  qui  n'a  pas  moins  de  3'  1/2  de  diamètre ,  avec 
des  projections  longues  de  8'.  Les  étoiles  qui  le  composent 
sont  comprises  entre  la  W  et  la  16®  grandeur  (Cape  Observa- 
tions,"^. 119). 

(52)  [page  391].  Cosmos,  t.  I,  p.  90.  Voyez  aussi  Outlines  of 

Astron.,  §  877. 

(53)  [page  391].  Sur  la  complication  des  rapports  dyna- 
miques dans  les  attractions  partielles  qui  s'exercent  à  l'intérieur 
d'un  amas  d'étoiles  sphérique ,  lequel,  vu  à  travers  de  faibles 


—  653  — 

télescopes ,  semble  être  une  nébuleuse  arrondie  et  plus  con- 
densée vers  le  centre,  voyez  John  Herschel,  Outlines  ofAstron.^ 
§§  866  et  872  ,  et  Cape  Observations,  §§  kk  et  111-113  ;  Phi- 
losophical  Transactions,  for  1833,  p.  501;  .^dress  of  the  Pré- 
sident, dans  le  Report  of  the  fifteenth  Meeting  of  the  British 
Association,  18/i5,  p.  XXXVII. 

(5^  [page  392].  Mairan,  Traité  de  V Aurore  boréale,  p.  263  ; 
Arago,  (l^nsV Annuaire  pour  18Zi2  ,  p.  ^03-413. 

(55)  [page  393].  Tous  les  autres  exemples  d'étoiles  nébu- 
leuses sont  compris  entre  la  S^  et  la  9''  grandeur.  Tels  sont  les 
D"^  311  et  U50  du  Catalogue  de  1833  (fig.  31),  dont  les  photo- 
sphères ont  un  diamètre  de  l'30".  Voyez  Outlines  of  Astron., 
S  879. 

(56)  [page  393].  Cape  Observations ,p.  117,  n*' 3727,  pi.  VI, 
fig.  16. 

(57)  [page  393].  Les  formes  les  plus  remarquables  de  nébu- 
leuses irrégulières  sont  :  r  une  nébuleuse  en  forme  d'oméga  , 
dont  on  peut  voir  le  dessin  dans  les  Cape  Observations ,  pi.  II, 
fig.  1,  n°2008,  et  qui  a  été  aussi  étudiée  et  décrite  parLamont, 
ainsi  que  par  un  jeune  astronome  de  l'Amérique  septentrio- 
nale, enlevé  trop  tôt  à  la  science ,  M.  Mason,  dans  les  Memoirs 
of  the  Americ,  Philosoph.  Society,  t.  VII,  p.  177;  2»  une 
nébuleuse  dans  laquelle  on  compte  de  6  à  8  noyaux  {Cape  Ob- 
servât., p.  19,  pi.  III,  fig.  h)\  3°  les  nébuleuses  semblables  à 
des  comètes  et  présentant  la  forme  de  buissons,  d'où  les  rayons 
nébuleux  émanent  quelquefois  comme  d'une  étoile  de  9*  gran- 
deur (ibid. ,  pi.  VI,  fig.  18 ,  n"  253Zt  et  3688)  ;  k''  une  nébuleuse 
figurant  une  silhouette  (pi.  IV,  fig.  k,  n"  3075);  5"  une  nébu- 
leuse filiforme ,  renfermée  dans  une  crevasse  (pi.  IV,  fig.  2 , 
n"  3501).  Voyez  aussi  Cape  Observât.,  §  121  ;  Outlines  of  As- 
tron.,  §  883. 

(58)  [page  39/i)-  Cosmos,  t.  TU,  p.  161;  Outlines  of  Astron., 
$  785. 

.111.  42 


—  654  — 

(59)  [page  394]  Cosmos,  t.  I ,  p.  170  et  485,  note  13. 
Voyez  aussi  la  1'^  édition  du  Treatise  on  Astronomy ,  de  Sir 
John  Herschel,  publié  en  1833,  dans  le  Cabinet  Cyclopœdia 
de  Lardner,  et  traduit  en  français  par  M.  Cournot  (§  616) , 
et  Littrow,  Theoretische  astronomie,  1834,  2^  part.,  §  234. 

(60)  [page  394].  Voyez  Edinburgh  Review,  janvier  1848, 
p.  187,  et  Cape  Observations,  §§  96  et  107.  «  A  zone  of  nebulae, 
dit  Sir  John  Herschel,  encircling  the  heavens,  has  so  many 
interruptions,  and  is  so  faintly  marked  out  through  by  far  the 
greater  part  of  the  circumference ,  that  its  existence  as  such 
can  be  hardly  more  ihan  suspected.  » 

(61)  [page  395].  «  Il  n'y  a  point  de  doute  ,  écrit  le  D""  Galle  , 
que  dans  le  dessin  de  Galilée  que  vous  m'avez  communiqué 
(  Opère  di  Galilel ^  Padova,  1744,  t.  II,  p.  14,  n»  20),  soient 
compris  le  Baudrier  et  l'Épée  d'Orion,  et  par  suite  l'Étoile  2r, 
Mais  les  objets  y  sont  représentés  d'une  manière  si  inexacte 
que  l'on  a  peine  à  trouver  les  trois  petites  étoiles  de  l'Épée, 
dont  2r  occupe  le  centre  ,  et  qui,  à  l'œil  nu,  semblent  rangées 
en  ligne  droite.  Je  pense  que  vous  avez  bien  tracé  l'étoile  t,  et 
que  l'étoile  brillante,  qui  est  placée  à  droite,  ou  celle  qui  est 
immédiatement  au-dessus ,  est  2r.  Galilée  dit  expressément  : 
a  In  primo  integram  Orionis  Constellationem  pingere  decreve- 
ram;  verum  ab  ingenti  stellarum  copia,  temporis  vero  inopia 
obrutus,  aggressionem  hanc  in  aliam  occasionem  distuli,  » 
Les  observations  de  Galilée  sur  la  constellation  d'Orion  sont 
d'autant  plus  dignes  d'intérêt,  que  les  400  étoiles,  répandues 
sur  10  degrés  de  latitude,  qu'il  croyait  distinguer  entre  le 
Baudrier  et  l'Épée, ont  conduit  plus  tard  Lambert  à  son  calcul 
erroné  de  1  650  000  étoiles,  dans  toute  l'étendue  du  firmament. 
Voyez  Nelli,  Fita  di  Galilei,  t.  I,  p.  208; Lambert,  Cosmo- 
logische  Briefe,  1760,  p.  155  j  Struve,  Astronomie  stellaire , 
p.  14  et  note  16. 

(62)  [page  396].  Cosmos,  t.  II,  p.  396. 

(63)  [page  397],   «  Ex  his  autem  très  illae  pêne  inter  se  con- 


—  655  — 

tiguae  stellae ,  cumque  lus  aliœ  quatuor ,  velut  trans  nebulam 
lucebant  :  ita  ut  spatium  circa  ipsas,  qua  forma  liic  conspicitur, 
multo  illuslrius  appareret  reliquo  omni  cœlo;  quod  cum  ap- 
prime  serenum  esset  ac  cerneretur  nigerrimum  ,  velut  hiatu 
quodam  interruptum  videbatur,  per  quem  in  plagam  magis 
lucidam  esset  prospectus.  Idem  vero  in  liane  usque  diem  nihil 
inmutata  facie  saepius  atque  eodem  loco  conspexi  ;  adeo  ut  per- 
petuam  illic  sedem  habere  credibile  sit  hoc  quidquid  est  por- 
tenti  :  cui  certe  simile  aliud  uusquam  apud  reliquas  fixas  potui 
animadvertere.  Nam  ceterae  nebulosae  olim  existimatae,  atque 
ipsa  via  lactea,  perspicillo  inspecta,  nullas  nebulas  habere  com- 
periuntur,  neque  aliud  esse  quam  plurium  stellarum  congeries 
et  frequentia»  (Christiani  Hugenii  Opéra  varia,  Lugd.  Batav., 
\11k,  p.  540  et  541).  Le  grossissement  que  Huygens  appliqua 
dans  son  réfracteur  de  23  pieds  n'était ,  suivant  sa  propre  esti- 
mation, que  de  100  fois  {ihid.,  p.  538).  Les  '(quatuor  stellae 
trans  nebulam  lucentes  »  sont-elles  les  étoiles  du  Trapèze? 
Le  petit  dessin,  très-grossièrement  fait,  que  l'auteur  a  joint 
à  son  livre  (tab  XLVII,  fig.  Zi,  phaenomenon  in  Orione  novum), 
représente  seulement  un  groupe  de  ces  étoiles;  on  y  voit 
aussi ,  à  la  vérité,  une  échancrure  que  l'on  peut  prendre  pour 
le  Sinus  magnus  ;  peut-être  n'a-t-on  voulu  indiquer  que  les 
trois  étoiles  du  Trapèze  qui  sont  comprises  entre  la  4*"  et  la 
7*^  grandeur.  Dominique  Gassini  se  vantait  d'avoir  vu  le  pre- 
mier la  4*^  étoile. 

(64)  [page  397].  William  Granch  Bond,  dans  les  Transac- 
tions of  the  American  Academy  of  Arls  and  Sciences ,  nouvelle 
série,  t.  m,  p.  87-96. 

(65)  [page  397].  Cape  Observations,  $$  54-69,  pi.  VIII; 
Outlines  of  Astronomy,  $$  837  et  885  ,  pi.  IV,  fig.  1. 

(66)  [page  397].  Sir  John  Ilerschcl,  dans  les  Memoirs  of  the 
Astronom.  Society,  t.  II,  1824,  p.  487-495,  pi.  VII  et  VIIL 
Le  second  dessin  indique  la  nomenclature  des  diverses  régions 


—  656  — 

enlro  If^squelles  peut  se  diviser  la  nébulosité  d'Orion,  observée 
successivement  par  un  si  grand  nombre  d'astronomes. 

(67)  [page  398].  Delambre,  Histoire  de  l'astronomie  moderne, 
t.  II,  p.  700.  Cassini  rangeait  l'apparition  de  cette  k^  étoile, 
«  aggiunta  délia  quarta  Stella  aile  tre  contigue ,  »  parmi  les 
changements  qu'avait  subis  de  son  vivant  la  nébulosité  d'Orion. 

(68)  [page  398].  «  It  is  remarkable  that  within  the  area  of 
the  Trapezium  no  nebula  exisls.  The  brighter  portion  of  the  ne- 
bula  immediately  adjacent  to  the  Trapezium,  forming  the  square 
front  of  the  head  ,  is  shown  with  18-inch  reflsctor  broken  up 
into  masses,  whose  motlled  and  curdling  light  evidently  indi- 
cates  by  a  sort  of  granular  texture  its  consisting  of  stars  ;  and 
when  examined  under  the  great  light  of  Lord  Rosse's  reflector 
or  the  exquisite  defining  power  of  the  great  achromatic  at  Cam- 
bridge, U.  S.,  is  evidently  perceived  to  consist  of  clustering 
stars.  There  can  therefoi'e  be  little  doubt  as  to  the  whole  con- 
sisting of  stars ,  too  minute  to  be  discerned  individually  even 
with  the  powerful  aids,  but  which  become  visible  as  points  of 
light  when  closely  adjacent  in  the  morecrowded  parts.  »  {Oailmes 
ofAstron.  p.  609.  William  C.  Bond,  qui  employait  un  réfracteur 
de  23  pieds,  muni  d'un  objectif  de  ik  pouces,  dit  :  «  There  is 
a  great  diminution  of  light  in  the  interior  of  the  Trapezium, 
but  no  suspicion  of  a  star.  »  [Memoirs  of  the  Jmeric.  Academy^ 
Nouvelle  série  ,  t.  III,  p.  93). 

(69)  [page  398].    Philosophical  Transactions  for  the  year 
1811,  t.  CI,  p.  32Zt. 

(70)  [page  399].  «  Such  is  the  gênerai  blaze  from  that  part 
of  the  sky,  dit  le  capitaine  Jacob,  that  a  person  is  imme- 
diately made  aware  of  its  having  risen  above  the  horizon  , 
though  he  should  not  be  at  the  time  looking  at  the  heavens, 
by  the  increase  of  gênerai  illumination  of  the  atmosphère,  re- 
sembling  the  effect  of  the  young  moon.  »  Transact.  of  the 
Royal  Society  of  Edimburg ,  t.  XVI,  1849,  6*  part.,  p.  Zi45. 


—  657  — 

(71)  [page  399].  Cosmos,  t.  III,  p.  206-209. 

(72)  [page  399],  Cape  Observations,  §§  70-90,  pi.  IX  ;  Ou^ 
lin  es  of  Aslronony,  §  887,  pi.  IV,  fig.  2. 

(73)  [page  ^00].  Cosmos,  t.  II,  p.  ISZi. 

{Ih)  [page  AOO].  Cape  Observations,  §  2Zi,  pi.  I,  fig.  1, 
n""  3721  du  Catalogue  ;  Outlines  of  Âsironomy,  §  888. 

(75)  [page  600].  La  déterminaison  partielle  de  la  nébuleuse 
du  Cygne  est  :  Asc  dr.  20^  U9',  Décl.  du  pôle  Nord,  58°  27'  [Out- 
lines of  Astron.,  §  891).  Voyez  aussi  le  Catalogue  de  1833, 
n°  2092,  pi.  XI,  fig.  36. 

(76)  [page  601].  Comparez  le  dessin  de  la  planche  II,  fig.  2, 
avec  ceux  de  la  pi.  V,  dans  les  Thoughts  on  some  important 
points  relating  to  the  System  of  the  ff^orld,  par  le  D''  INichol, 
professeur  d'astronomie  à  Glasgow,  î>ê66,  p.  22»  «  Lord  Rosse , 
dit  Sir  John  Herschel ,  dans  les  Outlines  of  Astron.  (p.  607), 
describes  and  figures  this  nebula  as  resolved  into  numerous 
stars  with  intermixed  nebula.  » 

(77)  [page  602].  Cosmos,  1. 1,  p.  170  et  685,  note  11. 

(78)  [page  602].  Voyez  Report  of  the  fifteenth  Meeting  of  the 
British  Association  for  the  advancement  of  Science,  Notices, 
p.  6  ,  et  Nichol ,  Thoughts  on  some  important  points ,  etc.,  en 
ayant  soin  de  comparer  la  planche  II,  fig.  1,  avec  la  planche  VI. 
On  lit  dans  les  Outlines  of  Astron.  §  882  :  «  The  whole,  if  not 
clearly  resolved  into  stars ,  has  a  resolvable  character,  which 
evidently  indicates  its  composition.  » 

(79)  [page  602].  Cosmos,  t.  I ,  p.  90  et  651. 

(80)  [page  603].  Voyez  La  Caille,  dans  les  Mémoires  de  l'A- 
cadémie des  Sciences,  année  1755,  p.  195.  Ce  n'est  que  par 
une  confusion  regrettable  que  l'on  peut  appliquer  aux  Sac:^ 


—  658  — 

à  charbon  le  nom  de  Taches  Magellaniques  ou  de  Nuages  du 
Cap,  comme  l'ont  fait  Horner  et  Littrow. 

(81)  [page/i03].  Cosmos,  i.U,  p.  350  et  576. 

(82)  [page  40^].  Ideler,  Untersuchungen  iiber  den  Ursprung 
und  die  Bedeutung  der  Sternnamen ,  1809,  p.  XLIX  et  262. 
Le  nom  de  Abdourrhaman  Soufi,  ainsi  abrégé  par  Ouloug  Beg, 
était  primitivement  Abdourrahman  Ebn-Omar  Ebn-Mohammed 
Ebn-Sahl  Abou'l  Hassan  el-Soufi  el-Razi.  Ouloug  Beg  qui, 
comme  Nassir-eddin,  rectifia,  en  1^37,  les  positions  d'étoiles 
de  Ptoléniée,  par  ses  observations  personnelles,  reconnaît  avoir 
emprunté  à  Abdourrahman  Soufi  27  positions  d'étoiles  méri- 
dionales, qui  n'étaient  pas  visibles  à  Samarcande. 

(83)  [page  /i06].  Voyez  mes  recherches  sur  la  découverte  de 
la  pointe  méridionale  de  l'Afrique  et  sur  les  assertions  du  car- 
dinal Zurla  et  du  comte  Baldelli,  dans  Y  Examen  critique  de 
V Histoire  de  la  Géographie  du  nouveau  Continent,  i.  I,  p.  229- 
3/i8.  Diaz,  chose  singulière!  découvrit  le  cap  de  Bonne -Espé- 
rance ,  appelé  par  Martin  Behaim  Terra  fragosa  et  non  point 
Cabo  tormentoso,  en  venant  par  l'Est,  au  moment  où  il  sortait 
de  la  baie  d'xilgoa ,  située  par  33°  47'  de  latitude  méridionale , 
plus  de  7M8'  à  l'Est  de  la  baie  de  la  Table.  Voyez  Lichten- 
stein ,  dans  le  Faterlandisches  Muséum,  Hambourg,  1810, 
p.  372-389. 

(84)  [page  406].  La  découverte  importante  et  trop  peu  ap- 
préciée de  l'extrémité  méridionale  du  nouveau  continent  que 
le  Journal  d'Ourdaneta  désigne  par  ces  mots  caractéristiques 
«  Acabamiento  de  Tierra»  le  lieu  où  expire  la  terre,  appar- 
tient à  Francisco  de  Hoces  qui  commandait  l'un  des  vaisseaux 
de  l'expédition  dirigée  en  1525  par  Loaysa.  H  vit  vraisembla- 
blement une  partie  de  la  Terre  de  Feu  à  l'Ouest  de  l'île  des 
États;  car  le  cap  Horn  est  situé,  selon  Fitz  Roy, par  55"  58' 41". 
Voyez  aussi  Navarrète,  Fiages  y  descubrimentos  de  los  Espa^ 
noies,  t.  V,  p.  28  et  404. 


—  659  — 

(85)  [page  ^07].  Humboldt,  Examen  critique^  etc.,  t.  IV, 
p.  205  et  295-316;  t.  V,  p.  225-229  et  325.  Comp.  Ideler, 
Uher  die  Sternnamen ,  p.  346. 

(86)  [page  408].  Pierre  Martyr  Anghiera,  Oceanica,  dec.  III, 
lib.  i)  p.  217.  Je  suis  en  mesure  d'établir,  d'après  les  résultats 
numériques  donnés  par  Anghiera  (dec.  II,  lib.  10,  p.  20U  et 
L»ec.  III,  lib.  10,  p.  232),  que  la  partie  des  Oceanica ,  dans  la- 
quelle il  est  question  des  Nuées  de  Magellan,  fut  écrite  en  \Mk 
et  1416,  par  conséquent  immédiatement  après  l'expédition  de 
Juan  Diaz  de  Solis  au  Rio  de  la  Plata,  nommé  à  cette  époque 
Rio  de  Solis  (una  mar  dulce).  La  latitude  qu'indique  Anghiera 

et  beaucoup  trop  haute. 

(87)  [page  409].  Cosmos,  t.  II,  p.  350  ;  t  III ,  p.  122  et  149. 

(88)  [page  410].  Cosmos,  t.  I,  p.  90  et  451.  Voyez  aussi  dans 
les  Cape  Observations  (p  143-164),  lesudeux^'uees  de  Magellan, 
telles  qu'elles  paraissent  à  l'œil  nu  (pi.  VII),  l'analyse  télesco- 
pique  de  la  Nubecula  major  (pi.  X),  et  le  dessin  particulier  de  la 
Nébuleuse  du  Dorado  (pi.  II ,  fig.  4)  ,  et  comp.  Outlines  of  As- 
tron.,  §§  892-896,  pi.  V,  fig  1,  et  James  Dunlop ,  dans  les 
Philosoph.  7^ra?isach'o7?,.s  for  1828,  l""*^  part.,  p.  147-151. — Les 
vues  des  premiers  observateurs  étaient  tellement  erronées  que 
le  jésuite  Fontaney,  dont  Dominique  Cassini  faisait  beaucoup  de 
cas ,  et  qui  a  enrichi  la  Science  d'un  grand  nombre  d'observa- 
tions importantes ,  dans  l'Inde  et  en  Chine ,  écrivait  encore  en 
1685  :  «  Le  grand  et  le  petit  Nuage  sont  deux  choses  singulières. 
Ils  ne  paroissent  aucunement  un  amas  d'étoiles,  comme  Praesepe 
Cancri,  ni  même  une  lueur  sombre,  comme  la  nébuleuse  d'An- 
dromède. On  n'y  voit  presque  rien  avec  de  très-grandes  lu- 
nettes ,  quoique  sans  ce  secours  on  les  voye  fort  blancs ,  parti- 
culièrement le  grand  Nuage  »  (Lettre  du  Père  de  Fontaney  au 
Père  de  la  Chaize,  confesseur  du  Roi ,  dans  les  Lettres  édifiantes; 
Rec.  VII,  1703,  p.  78,  et  dans  l'Histoire  de  l'Académie  des 
Sciences  (de  1686  à  1699),  t.  II ,  Paris,  1733,  p.  19.  Je  me 


—  660  -— 

suis  référé  uniquement  pour  la  description  des  Nuées  Magella- 
niques  au  travail  de  Sir  John  Herscliel. 

(89)  [page  MO],  Cosmos,  t.  III,  p.  158  et  3^2,  note  51. 

(90)  [page  410).  Cosmos,  t.  III ,  p.  155  et  SZil,  note  Ui. 

(91)  [page  412].  Voyez  dans  les  Cape  Observations ,  §§  20- 
23  et  133,  le  beau  dessin  de  la  pi.  II,  fig.  k,  et  une  petite  carte 
spéciale  ,  jointe  à  l'analyse  géographique ,  pi.  X.  Voyez  aussi 
Outlines  of  Astronomy ,  §  896,  pi.  V,  fig.  1. 

(92)  [page  413].  Cosmos,  t.  II,  p.  349. 

(93)  [page  413].  Mémoires  de  V académie  des  Sciences  (de 
1666  à  1699),  t.  VII ,  2"  part.  Paris  ,  1729 ,  p.  206. 

(94)  [page  414].  Lettre  adressée  de  Sainte-Catherine  à  Olbers, 
au  mois  de  janvier  1804,  dans  le  Recueil  de  Zach,  intitulé 
Monatliche  Correspondent z  zur  Befordniss  der  Erd-und  Him- 
meh'Kunde,  t.  X,  p.  240.  Voyez  aussi  sur  l'observation  de 
Feuillée  et  sur  le  dessin  grossier  du  Sac  à  charbon  de  la  Croix, 
la  même  collection,  t.  XV,  1807,  p.  338-391. 

(95)  [page  414].  Cape  Observations ,  pi.  XIII. 

,96)  [page  414].  Outlines  of  Astronomy,  ^.  531. 

(97j  [page  415].  Cape  Observations,  p.  384,  n"  3407  du 
Catalogue  des  Nébuleuses  et  des  amas  stellaires.  Voyez  aussi 
une  notice  de  Dunlop,  dans  les  Philosophical  Transactions  for 
1828,  p   149,  et  le  n"  272  de  son  Catalogue. 

(98)  [page  415].  «  Cette  apparence  d'un  noir  foncé  dans  la 
partie  orientale  de  la  Croix  du  Sud,  qui  frappe  la  vue  de  tous 
ceux  qui  regardent  le  Ciel  austral ,  est  causée  par  la  vivacité  de 
la  blancheur  de  la  Voie  lactée,  qui  renferme  l'espace  noir  et 
'entoure  de  tous  côtés  »  (La  Caille,  dans  les  Mémoires  de  VAca^ 
demie  des  Sciences ,  année  1755.  Paris,  1761,  p.  199). 


—  661  — 

(99)  [page  M5].   Cosmos,  i.  1,  p.  172  et  ^86,  note  17. 

(100)  [page  ^il6].  «  When  we  see,  dit  Sir  John  Herschel,  in 
the  Coal-Sack  (near  a  Crucis)  a  sharply  definecl  oval  space  free 
from  stars,  it  would  seeni  much  less  probable  tliat  aconical  or 
tubular  hollow  traverses  tlie  whole  of  a  starry  stratum,  conti- 
nuously  extonded  from  tlie  eye  outwards ,  tlian  that  a  distant 
mass  of  comparatively  moderate  thickness  should  be  simply 
perforated  from  side  to  side  {Outlines  of  Astronomy,  §  792 , 
p.  532). 

(1)  [page  Zil6].  Lettre  de  M.  Hooke  à  M.  Auzout,  dans  les 
Mémoires  de  V Académie  (de  1666  à  1699),  t.  VII,  2«  part.,  p.  30 
et  73. 

(2)  [page  M6].  Cosmos,  t.  I,  p.  Mh. 

(3)  [page  ^19].  Voyez  un  passage  du  premier  volume  du 
Cosmos,  (t.  I,  p.  123  et  166),  où  je  comptais  par  distances 
d'Uranus,  celte  planète  étant  alors  la  limite  connue  du  sys- 
tème planétaire.  Si  l'on  prend  pour  terme  de  comparaison 
la  distance  de  Neptune  au  Soleil,  égale  à  30,0^  rayons  de 
l'orbite  terrestre,  la  distance  de  Tétoile  a  du  Centaure  au 
Soleil  est  encore  de  7523  distances  de  Neptune ,  en  supposant 
la  parallaxe  de  0",91  {Cosmos,  t.  III,  p.  227);  et  cependant 
la  distance  de  l'étoile  61  du  Cygne  est  presque  2  fois  1/2  plus 
grande  que  celle  de  a  du  Centaure.  Celle  de  Sirius,  pour  une 
parallaxe  de  0"23  ,  l'est  quatre  fois  plus.  La  distance  de  Neptune 
est  d'environ  460  millions  de  myriamètres  :  celle  d'Uranus  est 
d'après Hansen,  de  29i  millions.  La  distance  de  Sirius,  calculée 
par  Galle  sur  la  parallaxe  d'Henderson,  égale  896  800  rayons  de 
l'orbite  terrestre,  ou  13  762  000  millions  de  myriamètres,  dis- 
tance que  la  lumière  met  14  ans  à  parcourir.  La  comète  de  1680 
est,  à  l'aphélie,  éloignée  du  Soleil  de  kU  distances  d'Uranus  ou 
de  28  distances  de  Neptune.  Suivant  ces  données,  la  distance  de 
l'étoile  a  du  Centaure  au  Soleil  est  à  peu  près  270  fois  plus 
grande  que  ce  rayon  aphélique,que  l'on  peut  considérer  comme 


-  662  — 

représentant  au  minimum  le  rayon  du  système  solaire  (  Cosmos, 
t.  III,  p.  2/i5).  L'indication  de  ces  résultats  numériques  offre 
du  moins  l'avantage  de  montrer  comment .  en  prenant  pour 
unité  des  étendues  immenses,  on  peut  mesurer  l'espace  sans 
employer  des  séries  de  chiffres  qui  échappent  à  l'appréciation. 

{^)  [page  421].  Sur  l'apparition  soudaine  et  la  disparition 
de  nouvelles  étoiles,  voyez  le  Cosmos,  t.  III,  p.  166-186. 

(5;  [page  426].  J'ai  déjà  inséré  dans  le  premier  volume  du 
Cosmos  (t.  II,  p.  371  et  592,  note  25),  le  passage  du  Traité  De 
Revolut.     lib.  I,  cap.  10),  qui  rappelle  le  Songe  de  Scipion, 

(6)  [page  426]  Tf,?  Ejj,<^u^(a<;  [xsaov  zo  rept  tov  TjXiov,  olovtt 
xapoiav  ovxa  toû  -ravToç ,  oôsv  cspouaiv  auToû  xat  ttjv  ^^uy^Tjv  àp^ajxÉvTjv 
8'.à  Travro;  t,xe'.v  to-j    acL)|jLaTO<;   T£Ta[xivT,v  aTTO  Ttov  Tispàttov     TheOUÎS 

Smyrnaei  Platonici  Liber  de  Asironomia,  éd.  H.  Martin,  1849, 
p.  182  et  298);  publicatj^/n  remarquable  en  ce  qu'elle  complète 
diverses  opinions  péripatéticiennes  d'Adraste ,  et  beaucoup 
d'idées  platoniciennes  de  Dercylides 

(7)  [page  428].  Hansen ,  dans  le  7fl/ir6Mc/i  de  Schumacher 
pour  1837,  p.  65-141. 

(8)  [page  431].  «  D'après  l'état  actuel  de  nos  connaissances 
astronomiques,  le  Soleil  se  compose  :  1°  d'un  globe  central  à 
peu  près  obscur  ;  2°  d'une  immense  couche  de  nuages  suspendue 
à  une  certaine  distance  de  ce  globe  et  qui  l'enveloppe  de  toutes 
parts  ;  3"  d'une  photosphère  ou,  en  d'autres  termes,  d'une  sphère 
resplendissante  qui  enveloppe  la  couche  nuageuse,  comme 
cette  couche  ,  à  son  tour,  enveloppe  le  noyau  obscur.  L'éclipsé 
totale  du  8  juillet  1842  nous  a  mis  sur  la  trace  d'une  troisième 
enveloppe,  située  au-dessus  de  la  photosphère ,  et  formée  de 
nuages  obscurs  ou  faiblement  lumineux.  —  Ce  sont  les  nuages 
de  la  troisième  enveloppe  solaire,  situés  en  apparence,  pen- 
dant réclipse  totale,  sur  le  contour  de  l'astre  ou  un  peu  en 
dehors,  qui  ont  donné  lieu  à  ces  singulières  proéminences  rou- 


—  663  — 

geàtres  qui ,  en  1  Sli2,  ont  si  vivement  excité  l'attention  du  monde 
savant.  »  Arago ,  dans  Y  Annuaire  du  Bureau  des  Longitudes 
pour  l'an  1846,  p.  k^k  et  471.  Sir  Jolin  Herscliel,  dans  ses 
Outlines  of  Astronomy,  publiés  en  1849,  admet  aussi:  «  above 
the  luminous  surface  of  the  Sun,  and  the  région  in  which  the 
spots  réside ,  the  existence  of  a  gaseous  atmosphère  having  a 
somewhat  imperfect  transparency.  » 

(9)  [page  432] .  Il  me  paraît  à  propos  de  citer  textuellement 
les  passages  auxquels  j'ai  fait  allusion  plus  haut,  et  sur  lesquels 
mon  attention  a  été  appelée  par  un  Mémoire  instructif  dii 
D""  Clemens ,  intitulé  :  Giordano  Bruno  und  Nicolaus  von  Cusa 
(1847,  p.  101). 

Le  cardinal  Nicolas  de  Cusa,  né  à  Cues,  sur  la  Moselle,  et 
dont  le  nom  de  famille  était  Khrypffs,  c'est-à-dire  Krebs  (écre- 
visse),  dit,  dans  le  Traité  si  célèbre  de  son  temps  de  docta 
Ignorantia  (lib.  II,  cap.  12,  p.  39  «âes  OEuvres  complètes, 
éd.  Basil,  1565)  :  «  Neque  color  nigredinis  est  argumentum 
vilitatis  Terrae  ;  nam  in  Sole  si  quis  esset ,  non  appareret  illa 
claritas  quae  nobis;  considerato  enim  corpore  solis ,  tune  habet 
quamdam  quasi  terram  centraliorem  ,  et  quamdam  luciditatem 
quasi  ignilem  circumferentialem^  et  in  medio  quasi  aqueam 
nubem  et  aërem  clariorem ,  quemadmodum  terra  ista  sua 
elementa.  »  A  la  marge  on  lit  les  mots  paradoxa  et  hypni , 
dont  le  dernier,  comme  le  premier,  exprime,  sans  contredit, 
des  vues  hasardées  (uttvoi,  songes).  Dans  l'écrit  de  longue 
haleine  qui  a  pour  titre  :  Exercitationes  ex  sermonibus  Car- 
dinalis  {ibid.,  p.  579)  se  trouve  cette  comparaison  :  «  Sicut  in 
sole  considerari  potest  natura  corporalis,  et  illa  de  se  non  est 
magnae  virtutis  (l'auteur  s'exprime  ainsi,  nonobstant  la  gravi- 
tation !  ) ,  et  non  potest  virtutem  suam  aliis  corporibus  coramuni- 
care,  quia  non  estradiosa,  et  alla  natura  lucida  illi  unita,ita 
quod  Sol  ex  unione  utriusque  naturœ  habet  virtutem,  quae  suf- 
licit  huic  sensibili  mundo  ad  vitam  innovandam  in  vegetabi- 
libus  et  animalibus,  in  démentis  et  mincralibus,  per  suam 


—  661  ~ 

intlueutiam  radiosani;  sic  de  Christo  qui  est  Sol  justitiae....  » 
Le  D*"  Glemens  croit  que  tout  ceci  est  plus  qu'un  presseuti- 
ment  lieureux  ;  il  lui  paraît  de  toute  impossibilité  que  sans  une 
observation  suffisamment  exacte  des  taches  solaires,  des  parties 
noires  et  des  demi-teintes,  Cusa  ait  osé  s'appuyer  sur  l'expé- 
rience, dans  les  passages  que  je  viens  de  citer  (Considerato 
corpore  Solis.. .;  in  Sole  considerari  potest..  .)•  H  suppose  «  que 
la  pénétration  des  philosophes  de  la  science  moderne  a  été  pré- 
venue sur  quelques  points,  et  que  les  idées  du  Cardinal  de  Cusa 
ont  pu  lui  être  inspirées  par  des  découvertes  auxquelles  on  at- 
tribue faussement  une  origine  plus  récente.  »  Il  est ,  en  effet,  non- 
seulement  possible,  mais  très-probable  que  dans  des  contrées 
où  l'éclat  du  Soleil  est  voilé  pendant  plusieurs  mois ,  comme 
cela  arrive  sur  les  côtes  du  Pérou,  tant  que  règne  la  garua , 
des  peuples  même  sans  culture  aient  aperçu  à  l'œil  nu  des  ta- 
ches sur  le  Soleil  ;  mais  que  ces  taches  aient  sérieusement  at- 
tiré leur  attention ,  qu'elles  aient  joué  un  rôle  dans  les  mythes 
religieux  des  adorateurs  du  Soleil ,  c'est  ce  dont  jusqu'à  présent 
aucun  voyageur  n'a  pu  nous  donner  de  nouvelles  La  seule  ap- 
parition ,  d'ailleurs  si  rare ,  d'une  tache  visible  à  l'œil  nu  sur  le 
disque  du  Soleil,  abaissé  à  l'horizon  ou  voilé  de  vapeurs  légères,  et 
offrant  une  apparence  blanche,  rouge,  peut-être  même  verdâtre, 
n'aurait  jamais  conduit  des  penseurs,  si  exercés  quils  fussent,  à 
l'hypothèse  de  plusieurs  atmosphères  servant  d'enveloppes  au 
globe  obscur  du  Soleil.  Si  le  cardinal  Cusa  avait  su  quelque 
chose  des  taches  du  Soleil,  avec  la  tendance  qu'il  n'a  que  trop 
à  établir  des  comparaisons  entre  les  choses  physiques  et  les 
choses  intellectuelles,  il  n'eût  certainement  pas  manqué  de 
faire  allusion  aux  maculœ  Sol  s.  Qu'on  se  rappelle  seulement 
la  sensation  que  produisirent  au  commencement  du  xvir  siècle, 
aussitôt  après  l'invention  des  lunettes ,  les  découvertes  de  Jean 
Fabricius  et  de  Galilée,  et  les  débats  violents  qu'elles  soulevè- 
rent. J'ai  déjà,  dans  le  second  volume  du  Cosmos  (t.  II,  p.  595, 
note  33j  parlé  des  théories  astronomiques  énoncées  en  termes 
fort  obscurs  par  le  Cardinal,  qui  mourut  en  146^i,  neuf  ans 


\ 


—  665  — 

avant  la  naissance  de  (lopernic.  —  Le  passage  remarquable  : 
«  Jani  nobis  manifestum  est  terram  in  veritate  moveri»  se  trouve 
dans  le  Traité  de  docta  Ignorantia  (lib.  II,  cap.  12).  D'après 
Cusa ,  tout  est  en  mouvement  dans  les  espaces  célestes  ;  pas 
une  étoile  qui  ne  décrive  un  cercle.  «  Terra  non  potest  esse 
fixa,  sed  movetur  ut  aliae  stellae.  »  La  Terre  cependant  ne  tourne 
pas  autour  du  Soleil ,  tous  deux  ensemble  gravitent  autour  des 
«  pôles  éternellement  changeants  de  l'univers.  »  Cusa  n'a  donc 
rien  de  commun  avec  Copernic,  ainsi  que  le  démontre  le  pas- 
sage dont  le  D'  Clemens  a  trouvé,  à  l'hôpital  de  Cues,  le  texte 
écrit  delà  main  de  Cusa,  en  14^Zi. 

(10)  [page  Zi32].    Cosmos,  t.  II,  p.  385-388  et  606,  607, 
notes  Zi9-53. 

(11)  [page  ^32].  Borhonia  Sidéra,  id  est  planetae  qui  Solis 
lumina  circumvolitant  motu  proprio  et  regulari ,  falso  hactenus 
ab  helioscopis  Maculae  Solis  nuncupati,  ex  novis  observalio- 
nibus  Joannis  Tarde,  WIO.  —  ^ustriaca  Sidéra,  heliocyclica  as- 
tronomicis  hypothesibus  illigata  opéra  Caroli  Malapertii  Belgae 
xMontensis  e  Societate  Jesu,  1633.  Ce  dernier  écrit  a  du  moins 
le  mérite  de  donner  une  suite  d'observations  sur  les  taches  so- 
laires qui  se  sont  succédé  de  1618  à  1626.  Ce  sont,  au  reste, 
les  mêmes  années  pour  lesquelles  Scheiner  a  publié  ses  pro- 
pres observations ,  à  Rome ,  dans  sa  Rosa  Ursina.  Le  cha- 
noine Tarde  croit  au  passage  de  petites  planètes  sur  le  disque 
du  Soleil ,  parce  que ,  dit-il ,  «  l'œil  du  monde  ne  peut  avoir 
des  ophthalmies.  »  On  s'étonnera  avec  raison  que,  20  ans 
après  Tarde  et  ses  satellites  Bourboniens,  Gascoigne ,  qui  a  fait 
faire  tant  de  progrès  à  l'art  d  observer  [Cosmos,  t.  III,  p.  69), 
attribue  encore  les  taches  à  la  conjonction  d'un  grand  nombre 
de  corps  planétaires,  presque  transparents,  qui  font  leur  révo- 
lution autour  du  Soleil .  et  très-près  do  lui.  Suivant  Gascoigne, 
plusieurs  de  ces  corps  accuamlés  produisent  k\s  ombres  noires 
que  l'on  désigne  sous  le  nom  de  taches  solaires.  Voyez  dans 
les  Philosophical  rransar!ion<! ,  i.XWU .  1710-1712.  p.  282- 


^  666  — 

290,  un  passage  extrait  d'une  lettre  de  William  Crabtrie,  en 
date  du  mois  daoût  16^0. 

(12)  [page  433].  Arago,  Sur  les  moyens  d'observer  les  fâches 
solaires,  dans  V Annuaire  de  1842,  p.  476-479.  Voyez  aussi 
Delarabre  ,  Histoire  de  V Astronomie  du  moyen  âge,  p.  394,  et 
Histoire  de  V Astronomie  moderne ,  t.  I,  p.  681. 

(12  his)  [page  433  ,  ligne  11].  Mémoires  pour  servir  à  V His- 
toire des  Sciences,  par  M.  le  Comte  de  Cassini,  1810,  p.  242; 
Delambre ,  Histoire  de  V Astronomie  moderne,  t.  II,  p.  694. 
Quoique  Cassini,  dès  1671,  et  Lahire,  en  1700,  aient  déclaré  que 
le  globe  du  Soleil  est  obscur,  on  persiste  encore  dans  plusieurs 
Traités  d'Astronomie,  fort  recommandables  d'ailleurs,  à  attri- 
buer au  célèbre  Lalande  la  première  idée  de  cette  hypothèse. 
Lalande,  dans  l'édition  de  son  Astronomie,  publiée  en  1792 
t.  III,  §  3240),  aussi  bien  que  dans  la  première  édition  de  1764 
(t.  II,  §  2515),  ne  s'écarte  point  de  l'ancienne  opinion  de 
Lahire  :  «  Que  les  tacbgfc  sont  les  éminences  de  la  masse  solide 
et  opaque  du  Soleil ,  recouverte  communément  (en  entier)  par 
le  fluide  igné.  »  C'est  entre  1769  et  1774,  qu'Alexandre  Wilson 
eut,  pour  la  première  fois,  une  idée  claire  et  juste  d'une  ou- 
verture en  forme  d'entonnoir,  pratiquée  dans  la  photosphère. 

(12  ter)  [page  434,  ligne  8].  Alexandre  ^^ilson,  Observations 
on  the  Solar  Spots,  dans  les  Philosoph.  Transact. ,  t.  LXIV, 
1774,  l'^'part.,  p.  6-13,  tab.  I.  «I  foundthat  theUmbra,  which 
before  was  equally  broad  ail  round  the  nucleus,  appeared 
much  contracted  on  that  part  which  lay  towards  the  centre  of 
the  dise,  whilst  the  other  parts  of  it  remained  nearly  of  the  for- 
mer dimensions.  I  perceived  that  the  shady  zone  or  umbra, 
which  surrounded  the  nucleus ,  might  be  nothing  else  but  the 
shelving  sides  of  the  luminous  matter  of  the  sun.  »  Voyez  aussi 
Arago,  dans  Y  Annuaire  pour  1842,  p.  506. 

(13)  [page  435].  Bode  dans  le  Recueil  intitulé  :  Beschàfti- 
gungen  der  Berlinischen  Gesellschaft  naturforschender  Freunde, 
t.  lî,  1776,  p.  237-241  et  2Z|9. 


—  667  — 

{\ti)  [page  ^39].  On  trouve  mentionnée  dans  les  fragments 
historiques  de  Caton  l'Ancien ,  un  rapprochement  ofljciel  entre 
les  prix  élevés  du  blé  et  les  obscurcissemenis  du  Soleil,  pro- 
longés pendant  plusieurs  mois.  Les  expressions  luminis  caligo  et 
defectusSolis,  ne  signifient  pas  toujours  une  éclipse;  elles  n'ont 
pas  en  particulier  ce  sens  dans  les  récits  du  long  affaiblisse- 
ment de  la  lumière  solaire  qui  survint  après  la  mort  de  César; 
ainsi  on  lit  dans  Aulugelle  (A^ocies  Alticœ  ^  lib.  Il,  cap.  28  : 
«  Verba  Catonis  in  Originum  quarto  haec  sunt  :  Non  libet  scri- 
bere  ,  quod  in  tabula  apud  Pontificem  Maximum  est,  quotiens 
annona  cara ,  quotiens  Lunae  aut  Solis  lumini  caligo  aut  quid 
obstiterit.  » 

{Ik  bis)  [page  U^9 ,  ligne  9].  Gautier,  Recherches  relatives  à 
l'influence  que  le  nombre  des  taches  solaires  exerce  sur  les  tem- 
pératures terrestres ,  dans  la  Bibliothèque  universelle  de  Genève. 
Nouv.  série,  t.  LI,  18/t4,p.  327-335. 

(15)  [page  UUO],  Arago,  dans  l'y^nnua ire  pour  18Zi6,  p.  271- 
/i38. 

(16)  [page  4^0],  Arago  ,  ibid.,  p.  U^(}-(^li^. 

(16  bis)  [page  UkO ,  ligne  12].  C'est  la  lueur  blanchâtre  que 
l'on  vit  aussi  lors  de  l'éclipsé  du  15  mai  1836,  et  dont  le  grand 
astronome  de  Kœnigsberg  disait  dès  lors  avec  beaucoup  de 
justesse  que ,  «  lorsque  la  Lune  eut  couvert  complètement  le 
disque  solaire,  on  voyait  encore  briller  un  anneau  de  1  at- 
mosphère du  Soleil  »  (Bessel,  dans  les  Astronom,  Nachrichten 
de  Schumacher,  n"  320). 

(17).  [page  hk\].  «  Si  nous  examinions  de  plus  près  l'expli- 
cation ,  d'après  laquelle  les  protubérances  rougeâtres  seraient 
assimilées  à  des  nuages  (de  la  troisième  enveloppe) ,  nous  ne 
trouverions  aucun  principe  de  physique  qui  nous  empêchât 
d'admettre  que  des  masses  nuageuses  de  25  à  30000  lieues  de 
long  flottent  dans  l'atmosphère  du  Soleil;  que  ces  masses. 


—  668  — 

comme  certains  nuages  île  l'atmosphère  terrestre,  ont  des  con- 
tours arrêtés,  qu'elles  affectent,  çà  et  là,  des  formes  très-tour- 
mentées ,  même  des  formes  en  surplomb ,  que  la  lumière 
solaire  (la  photosphère)  les  colore  en  rouge.  —  Si  cette  troi- 
sième enveloppe  existe,  elle  donnera  peut-être  la  clef  de  quel- 
ques-unes des  grandes  et  déplorables  anomalies  que  l'on  re- 
marque dans  le  cours  des  saisons  »  (  Arago  ,  dans  V Annuaire 
pour  1846,  p./i60etZt67). 

(18)  [page  hhi].  «  Tout  ce  qui  affaiijlira  sensiblement  l'in- 
tensité éclairante  de  la  portion  de  l'atmosphère  terrestre  qui 
paraît  entourer  et  toucher  le  contour  circulaire  du  Soleil, 
pourra  contribuer  à  rendre  visibles  les  proéminences  rougeâtres. 
Il  est  donc  permis  d'espérer  qu'un  astronome  exercé ,  établi  au 
sommet  d'une  très-haute  montagne  ^  pourrait  y  observer  ré- 
gulièrement les  nuages  de  la  troisième  enveloppe  solaire ,  situés , 
en  apparence  ,  sur  le  contour  de  l'astre  ou  un  peu  en  dehors- 
déterminer  ce  qu'ils  onC  de  permanent  et  de  variable ,  noter 
les  périodes  de  disparition  et  de  réapparition.  ...»  (Arago, 
ihid  ,  p.  Ml). 

(19)  [p.  Uk^].  Il  est  incontestable  que,  du  temps  des  Grecs 
et  des  Romains ,  des  individus  isolés  ont  pu  voir  à  l'œil  nu  de 
grandes  taches  solaires;  mais  il  ne  paraît  pas  moins  certain  que 
ces  observations  n'ont  jamais  conduit  les  auteurs  grecs  ou  latins 
à  mentionner  ces  phénomènes,  dans  aucun  des  ouvrages  qui  sont 
parvenus  jusqu'à  nous  Les  passages  de  ïhéophraste,  de  Signis 
(lib.  IV,  cap.  1,  p.  797),  d'Aratus ,  Diosemeia  (v.  90-92),  de 
Proclus  {Paraphr.,  II,  1/i) ,  dans  lesquels  Ideler  fils  {Meteorol. 
Veterum ,  p.  201  et  Commentaires  sur  la  Météorologie  d'Aris- 
tote^  t.  I ,  p.  2>1U)  a  cru  trouver  des  descriptions  de  taches  so- 
laires, indiquent  seulement:  Que  le  disque  du  Soleil,  quand 
il  présage  le  beau  temps ,  n'offre  aucune  différence  sur  toute  sa 
surface ,  rien  qu'il  soit  possible  de  signaler  {{t-rfii  -ci  afj}j.a  ciiépoO, 
mais  présente  une  apparence  uniforme.  Les  ar^ixaTa,  autrement 
dit, les  taches  qui  altèrent  la  surface  du  Soleil,  sont  expressément 


—  669  — 

attribuées  à  un  nuage  léger,  à  l'état  de  l'atmosphère  terrestre; 
le  scoliaste  d'xVratus  dit  :    à  l'épaississement  do  l'air.  Aussi 
a-t-on  toujours  soin  de  distinguer  le  Soleil  du  matin  et  le  Soleil 
du  soir  ;  car  le  disque  solaire ,  indépendamment  de  toute  véri- 
table tache  ,  fait  l'office  de  diaphanouiètre,  et,  d'après  une 
vieille  croyance  qu'il  ne  faut  pas  mépriser,  annonce  encore  au- 
jourd'hui au  laboureur  et  au  marin  les  changements  de  temps 
qui  se  préparent.  On  peut,  en  effet,  conclure  de  l'apparence 
que  présente  le  Soleil  à  l'horizon  l'état  des  couches  atmo- 
sphériques voisint's   de    la  Terre.    En   ce    qui   concerne   les 
grandes  taches,  visibles  à  l'œil  nu,  que  l'on  prit,  en  807  et  en 
8/i0,  pour  des  passages  de  Mercure  e!  de  Vénus,  la  première  est 
mentionnée  dans  le  grand  Recueil  historique  des  Feteres  Script 
tores  publié  par  Justus  Reuberus,  en  1726  (voyez  la  partie 
intitulée  :  Annales  Regum  Francorum  Pipini ,  Karoli  Magni  et 
Ludoiici  a  quodam  ejus  œtatis  Astronomo ,  LUdovici  régis  do- 
mestico,  conscnpti ,  p.  58).  Ce  fut  (^bord  un  Bénédictin  qui 
passa  pour  l'auteur  de  ces  Annales  (p.  28);  plus  tard,  on  re- 
connut qu'elles  étaient  du  célèbre  Eginhard  ou  Einhard ,  se- 
crétaire privé  de  Charlemague.  Voyez  Annales  Einhardi  dans 
les  Monumenta  Germaniœ  historica,  publiés  par  Pertz  (Script., 
t.  I,  p.  19Zi).  Voici  la  mention  faite  par  Eginhard  des  taches  du 
Soleil  :  «  DGCCVII.  Stella  Mercurii  XVI  kal.  April.  visa  est  in 
Sole  qualis  parva  macula  uigra,  paululum  superius  medio  centro 
ejusdem  sideris ,  quœ  a  nobis  octo  dies  conspicata  est  ;  sed 
quando  primum  intravit  vel  exivit ,  nubibus  impedientibus,  mi- 
nime notare  potuimus.  » — Simon  Assemanus,  dans  l'introduction 
au  Globus  cœlestis  Cufico-Arabiciis  Feli terni  Musei  Borgiani, 
1790,  p.  XXXVIII,  mentionne  le  prétendu  passage  de  Vénus, 
rapporté  par  les  astronomes  arabes  :  «  Anno  Hegyrae  225  ré- 
gnante Almootascmo  Chalifa ,  visa  est  in  Sole  prope  médium 
nigra  quaedam   macula,  idque  feriu  tertia  die  décima  noua 

Mensis  Regebi »  On  prit  cette  tache  pour  Vénus,  et  on  crut 

voir  la   planète   peiulant   91    jours ,  avec   des  interruptions 

de  12  à  13  jours ,  il  est  vrai.   Peu   de  temps  après  mourut 

m.  U?> 


—  670  — 

Motassem.— Parmi  les  nombreux  exemples  que  j'ai  recueillis  de 
récits  historiques  ou  de  traditions  populaires  mentionnant  des 
diminutions  subites  dans  l'éclat  du  jour^  je  citerai  les  suivants, 
au  nombre  de  17  : 

A.  45  av.  J.-C.  Lors  de  la  mort  de  Jules  César,  après  la- 
quelle le  Soleil  resta,  pendant  une  année  entière,  pâle  et 
moins  chaud  que  d'habitude.  L'air  était  épais,  froid  et  sombre; 
les  fruits  ne  purent  venir  à  maturité  (voyez  Plutarque ,  Jules 
César,  chap.  87;  Dion  Cassius,  iiv.  XLIV;  Virgile.,  Géorgiques, 
liv.  I,  V.  466. 

A.  33  ap.  J.-C.  Année  de  la  mort  du  Sauveur.  «  A  partir  de  la 
sixième  heure,  une  obscurité  se  répandit  sur  tout  le  pays  jusqu'à 
la  neuvième  heure»  {Évang.  selon  saint  Matthieu,  chap,  27, 
V.  45).  D'après  V Évang,  selon  saint  Luc  (chap.  23,  v.  45)  :«Le 
soleil  perdit  son  éclat.  »  Eusèbe,  cite  à  l'appui  de  cette  indica- 
tion une  éclipse  de  Soleil,  arrivée  dans  la  CCIF  olympiade,  dont 
avait  fait  mention  un  clr.roniqueur ,  Phlégon  de  Tralles ,  (Ide- 
1er,  Handbuch  der  Mathem.  Chronologie,  t.  II,  p.  417).  Mais 
Wurm  a  démontré  que  cette  éclipse ,  visible  dans  toute  l'Asie 
Mineure,  avait  eu  lieu  dès  l'année  29  après  la  naissance  du 
Christ,  le  24  novembre,  trois  ou  quatre  ans  par  conséquent 
avant  sa  mort.  Le  jour  de  la  Passion  tomba  le  14  du  mois  de 
Msan ,  jour  de  la  Pâque  des  Juifs  (Ideler,  ibid,,  t.  I,  p.  515, 
520)  ;  or  la  Pâque  était  toujours  célébrée  à  l'époque  de  la 
pleine  Lune.  Le  Soleil  ne  peut  donc  pas  avoir  été  éclipsé  par 
la  Lune  durant  trois  heures.  Le  jésuite  Scheiner  croyait  pou- 
voir attribuer  la  diminution  d'éclat  du  Soleil  à  un  groupe  de 
taches,  couvrant  une  vaste  étendue  du  disque  solaire. 

A.  358.  Le  22  août  :  obscurcissement  avant-coureur  du  ter- 
rible tremblement  de  terre  de  Nicomédie ,  qui  détruisit  aussi 
beaucoup  d'autres  villes,  en  3Iacédoine  et  dans  le  Pont.  L'ob- 
scurité dura  2  ou  3  heures  :  «  Nec  contigua  vel  adposita  cerne- 
ban  tur»  ,  dit  Ammien  Marcellin  (lib.  XYII,  cap.  7). 

A.  360.  Les  ténèbres  s'étendirent ,  depuis  le  matin  jusqu'à 
midi,  dans  toutes  les  provinces  orientales  de  l'Empire  romain  : 


—  671  ~ 

«  Per  Eoos  tractus,  caligo  a  primo  aurorae  exortu  adusque 
meridiem  »  (Ammien  Marcellin,  lib.  XX,  cap.  3  ).  Les  étoiles 
étaient  visibles;  ainsi  ce  phénomène  n'était  point  dû  à  une 
pluie  de  cendres,  et  sa  durée  ne  permit  pas  de  l'attribuer, 
comme  fait  l'historien ,  à  une  éclipse  totale,  «  Cum  lux  cœlestis 
operiretur,  e  mundi  conspectu  penitus  luce  abrepta ,  defecisse 
diutius  solem  pavidae  mentes  hominum  œstimabant  :  primo  at- 
tenuatum  in  lunae  corniculantis  effigiem,  deinde  in  speciem 
auctum  semenstrem,  posteaque  in  integrum  restitutum.  Quod 
alias  non  evenit  ita  perspicue,  nisi  cum  post  inaequales  cursus 
intermenstruum  lunae  ad  idem  revocatur.  »  La  description  s'ap- 
plique bien  à  une  éclipse  de  Soleil  ;  mais  que  penser  de  sa 
longue  durée  et  de  ces  ténèbres  répandues  dans  toutes  les 
provinces  orientales  de  l'empire? 

A.  ^09.  Lorsqu'Alaric  parut  devant  Rome.  L'obscurcisse- 
ment permit  d'apercevoir  des  étoiles  qb  plein  jour.  (Schnurrer, 
Chronik  der  Seuchen,  1"  part.,  p.  113.) 

A.  536.  Justinianus  I  Caesar  imperavit  annos  triginta  octo 
(527-565.)  Anno  imperii  nono,  deliquium  lucis  passus  est  Sol, 
quod  annum  integrum  et  duos  amplius  menses  duravit,  adeo  ut 
parum  admodum  de  luce  ipsius  appareret  ;  dixeruntque  homi- 
nesSoli  aliquid  accidisse,  quod  nunquam  ab  eorecederet  (Gre- 
'  gorius  Abu'l-Faragius ,  Supplementum  Historiœ  Dynastiarum , 
éd.  Edw.  Pocock,  1663,  p.  9^).  Ce  phénomène  a  dû  être  fort 
semblable  à  celui  de  1783.  On  a  bien  adopté  en  Allemagne 
un  nom  particulier  (  Hœhenrauch ,  brouillard  sec) ,  pour  dé- 
signer ces  affaiblissements  dans  l'intensité  du  Soleil  ^  mais  les 
explications  que  l'on  a  tenté  d'en  donner  sont  loin  de  s'ap- 
pliquer à  tous  les  cas. 

A.  567.  Justinus  II  annos  13  imperavit  (565-578).  Anno  im- 
perii ipsius  secundo,  apparuit  in  cœlo  ignis  flammans  juxta  po- 
lum  arcticum ,  qui  annum  integrum  permansit  ;  obtexeruntque 
tenebrae  mundum  ab  hora  diei  nona  noctem  usque ,  adeo  ut 
nemo  quidquam  videret;  deciditque  ex  aëre  quoddam  pulveri 
miûuto  et  cineri  simile.  (Abu'l-Faragius,  Suppîem,  HiMor. 


—  672  — 

Dynast,,  p.  95).  Ainsi  il  semble  que  ce  phénomène  apparut 
d'abord  comme  un  orage  magnétique,  comme  une  auréole  bo- 
réale perpétuelle,  qui  dura  toute  une  année,  et  à  laquelle  suc- 
cédèrent les  ténèbres  et  une  pluie  de  cendres. 

A.  626.  Toujours  d'après  Abu'l -  Faragius  {ibid. ,  p.  % 
et  99) ,  la  moitié  du  disque  solaire  resta  obscurcie  pendant  huit 
mois. 

A.  733.  Une  année  après  que  les  Arabes  eurent  été  rejetés 
au  delà  des  Pyrénées,  à  la  suite  de  la  bataille  de  Tours.  Le 
Soleil  fut  obscurci,  le  19  août,  de  manière  à  causer  de  l'eftroi 
(Schnurrer,  Chronik  der  Seuchen  ,  1"  part,  p.  16/i). 

A.  807.  On  vit  sur  la  surface  du  Soleil  une  tache  qui  fut  prise 
pour  Mercure  (Reuberus,  FeteresScriptores,  p.  58.  )  Voyez  plus 
haut,  p.  669. 

A.  8^0.  Du  28  mai  au  26  août,  on  observa  le  prétendu 
passage  de  Vénus  sur  le^^oleil.  Voyez  plus  haut,  p.  i\lxU  et  669. 
Suivant  Assemanus ,  ce  phénomène  aurait  commencé  au  mois 
de  mai  839.  De  83^  à  8^1 ,  régna  le  calife  Al-Motassem ,  qui 
fut  le  huitième  calife,  et  eut  pour  successeur  Haroun-el- 
Watek. 

A.  93/i.  Dans  la  curieuse  Histoire  du  Portugal ,  de  Faria  y 
Souza  (1730,  p.  1^7;,  je  trouve  ces  mots  :  «  En  Portugal  se  viô 
sin  luz  la  Tierra  por  dos  meses.  Avia  el  Sol  perdido  su  splen- 
dor.  »  Alors  le  ciel  s'ouvrit  por  fractura  avec  beaucoup  d'é- 
clairs ,  et  le  Soleil  recouvra  subitement  tout  son  éclat. 

A.  1091.  Le  21  septembre,  le  Soleil  subit  un  obscurcisse- 
ment de  trois  heures,  après  lequel  il  conserva  une  couleur 
particulière.  «  Fuit  eclipsis  Solis  11  kal.  octob.  fere  treshoras  : 
Sol  circa  meridiem  dire  nigrescebat.  »  (Martin  Crusius,  annales 
Suevici,  Francof.  1795,  t  I,  p.  279.  Voyez  aussi  Schnurrer, 
Chronik  der  Seuchen,  1'^  part.,  p.  219.  ) 

A.  1096.  Le  3  mars,  on  reconnut  à  l'œil  nu  des  taches  sur  le 
Soleil:  «signum  in  Sole  apparuit  V.  Non.  Martii  feria  secunda 
incipienlis  quadragesimae.  »  (  Joh.  Staindelii,  presbyteri  Pata- 


—  673  — 

viensis ,  Chronicon  générale,  dans  les  Herum  Boicarum  Scrip- 
tores  d'Oefelius,  t.  I,  1763,  p.  ^85.) 

A.  1206.  D'après  Joaquin  de  Villalba  { Epidemiologia  es- 
panola,  Madrid,  1803 ,  t.  I,  p.  30),  il  survint,  le  dernier  jour 
de  février,  une  obscurité  complète  qui  dura  six  heures  :  «  el  dia 
ultimo  del  mes  de  Febrero  hubo  un  éclipse  de  Sol  que  durô 
sels  horas  con  tanta  obscuridad  como  si  fuera  média  noche. 
Siguiéron  à  este  fenomeno  abundantes  y  continuas  lluvias.  » — Un 
phénomène  presque  semblable  est  cité  par  Schnurrer,  comme 
s'étant  produit  au  mois  de  juin  1191.  Voyez  Chronik  der  Seu- 
chen,  l^'^  part.,  p   258  et  265. 

A.  12/il.  Cinq  mois  après  le  combat  des  Mongols,  près  de 
Liegnitz,  «  obscuratus  est  Sol  (in  quibusdam  locis)?  et  factae 
sunt  tenebrae ,  ita  ut  stellae  viderentur  in  cœlo ,  circa  festum 
S.  Michaelis,  hora  nona  »  (  Chronicon  Claustro-Neoburgense , 
du  cloître  de  Neubourg ,  près  de  Vienne) .  Cette  chronique ,  qui 
embrasse  l'espace  compris  entre  l'an  218  après  J.-C.  et  l'an 
13^8,  fait  partie  du  Recueil  de  Fez^Scriptores  rerum  Austria- 
carum,  Lipsiae,  1721  ,  t.  I,  p.  ^58. 

A.  15ii7.  Les  23,  2k  et  25  avril,  c'est-à-dire  la  veille,  le 
jour  et  le  lendemain  de  la  bataille  de  Muhlbach,  dans  laquelle 
l'électeur  Jean  Frédéric  fut  fait  prisonnier.  Kepler  dit ,  à  ce 
sujet ,  dans  les  Paralipom.  ad  Fitellium ,  quitus  Astronomiœ 
pars  optica  traditur  (160/i,  p.  259 }  :  « refert  Gemma,  pater  et 
filius ,  anno  15ii7,  ante  conflictum  Caroli  V  cum  Saxoniae  Duce, 
Solem  per  très  dies  ceu  sanguine  perfusum  comparuisse,  ut 
etiam  stellae  pleraeque  in  meridie  conspicerentur.  »  Voyez  encore 
Kepler,  de  Stella  nova  in  Serpentario ,  p.  113.  Il  ne  sait  quelle 
cause  assigner  à  ce  phénomène  :  «  Solis  lumen  ob  causas  quas- 
dam  sublimes  hebetari...  »  Il  suppose  que  cet  effet  put  être 
produit  par  une  «  materia  cometica  lalius  sparsa  » ,  et  affirme 
seulement  que  la  cause  devait  être  placée  en  dehors  de  notre 
atmosphère ,  puisque  l'on  voyait  des  étoiles  en  plein  midi.  > 
Schnurrer  (C/iromA;  der  Seuchen,  2^  part,  p.  93),  prétend, 
malgré  la  visibilité  des  étoiles,  que  ce  phénomène  fut  causé 


—  674  — 

par  UD  brouillard  sec ,  attendu  que  Tempereur  Charles-Quint 
se  plaignait  avant  la  bataille ,  «  semper  se  nebulae  densitate 
infestari,  quoties  sibi  cum  hoste  pugnandum  sit.  *  (Lambertus 
EoTteusmSf  de Bello  G ermanico,  Basil.,  1560,  lib.  VI,  p.  182.) 

(20)  [page  ^^5].  Déjà  Horrebow  {Basis  Astronomiœ ,  1735, 
§226)  se  sert  de  la  même  expression.  La  lumière  solaire  est, 
selon  lui ,  «  une  aurore  boréale  perpétuelle ,  produite  dans 
l'atmosphère  du  Soleil  par  l'action  contraire  des  forces  magné- 
tiques. »  Voyez  Hanow,  dans  Joh.  Dan.  Titius ,  gemeinnûtzige 
Ahhandlungen  ûber  natûrliche  Dinge^  1768,  p.  102. 

(21)  [page  UUS]»  Voyez  Arago  dans  les  Mémoires  des  Sciences 
mathènr.  et  phys.  de  V Institut  de  France^  année  1811,  l'^part., 
p  118;  Mathieu,  dans  Delambre,  Histoire  de  V Astronomie  au 
xviif  siècle,  p.  351  et  652  ;  Fourier,  Éloge  de  William  Herschel, 
dans  les  TV/moîVes  de  r Institut,  i,  VI,  année  1823  (Paris,  1827), 
p.  LXXII.  L'expérience  ingénieuse ,  faite  par  Forbes,  en  1836, 
durant  une  éclipse  de  Sol^A,  est  aussi  un  fait  remarquable,  et 
qui  prouve  une  grande  homogénéité  dans  la  nature  de  la  lu- 
mière ,  qu'elle  émane  du  centre  ou  des  bords.  Il  fit  voir  qu'un 
spectre  solaire  exclusivement  formé  de  rayons  partant  des 
bords  de  l'astre,  est  identique,  pour  le  nombre  et  la  position 
des  lignes  sombres  ou  raies  qui  le  croisent ,  avec  celui  qui  pro- 
vient du  disque  entier.  Si ,  dans  la  lumière  solaire ,  il  manque 
des  rayons  d'une  certaine  réfrangibilité ,  ce  n'est  donc  pas, 
ainsi  que  le  suppose  Sir  David  Brewster,  parce  que  ces  rayons 
se  sont  perdus  dans  l'atmosphère  du  Soleil,  puisque  les  rayons 
des  bords  qui  ont  traversé  des  couches  beaucoup  plus  épaisses 
produisent  les  mêmes  lignes  obscures  (Forbes,  dans  les  Comptes 
rendus  de  V Académie  des  Sciences,  t.  II,  1836,  p.  576).  Je 
réunis  à  la  fin  de  cette  note  tout  ce  que  j'ai  recueilli  en  1847, 
dans  les  manuscrits  d' Arago  : 

«  Des  phénomènes  de  la  Polarisation  colorée  donnent  la 
certitude  que  le  bord  du  Soleil  a  la  même  intensité  de  lu- 
mière que  le  centre  ;  car  en  plaçant  dans  le  Polariscope  un 


—  675  — 

segment  du  bord  sur  un  segment  du  centre ,  j'obtiens  (comme 
effet  complémentaire  du  rouge  et  du  bleu)  un  blanc  pur. 
Dans  un  corps  solide  (dans  une  boule  de  fer  chauffée  au  rouge) 
le  même  angle  de  vision  embrasse  une  plus  grande  étendue  au 
bord  qu'au  centre,  selon  la  proportion  du  Cosinus  de  l'angle  : 
mais  dans  la  même  proportion  aussi,  le  plus  grand  nombre 
de  points  matériels  émettent  une  lumière  plus  faible  en  raison 
de  leur  obliquité.  Le  rapport  de  l'angle  est  naturellement  le 
même  pour  une  sphère  gazeuse;  mais  l'obliquité  ne  produi- 
sant pas  dans  les  gaz  le  même  effet  de  diminution  que  dans 
les  corps  solides,  le  bord  de  la  sphère  gazeuse  serait  plus 
lumineux  que  le  centre.  Ce  que  nous  appelons  le  disque  lumi- 
neux du  Soleil ,  est  la  Photosphère  gazeuze ,  comme  je  l'ai 
prouvé  par  le  manque  absolu  de  traces  de  polarisation  sur  le 
bord  du  disque.  Pour  expliquer  donc  V égalité  d'intensité  du 
bord  et  du  centre  indiquée  par  le  Polariscope,  il  faut  admettre 
une  enveloppe  extérieure  qui  diminue  (éteint)  moins  la  lumière 
qui  vient  du  centre  que  les  rayons  qurViennent  sur  le  long  trajet 
du  bord  à  l'œil.  Cette  enveloppe  extérieure  forme  la  couronne 
blanchâtre  dans  les  éclipses  totales  du  Soleil.  —  La  lumière  qui 
émane  des  corps  solides  et  liquides  incandescents ,  est  partielle- 
ment polarisée  quand  les  rayons  observés  forment  avec  la  surface 
de  sortie  un  angle  d'un  petit  nombre  de  degrés;  mais  il  n'y  a 
aucune  trace  sensible  de  polarisation  lorsqu'on  regarde  de  la 
même  manière  dans  le  Polariscope  des  gaz  enflammés.  Cette 
expérience  démontre  que  la  lumière  solaire  ne  sort  pas  d'une 
masse  solide  ou  liquide  incandescente.  La  lumière  ne  s'engendre 
pas  uniquement  à  la  surface  des  corps  ;  une  portion  naît  dans 
leur  substance  même,  cette  substance  fût -elle  du  platine. 
Ce  n'est  donc  pas  la  décomposition  de  l'oxygène  ambiant  qui 
donne  la  lumière.  L'émission  de  lumière  polarisée  par  le  fer 
liquide  est  un  effet  de  réfraction  au  passage  vers  un  milieu 
d'une  moindre  densité.  Partout  où  il  y  a  réfraction ,  il  y  a  pro- 
duction d'un  peu  de  lumière  polarisée.  Les  gaz  n'en  donnent 
pas,  parce  que  leurs  couches  n'ont  pas  assez  de  densité.  —  La 


—  676  — 

Lune,  suivie  pendant  le  cours  d'une  lunaison  entière,  offre  des 
effets  de  polarisation ,  excepté  à  l'époque  de  la  pleine  lune  et 
des  jours  qui  en  approchent  beaucoup.  La  lumière  solaire 
trouve,  surtout  dans  les  premiers  et  les  derniers  quartiers,  à 
la  surface  inégale  (montagneuse)  de  notre  satellite  des  inclinai- 
sons de  plans  convenables  pour  produire  la  polarisation  par 
réflexion.  » 

(22)  [page  6/i8] .  Sir  John  Herschel ,  Cape  Observations , 
§  ^25,  p.  k^lx;  Outlines  of  Jstronomxjy  §  395,  p.  23^.  Voyez 
aussi  Fizeau  et  Foucault,  dans  les  Comptes  rendus  de  V Académie 
des  Sciences,  t.  XVIII,  184^,  p.  860.  Il  est  assez  remarquable 
que  Giordano  Bruno ,  qui  mouta  sur  le  bûcher  huit  ans  avant 
l'invention  du  télescope  et  onze  ans  avant  la  découverte  des 
taches  solaires,  crut  à  la  rotation  du  Soleil  autour  de  son  axe.  En 
revanche,  il  pensait  que  le  centre  de  cet  astre  était  moins  éclatant 
que  ses  bords.  Trompé  par  quelque  effet  d'optique ,  il  croyait 
voir  tourner  le  disque  ^'i  Soleil  et  les  bords  tourbillonnants 
s'étendre  et  se  contracter  Voyez  Christian  Bartholmèss,  Jordano 
Bruno,  t.  II,  4847,  p.  367. 

(23)  [page  449].  Fizeau  et  Foucault ,  Recherches  sur  l'inten- 
sité de  la  lumière  émise  par  le  Charbon  dans  l'expérience  de 
Davy ,  dans  les  Comptes  rendus  de  l'Académie  des  Sciences , 
t.  XVIII ,  1844 ,  p.  753.  —  «The  most  intensely  ignited solids 
(ignited  quicklime  in  lieutenant  Drummond's  oxy-hydrogen 
lamp  )  appear  only  as  black  spots  on  the  dise  of  the  sun  when 
held  between  it  and  the  eye  (  Outlines  of  Astron. ,  p.  236). 
Voyez  aussi  Cosmos,  t.  II,  p.  387. 

(24)  [page  449J.  Consultez  le  Commentaire  d'Arago  sur  les 
lettres  de  Galilée  à  Marcus  "NVelser,  et,  dans  l'Annuaire  du 
Bureau  des  Longitudes  pour  1842,  p.  482-487,  ses  explications 
sur  l'influence  de  la  lumière  solaire  ,  réfléchie  par  les  couches 
atmosphériques,  qui  semble  envelopper  d'un  voile  lumineux 
les  objets  célestes,  vus  dans  le  champ  d'un  télescope. 


—  677  - 

(25)  [page  ^50].  Maedler,  Astronomie ,  p.  81. 

(26)  [page  ^51].  Voyez  Philosoph.  Magazine,  sér.  III, 
t.  XXVIII,  p.  230;  et  Poggendorff's  Annalen  der  Physik, 
t.  LXVIII ,  p.  101. 

(27)  [page  453] .  Voyez  Faraday ,  sur  le  Magnétisme 
atmosphérique ,  dans  les  Experim.  Researches  on  Electricity, 
sér.  XXV  et  XXVI  (  Philosoph.  Transact.  for  1851 ,  l»-*  part.) , 
§§  211 U,  2780,  2881,  2892-2968,  et  pour  l'historique  de 
cette  question,  §  2847. 

(28)  [page  453)  Voyez  Nervander,  d'Helsingfors,  dans  le 
Bulletin  de  la  classe  physico-mathématique  de  V Académie  de 
Saint-Pétersbourg  ,  t.  TU,  1845,  p.  30-32,  et  Buys-Ballot, 
d'Utrecht,  dans  Poggendorifs  Annalen  der  Physik,  t.  LXVIII, 
1846,  p.  205-213. 

(29)  [page  454].  J'ai  indiqué  par  des  guillemets,  de  la 
page  454  à  la  page  458,  les  emprunts  faits  aux  manuscrits 
de  Schwabe.  Les  Observations  de  1826  à  1843  ont  été  seules 
publiées  dans  les  Astronom.  Nachrichten  de  Schumacher, 
n<'495,  t.  XXI,  1844,  p.  235. 

(30)  [page  458],  Sir  John  Herschel,  Cape  Observations, 
p.  434. 

(31)  [page  460].  Cosmos,  t.  I,  p.  224  et  517,  note  79. 

(32)  [page  461].  Gesenius,  dans  le  Recueil  intitulé //a// Lsc/ie 
Litteratur-Zeitung  y  1822,  n.  101  et  102  {Erganzungshlatt, 
p.  801-812).  Chez  les  Chaldéens,  le  Soleil  et  la  Lune  étaient  les 
deux  divinités  principales;  aux  cinq  planètes  étaient  préposés 
de  simples  génies. 

(33)  [page  461].  Platon,  Timéc,  p.  38,  éd.  Henri  Estienne  j 
1. 1,  p.  105  de  la  traduction  de  M.  H.  Martin.  Voyez  aussi  1. 11^ 
p»  64. 


~  678  — 

(3/i)  [page  461].  Boeckh,  de  Platonico  systemate  cœlestium 
globorum  et  de  vera  indole  astronomiœ  Philolaicœ  ^  p.  XVII, 
et  Philolaus,  1819  ,  p.  99. 

(35)  [page  k6i].  Julius  Firmicus  Maternus,  Astronomiœ  H- 
bri  nil  (éd.  Pruckner.  Basil.,  1551,  lib.  II,  cap.  U);  l'auteur 
était  contemporain  de  Constantin  le  Grand. 

(36)  [pageZi61].  Humboldt,  Monuments  des  peuples  indi- 
gènes de  r Amérique,  t.  II,  p.  /i2-49.  Dès  l'année  1812,  j'ai 
signalé  les  analogies  du  zodiaque  de  Bianchini  avec  celui  de 
Dendérah.  Voyez  aussi  Letronne ,  Observations  critiques  sur  les 
représentations  zodiacales ^  p.  97,  et  Lepsius ,  Chronologie  der 
jEgypter,  18Zi9,  p.  80. 

(37)  [page  461].  Letronne ,  i'wr  Vorigine  du  Zodiaque  grec^ 
p.  29;  Lepsius,  Chronologie  der  jEgypter ^  p.  83.  Letronne 
conteste ,  à  cause  du  nombre  7 ,  l'origine  chaldéenne  de  la  se- 
maine planétaire. 

(38)  [page  462].  Vitruve,  de  Architectural  lib.  IX,  cap.  h 
Ni  Vitruve  ni  Martian  Capella  ne  prétendent  que  les  Égyptiens 
soient  les  auteurs  du  système  où  iMercure  et  Vénus  sont  consi- 
dérés comme  des  satellites  du  Soleil ,  tournant  lui-même  autour 
de  la  Terre.  On  lit  dans  le  premier:  «  Mercurii  autem  et  Ve- 
neris  stellae  circum  Solis  radios,  Solem  ipsum,  uti  centrum,  iti- 
neribus  coronantes,  regressus  retrorsum  et  retardationes  fa- 
ciunt.  » 

(39)  [page  462].  Martianus  Mineus  Félix  Capella,  deNuptiis 
philologiœ  et  Mercurii,  lib.  VIII,  éd.  Grotius,  1599,  p.  289  : 
«  Nam  Venus  Mercuriusque,  licet  ortus  occasusque  quotidianos 
ostendant,  tamen  eorum  circuli  Terras  omnino  non  ambiunt, 
sed  circa  Solem  laxiore  ambitu  circulantur.  Denique  circulorum 
suorum  centron  in  Sole  conslituunt,  ita  ut  supra  ipsum  ali- 
quando...  »  Ce  passage,  qui  est  placé  sous  le  titre:  «  Quod 
Tellus  non  sit  centrum  omnibus  planetis,  »  a  pu,  sans  doute, 
ainsi  que  l'affirme  Gassendi,  influer  sur  les  premiers  aperçus 


—  679  — 

de  Copernic,  plus  que  les  textes  attribués  au  grand  géomètre 
Apollonius  de  Perge.  Cependant  Copernic  se  borne  à  dire  : 
«  Minime  contemnendum  arbitror ,  quod  Martianus  Capella 
scripsit,  existimans  quod  Venus  et  Mercurius  circumerrant  So- 
lem  in  medio  existentem.  »  Voyez  le  Cosmos ,  t.  II,  p.  37/t  et 
569  (note  34). 

(40)  [page  462].  Henri  Martin  (Études  sur  le  Timée  de  Pla^ 
ton,  t.  II,  p.  129-133),  me  semble  avoir  parfaitement  expliqué 
le  passage  de  Macrobe  au  sujet  du  système  des  Chaldéens,  qui 
avait  induit  en  erreur  un  philologue  éminent,  Ideler.  Voyez 
le  Mémoire  d'Ideler  sur  Eudoxe  (p.  48}  et  le  Muséum  der  Aller- 
thumS'TVissenschaft  de  Wolf  et  Buttmann  (t.  II,  p.  443).  Ma- 
crobe, in Somnium  Scipionis,  lib.  I,  cap.  19,  et  lib.  II,  cap.  3, 
Biponti,  1788,  p.  91et  129),  ne  sait  rien  du  système  de  Vitruve 
et  de  Martian  Capella,  d'après  lequel  Mercure  et  Vénus  seraient 
des  satellites  du  Soleil,  se  mouvant  lui-même  comme  les  autres 
planètes  autour  de  la  Terre  immobilq.^Il  indique  seulement, 
en  se  référant  à  Cicéron ,  les  différentes  opinions  sur  l'ordre  des 
orbites  décrites  par  le  Soleil,  Vénus,  Mercure  et  la  Lune,  a  Ci- 
ceroni  Archimedes  et  Chaldaeorum  ratio  consentit,  PlatOiEgyp- 
tios  secutus  est.  »  Quand  Cicéron ,  dans  cette  description  du 
système  planétaire  (Somnium  Scipionis,  cap.  4),  s'écrie  :  «  Hune 
(Solem)  ut  comités  consequuntur ,  Veneris  alter,  alter  Mercurii 
cursus,»  il  a  énuméré  précédemment  les  orbites  de  Saturne,  de 
Jupiter  et  de  Mars,  et  veut  seulement  faire  allusion  à  la  proximité 
des  orbites  du  Soleil  et  des  deux  planètes  inférieures,  Vénus  et 
Mercure.  Tous  les  corps  célestes  circulent,  selon  lui,  autour  de 
la  Terre ,  comme  autour  d'un  point  fixe.  L'orbile  d'un  satellite 
ne  peut  pas  enfermer  celle  de  la  planète  principale ,  et  cepen- 
dant Macrobe  dit  sans  hésitation  :  «^gypliorum  ratio  talis  est  : 
circulus,  per  quem  sol  discurrit,  a  Mercurii  circulo  ut  inferior 
ambitur,  illum  quoque  superior  circulus  Veneris  includit.  »  Il 
entend  donc  parler  d'orbites  parallèles  qui  s'enveloppent  les 
unes  les  autres. 


—  680  -- 

(61)  [page  462].  Lepsïixs,  Chronologie derj£gypter,V*Tpw^i., 
p.  207. 

(42)  [page  Zi63].  Le  nom  mutilé  de  la  planète  Mars,  dans 
Vettius  ValcDS  et  dans  Cedrenus,  correspond  probablement  au 
nom  Her-tosch,  comme  Seb  à  Saturne.  Voyez  Lepsius,  Chro- 
nologie der  ALgypter,  p.  90  et  93. 

(63)  [page  663].  On  ne  peut  comparer  Aristote  [Metaph., 
lib.  XII,  cap.  8,  p.  1073,  éd.  Bekker),  avec  le  Pseudo-x\ristote, 
{de  Mundo,  cap.  2,  p.  392),  sans  être  frappé  du  contraste  qu  ils 
présentent.  Dans  le  traité  de  Mundo,  on  trouve  déjà  les  noms 
des  planètes  Phaéthon»  Pyrois,  Hercule,  Stilbon  et  Junon,  ce  qui 
indique  l'époque  d'Apulée  et  des  Antonins,  où  déjà  l'astrologie 
chaldéenne  était  répandue  par  tout  l'empire  romain,  et  où  l'on 
mêlait  des  dénominations  empruntées  à  différents  peuples. 
(Voyez  le  Cosmos,  t.  II,  p.  16  et  662).  Diodore  de  Sicile  dit  po- 
sitivement que  les  Chaldéens,  dès  le  principe,  nommèrent  les 
planètes  d'après  leurs  divinités  babyloniennes,  et  que  ces  noms 
passèrent  de  la  sorte  chez  les  Grecs.  Ideler  [Eudoxe^  p.  68) 
attribue,  au  contraire,  ces  noms  aux  Égyptiens,  et  se  fonde  sur 
l'antique  existence  d'une  semaine  planétaire  de  sept  jours 
sur  les  bords  du  Nil  (Handbuch  der  Chronologie,  t.  I,  p.  180), 
hypothèse  complètement  réfutée  par  Lepsius  [Chronologie  der 
jEgypter,  \.^^  part.,  p.  131).  Je  rassemble  ici,  d'après  Ératos- 
thène,  d'après  l'auteur  de  l'Épinomis,  probablement  Philippus 
Opuntius,  d'après  Géminus,  Pline,  Théon  de  Smyrne,  Cléomède, 
Achille  Tatius,  Jules  Firmicus  et  Simplicius,  tous  les  noms  sous 
lesquels  ont  été  désignées  les  cinq  anciennes  planètes,  et  dont 
nous  devons  surtout  la  conservation  à  la  manie  des  rêveries 
astrologiques: 

Saturne  :  oaivcov,  Némésis;  cette  planète  est  aussi  désignée 
comme  un  soleil  par  cinq  auteurs.  (Voyez  Théon  de  Smyrne, 
p.  87  et  165,  éd.  de  Henri  Martin)  ; 

Jupiter  :  faiôtov,  Osiris; 

Mars  :  ûoposiç ,  Hercule  ; 


—  681  — 

Vénus  :  luiCT<f6poc,  «pwacpipo; ,  Lucifer;  satrepo*;,  Vesper;  Junon; 
Isis^ 

Mercure:  ctfXSwv,  Apollon. 

Achille  Talius  (Isagogein  Phœnom.  Arati,  cap.  17),  trouve 
singulier  que  «  les  Égyptiens,  comme  les  Grecs,  aient  décoré  du 
nom  de  brillante  (cpaivwv),  la  moins  lumineuse  de  toutes  les  pla- 
nètes. «  Peut-être  bien,  ajoute-t-il,  cela  tient-il  à  son  influence 
bienfaisante.  »  D'après  Diodore,  ce  nom  viendrait  de  ce  que 
«  Saturne  était  de  toutes  les  planètes  celle  qui  pronostiquait 
l'avenir  le  plus  souvent  et  de  la  manière  la  plus  claire.  »  (Le- 
tronne,  sur  Vorigine  du  Zodiaque  grec,  p.  33  et  dans  le 
Journal  desSavants,  1836,  p.  17;  voyez  aussi  Carteron,  Analyse 
de  recherches  zodiacales,  p.  97).  Des  dénominations,  qui  d'équi- 
valent en  équivalent ,  passent  ainsi  d'un  peuple  à  l'autre ,  doi- 
vent souvent  leur  origine  à  des  hasards  qu'il  est  impossible  de 
démêler;  cependant,  nous  devons  faire  remarquer  que,  cpatvsiv, 
à  proprement  parler,  n'exprime  qu'iifie  apparence  lumineuse, 
c'est-à-dire  une  lueur  calme,  constante  et  d'une  égale  intensité, 
tandis  que  oxiXêsiv  suppose  un  éclat  plus  vif,  mais  variable, 
quelque  chose  de  scintillant.  Les  épithètes  de  cpaîvwv ,  pour  la  pla- 
nète la  plus  éloignée,  Saturne,  de  aTiXêiov ,  pour  Mercure,  plus 
rapproché  du  Soleil,  paraîtront  d'autant  plus  justes  relativement, 
que  l'on  se  rappellera  ce  que  j'ai  dit  plus  haut  {Cosmos,  t.  III, 
p.  78),  que  Saturne  et  Jupiter,  vus  de  jour,  dans  la  grande  lu- 
nette de  Fraunhofer,  semblent  ternes,  en  comparaison  du  disque 
scintillant  de  Mercure.  Ces  qualifications,  ainsi  que  le  remarque 
le  professeur  J.  Franz,  indiquent  donc  une  progression  crois- 
sante, qui  partant  de  Saturne  (cpa(vwv),  passe  par  Jupiter,  le 
guide  éclatant  du  char  lumineux  (aéSrwv),  par  Mars,  1  astre 
incandescent  (iropoetc),  et  arrive  enfin  à  Vénus  (cptoacpopoc)  et  à 
Mercure  (axtXêwv). 

La  dénomination  indienne  de  Saturne  (  'sanaistschara  ) ,  qui 
se  meut  lentement ,  m'a  donné  l'idée  de  poser  à  mon  illustre 
ami  Bopp,  la  question  de  savoir  si ,  en  général ,  pour  les  noms 
indiens  des  planètes ,  comme  pour  les  noms  en  usage  chez  les 


—  682  — 

Grecs  et  probablement  aussi  chez  les  Chaldéens ,  il  y  a  lieu  de 
distinguer  entre  des  noms  mythologiques  et  de  simples  épi- 
thètes.  J'insère  ici  les  explications  que  je  dois  à  l'obligeance  de 
cet  illustre  linguiste,  en  ayant  soin  de  prévenir  que  je  suis, 
pour  les  planètes ,  l'ordre  d'après  lequel  elles  sont  rangées  par 
rapport  au  soleil,  et  non  pas  l'ordre  adopté  dans  VAmarakoscha 
(voyez  Colebrooke,  Miscellaneous  Essaijs,  t.  II,  p.  17  et  18). 
Sur  les  cinq  noms  sanscrits  des  planètes,  trois  sont  des  noms 
descriptifs  :  ce  sont  ceux  de  Saturne,  de  Mars  et  de  Vénus. 

«  Saturne  :  'sanaistschara ,  formé  de  'sanais,  lentement,  et 
tschara,  qui  se  meut,  s'appelle  aussi  'sauri,  l'un  des  noms  de 
Wischnou,  dérivé  par  voie  patronymique  de  'sûra,  nom  du 
grand-père  de  Krischna.  Saturne  était  encore  désigné  sous  la 
dénomination  de  'Sani.  Le  nom  'Sani-vâra,  signifiant  dies  Sa- 
turni,  se  rattache  également  à  l'adverbe  'sanais,  lentement. 
Les  noms  planétaires  des  jours  de  la  semaine  paraissent  cepen- 
dant inconnus  à  Amarasinha.  Ils  ne  furent  sans  doute  introduits 
que  pms  tard.  » 

«  Jupiter  :  Vrihaspati,  ou  plus  anciennement,  suivant  l'ortho- 
graphe des  Védas  adoptée  par  Lassen ,  Brihaspati  :  Seigneur 
de  la  Croissance  ;  ce  nom  qui  était  celui  d'une  divinité  védique, 
est  formé  de  vrih  (brih)  croître,  et  pati,  maître,  » 

«Mars:  Angaraka  (de  angara,  charbon  ardent),  s'appelait 
encore  lohitânga,  le  corps  rouge,  de  lôhita,  rouge,  etanga, 
corps,  » 

«Vénus:  planète  mâle,  nommée 'sukra,  c'est-à-dire  V  éclatante. 
Cette  planète  portait  aussi  le  nom  de  Daitya-guru:  de  guru, 
maître,  et  de  Daityas,  les  Titans.)) 

«Mercure:  Boudha,  ne  doit  point  être  confondu  avec  le  légis- 
lateur religieux  Bouddha.  Mercure  s'appelait  encore  Rauhinêya, 
c'est-à-dire  fils  de  la  nymphe  Rohinî,  épouse  de  la  Lune  (soma)  ; 
d'où  lui  est  venu  aussi  le  nom  de  Saumya.  La  racine  commune  de 
Boudha,  la  planète,  et  de  Bouddha^  personnage  divin,  est  budh, 
savoir.  Il  me  semble  peu  probable  que  le  mot  saxon  Wuotan 
(WotaD,  Odiû),  se  rattache  au  mot  Boudha.  Cette  supposition 


—  683  - 

paraît  fondée  principalement  sur  la  ressemblance  extérieure  des 
formes  et  sur  ce  fait  que  toutes  deux  désignent  un  même  jour 
de  la  semaine  :  dies  Mercurii,  en  vieux  saxon  AVôdaues  dag,  on 
indien  Budha-vâra.  Vâra  signifie  originairement  fois,  comme 
dans  bahuvârân,  grand  nombre  de  fois  ;  plus  tard,  placé  à  la  fin 
d'un  mot,  il  exprime  l'idée  de  jour.  Jacob  Grimm  (Deutsche 
Mythologie,  p.  120),  dérive  le  nom  germanique  Wuotan,  du 
verbe  watan,  vuot  (actuellement  waten) ,  qui  signifie  :  meare, 
transmettre,  cum,  impetu  ferri,  et  correspond  littéralement  au 
latin  vadere.  "Wuotan  ou  Odinn  est,  d'après  Jacob  Grimm,  l'être 
tout-puissant,  qui  pénètre  tout  :  «  Qui  omnia  permeat,  »  comme 
le  dit  Lucain  de  Jupiter.  Voyez  sur  les  noms  indiens  des  jours 
de  la  semaine,  sur  Boudha  et  Bouddha,  et  sur  les  jours  de  la 
semaine,  en  général,  les  remarques  de  mon  frère  dans  l'écrit  : 
ueher  die  Ferhindungen  zwischen  Java  und  Indien  {Kawi- 
sprache,  t.  I,p.  187-190). 

V 
(kU)  Lpage  463].  Voyez  Letronne,  Sur  V  amulette  de  Jules  César 
et  les  signes  planétaires,  dans  la  Revue  archéologique,  3^  année, 
iSUQ ,  p.  261.  Saumaise  voyait  dans  le  plus  ancien  signe 
planétaire  de  Jupiter  la  lettre  initiale  de  Zeuç  ;  dans  celui  de 
Mars  une  abréviation  du  surnom  eoupioç.  Le  disque  solaire, 
employé  comme  signe,  était  rendu  presque  méconnaissable  par 
un  faisceau  oblique  et  triangulaire  de  rayons.  A  part  le  système 
pythagoricien  de  Philolaus,  la  Terre  n'était  pas  comptée  parmi  les 
planètes,  c'est  pourquoi  Letronne  considère  le  signe  planétaire 
de  la  Terre  comme  ayant  été  introduit  postérieurement  à  Coper- 
nic—Le remarquable  passage  d'Olympiodore  sur  la  consécra- 
tion des  différents  métaux  à  chacune  des  planètes,  est  emprunté 
à  Proclus  et  a  été  signalé  pour  la  première  fois  par  Bœckh  ;  il  se 
trouve  à  la  page  Ik,  dans  l'édition  de  Baie,  à  la  page  30,  dans 
celle  de  Schneider.  Gomp.  :  Aristote,  Météorol.,  éd.  Ideler,  t.  II, 
p.  1 63.  La  scolie  sur  les  Isthmiques  de  Pindare  (  V,  2) ,  dans  laquelle 
les  métaux  sont  rapprochés  des  planètes,  appartient  à  l'école 
néo-platomcienne  ;  wyezLohQck^j^glaophamus^t  II,  p.  936. 


—  684  — 

Par  la  même  association  d'idées,  les  sicrnes  planétaires  sont  de- 
venus peu  à  peu  des  signes  des  métaux,  et,  pour  quelques-uns, 
les  noms  mêmes  se  sont  confondus.  Ainsi  le  nom  de  Mercure 
désigne  le  vif-argent,  l'argentum  vivum  et  l'iiydrargyrus  de 
Pline.  Dans  la  précieuse  collection  des  manuscrits  grecs  de  la 
Bibliothèque  de  Paris,  on  trouve  sur  l'art  cabalistique  du  grand 
œuvre  deux  manuscrits,  dont  l'un  (n°  2250),  renferme  les  noms 
des  métaux  consacrés  aux  planètes,  sans  l'emploi  des  signes  ; 
l'autre  (n°2329),  sorte  de  dictionnaire  de  Chimie  qui  d'après  le 
caractère  de  l'écriture  peut  être  rapporté  au  xv^  siècle,  présente 
les  noms  des  métaux  réunis  à  un  petit  nombre  de  signes  plané- 
taires (H  oefer,  Histoire  de  la  Chimie,  t.  I,  p.  250;.  Dans  le 
manuscrit  n°  2250,  le  vif  argent  est  consacré  à  Mercure  et 
l'argent  à  la  Lune ,  tandis  que  dans  le  n"  2329  le  vif  argent 
est  consacré  à  la  Lune  et  l'étain  à  Jupiter  ;  Olympiodore  assi  - 
gnait  ce  dernier  métal  à  Mercure  :  tant  il  y  avait  peu  de  fixité 
dans  ces  relations  mystiques  des  astres  avec  les  propriétés  des 
métaux.  "^ 

C'est  ici  le  lieu  de  nous  occuper  des  heures  et  des  jours  de 
la  semaine  spécialement  affectés  aux  diverses  planètes.  Ce  n'est 
que  tout  récemment  que  l'on  s'est  fait  des  idées  justes  sur  l'an- 
tiquité de  cet  usage,  et  que  l'on  a  reconnu  à  quel  point  il  était 
répandu  chez  les  nations  lointaines.  Ainsi  que  l'a  démontré 
Lepsius  {Chronologie  der  jEgypter,  p.  132),  et  que  le  prouvent 
des  monuments  qui  remontent  aux  premiers  temps  de  la  con- 
struction des  grandes  pyramides,  la  semaine  des  Égyptiens  était 
composée  non  pas  de  sept  jours,  mais  de  dix.  Trois  de  ces 
décades  formaient  un  des  douze  mois  de  Tannée  solaire.  Quand 
on  lit,  dans  Dion  Cassius  (lib.  XXXVII,  cap.  18),  que  l'usage 
de  désigner  les  jours  d'après  les  noms  des  sept  planètes  était  né 
originairement  en  Egypte,  et  de  là  s'était  répandu,  à  une  époque 
assez  récente,  chez  tous  les  autres  peuples,  notamment  chez  les 
Romains ,  parmi  lesquels  il  s'était,  au  temps  de  Dion  Cassius, 
complètement  naturalisé,  il  ne  faut  pas  oublier  que  cet  écrivain 
était  contemporain  d'Alexandre  Sévère ,  et  que  depuis  l'inva- 


—  685  — 

sion  de  l'astrologie  orientale  sous  les  Césars ,  el  par  suite  du 
grand  concours  de  tant  de  peuples  à  Alexandrie,  il  était  de 
mode  en  Occident  d'appeler  Égyptien  (ont  ce  qui  semblait  an- 
tique. C'est  sans  doute  chez  les  nations  sémitiques  que  la  semaine 
de  sept  jours  remonte  le  plus  haut  et  fut  le  plus  répandue. 
Ce  fait,  au  reste,  n'est  pas  particulier  aux  Hébreux;  il  se  retrouve 
chez  les  Arabes  nomades,  longtemps  avant  Mahomet.  J'ai  posé  à 
un  savant  très-versé  dans  les  antiquités  sémitiques,  au  professeur 
Tischendorf,  de  Leipsig,  la  question  de  savoir  si,  à  part  le  nom  du 
Sabbat,  il  n'existe  pas  dans  l'Ancien  Testament,  pour  les  différents 
jours  de  la  semaine,  des  dénominations  distinctes  autres  que 
celles  de  2^  et  de  3*  jour  de  la  schebua;  si  dans  le  Nouveau  Tes- 
tament ,  à  une  époque  où  sans  aucun  doute  des  étrangers  s'occu- 
paient déjà  en  Palestine  d'astrologie  planétaire,  il  ne  se  rencontre 
nulle  part  de  dénomination  empruntée  aux  planètes,  pour  dési- 
gner quelqu'un  des  joursde  la  période  hebdomadaire?  Laréponse 
fut  celle-ci  :  «  Non-seulement  l'Ancien.ci  le  Nouveau  Testament , 
mais  la  Mischna  non  plus  que  le  Talmud,  n'offrent  aucune  trace 
de  noms  de  planètes  affectés  aux  jours.  On  n'avait  pas  non  plus 
coutume  de  dire  le  2'"^  ou  le  3"'^  jour  de  la  schebua;  on  comptait 
d'habitude  par  le  quantième  du  mois  ;  cependant  la  veille  du 
Sabbat  était  appelée  aussi  le  sixième  jour,  sans  autre  désigna- 
tion. Le  mot  Sabbat  fut  étendu  plus  tard  à  la  semaine  entière 
(Ideler.  Handbuch  der  Chronol. ,  t.  I,  p.  ^80)  ;  ainsi  l'on  trouve 
dans  le  Talmud,  pour  les  différents  jours  de  la  semaine ,  le  1^% 
le  2*",  le  3«  jour  du  Sabbat  et  ainsi  de  suite.  Le  mot  ïè^o[kic, 
pour  schebua  n'est  pas  dans  le  Nouveau  Testament.  Le  Tal- 
mudf  dont  la  rédaction  commencée  au  ii^  siècle  se  prolonge 
jusqu'au  v%  offre  des  épithètes  hébraïques  appliquées  à  quel- 
ques planètes ,  à  \'énus  Véclatanle  et  au  royge  Mars.  Ce  qu'il 
y  a  de  plus  singulier,  c'est  le  nom  de  Sabbatai,  proprement 
étoile  du  Sabbat  y  employé  pour  désigner  Saturne,  de  même 
que  parmi  les  noms  pharisaïques  des  étoiles,  énumérés  par  Épi- 
phane,  la  même  planète  est  appelée //oc/m^  Sabbath.  N'est-ce 
point  là  ce  qui  fit  prendre  le  jour  du  Sabbat  pour  le  jour  de 
III.  kk 


—  686  — 

Saturne  (Saturni  sacra  dies,  dit  TibuUe,  Élèg,  I,  3,  v.  18)? 
Un  passage  de  Tacite  (Hhtoires,  liv.  V.  chap.  k)  agrandit  le 
cercle  de  ces  rapports  entre  le  personnage  consacré  par  la  tradi- 
tion légendaire  et  la  planète  du  même  nom.  »  Yoyez  aussi  Furst, 
Cultur  und  Litteraturgeschichte  der  Juden  in  Asien ,  18^9, 
p.  40. 

Il  n'est  pas  douteux  que  les  différentes  phases  de  la  Lune 
n'aient  de  bonne  heure  dû  attirer  l'attention  de  peuples  chas- 
seurs et  pasteurs,  et  servir  d'aliment  à  leurs  rêveries  astrologi- 
ques. Il  faut  donc  admettre  avec  Ideler  que  la  semaine  est  un 
démembrement  du  mois  synodique,  dont  un  quart  représente  en 
moyenne  7  jours  3/8.  Au  contraire,  tout  ce  qui  a  trait  à  l'ordre 
des  planètes  et  aux  distances  qui  les  séparent  les  unes  des 
autres,  ainsi  qu'aux  noms  des  heures  et  des  jours,  ne  peut  ap- 
partenir qu'à  une  époque  de  civilisation  beaucoup  plus  avancée, 
et  qui  commence  à  prendre  goût  aux  théories. 

En  ce  qui  concerne  les  noms  des  planètes,  appliqués  aux 
jours  de  la  semaine ,  et  l'ordre  dans  lequel  on  rangeait  ces 
corps  célestes  (Geminus,  Elem.  Asiron.,^.  4;  Cicéron  ,  de  Re- 
publica,  \ih,  VI,  cap.  10;  Firmicus,  lib.  II,  cap  U)  en  les 
plaçant  tous,  suivant  l'opinion  la  plus  ancienne  et  la  plus  ré- 
pandue ,  entre  la  sphère  des  fixes  et  la  terre  immobile ,  h  savoir  : 

Saturne , 
Jupiter, 
Mars , 
Le  Soleil, 
Vénus, 
Mercure . 
La  Lune, 

on  a  mis  en  avant  trois  suppositions  différentes  :  l'une  empruntée 
aux  intervalles  musicaux  ;  une  autre  aux  noms  planétaires  des 
heures  dans  le  vocabulaire  astrologique  ;  une  troisième  fon- 
dée sur  un  partage  des  douze  signes  du  zodiaque  entre  les 
36  décans  ou  entre  les  corps  planétaires  qui  sont  réputés  les 


—  687  - 

maîtres  (doniini)  de  ces  décans,  et  dont  la  série  est  répétée  cinq 
fois,  de  manière  à  faire.  Mars  étant  seul  répété  six  fois,  trois 
décans  ou  trois  planètes  pour  chaque  signe.  Les  deux  premières 
hypothèses  sont  exposées  dans  le  remarquable  passage  de  Dion 
Cassius  (lib.  XXXVII,  cap.  17),  où  Fauteur  veut  expliquer  pour- 
quoi les  Juifs  célèbrent  le  jour  de  Saturne  (notre  samedi).  «  Si 
l'on  applique,  dit- il,  l'intervalle  musical  que  l'on  nomme  la 
quarte,  otà  Tsacàpcov,  aux  sept  planètes,  d'après  la  durée  de  leur 
révolution,  en  donnant  la  première  place  à  Saturne,  comme  à 
la  plus  éloignée,  on  tombe  d'abord  sur  la  quatrième,  le  Soleil, 
puis  sur  la  septième,  la  Lune,  et  les  planètes  se  présen- 
tent ainsi  dans  l'ordre  où  se  succèdent  les  noms  des  jours.  » 
M.  \incent  a  donné  un  commentaire  de  ce  passage  ,  dans  son 
Mémoire  stir  les  Manuscrits  grecs  relatifs  à  la  Musique  (  iSUl , 
p.  138);  voyez  aussi  Lobeck,  Aglaophamus,  p.  9/il-966. 
La  deuxième  explication  de  Dion  Cassius  repose  sur  le  re- 
tour périodique  des  heures  consacré^  aux  planètes.  «  Si  l'on 
compte,  dit-il,  les  heures  du  jour  et  de  la  nuit,  en  partant  de  la 
première  heure  du  jour,  et  en  rattachant  cette  première  heure  à 
Saturne,  la  seconde  à  Jupiter,  la  troisième  à  Mars,  la  quatrième 
au  Soleil,  la  cinquième  à  Vénus,  la  sixième  à  Mercure,  la 
septième  à  la  Lune,  dans  l'ordre  où  les  Égyptiens  rangent  les 
planètes ,  de  manière  à  recommencer  toujours  par  Saturne  : 
on  trouvera,  après  avoir  parcouru  la  série  des  vingt-quatre 
heures,  que  la  première  heure  du  jour  suivant  sera  attribuée 
au  Soleil,  celle  du  troisième  jour  à  la  Lune,  en  un  mot  que 
la  première  heure  de  chaque  jour  correspond  à  la  planète 
à  laquelle  ce  jour  emprunte  son  nom.  »  De  même  Paulus 
d'Alexan:lrie,  mathématicien  astronome  du  iv^  siècle, fait  pré- 
sider à  chaque  jour  de  la  semaine  la  planète  qui  donne  son  nom 
à  l'heure  par  laquelle  la  journée  commence. 

Cette  manière  d  expliquer  les  appellations  des  jours  de  la  se- 
maine avait  été  jusqu'ici  généralement  considérée  comme  la  plus 
exacte;  mais  Lelronne,  s'appuyant  sur  le  zodiaque  de  Bianchini 
longtemps  délaissé  dans  les  collections  du  Louvre,  et  sur  lequel. 


—  688  — 

frappé  moi-même   d'une   singulière   ressemblance    enlre    un 
zodiaque  grec  et  un  zodiaque  des  Tartares  kirgliises  J'avais  en 
1812,  attiré  l'attention  des  archéologues,  Letronne,  dis-je,  dé- 
clare adopter  de  préférence  une  troisième  explication  qui  con- 
siste à  répartir,  comme  on  l'a  vu  plus  haut,  à  l'aide  d'une  multi- 
plication, trois  planètes  sur  chaque  signe  du  zodiaque  (Letronne, 
Observations  critiques  et  archéologiques  sur  l'objet  des  représenta- 
tions zodiacales,  182^,  p.  97-99).  Cette  distribution  des  pla- 
nètes entre  les  trente-six  décans  de  la  dodécatémorie  est  pré- 
cisément celhi  que  décrit  Julius  Firmicus  Maternus  (lib.  II, 
cap.  U  :  Signorum  decani  eorumque  domini.  )  Si,  dans  chaque 
signe,  on  prend  la  planète  qui  est  la  première  des  trois,  on 
obtient  la  série  des  jours  planétaires  de  la  semaine.  Le  tableau 
qui  suit  peut  servir  d'exemple  pour  les  quatre  premiers  jours 
de  la  semaine  :  Dies  Solis,  Lunae,  3Jartis,  Mercurii.  La  Vierge  : 
le  Soleil,  Vénus ^  Mercure j  la  Balance  :  la  Lune,  Saturne, 
Jupiter;  le  Scorpion  :  yJfors,  le  Soleil ,  Vénus;  le  Sagittaire  : 
Mercure...  Comme  d'après  Diodore,  les  Chaldéens  comptaient 
originairement  non  pas  sept  planètes  mais  cinq  seulement,  ne 
reconnaissant  pour  telles  que  celles  qui  avaient  une  apparence 
stellaire  ,  toutes  les  combinaisons  dont  nous  venons  de  parler , 
dans  lesquelles  figurent  plus  de  cinq  planètes,  ne  paraissent  pas 
remonter  aux  Chaldéens,  et  doivent  avoir  une  origine  astrolo- 
gique beaucoup  plus  récente.  Voyez  Letronne,  sur  l'Or Ifjine  du 
Zodiaque  grec ,  I8/4O,  p.  29. 

Quelques  lecteurs  pourront  être  bien  aises  de  trouver  ici  de 
courts  éclaircissements  sur  la  concordance  que  présentent  la 
série  des  jours  de  la  semaine  et  la  répartition  des  planètes 
entre  les  décans  ,  dans  le  zodiaque  de  Bianchini.  Si  l'on  repré- 
sente chaque  planète  ,  en  suivant  l'ordre  qu'avaient  adopté  les 
anciens,  par  un  caractère  de  l'alphabet:  Saturne  par  a,  Jupiter 
par  b,  Mars  par  c,  le  Soleil  par  d,  Vénus  par  e,  Mercure  par  f, 
la  Lune  par  g,  et  que  l'on  forme  ainsi  de  ces  sept  termes  la  sé- 
rie périodique  : 

ab  c  d  e  f  g,  abc  d.... 


-    689     - 

0!i  oblieiidra,  en  se  rappelnrit  que  cliaquc  décaii  est  préposé 
à  trois  planète» ,  dont  la  première  donne  son  nom  à  l'un  des 
jours  de  la  semaine,  et  en  supprimant  deux  termes  sur  trois, 
la  nouvelle  suite  périodique 

adgcfbe,  ad  g-  c  ... 

c'est-à-dire,  DiesSaturni,  Solis,  Lunœ,  Martis,  etc. 
On  obtiendra  aussi  la  même  série 

a  d  g  c... 

par  la  méthode  de  Dion  Cassius,  d'après  laquelle  chaque 
planète  donne  son  nom  au  jour  dont  la  première  heure  lui  est 
spécialement  afifectée.  Pour  arriver  à  ce  résultat,  il  suffit  d'ex- 
traire 1  terme  sur  2U  dans  chacune  des  7  séries.  Il  est  indiffé- 
rent en  effet  dans  une  suite  périodique  ,  de  supprimer  un 
certain  nombre  de  termes,  ou  de  supprimer  ce  même  nombre 
augmenté  d'un  multiple  quelconquentu  nombre  de  termes  qui 
composent  la  période  ;  or  la  période  dont  il  s'agit  ici  est 
formée  de  7  termes ,  et  23  =  3  X  7  -f  2.  Il  revient  donc 
•îbsolument  au  même  de  retrancher  23  nombres,  suivant  la 
méthode  de  Dion  Cassius,  ou  d'en  retrancher  seulement  2, 
d'après  celle  que  propose  Letronne. 

Nous  avons  déjà  signalé  quelques  pages  plus  haut  (note  13) 
une  singulière  analogie  entre  le  nom  latin  du  quatrième  jour  de 
la  semaine  fl'tV.s  i^e?CMnt,  l'appellation  indienne  Budha-cara , 
et  l'ancien  nom  saxon  f^ôdanes-dag  (Jacob  Grimm,  Deutsche 
Mjjihologie,  ISkU ,  t.  I ,  p  MU).  La  question  d'identité  que 
William  Jones  prétend  établir  entre  Bouddha,  fondateur  du 
bouddhisme,  et  Odin,  autrement  appelé  Wuotan  ouAYotan, 
fameux  dans  les  chants  héroïques  et  dans  l'histoire  de  la  ci- 
vilisation des  races  septentrionales,  paraîtra  peut-être  plus  in- 
téressante encore,  si  Ton  songe  qm^  le  nom  de  AVotan  est  celui 
d'un  personnage  moitié  fabuleux  nioitié  historique,  célèbre 
dans  une  partie  du  Nouveau-Monde ,  et  sur  lequel  j'ai  rassemblé 
un  grand  nombre  de  documents,  dans  mon  ouvrage  sur  les  mo- 


—  690  — 

numents  et  les  croyances  des  races  américaines  [Fues  des  Cor- 
dillères et  Monuments  des  peuples  indigènes  de  V Amérique,  t.  I , 
p.  208  et  382-38Zi;  t.  II,  p.  356).  D'après  les  traditions  des  ha- 
bitants de  Chiapa  et  de  Soconusco ,  ce  Wotan  américain  est  le 
descendant  de  l'homme  qui ,  lors  du  grand  déluge ,  se  sauva 
dans  une  barque  et  renouvela  le  genre  humain.  Il  fit  faire  de 
grandes  constructions  qui,  de  même  que  la  pyramide  mexicaine 
de  Cholula,  amenèrent  la  confusion  des  langues,  la  guerre 
et  la  dispersion  des  races.  Son  nom  s'introduisit  aussi,  comme 
celui  d'Odin  en  Germanie,  dans  le  calendrier  des  naturels  de 
Chiapa,  dont  le  vrai  nom  était  Téochiapan.  On  nomma,  d'après 
lui,  une  des  périodes  de  cinq  jours  qui,  réunies  quatre  par 
quatre,  formaient  le  mois  en  usage  chez  les  Aztèques  et  les 
Chiapanèques.  Tandis  que  les  Aztèques  désignaient  leurs  mois 
par  des  noms  empruntés  aux  plantes  et  aux  animaux,  les  Chia- 
panèques distinguaient  les  mois  par  les  noms  de  vingt  chefs, 
venus  du  Nord,  qui  le?  avaient  conduits  jusque  dans  ces 
lieux.  Les  quatre  plus  héroïques  d'entre  ces  chefs  :  Wotan 
ou  VVodan ,  Lambat  ,  Been  et  Chinax  ,  ouvraient  les  se- 
maines de  cinq  jours,  inaugurées  chez  les  Aztèques  par  les 
symboles  des  quatre  éléments,  \\otan  et  les  autres  chefs 
appartenaient  incontestablement  à  la  race  des  Toltèques  qui 
au  vii^  siècle  envahirent  le  pays.  Le  premier  historien  de  la 
nation  des  Aztèques,  Ixtlilxochitl  ,  dont  le  nom  chrétien 
était  Fernando  de  Alva ,  dit  positivement  dans  des  manuscrits 
qui  datent  du  commencement  du  xvi^  siècle,  que  la  province 
Téochiapan  et  tout  le  Guatemala,  d'une  côte  à  l'autre,  étaient 
peuplés  de  Toltèques.  Dans  les  premiers  temps  de  la  conquête 
espagnole,  il  y  avait  encore  au  village  de  Téopixca,  une  fa- 
mille qui  se  vantait  de  descendre  de  AYotan.  L'évêque  de 
Chiapa,  Francisco  Nunez  de  la  Véga,  a  recueilli  beaucoup  de  do- 
cuments sur  la  légende  américaine  de  "Wotan ,  dans  son  Pream- 
hulo  de  las  Conslitucion's  diocesanas.  La  légende  du  premier 
Odin  Scandinave  (Odinn,  Othinus),  ou  Wuotan,  parti,  dit-on, 
des  rives  du  Volga,  a-t-elle  une  origine  historique?  c'est  là  en- 


—  691  — 

core  un  point  très-indécis  (Jacob  Grimm,  Deutsche  Mythologie, 
t.  I,  p.  120-150).  A  vrai  dire,  l'identité  des  deux  liéros,  bien 
qu'appuyée  sur  d'autres  motifs  que  la  ressemblance  des  sons, 
nest  pas  moins  douteuse  que  celle  de  Wuotan  avec  Bouddha, 
ou  celle  que  l'on  est  tenté  d'établir  entre  le  nom  du  législateur 
des  Hindous  et  le  nom  de  la  planète  Boudha. 

L'existence  d'une  semaine  hebdomadaire  au  Pérou,  qui  a 
souvent  été  présentée  comme  une  analogie  sémitique  enlre 
les  deux  continents,  est  un  fait  erroné.  Le  père  Acosta  qui 
visita  le  Pérou  peu  de  temps  après  la  conquête  espagnole, 
l'avait  déjà  démontré,  dans  son  Historia  natural  y  moral  de  las 
Inclias  (  1591 ,  lib.  VI,  cap.  3).  L'inca  Garcilaso  de  la  Véga  rec- 
tifie lui-même  le  renseignement  qu'il  avait  donné  d'abord 
(l""^  part.,  lib.  II,  cap.  35)  en  disant  clairement:  que  dans 
chacun  des  mois  qui  étaient  calculés  sur  le  cours  de  la  Lune , 
il  y  avait  trois  jours  de  fête,  et  que  le  peuple  devait  travailler 
huit  jours  pour  se  reposer  le  neuvième  (  1*^^  part.,  lib.  YI, 
cap.  23).  Les  semaines  péruviennes  étaient  donc  formées  de 
neuf  jours.  Voyez  à  ce  sujet  mes  Fues  des  Cordillères,  t.  I, 
p.  341-343. 

(45)  [page  465].  Bœckh,  Philolaus  p.  102  et  117. 

(46)  [page  467].  Il  faut,  lorsqu'on  veut  écrire  l'histoire  des 
découvertes ,  distinguer  l'époque  où  une  découverte  a  été  faite 
de  celle  où  elle  a  été  publiée.  C'est  en  négligeant  cette  précau- 
tion que  l'on  a  laissé  s'introduire  dans  les  manuels  astrono- 
miques des  nombres  fautifs  et  mal  concordants.  Ainsi,  par 
exemple,  Huygens  découvrit  le  sixième  satellite  de  Saturne, 
Titan,  le  25  mars  1655  (Hugenii  Opéra  varia  1724, p.  523],  et  ne 
le  lit  connaître  que  le  5  mars  1656  (Systema  Saturnium  1659, 
p.  2).  Le  môme  astronome  qui,  depuis  le  mois  de  mars  1655 
s'occupait  sans  interruption  de  Saturne,  avait  acquis,  dès  le 
17  décembre  1657,  une  notion  claire  et  complète  de  l'annea 
qui  entoure  cette  planète  (^'î/à*^.  ^"«/.  ,p.  21);  ce  ne  fut  cepeniiant 
qu'en  1659  qu'il  publia  une  explication  scientifique  de  tous  les 


—  692  — 

aspects  sous  lesquels  se  présente  ce  phénomène.  Galilée  avait 
cru  apercevoir  seulement  de  chaque  côté  de  la  planète  deux 
disques  circulaires  détachés. 

(^7)  [page  ^67].  Cosmos,  t.  I,  p.  99.  Voyez  aussi  Encke , 
dans  les  Astronomische  Nachrichten  de  Schumacher,  t.  XXVI, 
I8/48,  n^622,  p.  3/^7. 

{kS)  [page  479].  Bœckh,  de  Platonico  Siptemate,  p.  XXIV, 
et  Philolans,  p.  100.  La  série  des  planètes,  telle  qu'elle  est 
donnée  par  Géséniiis ,  celle  qui  a  servi ,  comme  nous  venons 
de  le  voir  (note  UU),  à  dénommer  les  jours  de  la  semaine, 
et  à  les  mettre  sous  l'invocation  des  dieux ,  est  positivement 
désignée  comme  la  plus  ancienne  par  Ptolémée  [Almageste, 
lib.  XI,  cap.  1).  Ptolémée  blâme  les  motifs  pour  lesquels  «les 
modernes  ont  placé  Vénus  et  Mercure  en  deçà  du  Soleil.  » 

(49)  [page  480].  Les  Pythagoriciens  prétendaient,  afin  d'éta- 
blir la  réalité  des  sons  nmsicaux  produits  par  la  rotation  des 
sphères,  que  l'on  ne  peut  entendre  que  là  où  il  y  a  alternative 
de  bruit  et  de  silence.  (Aristote,  de  6'œ/o,  lib.  II,  cap.  9, 
p.  290,  n°  24-30.  éd.  Bekker.)  On  excusait  aussi  par  la  surdité , 
la  non-perception  de  ces  accords  des  sphères  (Gicero ,  de  Repu- 
blica ,  lib.  VI,  cap.  H).  Aristote  lui-même  qualifie  la  fable 
musicale  de  Pythagore  de  belle  et  d'ingénieuse  (xo(jl4;w;  xat 
TTspiTTwç ) ,  il  ne  lui  reproche  que  de  n'être  pas  vraie  {ibid.^ 
n°*  12-15). 

(50)  [page  480].  Bœckh,  Philolaus,  p.  90. 

(51)  [page  480]  Platim,  de  Republica ,\[h.  X,p.  617.  Ce 
phih)sophe  calcule  les  distances  des  planètes  d'après  deux  pro- 
gressions dilTérentes  dont  l'une  a  pour  raison  2  l'autre  3,  ce 
qui  compose  la  série  1,  2,  3,  4,  9,  8,  27.  C'est  la  même  série 
que  l'on  trouve  dans  le  Timée^  à  l'endroit  qui  traite  de  la 
division  arithmétique  de  l'âme  du  monde  (p.  35,  éd.  EstienneS 
Platon  a  considéré  simultanément  les  deux  progressions  géo- 
métriques 1,2,4,8  —  et  1 ,  3 ,  9  ,  27  ;  puis  il  a  intercalé  les 


—  693  — 

termes,  ce  qui  a  donné  la  suite  des  nombres  i^  2,  3,  U,  9,  8, 
27.  Voyez  Bœckh,  dans  les  Sludien  de  Daub  et  Creuzer,  t.  III, 
p.  36-^3;  H.  Martin,  Études  sur  le  Timée,  t.  I,  p.  384  et 
t.  II,  p.  64.  Voyez  aussi  Prévost,, sur  l'âme  d'après  P/a/on,  dans 
les  Mémoires  de  l'Académie  de  Berlin  pour  1802  ,  p.  90  et  97; 
et  un  autre  écrit  du  môme  auteur  dans  la  Bibliothèque  britan- 
nique^ Sciences  et  Arts,  t.  XXXVII,  1808,  p.  153. 

(52)  [page  481].  Voyez  l'ingénieux  écrit  du  professeur  Ferdi- 
nand Piper,  von  der  Harmonie  der  Sphœren  ,  1850,  p.  12-18. 
Ideler  fils  {Hermapion  ,  1841,  1'^  part.,  p.  196-214)  a  traité  en 
détail,  et  avec  beaucoup  de  science  et  de  critique,  du  prétendu 
rapport  existant  entre  les  sept  voyelles  de  l'ancienne  langue 
égyptienne  et  les  sept  planètes ,  ainsi  que  d'hymnes  astrologi- 
ques dans  lesquels  abondai-ent  les  voyelles  et  que  chantaient 
les  prêtres  égyptiens.  Cette  hypothèse  ,  mise  en  avant  par 
Seyffarth,  qui  se  fondait  sur  un  passage  du  Pseudo-Démétrius  de 
Phalère,  peut-être Démétrius  d'Alexa&drie  {de  Interpret.,  $  71), 
sur  une  épigramme  d'Eusèbe  et  sur  un  manuscrit  gnostique 
conservé  à  Leyde ,  avait  été  déjà  contredite  par  les  recherches 
de  Zoéga  et  de  Tœlken.  Comp.  Lobeck,  Jglaophamus,  p.  932. 

(53)  [page  481J.  Sur  le  développement  progressif  des  idées 
musicales  de  Kepler,  voyez  le  commentaire  de  VHarmonicc 
JlJundi ,  par  Apelt ,  dans  l'ouvrage  intitulé  :  Johann  KeppUfs 
JVeltansicht,  1849,  p.  76-116  ,  et  Delambre,  Histoire  de  V As- 
tronomie moderne ,  t.  I ,  p.  352-360. 

(54)  [page  481].   Cosmos,  t.  II,  p.  377. 

(55).  [page  482].  Tycho  avait  renversé  l'hypothèse  des 
sphères  de  cristal ,  dans  lesquelles  on  supposait  les  planètes  en- 
châssées. Kepler  le  loue  de  cette  entreprise  ;  mais  il  per- 
siste à  représenter  le  firmament  comme  une  enveloppe  sphé- 
rique  solide  ,  de  deux  milles  allemands  d'épaisseur,  sur  laquelle 
brillent  douze  étoiles  de  première  grandeur,  situées  toutes  à 
égale   distance   de   la  terre  ,  et  répondant   aux  angles   d'un 


—  694  — 

icosaèdre.  Les  étoiles,  dit-il ,  lumina  sua  ah  intus  emittunt;  et 
même  pendatit  longtemps  il  crut  les  planètes  lumineuses  par  elles- 
mêmes,  jusqu'à  ce  que  Galilée  leut  ramené  àdes  idées  plus  justes. 
Bien  que,  d'accord  en  cela  avec  plusieurs  philosophes  de  l'an- 
liquilé  et  avec  Giordano  Bruno ,  il  considérât  toutes  les  fixes 
comme  des  soleils  semblables  au  nôtre  ,  cependant,  en  exami- 
nant l'hypothèse  d'après  laquelle  chacune  de  ces  étoiles  serait 
entourée  de  planètes,  il  n'incline  pas  à  l'adopter  autant  que  je 
l'avais  supposé  d'abord  (  Cosmos,  t.  II,  p.  391).  Voyez  Apelt, 
Kepplefs  PVeUansicht,  p.  21-2Z|.. 

(56)  [page  ^83].  C'est  seulement  en  1821  que  Delambre 
[Histoire  de  VAstron.  moderne,  t.  I,  p.  3U)  a  fait  remarquer 
dans  les  passages  qu'il  a  extraits  des  œuvres  de  Kepler,  et  qui , 
complets  au  point  de  vue  astronomique,  ne  le  sont  point  au 
point  de  vue  astrologique,  l'hypothèse  d'une  planète  imaginée 
par  Kepler  entre  Mercure  et  Vénus.  «  On  n'a  fait,  dit-il,  au- 
cune attention  à  cette  sup]|osition  de  Kepler,  quand  on  a  formé 
des  projets  de  découvrir  la  planète  qui  (selon  une  autre  de  ses 
prédictions)  devait  circuler  entre  Mars  et  Jupiter.  » 

(57)  [page  ^83].  Ce  remarquable  passage  au  sujet  d'une 
lacune  (hiatus)  entre  Mars  et  Jupiter  se  trouve  dans  louvrage 
intitulé  Prodromus  diasertationum  cosmographicarum,  continens 
Mysterium  cosmographicum  de  admirahiii  proportione  orbium 
cœlestium,  1596,  p.  7  :  «  Cum  igitur  bac  non  succederet,  alia  via, 
mirum  quam  audaci,  tentavi  aditum.  Inter  Jovem  et  Martem 
interposui  novum  Planetam ,  itemque  alium  inter  Vénérera  et 
Mercurium ,  quos  duos  forte  ob  exilitatem  non  videamus,  iisque 
sua  teinpora  periodica  ascripsi.  Sic  enim  existimabam  me  ali- 
quam  aequalitatem  proportionum  effecturum,  quae  proportiones 
inter  binos  versus  Solem  ordine  minuerentur,  versus  fixas  au- 
gescerent  :  ut  propior*  est  Terra  Veneri  quantitate  orbis  terres- 
tris,  quam  Mars  Terrge,  in  quantitate  orbis  Martis.  Veruni  hoc 
pacto  neque  unius  planetœ  interpositio  suificiebat  ingenti  hiatu, 
Jovem  inter  et  Martem  :  manebat  enim  major  Jovis  ad  illum 


—  695  — 

iiovum  proportio  ,  quam  est  Saturni  ad  Jovem.  Rursus  alio 
modo  exploravi....»  Kepler  avait  vingt-cinq  ans  à  l'époque  où  il 
écrivit  ces  lignes.  On  voit  combien  son  esprit  mobile  se  plaisait 
à  créer  des  hypothèses^,  qu'il  abandonnait  bientôt  pour  d'autres. 
Il  conserva  toujours  la  ferme  espérance  de  découvrir  des  lois 
numériques,  là  même  où  les  perturbations  multiples  des  forces 
attractives  ont  déterminé  la  matière  cosmique  à  se  condenser 
en  globes  planétaires,  et  à  se  mouvoir,  tantôt  isolément  sur  des 
orbites  simples  et  presque  parallèles  entre  elles,  tantôt  par 
groupes  ,  sur  des  orbites  merveilleusement  entrelacées.  Kepler 
ne  comprenait  point  que ,  par  suite  de  l'ignorance  où  nous 
sommes  des  conditions  accessoires,  ces  perturbations  compli- 
quées échappent  au  calcul ,  et  qu'il  en  est  ainsi  pour  l'origine 
et  pour  la  constitution  d'un  grand  nombre  d'objets  dans  la  na- 
ture. 

(58)  [page  /i83].  Newtoni  Opuscula  mathemalica,  philoso^ 
phka  et  philologie  a,  ilhh,  t.  II.  Opu;ic.  XVIII,  p.  2i6:«Chor- 
dam  musice  divisam  potius  adhibui,  non  tantum  quod  cum 
phaenomcnis  (ucis)  optime  convenit,  sed  quod  fortasse,  ali- 
quid  circa  colorum  harmonias  (quarum  pictores  non  penitus 
ignari  sunt) ,  sonorum  concordantiis  fortasse  analogas,  invol- 
Vat.  Quemadmodum  verisimilius  videbitur  animadvertenti  affi- 
nitatem ,  quae  est  inter  extimam  Purpuram  (Violarum  colorem) 
ac  Rubedinem,  Colorum  extremitates,  qualis  inter  octavœ  termi- 
iios  (qui  prounisonisquodammodohaberi  possunt)  reperitur...  o 
Voyez  aussi  Prévost  dans  les  Mémoires  de  V  Académie  de  Berlin, 
pour  1802,  p.  77  et  93. 

(59)  [page  A8^J.  Sénèque.  Naturales  Quœstiones,  lib.  VIII, 
cap.  13  :  «  Non  bas  tantum  stellas  quinque  discurrere,  sed  solas 
observatas  esse  :  ceterum  innumerabiles  fcrri  per  occultum.  » 

(60)  [page  ^8^].  Je  ne  m'étais  pas  trouvé  satisfait  des  expli- 
cations données  par  Heyne,  dans  sa  dissertation  de  Arcadibus 
Lima  antiquiorihus  (OpusCo  acad.,  t.  Il,  p.  332),  sur  l'origine 
du  mythe  astronomique  des  Prosélènes,  si  répandu  dans  l'an- 


—  696  — 

tiqulté  ;  ce  fut  avec  un  plaisir  d'autant  plus  vif  que  je  reçus 
d'un  philologue  doué  d'une  grande  pénétration,  mon  ami  le 
professeur  J.  Franz,  une  solution  nouvelle  et  fort  heureuse 
d'un  problème  si  souvent  discuté.  Cette  solution,  obtenue  à 
l'aide  d'une  simple  association  d'idées,  n'a  aucun  rapport  ni 
avec  les  dispositions  du  calendrier  des  Arcadiens ,  ni  avec  le 
culte  de  ce  peuple  pour  la  Lune.  Je  me  borne  ici  à  donner  un 
extrait  d'un  travail  inédit  et  beaucoup  plus  complet.  Dans  un 
ouvrage  où  je  me  suis  fait  une  loi  de  rapprocher  fréquemment 
l'ensemble  de  nos  connaissances  actuelles  des  connaissances  de 
l'antiquité  et  des  traditions  véritables  ou  généralement  re- 
gardées comme  telles,  cette  explication  sera ,  j'espère ,  bien 
venue  de  quelques-uns  de  mes  lecteurs. 

«  Nous  commencerons  par  les  passages  principaux  qui , 
chez  les  anciens,  ont  trait  aux  Prosélènes.  Etienne  de  Byzance, 
au  mot  ip'/Aç ,  indique  le  logographe  Hippys  de  Rhegium, 
contemporain  de  Xerxè^  et  de  Darius,  comme  le  premier 
qui  ait  nommé  les  Arcadiens  TtpoCTsXr^vo'jc.  Le  Scoliaste  d'A- 
pollonius de  Rhodes  (lib.  IV,  v.  26Zi)  et  celui  d'Aristophane 
{  Nubes,  V.  397)  s'accordent  à  dire  que  la  haute  antiquité  des 
Arcadiens  est  surtout  attestée  par  la  qualification  de  T.poG^kT^w.. 
Ainsi ,  il  y  avait  un  peuple  qui  était  réputé  antérieur  à  la 
Lune;  c'est  ce  qu'affirment  aussi  Eudoxe  et  Théodore;  le  der- 
nier même  ajoute  que  la  Lune  apparut  peu  de  temps  avant  le 
combat  d'Hercule.  Aristote  dit .  en  traitant  de  la  constitution 
des  Tégéates  :  Que  les  Barbares  qui  peuplaient  originairement 
l'Arcadie  avaient  été  chassés  et  remplacés  par  d'autres  habi- 
tants ,  avant  Tapparition  de  la  Lune,  d'où  leur  vint  le  nom  de 
TzpoGilr^voi.  D'autres  racontent  qu'Endymion  découvrit  le  mou- 
vement de  la  Lune  ,  et  que ,  comme  il  était  Arcadien ,  ses 
compatriotes  furent  appelles  TrpoaiXrjvoi.  Lucien  s'élève  contre 
les  prétentions  des  Arcadiens  (r/e  A^trologia ,  cap.  26):  «C'est 
folie  de  leur  part,  dit  il,  de  vouloir  être  antérieurs  à  la  Lune.» 
Le  Scoliaste  d'Eschyle  {ad  Prometh.,  v.  ^36)  remarque  que 
7:poa£Xo'j(ji.£vov    a    le  même    sens   que   ùSpt^oixsvov  ;   et  que  les 


-^  697  — 

Arcauiens  furent  surnommés  TrpoaâXT^vo'. ,  h  cause  de  leur  vio- 
lence. Tout  le  monde  connaît  les  passages  d'Ovide  sur  l'exis- 
tence antélunaire  des  Arcadiens.  Une  nouvelle  opinion  s'est  fait 
jour  dans  ces  derniers  temps  :  c'est  que  l'antiquité  entière  se 
serait  laissée  tromper  par  la  forme  TrpoasXrjvoi,  qui  ne  serait  autre 
que  le  mot  TrpoiXXrjvoi ,  et  signifierait  :  antérieur  aux  Hellènes. 
On  sait  que  l'Arcadie  était  en  effet  habitée  par  des  Pélasges.  » 

«  Si  on  peut  prouver,  continue  le  professeur  Franz,  qu'un 
autre  peuple  rattachait  aussi  son  origine  à  celle  d'un  autre  aslre, 
on  sera  dispensé  de  recourir  à  des  étymologies  trompeuses. 
Cette  preuve  existe  de  la  manière  la  plus  formelle.  Le  savant 
rhéteur  Ménandre,  qui  vivait  dans  la  seconde  moitié  du  uv  siècle 
après  Jésus-Christ,  dit  textuellement  dans  son  Traité  de  Enco- 
mm  (sect.  II,  cap.  3,  éd.  Heeren)  :  «  Le  troisième  point  qui  ajoute 
à  -la  valeur  des  choses  et  peut  servir  à  leur  éloge,  c'est  le 
temps  ;  c'est  un  mérite  qu'on  ne  manque  pas  d'invoquer  pour 
tous  les  objets  très-anciens ,  lorsque  par  exemple  nous  disons 
d'une  ville  ou  d'un  pays  qu'ils  furent  fondés  ou  habités  avant 
tel  ou  tel  astre  ,  ou  au  moment  même  de  son  apparition,  après 
ou  avant  le  déluge ,  comme  les  Athéniens  prétendent  être  nés 
en  même  temps  que  le  Soleil,  comme  les  Arcadiens  croient 
remonter  au  delà  de  la  Lune ,  comme  les  habitants  de  Delphes 
affirment  qu'ils  sont  venus  au  monde  immédiatement  après  le 
déluge  :  car  ce  sont  là  des  points  de  départ  dans  le  temps,  et 
comme  autant  d'ères  disiinctes. 

»  Ainsi  l'île  de  Delphes,  dont  la  relation  avec  le  déluge  de 
Deucalion  est  établie  d'ailleurs  par  d'autres  témoignages  (Pau- 
sanias,  lib.  X,  cap.  6),  le  cède  en  ancienneté  à  l'Arcadie ,  et 
l'Arcadie  le  cède  à  Athènes.  Apollonius  de  Rhodes  s'est  inspiré 
des  mêmes  traditions,  lorsqu'il  dit  (lib.  IV,  v.  261)  que  l'Egypte 
fut  la  première  contrée  qui  reçut  des  habitants  :  «  Tous  les 
astres  ne  décrivaient  pas  encore  leurs  orbites  dans  le  firma- 
ment; nul  n'avait  entendu  parler  des  fils  de  Danaiis;  une  seule 
race  existait,  les  Arcadiens,  qui,  suivant  les  poètes,  vivaient  avant 
la  Lune  et  se  nourrissaient  de  glands  sur  les  montagnes.  »  Non- 


—  698  — 

nus  dit  aussi,  de  la  ville  de  Béroë  en  Syrie ,  qu'elle  fut  habitée 
antérieurement  h  l'apparition  du  Soleil.  (  Dionys.^  lib.  XLI.) 

»  L'habitude  d'emprunter  des  termes  fixes  aux  grandes  épo- 
ques de  la  création  du  monde  a  pris  naissance  dans  cette 
période  contemplative  dont  les  fictions  nous  semblent  encore 
si  vivantes ,  et  ont  plus  d'intérêt  pour  nous  que  les  conceptions 
des  âges  postérieurs;  elle  appartient  à  la  poésie  généalogique 
qui  a  fleuri  dans  chaque  localité.  Ainsi  il  n'est  pas  invrai- 
semblable que  la  légende  du  combat  des  géants  en  Arcadie, 
à  laquelle  font  allusion  les  paroles  citées  plus  haut  de  l'historien 
Théodore,  natif  de  la  Samothrace ,  suivant  quelques  critiques, 
et  dont  l'ouvrage  devait  embrasser  une  vaste  matière ,  que 
cette  légende ,  dis-je,  chantée  par  quelque  poète  de  l'Arcadie, 
ait  répandu  l'usage  du  mot  TpoaDvTivoi  apphqué  aux  Arcadiens.  » 

Au  sujet  de  la  double  dénomination  de  ipxàosç  nsXaa^ot,  et 
sur  la  distinction  entre  les  deux  races  qui  se  sont  succédé  en 
Arcadie,  voyez  l'excelleii^t  ouvrage  d'Ernest  Curtius,  der  Pelo- 
ponnesos^  1851 ,  p.  160  et  180.  J'ai  déjà  montré  ailleurs  {Khine 
Schriftm,  t.  I,  p.  115)  que  dans  le  nouveau  continent,  sur  le 
plateau  de  Bogota,  la  peuplade  des  Muyscas  ou  Mozcas  se 
vantait  aussi  de  remonter  au  delà  de  la  Lune.  La  naissance  de 
la  Lune  se  rattache  à  la  légende  d'une  grande  inondation, 
causée  par  les  sortilèges  d'une  femme  nommée  Huythaca 
ou  Schia,  qui  accompagnait  le  magicien  Botschika.  Chassée 
par  Botschika,  cette  femme  quitta  la  Terre  et  devint  la  Lune, 
«  qui  jusqu'alors  n'avait  pas  encore  lui  sur  les  Muyscas.  » 
Botschika,  ayant  pitié  de  l'espèce  humaine,  ouvrit  d'une  main 
puissante  un  pan  de  rocher  abrupte ,  près  de  Canoas ,  à  rei> 
droit  où  le  Rio  de  Funzha  forme  aujourd'hui  la  célèbre  cas- 
cade de  Tequendama.  La  vallée  inondée  fut  ainsi  mise  à  sec. 
—  Ce  roman  géologique  se  répète  en  divers  lieux;  notamment 
dans  la  vallée  alpestre  de  Cachemire  ,  où  le  génie  puissant  qui 
chassa  les  eaux  se  nomme  Kasyapa. 

(61)  [page  ^85] .  Charles  Bonnet,  Contemplation  de  la  Nature, 


—  699  — 


traduction  allemande  par  Titius,  2^  édition,  1772,  p.  1,  note  2 
(la  première  édition  était  de  1766].  Dans  l'ouvrage  original  de 
Bonnet ,  il  n'est  nullement  question  de  cette  loi  des  distances. 
Voyez  aussi  Bode,  Anleilung  zur  Kenntniss  des  c/estirnten  Him- 
meh,  2«édit.  1772,  p.  ^62. 

(62)  [page  487].  Si,  avec  THius ,  l'on  divise  en  cent  parties 
la  distance  du  Soleil  à  Saturne,  réputé  à  cette  époque  la  planète 
la  plus  reculée,  et  si  l'on  fixe  les  distances  des  autres  planètes 
ainsi  qu'il  suit,  d'après  la  prétendue  progression  U,  4+3, 
4  +  6,4  +  12,  4+24,  4+48: 

Mercure      Vénus      'a  Terre      Mars    Pet.  Plan.     Jupiter 

4/100  7/100         10/100       16/100      28/100        52/100; 

on  peut ,  en  évaluant  la  distance  de  Saturne  à  197,3  millions 
de  milles  géographiques,  dresser  le  tableau  suivant,  qui  permet 
de  juger  des  erreurs  qu'entraîne  la  loi  de  Titius  : 


T 


DISTANCES  AU  SOLEIL 

en  milles  géogr.  de  15  au  degré 
d'après  titius. 


Mercure 7,9  millions. 

Vénus 13,8 

La  Terre 19,7 

Mars 31,5 

Les  petites  planètes    55,2 

Jupiter 102,6 

Saturne 197,3 

Uranus 386,7 

Neptune 765,5 


DISTANCES  VRAIES 

en  milles  géogr.  de  15  au  degré 


8,0  millions. 

15,0 

20,7 

31,5 

55,2 
107,5 
197,3 
396,7 
621,2 


(63)  [page  487 J.  Voyez  Wurm ,  dans  Bode's  Asiron.  Jahrbuch 
fur  1790,  p.  168,  et  Bode  ,  von  dem  neuen  zwischen  Mars  und 
Jupiter  entdeckten  achlen  Bauplplaneten  des  Sonnensystcms , 


—  700  — 

p.  Zi5.  En  adoptant  la  correction  de  Wurm,  on  trouve,  pour  les 
distances  des  diverses  planètes  au  Soleil,  les  résultats  suivants  : 

Mercure 387  parties. 

Vénus 387  +  293  =       680 

La  Terre 387  -f      2  X  293  =       973 

Mars 387  +      /t  x  293  =     1559 

Les  petites  planètes.  387  +       8  x  293  =     2731 

Jupiter 387  +     16  x  293  =     5075 

Saturne 387  +     32  x  293  =     9763 

Uranus 387  +     64  x  293  =  19139 

Neptune 387  +  128  x  293  =  37891 

Afin  que  l'on  puisse  apprécier  l'exactitude  de  ces  résultats, 
j'indique,  dans  la  table  ci-dessous,  les  véritalMes  distances 
moyennes  des  planètes,  telles  qu'elles  sont  admises  aujourd'hui, 
en  y  joignant  les  chiffres  que  Kepler  regardait  comme  vrais,  il  y 
a  deux  siècles  et  demi,  cV^iprès  les  observations  de  Tycho.  J'em- 
prunte ces' nombres  à  l'ouvrage  de  Newton,  de  Mundi  Syste- 
mate  {Opusc.  mathem.  philos,  et  philol.,  \lliU ,  t.  II,  p.  11); 


PLANÈTES. 

VÉRITABLES 

DISTANCES. 

RÉSULTATS 
de 

KEPLER. 

Mercure 

Vénus 

0,38709 
0,72333 
1,00000 
1,52369 
2,66870 
5,20277 
9,53885 
19,18239 
30,03628 

0,38806 
0,72400 
1,00000 
1,52350 

5,19650 
9,51000 

* 

•  »  •  •  • 

La  Terre 

Mars 

Junon 

Jupiter 

Saturne 

Uranus 

Neptune. 

— -  701  — 

(6^)  Lp.  ^91].  Kepler  qui,  sans  doute,  par  enthousiasme 
pour  les  «  divines  découvertes  »  de  son  contemporain,  d'ailleurs 
justement  célèbre,  William  Gilbert,  regardait  le  Soleil  comme 
un  corps  magnétique,  et  affirmait  que  cet  astre  se  mouvait  dans 
le  même  sens  que  les  planètes,  avant  même  que  les  taches 
eussent  été  découvertes,  Kepler  déclare,  dans  le  Commenta- 
riusde  molibus  Stellœ  Marîis  (cap.  23),  et  dans  son  Astrono- 
miœ  pars  optica  (cap.  6) ,  «  que  le  Soleil  est  le  plus  dense  de 
tous  les  corps  célestes ,  parce  qu'il  met  en  mouvement  tous 
ceux  qui  appartiennent  à  son  système.  » 

(65)  [p.  491].  Newton,  de  Mundi  Systemate  [Opuscula , 
t.  II,  p.  17)  :  «Corpora  Veneris  et  Mercurii  majore  Solis  calore 
magis  concocta  et  coagulata  sunt.  Planetœ  ulteriores,  defectu 
caloris ,  carent  substantiis  illis  metidlicis  et  mineris  ponderosis 
quibus  Terra  referta  est.  Densiora  corpora  quae  Soli  propiora  : 
ea  ratione  constabit  optime  pondéra  Planetarum  omnium  esse 
inter  se  ut  vires.  »  ^ 

(66)  [p.  496].  Maedler,  Astronomie,  §  193. 

(67)  [p.  496] .  Humboldt,  de  Distributione  Geographica  Plan- 
tarum,  p.  104,  et  Tableaux  de  la  Nature,  1. 1,  p.  125-127  de 
la  traduct.  franc.,  publiée  par  MM.  Gide  et  Baudry,  1851. 

(68)  [p.  498].  «  L'étendue  entière  de  cette  variation  serait 
d'environ  12  degrés,  mais  l'action  du  Soleil  et  de  la  Lune  la  ré- 
duit à  peu  près  à  3  degrés  (centésimaux).  »  (Laplace,  Exposi- 
tion du  Système  du  Monde,  p.  303.  ) 

(69)  [p.  498].  J'ai  fait  voir  ailleurs,  par  la  comparaison  de 
nombreuses  moyennes  de  température  annuelle,  que,  en  Eu- 
rope, du  Cap  Nord  jusqu'à  Palerme,  la  différence  est  à  très- 
peu  près  de  0%5  du  thermomètre  centigrade,  par  chaque 
degré  de  latitude,  tandis  que  dans  ie  système  de  tempé- 
rature qui  règne  sur  les  côtes  d'Amérique  entre  Boston 
et  Charlestown ,  à  chaque  degré  de  latitude  correspond  une 
différence  de  0%9,  Voyez  Humboldt,  Asie  ventrale,  t.  III,  p.  229. 

IIL  45 


-—  702  — 

170)  [p.  Zt99].  Cosmos,  t.  II,  p.  477  (note  6). 

(71)  [p.  500].  Voyez  Laplace,  Exposition  du  Système  du 
Monde,  5^  édit. ,  p.  303,  3Zt5,  403 ,  406  et  408,  et  dans  la  Con- 
naissance des  temps  pour  1811,  p.  386.  Voy.  aussi  Biot,  Traité 
élémentaire  d' Astronomie  physique ,  t.  I,  p.  61;  t.  ÏV,  p.  90-99 
et  614-623. 

(72)  [p.  501].  Garcilaso,  Commentarios  Reaies,  parte  I, 
lib.  II,  cap.  22-26;  Prescott,  History  of  Ihe  Conquest  of  Peru, 
t.  I,  p.  126.  Les  Mexicains ,  parmi  les  20  signes  hiéroglyphiques 
à  l'aide  desquels  ils  désignaient  les  parties  du  jour,  en  avaient 
un,  nommé  OUin-tonatiuh,  c'est-à-dire  «le  signe  des  quatre  mou- 
vements du  Soleil  »,  pour  lequel  ils  professaient  une  vénération 
singulière.  Ce  signe  présidait  au  grand  cycle  ou  période 
de  52  ans  (52  =  4  X  13),  et  représentait  la  marche  du  Soleil 
à  travers  les  solstices  et  les  équinoxes,  que  l'on  avait  coutume  de 
figurer  en  caractères  hiéroglyphiques  par  des  traces  de  pas. 
Dans  le  manuscrit  aztèque ,  peint  avec  un  grand  soin,  qui  était 
autrefois  conservé  dans  la  Villa  du  cardinal  Borgia,  à  Vélétri ,  et 
auquel  j'ai  fait  beaucoup  d'emprunts  importants,  on  rencontre 
avec  étonnement  un  signe  astrologique,  formé  d'une  croix,  au- 
près de  laquelle  sont  placés  des  signes  représentant  les  parties 
du  jour  ,  et  qui  auraient  figuré  parfaitement  les  passages  du  So- 
leil au  zénith  de  Mexico  (Tenochtitlan),  à  l'équateur  et  aux  sols- 
tices, si  les  points  ou  disques  ronds  que  l'on  y  a  joints,  afin  de 
marquer  les  retours  périodiques,  étaient  complets  pour  ces 
trois  passages.  {Eumholdi,  f^ues  des  Cordillères,  ])\.  XXXVII, 
n°8,p.  164, 189  et  237).  Le  roi  de  Tezcuco,Nezahualpilli,  passion- 
nément adonné  à  l'observation  des  astres,  et  appelé  fils  du  jeûne, 
parce  que  son  père  s'était  soumis  au  jeûne  longtemps  avant  la 
naissance  du  fils  qu'il  appelait  de  tous  ses  vœux,  avait  élevé  un 
édifice  que  Torquemada  nomme  un  peu  complaisamment  un 
observatoire,  et  dont  il  vit  encore  les  ruines  {Munarquia  In- 
diana,  lib.  II,  cap.  64).  Dans  la  Raccolta  di  Mendoza,  nous 
voyons  représenté  un  prêtre  qui  observe  les  étoiles  :  cette  oc- 


—  703  — 

cupation  est  indiquée  par  une  ligue  ponctuée  qui  va  de  l'étoile  à 
rœil  de  l'observateur  {Fucs  des  Cordillères ^  pi  LVIII ,  n°  8, 

p.  289.) 

(73)  [p  503J  Voyez  John  Herschel,  on  the  astronomical 
Causes  which  may  influence  geolocjical  Phœnomena ,  dans  les 
Transactions  of  the  Geological  Society  of  London,  2^  série,  t.  III, 
1''  part.,  p.  298,  et  Traité  d' astronomie,  traduit  par  M.  Cour- 
not,  §  315. 

(7Zi)  [  p.  50Zt).  Arago,  dans  VJnnuaire  du  bureau  des  Longi- 
tudes ^qvlï  183Zi,  p.  199. 

(75)  [p.  505].  «  Il  suit  du  théorème  dû  à  Lambert,  que  la 
quantité  de  chaleur  envoyée  par  le  Soleil  à  la  Terre  est  la  même 
en  allant  de  l'équinoxe  du  printemps  à  l'équinoxe  d'automne 
qu'en  revenant  de  celui-ci  au  premier.  Le  temps  plus  long  que 
le  Soleil  emploie  dans  le  premier  trajet  est  exactement  com- 
pensé par  son  éloignement  aussi  plus  grand  ;  et  les  quantités  de 
chaleur  qu'il  envoie  à  la  Terre  ,  sont  les  mêmes  pendant  qu'il 
se  trouve  dans  l'un  ou  l'autre  hémisphère ,  boréal  ou  austral.» 
(Poisson,  sur  la  stabilité  du  Système  planétaire^  dans  la  Connais- 
sance des  temps  \)om  1836,  p.  5^  ) 

(76)  [p.  505].  Voyez  Arago,  dans  V Annuaire  pour  183^, 
p.  200-20/4.  -^  L'excentricité,  dit  Poisson  {Connaissance  des  temps 
pour  1836,  p.  38  et  52),  ayant  toujours  été  et  devant  toujours  de- 
meurer très-petite ,  l'influence  des  variations  séculaires  de  la 
quantité  de  chaleur  solaire  reçue  par  la  Terre  sur  la  tempéra- 
ture moyenne  paraît  aussi  devoir  être  très- limitée.  On  ne  sau- 
rait admettre  que  l'excentricité  de  la  Terre ,  qui  est  actuelle  - 
ment  environ  un  soixantième,  ait  jamais  été  ou  devienne  jamais 
un  quart,  comme  celle  de  Junon  ou  de  Pallas.  » 

(77)  [p.  506].  Outiines  of  Astron. ,  $  1x^2. 

(78)  [p.  509].   Ow^/mes ,  §  5Zi8. 

(79)  [p.  509].  Voyez,  dans  Y  Astronomie  de  Maedler,  p.  218, 


-  704  — 

la  tentative  faite  par  cet  astrouonie  pour  déterminer  avec  un 
grossissement  de  1000  fois,  lediamètre  de  Vesta,  qu'il  évalue 
environ  à  UO  rayriamètres. 

(80)  [p.  511].  J'avais  pris  pour  base  des  calculs  que  j'ai 
donnés  dans  le  premier  volume  du  Cosmos  (p.  106),  le  demi 
diamètre  équatorial  de  Saturne. 

(81)  [p.  511],  Voyez  le  Cosmos,  t.  III,  p.  236. 

(82)  [p.  511].  J'ai  exposé  en  détail,  dans  le  Tableau  de  la 
Nature  placé  en  tête  du  Cosmos  (t.  I,  p.  161-163) ,  tout  ce  qui 
est  relatif  au  mouvement  de  translation  du  Soleil  ;  voyez  aussi 
t.  III,  p.  218. 

(83)  [p.  5U].  Cosmos,  t.  III,  p.  a^O. 

(8/i)  [p.  515].  Voyez  les  observations  faites  par  le  mathéma- 
ticien suédois ,  Bigerus  Va^senius ,  à  Golhenbourg ,  pendant 
l'éclipsé  totale  du  2  mai  1733,  et  le  commentaire  qu'en  a  donné 
Arago  dans  l'Annuaire  du  Bureau  des  Longitudes  pour  18^6, 
p.  ^^1  et /i62.  Le  D'  Galle,  qui  observait  à  Frauenbourg  le 
28  juillet  1851,  vit  «  que  de  petits  nuages  flottant  librement 
étaient  rattachés  par  trois  filaments  déliés,  ou  davantage,  h  la 
gibbosité  crochue.  » 

(85)  [p.  515]  Voyez  daus  le  même  y<i7muaire ,  p.  /il6,les 
remarques  faites  à  Toulon,  le  8  juillet  1842,  par  un  observa- 
teur exercé,  le  capitaine  de  vaisseau  Bérard.  «Il  vit  une  bande 
rouge  très- mince,  dentelée  irrégulièrement.  » 

(86)  [p.  515].  Ce  contour  de  la  Lune  aperçu  distinctement, 
pendant  l'éclipsé  solaire  du  8  juillet  1842,  par  quatre  observa- 
teurs, n'avait  pas  encore  été  décrit  dans  les  occasions  ana- 
logues qui  se  sont  présentées.  La  possibilité  de  voir  les  bords  de 
la  Lune  extérieurs  au  disque  solaire  paraît  tenir  à  la  lumière  qui 
provient  de  la  troisième  enveloppe  du  Soleil  et  de  la  couronne  qui 
l'entoure.  «  La  lune  se  projette  en  partie  sur  l'atmosphère  du  So- 


—  705  — 

leil.  Dans  la  portion  de  la  luncUe  où  l'image  de  la  Lune  se  forme, 
il  n'y  a  que  la  lumière  provenant  de  l'atmosphère  terrestre.  La 
Lune  ne  fournit  rien  de  sensible  et,  semblable c^i un  écran,  elle 
arrête  tout  ce  qui  provient  de  plus  loin  et  lui  correspond.  En 
dehors  de  cette  image,  et  précisément  à  partir  de  son  bord, 
le  champ  est  éclairé  à  la  fois  par  la  lumière  de  l'atmosphère 
terrestre  et  par  la  lumière  de  latmosphère  solaire.  Supposons 
que  ces  deux  lumières  réunies  forment  un  total  plus  fort 
dCêV  ^^6  la  lumière  atmosphérique  terrestre  ,  et,  dès  ce  mo- 
ment, le  bord  de  la  Lune  sera  visible.  Ce  genre  de  vision  peut 
prendre  le  nom  de  vision  négative;  c'est  en  effet  par  une 
moindre  intensité  de  la  portion  du  champ  de  la  lunette  oii  existe 
l'image  de  la  Lune ,  que  le  contour  de  cette  image  est  aperçu. 
Si  l'image  était  plus  intense  que  le  reste  du  champ ,  la  vision 
serait  positive.  »  (Arago,  dans  V Annuaire  pour  18/i6,p.  38^). 
Voyez  aussi  le  Cosmos,  t  III,  p.  62  et  291  (note  8). 

(87)  [p.  515].   Cosmos,  t.  III,  p(^/i32-Zi36. 

(88)  [p.  516].  Lepsius,  Chronologie  der  ^gypter ,  V\yAYi., 
p.  92-96. 

(89)  [p.  516] o  Cosmos,  t.  III,  p.  682  (note  ^3). 

(90)  [p.  516].  Cosmos,  t.  II,  p.  270. 

(91)  [p.  516].  Voyez  Lalande,  dans  les  Mémoires  de  l'Aca- 
démie des  sdences  pour  1766,  p.  498;  Delambre,  Histoire  de 
V  Astronomie  ancienne  y  t.  II,  p.  320. 

(92)  [p.  516].   Cosmos,  t.  lïl,  p,  681  (note  U3  ). 

(93)  [p  517].  Lors  du  passage  de  Mercure  sur  le  Soleil,  le 
k  mai  1832,  Maedler  et  Wilhelm  Beer(  Beitrœge  zur  physischen 
Kenntniss  der  himmlischen  Kœrper,  1841 ,  p.  145) ,  ont  trouvé 
le  diamètre  de  cette  planète  égal  iv  432  myriamètres  ;  mais,  dans 
l'édition  de  son  Astronomie  publiée  en  1849,  Maedler  a  pré- 
féré le  résultat  donné  par  Bessel. 


—  706  — 

(94)  [page  517].  Laplace,  Exposition  du  Système  du  Monde ^ 
1824,  p.  209.  L'illustre  auteur  convient  lui-même  que,  pour 
déterminer  la  masse  de  Mercure,  ils'est  fondé  sur  «  l'hypothèse 
très-précaire  qui  suppose  les  densités  de  Mercure  et  de  la  Terre 
réciproques  à  leur  moyenne  distance  du  Soleil.»  — Je  n'ai  cru 
devoir  parler  ni  des  chaînes  de  montagnes  hautes  de  58000  pieds, 
que  Schrœter  prétend  avoir  mesurées  sur  la  surface  de  Mercure, 
et  qui  ont  été  déjà  mises  en  doute  par  Kaiser  (  Sternenhimmel , 
1850  ,  §  57) ,  ni  d'une  atmosphère  signalée  par  Lemonnier  et 
Messier ,  comme  ayant  été  vue  autour  de  cette  planète ,  lors  de 
son  passage  sur  le  Soleil  (Delambre,  Histoire  de  V astronomie 
au  xvm^  siècle,  p.  222) ,  ni  des  groupes  de  nuages  qui  auraient 
traversé  son  disque ,  ou  des  obscurcissements  que  sa  surface  au- 
rait subis.  Je  n'ai,  pour  ma  part,  rien  remarqué  qui  décelât  une 
atmosphère,  lors  du  passage  que  j'observai  au  Pérou,  le  8  no- 
vembre 1802,  bien  que  ,  pendant  l'observation,  je  fusse  très- 
attentif  à  la  netteté  des  coffLOurs. 

(95)  [page  518] .  «  La  région  de  l'orbite  de  Vénus  où  cette 
planète  peut  nous  apparaître  avec  le  plus  d'éclat,  au  point 
même  d'être  visible  sans  télescope  en  plein  midi,  est  placée  en- 
tre la  conjonction  inférieure  et  la  plus  grande  élongatlon,  à 
peu  de  distance  de  ce  dernier  point ,  et  à  40  degrés  du  Soleil 
ou  de  la  conjonction  inférieure.  En  moyenne,  Yénus  brille 
de  son  plus  vif  éclat  à  40''  à  l'Est  ou  à  l'Ouest  du  Soleil ,  lorsque 
son  diamètre  apparent,  qui,  en  conjonction  inférieure  peut  at- 
teindre jusqu'à  66',  n'en  a  que  40,  et  que  la  largeur  de  sapartie 
éclairée  est  à  peine  de  10".  La  proximité  de  la  Terre  donne 
alors  à  son  étroit  croissant  une  lumière  si  intense  qu'elle  fait 
naître  des  ombres  en  l'absence  du  Soleil.  »  (Littrow.  Theo- 
rische  Astronomie,  1834,  2^  part.,  p.  68.  )  Copernic  a-t-il^  en 
effet ,  prévu  et  annoncé  comme  nécessaire  la  future  découverte 
des  phases  de  Vénus,  ainsi  que  cela  est  affirmé  dans  le  livre  de 
Smith  {Optics,  sect.  1050),  et  dans  beaucoup  d'autres  écrits? 
C'est  ce  qu'ont  rendu  extrêmement  douteux  les  recherches  ap- 


—  707  — 

profondies  du  professeur  De  Morgan ,  sur  l'ouvrage  de  Revolu- 
tionibus,  et  sur  la  manière  dont  il  nous  est  parvenu.  Voyez  la 
lettre  d'Adams  au  Rév.  R.  Main ,  en  date  du  7  septembre  18^6. 
dans  les  Reports  o[  thc  Royal  Astron.  Society,  t.  YII,  n"  9, 
p.  1^2  et  le  Cosmos,  t.  II,  p.  388. 

(96)  [page  319],  Delambre,  Histoire  de  F  astronomie  au  xviif 
siècle,  p.  256-258.  Le  résultat  de  Bianchini  a  été  défendu  par 
Hussey  et  Flaugergues. 

(97)  [page  520].  Voyez  sur  la  remarquable  observation  faite  à 
Lilienthal,  le  12  août  1790,  Arago,  Û2LnsV  Annuaire  du  Bureau 
des  Longitudes  ])onr  1842,  p.  539. — «Ce  qui  favorise  aussi  la  pro- 
babilité de  l'existence  d'une  atmosphère  qui  enveloppe  Vénus , 
dit  ailleurs  Arago,  c'est  le  résultat  optique  obtenu  par  l'emploi 
d'une  lunette  prismatique.  L'intensité  de  la  lumière  de  l'inté- 
rieur du  croissant  est  sensiblement  plus  faible  que  celle  des 
points  situés  dans  la  partie  circulaire>du  disque  de  la  planète.» 
{Manuscrits  de  1847.) 

(98)  [page  520],  Wilhelm  Béer  et  Maedler,  Beitrœge  zurphysis- 
chen  Kenntniss  der  himmlischen  Kœrper,  p.  148.  Le  prétendu 
satellite  de  Vénus,  que  Fontana,  Dominique  Cassini  et  Short 
prétendirent  avoir  découvert,  pour  lequel  Lambert  calcula  des 
tables ,  et  que  l'on  dit  avoir  vu  à  Creefeld  au  milieu  du  disque 
solaire ,  trois  heures  au  moins  après  l'immersion  de  Vénus  {Ber- 
linerJahrbuch,lllS,  p.  186),  est  une  de  ces  fables  astronomiques 
nées  à  une  époque  où  la  critique  avait  encore  fait  peu  de  pro- 
grès. 

(99)[page  520].  Philosophical  Transactions,  M 9o,  t.  LXXXVI, 
p.  214. 

(100)  [page  523].  Cosmos,  t.  III,  p.  101  et  313  (note  62). 

(1)  [page  523].  «La  lumière  de  la  Lune  est  jaune,  tandis  que 
celle  de  Vénus  est  blanche.  Pendant  le  jour  la  Lune  paraît  blan- 
che, parce  qu'à  la  lumière  du  disque  lunaire  se  mêle  la  lumière 


—  708  — 

bleue  de  cette  partie  de  l'atmosphère  que  la  lumière  jaune  de 
la  Lune  traverse.  »  (  Arago,  Manuscrits  de  1847).  Les  couleurs 
les  plus  réfrangibles  du  spectre  solaire,  comprises  entre  le 
bleu  et  le  violet ,  peuvent  former  du  blanc,  lorsqu'elles  sont 
combinées  avec  les  couleurs  moins  réfrangibles,  comprises 
entre  le  rouge  et  le  vert.  Voyez  le  Cosmos^  t.  III,  p.  361 
(note  47) . 

(2)  [page  524].  Forbes,  on  the  Re fraction  and  Polarisation  of 
Beat,  dans  les  Transactions  ofthc  Royal  Society  of  Edinhurgh, 
t.  XIII,  1836,  p.  131. 

(3)  [page  524] .  Lettre  de  M.  Melloni  à  M.  Arago  sur  la  puissance 
calorifique  de  la  lumière  de  la  Lune  dans  les  Comptes  rendus , 
t.  XXII,  1846,  p.  541-544.  Voyez  aussi,  pour  les  données 
historiques,  le  Jahresbericht  der  physikalischen  Gesellschaft  zu 
Berlin,i.  II,  p.  272t — Il  m'a  toujours  semblé  digne  de  remarque 
que  dans  les  temps  les  plijs  reculés,  où  la  chaleur  ne  se  recon- 
naissait qu'à  l'impression  qu'elle  produisait  sur  les  sens,  la  Lune 
ait  la  première  fait  naître  l'idée  que  l'on  pouvait  rencontrer 
séparément  la  lumière  et  la  chaleur.  En  sanscrit,  la  Lune,  hono- 
rée chez  les  Hindous  comme  la  reine  des  étoiles ,  se  nomme 
Vastre  froid  { 'sîtala  ,  hima},  ou  bien  encore  Vastre  d'où  le  froid 
rayonne  (himân'  su),  tandis  que  le  Soleil,  représenté  avec  des 
rayons  de  lumière  qui  tombent  de  ses  mains,  est  appelé  le 
créateur  de  la  chaleur  (nidâghakara).  Les  taches  de  la  Lune 
dans  lesquelles  les  peuples  occidentaux  croient  reconnaître  un 
visage ,  représentent,  d'après  les  idées  indiennes ,  un  chevreuil 
ou  un  lièvre  ;  d'où  viennent  au  Soleil  les  noms  de  porteur  de 
chevreuil  (mrigadhara)  ou  de  porteur  de  lièvre  (sa'sabhrit). 
Voyez  Schiitz,  five  Cantos  ofthe  Bhatli-Kâvya,lSZl,  p.  19-23. — 
On  s'est  plaint,  chez  les  Grecs,  de  ce  que  «la  lumière  solaire,  ré- 
fléchie par  la  Lune ,  perdait  toute  sa  chaleur,  et  qu'il  ne  nous 
arrivait  qu'un  faible  reste  de  son  éclat.  »  (Plutarque,  de  Fa- 
de quœ  in  orbe  Lunœ  apparet^  éd.  Wyttenbach,  t.  IV,  Oxon. , 
1797,  p.  793).  On  lit  dans  Macrobe  [Comment,  in  SomniumSci- 


—  709  — 

pionis,  lib.  1,  cap.  19,  Biponti,  1788, 1. 1,  p.  93  et9a)  :  «  Luna 
speculi  instar  lucem  qua  illustratur....  rursus  emittit;  imllum 
tamen  ad  nos  perferentem  sensum  caloris  :  quia  lucis  radius , 
cum  ad  nos  de  origine  sua,  id  est  de  Sole,  pervenit,  naturam 
secum  ignis  de  quo  nascltur  devehit  -,  cum  vero  in  LunaB  corpus 
infunditur  et  inde  respiendet,  solam  refundit  claritateui,  non 
caloreni.  »  Comp.  Macrobe,  Saturnal. ,  lib.  VII,  cap.  16  ,  Bi- 
ponti, t.  II,  p.  277. 

{h)  [page  525].  JMaedler,  Aslronomie  ^  §  112. 

(5)  [page  525].  Voyez  Lambert,  sur  la  lumière  cendrée  de  la 
Lune,  dans  les  Mémoires  de  VJcadémie  de  Berlin^  année  1773, 
p.  /i6  :  «  La  Terre  vue  des  planètes  pourra  paraître  d'une  lu- 
mière verdâtre ,  à  peu  près  comme  IMars  nous  paraît  d'une  cou- 
leur rougeâtre.  »  Nous  ne  pouvons  cependant  pas  adhérer  à  l'hy- 
pothèse proposée  par  ce  savant  ingénieux,  que  la  planète  Mars 
est  couverte  d'une  végétation  rouge^^^emblable  aux  buissons  du 
Bougainvillaea(Humboldt,  Tableaux  de  la  Nature,  t.  II,  p.  323, 
de  la  traduct.  franc. ,  publiée  par  MM.  Gide  et  Baudry,  1851) . — 
«Quand,  dans  l'Europe  centrale,  la  Lune,  peu  avant  son  renou- 
vellement ,  est  placée  le  matin  à  l'Orient ,  elle  reçoit  la  lumière 
terrestre  principalement  des  grands  plateaux  de  l'Asie  et  de  l'A- 
frique. Lorsque,  le  soir,  la  nouvelle  Lune  est  au  contraire  placée 
à  l'Ouest,  elle  ne  peut  recevoir  qu'uu  reflet  moins  intense  de  la 
lumière  terrestre ,  qui  lui  est  envoyée  par  le  continent  améri- 
cain, moins  étendu  que  l'autre,  et  surtout  par  l'Océan.  »  (Wiihelm 
Béer  et  Maedler,  der  Mond  nach  seinen  cosmischen  Ferhœltnis- 
sen,  $  106,  p.  152). 

(6)  [page  525] .  Séance  de  V Académie  des  Sciences,  \e  5  août 
1833  :  «  M.  Arago  signale  la  comparaison  de  l'intensité  lumineuse 
de  la  portion  de  la  Lune  que  les  rayons  solaires  éclairent  direc- 
tement, avec  celle  de  la  partie  du  même  astre  qui  reçoit  seule- 
ment les  rayons  réfléchis  par  la  Terre.  Il  croit,  d'après  les 
expériences  qu'il  a  déjà  tentées  k  cet  égard,  qu'on  pourra, 


—  710  — 

avec  des  instruments  perfectionnés,  saisir  dans  la  lumière  cen- 
drée les  différences  de  l'éclat  plus  ou  moins  nuageux  de  l'at- 
mosphère de  notre  globe.  Il  n'est  donc  pas  impossible ,,  malgré 
tout  ce  qu'un  pareil  résultat  exciterait  de  surprise  au  premier 
coup  d'oeil ,  qu'un  jour  les  météorologistes  aillent  puiser  dans 
l'aspect  de  la  Lune  des  notions  précieuses  sur  l'état  moyen  de 
diaphanéité  de  l'atmosphère  terrestre,  dans  les  hémisphères 
qui  successivement  concourent  à  la  reproduction  de  la  lumière 
cendrée.  » 

(7)  [page  526].  Venturi,  Essai  sur  les  ouvrages  de  Léonard 
de  Finci,  1797,  p.  11. 

(8)  [page  526].  Kepler,  Paralipomena  vel  Astronomiœ  pars 
optica,  160Zi,  p.  297. 

(9)  [page  527].  «On  conçoit  que  la  vivacité  de  la  lumière 
rouge  ne  dépend  pas  uniquement  de  l'état  de  l'atmosphère,  qui 
réfracte ,  plus  ou  moins  affaiblis ,  les  rayons  solaires ,  en  les 
infléchissant  dans  le  cône  d'ombre,  mais  qu'elle  est  modifiée 
surtout  par  la  transparence  variable  de  la  partie  de  l'atmo- 
sphère à  travers  laquelle  nous  apercevons  la  Lune  éclipsée.  Sous 
les  Tropiques,  une  grande  sérénité  du  Ciel,  une  dissémination 
uniforme  des  vapeurs^  diminuent  l'extinction  de  la  lumière  que 
le  disque  lunaire  nous  renvoie.  »  (Humboldt,  Foyage  aux  Ré- 
gions équinoxiales,X.  III,  p.  oUUy  et  Recueil  d' Observât  astrono- 
miques, t.  II,  p.  l/i5.)  On  lit  dans  Y  Annuaire  pour  18Z|.2,  p.  528, 
celte  remarque  d'Arago:  «Les  rayons  solaires  arrivent  à  notre 
satellite  par  l'effet  d'une  réfraction  et  à  la  suite  d'une  absorption 
dans  les  couches  les  plus  basses  de  l'atmosphère  terrestre; 
pourraient-ils  avoir  une  autre  teinte  que  le  rouge  ?  » 

(10)  [page  527].  Babineî,  dans  une  Notice  sur  les  différentes 
proportions  des  lumières  blanche,  bleue  ou  rouge,  qui  se  pro- 
duisent lors  de  l'inflexion  des  rayons,  présente  cette  coloration 
rouge  comme  une  conséquence  de  la  diffraction  ;  voyez  le 
Répertoire  d'Optique  moderne  de  Moigno  ,  1850,  t.  IV,  p.  1656. 


—  711  — 

«  La  lumière  diffractée  ,  dit  Babinet ,  qui  pénètre  dans  l'ombre 
de  la  Terre  ,  prédomine  toujours  et  même  a  été  seule  sensible. 
Elle  est  d'autant  plus  rouge  ou  orangée  qu'elle  se  trouve  plus 
près  du  centre  de  l'ombre  géométrique  ;  car  ce  sont  les  rayons 
les  moins  réfrangibles  qui  se  propagent  le  plus  abondamment 
par  diffraction,  à  mesure  qu'on  s'éloigne  de  la  propagation 
en  ligne  droite.  »  D'après  les  ingénieuses  recherches  aux- 
quelles s'est  livré  Magnus ,  à  l'occasion  d'une  discussion  entre 
Airy  et  Faraday  ^  les  phénomènes  de  la  diffraction  ont  aussi 
lieu  dans  le  vide.  Voyez  sur  les  explications  par  la  diffrac- 
tion, Arago,  dans  V Annuaire  du  Bureau  des  Longitudes  pour 
1846,  p.  /i52-a55. 

(11)  [page  527].  On  lit  dans  Plutarque  (  de  Fade  in  orbe 
Lujiœ,  éd.  Wyttenbach,  t.  IV,  p.  780-783)  que  «le  changement 
de  couleur  de  la  Lune  qui,  ainsi  que  l'affirment  les  mathémati- 
ciens, passe  du  noir  au  rouge  et  à  une^ teinte  bleuâtre,  suivant 
l'heure  où  se  produit  l'éclipsé ,  ]irouve  suffisamment  que 
l'aspect  enflammé  (  àvOpaxwoEç  )  qu'elle  présente ,  lorsqu'elle  est 
éclipsée  vers  minuit  ;,  ne  peut  être  considéré  comme  une  pro- 
priété inhérente  au  sol  de  la  planète.  »  Dion  Gassius ,  qui  s'est 
beaucoup  occupé  des  éclipses  de  Lune  et  des  remarquables  édits 
dans  lesquels  l'empereur  Claude  annonçait  d'avance  les  dimen- 
sions de  la  partie  éclipsée,  appelle  l'attention  sur  la  couleur  de 
la  Lune,  si  différente  d'elle-même,  durant  la  conjonction. 
«  L'éclipsé  qui  eut  lieu  cette  nuit,  dit-il  (lib.  LXV,  cap.  11  ; 
cf.  lib.  LX  ,  cap.  26) ,  jeta  le  trouble  dans  le  camp  de  Vitellius; 
mais  ce  qui  alarma  surtout  les  esprits,  ce  fut  moins  l'obscurité, 
qui  eût  pu  déjà  paraître  de  triste  présage,  que  la  couleur  rouge, 
noire,  et  toutes  les  teintes  lugubres  par  lesquelles  la  Lune  passa 
successivement.  » 

(12)  [page  527].  Schvœter,Selenotopographische  Fragmente, 
l>«part.,  1791,  p.  668;  2«  part  ,1802,  p.  52, 

(13)  [page  528].  hessel,  ueber  eine  angenommene  Almosphœre 


-  712  — 

des  Mondes ,  dans  les  Aslronomische  Nachrichten  de  Schuma- 
cher, n°  263  ,  p.  lxiÇf'lx20.  Voyez  aussi  Béer  et  Maedler,  der 
i)fond,etc.,§83etl07,  p.  133  et  153,  et  Arago,dansr ^/znwaire 
pour  18^6,  p.  3^6-353.  On  a  souvent  présenté  comme  preuve 
de  l'existence  d'une  atmosphère  le  plus  ou  moins  de  netteté 
avec  laquelle  on  aperçoit  quelques  accidents  de  la  surface  de  la 
Lune ,  et  les  «  brouillards  qui  paraissent  traverser  ses  vallées.  » 
C'est  de  toutes  les  raisons  la  moins  soutenable  ,  à  cause  des 
variations  continuelles  qui  modifient  la  transparence  des  cou- 
ches supérieures  de  notre  propre  atmosphère.  Herschel  le  père 
s'était  déjà  prononcé  pour  la  négative ,  d'après  des  considéra- 
tions tirées  de  la  forme  que  présentait  l'une  des  pointes  du 
croissant  lunaire,  dans  Téclipse  de  Soleil  du  5  septembre  1793 
{Philosoph.  Tramact.,  t.  LXXXIV,  p.  167). 

(14)  [page  528].  Maedler,  dans  le  Jahrbuch  de  Schumacher, 
pour  1840,  p.  188.       -^. 

(15)  [page  529].  Sir  John  Herschel  (Ow^/mes,  p.  247)  ap- 
pelle l'attention  des  astronomes  sur  l'immersion  des  étoiles 
doubles ,  dans  le  cas  où  la  proximité  des  astres  accouplés  qui 
forment  chaque  système  ne  permet  pas  au  télescope  de  les  sé- 
parer. 

(16)  [page  529].  Plateau,  sur  V Irradiation,  dans  les  Mé- 
moires de  V Académie  royale  des  Sciences  et  Belles- Lettres  de 
Bruxelles^  t.  Xï,  p.  142  ,  et  Ergànzungsband  zu  Poggendorff's 
Annalen,  1842,  p.  79-128,  193-232  et  405-443.  La  cause 
probable  de  l'irradiation  est  une  excitation  produite  par  la  lu- 
mière sur  la  rétine,  et  qui  s'étend  un  peu  au  delà  des  contours 
de  l'image. 

(17)  [page  529].  Voyez  l'opinion  d'Arago,  dans  les  Comptes 
rendus,  t.  VIII,  1839,  p.  713  et  883  :  «  Les  phénomènes  d'ir- 
radiation signalés  par  M.  Plateau  sont  regardés  par  M.  Arago 
comme  les  effets  des  aberrations  de  réfrangibilité  et  de  sphéri- 
cité de  l'œil,  combinés  avec  l'indistinction  de  la  vision  ,  con- 


séquence  des  circonstances  dans  lesquelles  les  observateurs  se 
sont  placés.  Des  mesures  exactes  prises  sur  des  disques  noirs 
à  fond  blanc  et  des  disques  blancs  à  fond  noir,  qui  étaient  pla- 
cés au  Palais  du  Luxembourg,  visibles  à  l'Observatoire,  n'ont 
pas  indiqué  les  effets  de  l'irradiation.  » 

(18)  [page  529J.  Plutarque ,  de  Facie  in  orbe  Lunœ ,  éd. 
Wyttenbach,  t.  IV,  p.  786-789.  L'ombre  du  mont  Athos, 
qu'a  vue  aussi  le  voyageur  Pierre  Belon  (Observations  de  Singu- 
larités trouvées  en  Grèce,  Asie,  etc.,  155^,  liv.  I,  chap.  25) , 
atteignait  la  vache  d'airain  élevée  sur  la  place  de  la  ville  de 
Myrine ,  dans  l'île  de  Lemnos. 

(19)  [page  530].  Pour  les  témoignages  de  la  visibilité  de  ces 
quatre  régions ,  voyez  Béer  et  Maedler  ,  der  Moud  nach  seinen 
Kosmischen  Ferhœltnissen,  p.  191, 1h\,  290  et  338.  Il  esta  peine 
utile  de  rappeler  que  j'ai  tiré  tout  ce  qui  a  rapport  à  la  topogra- 
phie lunaire,  de  l'excellent  ouvrage  de  mes  deux  amis,  dont  l'un, 
AVilhelm  Béer ,  a  été  malheureusement'finlevé  à  la  science  par 
une  mort  prématurée. — Afin  de  s'orienter  plus  facilement,  il  est 
bon  de  consulter  la  belle  carte  synoptique  que  Maedler  a  don- 
née en  1837,  3  ans  après  la  grande  carte  lunaire  qu'il  a  publiée 
en  quatre  feuilles  séparées. 

(20)  [page  530].  Plutarque,  de  Facie  in  orbe  Lunœ ,  p.  726- 
729,  Wyttenb.  Ce  passage  n'est  pas  non  plus  sans  intérêt  pour 
la  géographie  ancienne.  Voyez  Humboldt,  Examen  critique  de 
l'hist.  de  la  Géographie^  t.  I ,  p.  1^5.  Quant  aux  autres  opinions 
proposées  par  les  anciens,  on  peut  voir  celles  d'Anaxagore  et  de 
Démocrite  dans  Plutarque,  de  Placitis  Philosoph. ,  lib.  II,  cap  25, 
et  celle  de  Parménide  dans  Stobée,  p.  /il9,  Zi53,  516  et  563, 
éd.  Heeren.  Comp.  Schneider,  Eclogœ  physicœ ,  1. 1,  p.  433-4^3. 
D'après  un  passage  fort  remarquable  de  Plutarque ,  dans  la 
Yie  de  Nicias  (chap.  23),  Anaxagore  lui-même,  qui  appelle  la 
Lune  une  autre  Terre  ,  aurait  fait  un  dessin  du  disque  lunaire. 
Voyez  aussi  Origène ,  Philosophunœna,  cap.  8,  éd.  Miller, 
1851,  p.  ik.  Je  fus  fort  étonné  un  jour,  lorsque  montrant  les 


—  7ia  — 

taches  de  la  Lune  dans  un  grand  télescope  à  un  Persan  natif 
dlspahan,  qui  bien  que  fort  éclairé,  n'avait  certainement  jamais 
lu  un  livre  grec ,  je  lui  entendis  énoncer  l'opinion  d'Agésianax, 
comme  très-répandue  dans  son  pays.  «Ce  que  nousvoyonslàdans 
la  Lune,  disait-il,  c'est  nous-mêmes,  c'est  la  carte  delà  Terre.» 
Un  des  interlocuteurs  du  Traité  de  Plutarque  ,  sur  la  Face  de 
la  Lune,  ne  se  fût  pas  exprimé  autrement.  S'il  était  possible  de 
supposer  des  hommes  habitant  sur  notre  satellite  sans  air  et 
sans  eau,  la  Terre  tournant  sur  elle-même  avec  ses  taches,  dans 
un  ciel  presque  noir  même  en  plein  jour,  leur  présenterait  une 
surface  quatorze  fois  plus  grande  que  n'est  pour  nous  la  pleine 
Lune  et  leur  ferait  l'effet  d'une  mappemonde  fixée  toujours  au 
même  point  du  firmament;  mais  sans  doute  les  obscurcissements, 
produits  sans  cesse  par  les  variations  de  notre  atmosphère,  effa- 
ceraient les  contours  des  continents  et  entraveraient  un  peu 
les  études  géographiques.  Voyez  Mœdler,  astronomie ,  p.  169, 
et  J.  Herschel ,  Outlines  of  Astron. ,  §  Zi36. 

(21)  [page  532].  Béer  et  Mœdler,  der  Moud,  p.  273. 

(22)  [page  533].  Schumachers  Jahrbuch  fiir  18Zil ,  p.  270. 

(23)  [page  534].  Maedler,  ^5^ro?iomie,  p.  166. 

{2h)  [page  535].  Le  plus  haut  sommet  de  l'Himalaya  et 
jusqu'à  présent  de  toute  la  Terre  ,  le  Kinchinjinga ,  a ,  d'après 
les  mesures  récentes  de  Waugh,  6406  toises  de  haut,  ou 
8587  mètres.  Le  plus  haut  sommet  des  montagnes  de  la  Lune , 
a  d'après  Maedler,  3800  toises^  or  comme  le  diamètre  de  la  Lune 
est  de  337  myriamètres,  et  celui  de  la  Terre  de  1274,  il  en  ré- 
sulte que  la  hauteur  des  montagnes  lunaires  est  au  diamètre 
delà  Lune  comme  1  esta  454,  celle  des  montagnes  de  la  Terre 
au  diamètre  terrestre  comme  1  est  à  1481. 

(25)  [page  536].  Consultez ,  au  sujet  des  six  altitudes  dé- 
passant 3000  toises,  Béer  et  Maedler,  der  Mond,  p.  99, 125^ 
234,  242,  330  et  331. 

(26)  [page   537].     Robert   Hooke,   Micrographia ,  1667, 


—  715  — 

obs.  LX ,  p.  2^2-2/i6.  «  Thèse  seem  to  me  to  hâve  been  the 
effects  of  sorae  motions  within  the  body  of  the  Moon ,  analo- 
gous  to  our  Earthquakes ,  by  the  éruption  of  which  ,  as  it  has 
thrown  up  a  brim  or  ridge  round  about,  higher  than  the  ambient 
surface  of  the  Moon ,  so  has  it  left  a  hole  or  Répression  in  the 
middle,  proportionably  lower.  »  Hooke  s'exprime  ainsi  au  sujet 
de  ses  expériences  sur  le  bouillonnement  produit  par  l'albâtre  : 
«  Presently  ceasing  to  boyl,  the  whole  surface  will  appear  ail 
over  covered  with  small  pits,  exactiy  shaped  like  thèse  of  the 
Moon. — The  carthy  part  of  the  Moon  has  been  undermined  or 
heaved  up  by  éruptions  of  vapours ,  and  thrown  into  the  same 
kind  of  figured  holes  as  the  powder  of  alabaster.  It  is  not  im- 
probable also ,  that  there  may  be  generated ,  within  the  body 
of  the  Moon ,  divers  such  kind  of  internai  fires  and  beats ,  as 
may  produce  exhalations.  » 

(27)  [page  538].  Cosmos,  t.  II,  p.  602  (note  /a3.  ) 

(28)  [page  538].  Béer  etMaedler,  deï:  Mond,  p.  126.  Ptolémée 
a  2Zimillesde  diamètre,  Alphonse  et  Hipparque  en  ont  19. 

(29)  [page  539].  On  signale  comme  exceptions  Arzachel  et 
Hercule,  dont  le  premier  a  un  cratère  au  sommet,  et  le  second 
un  cratère  latéral.  Ces  points ,  intéressants  pour  la  géognosie , 
méritent  d'être  étudiés  de  nouveau  avec  des  instruments  plus 
parfaits  {SchYceier,  S elenotopographische  Fragmente,  2®  part., 
pi.  Uk  et  68,  fig.  23).  On  n'a  jusqu'ici  rien  observé  d'analogue 
aux  coulées  de  laves  qui  s'amoncellent  dans  nos  vallées.  Les 
rayons  qui  partent  de  l'Aristote ,  suivant  trois  directions  diflfé- 
rentes,  sont  des  chaînes  de  collines  (Béer  et  Maedler,  der  Mond, 
p.  236). 

(30)  [page  539].  Béer  et  Mœdler  der  Mond,  p.  151;  Arago  dans 
V Annuaire  pour  18^2,  p.  526;  voyez  aussi  Emmanuel  Kant, 
Sçhriftender Physischen  Géographie,  1839,  p.  393-Zi02.  D'après 
des  recherches  nouvelles  et  plus  approfondies ,  Thypothèse  des 
changements  temporaires  produits  dans  le  relief  de  la  Lune,  tels 
que  la  formation  de  nouveaux  pics  centraux  ou  de  cratères  dans 


—  7U)  — 

le  Mare  crisium ,  dans  Hévélius  et  dans  Cléomède,  est  Tefifet 
d'une  illusion  semblable  à  celle  par  laquelle  on  s'est  figuré  voir 
des  éruptions  volcaniques  dans  la  Lune.  Voyez  Schrœter,  Seleno- 
topograph.  Fragmente,  l'^part.,  p.  ^12-523;  2'' part. ^  p.  268- 
272.  --  Il  est  généralement  difficile  de  résoudre  la  question 
de  savoir  quels  sont  les  plus  petits  objets  dont  la  hauteur  ou 
l'étendue  puisse  être  mesurée  dans  l'état  actuel  des  instruments. 
D'après  le  jugement  du  D'  Robinson  sur  le  superbe  réflecteur 
de  Lord  Rosse ,  on  peut ,  à  l'aide  de  ce  télescope ,  distinguer 
avec  beaucoup  de  netteté  un  espace  de  220  pieds.  Maedler  a 
mesuré  dans  ses  observations  des  ombres  de  3  secondes; 
ce  qui,  d'après  certaines  hypothèses  sur  la  position  de  la  mon- 
tagne et  la  hauteur  du  Soleil,  correspondrait  à  une  élévation  de 
120  pieds  seulement.  Mais  en  même  temps  Maedler  fait  remar- 
quer que  l'ombre  doit  avoir  une  certaine  largeur  pour 
être  visible  et  mesurable.  L'ombre  projetée  par  la  grande 
pyramide  de  Chéops  auf  ait  à  peine ,  en  raison  des  dimensions 
connues  du  monument,  un  neuvième  de  seconde  de  largeur, 
même  dans  la  partie  la  plus  large  ;  elle  serait  donc  invisible 
pour  nous;  voyez  Mœdler,  dans  le  Jahrbuch  de  Schumacher 
pour  18^1 ,  p.  26Zi.  Arago  rappelle  qu'au  moyen  d'un  gros- 
sissement de  6000  fois ,  qui  à  la  vérité  ne  pourrait  être  ap- 
phqué  à  la  Lune  avec  un  résultat  proportionné  à  sa  puissance, 
les  montagnes  lunaires  nous  feraient  à  peu  près  l'efl'et  du 
mont  Blanc,  vu  à  l'œil  nu  du  lac  de  Genève. 

(31)  [page  539].  Les  sillons  ou  rigoles  sont  en  petit  nombre, 
et  ne  dépassent  jamais  une  longueur  de  22  myriamètres.  Ces 
sillons  sont  quelquefois  bifurques  :  c'est  le  cas  de  Gassendi. 
Quelquefois  aussi,  mais  moins  souvent,  ils  ont  l'apparence  de 
veines ,  comme  Triesnecker.  Us  sont  toujours  lumineux  ;  ils 
n'enjambent  pas  sur  les  montagnes  et  ne  courent  qu'a  tra- 
vers les  plaines  ;  leurs  extrémités  n'ofi'rent  rien  de  particulier, 
et  n'ont  ni  plus  ni  moins  de  largeur  que  la  parlie  intermé- 
diaire (Béer  et  Maedler,  der  Movd,  p,  131 ,  225  et  2^9). 


—  717  — 

(32)  [page  540].  Voyez  mon  /i^sai  aur  la  vie  nocturne  dea 
animaux ,  dam  les  forêts  du  IVouveau  Monde  (  Tableaux  de  la 
Nature,  t.  I,  p.  319  de  la  traduct.  franc.,  publiée  par  MM.  Gide 
etBaudry).  Les  spéculations  de  Laplace  ,car  ce  ne  furentjamais 
des  idées  arrêtées)  au  sujet  d'un  clair  de  Lune  perpétuel  (£^x/9osi- 
tion  du  système  du  Monde  ^  1824,  p.  232),  ont  été  contredites 
dansun  Mémoire  de  Liouville,  sur  un  cas  particulier  du  problème 
des  trois  corps.   «  Quelques  partisans  des  causes  finales ,  dit 
Laplace ,  ont  imaginé  que  la  Lune  a  été  donnée  à  la  Terre  pour 
l'éclairer  pendant  les  nuits;  dans  ce  cas,  la  nature  n'aurait 
point  atteint  le  but  qu'elle  se  serait  proposé,  puisque  nous 
sommes  souvent  privés  à  la  fois  de  la  lumière  du  Soleil  et  de  celle 
de  la  Lune.  Pour  y  parvenir,  il  eût  suffi  de  mettre  à  l'origine 
la  Lune  en  opposition  avec  le  Soleil  dans  le  plan  même  de 
l'écliptique,  à  une  distance  égale  à  la  centième  partie  de  la 
distance  de  la  Terre  au  Soleil,  et  de  donner  à  la  Lune  et  à  la 
Terre  des  vitesses  parallèles  et  proportionnelles  à  leurs  distances 
à  cet  astre.  Alors  la  Lune  ,  sans  ce^se  en  opposition  au  Soleil, 
eût  décrit  autour  de  lui  une  ellipse  semblable  à  celle  de  la 
Terre  ;  ces  deux  astres  se  seraient  succédé  l'un  à  l'autre  sur 
l'horizon  ;  et  comme  à  cette  distance  la  Lune  n'eût  point  été 
éclipsée,  sa  lumière  aurait  certainement  remplacé  celle  du  So- 
leil. »  Liouville  trouve  au  contraire  «  que,  si  la  Lune  avait  oc- 
cupé à  l'origine  la  position  particulière  que  1  illustre  auteur  de 
la  Mécanique  céleste  lui  assigne ,  elle  n'aurait  pu  s'y  maintenir 
que  pendant  un  temps  très-court.  » 

(33)  [page  540].  Voyez,  sur  le  transport  des  terrains  par  le.s 
marées,  Sir  Henry  de  la  Bêche,  Geological  Manual ,  1833, 
p.  111. 

(34)  [page  541].  A.rago,  sur  la  question  de  savoir  si  la 
Lune  exerce  sur  notre  atmosphère  une  infl'uence  appréciable , 
dans  V Annuaire  pour  1833  ,  p.  157-206.  Les  principales  auto- 
rités citées  sont  :  Scheibler  (  Uatersuchungen  ûber  Kinjluss  des 
Mondes  auf  die  Ferdnderungen  in  unserer  Atmosphdre ,  1830, 

TIT.  46 


—  718  — 

p.  20:,  Flaugergues  {Fingt  années  d'observations  à  Fiviers , 
dans  la  Bibliothèque  universelle,  Sciences  et  Arts,  t.  XL,  1829; 
p.  265-28S  ,  et  dans  le  Recueil  de  Kastner  :  ArcUv  fur  die  ge- 
sammte  Natmiehre,  t.  XVII,  1829,  p.  32-50),  etEisenlohr,  dans 
les  Poggendorffs  Annalen  der  Physik,  t.  XXXV,  1835,  p.  1^1- 
160  et  309-329.  — Sir  John  Herschel  croit  très-probable  «qu'il 
règne  sur  la  Lune  une  très-haute  température,  fort  au-dessus  de 
l'ébullition  de  l'eau ,  parce  que  la  surface  de  cet  astre  est  ex- 
posée à  l'action  du  Soleil ,  durant  quatorze  jours ,  sans  inter- 
ruption et  sans  rien  qui  l'adoucisse.  La  Lune  doit  donc ,  en 
opposition  ou  peu  de  jours  après,  devenir,  à  quelque  degré 
que  ce  soit  (in  some  small  degree),  une  source  de  chaleur 
pour  la  Terre  ;  mais  cette  chaleur  émanant  d'un  corps  dont  la 
température  est  encore  bien  loin  de  l'incandescence  (below  the 
température  of  ignition),  ne  peut  atteindre  la  surface  de  la 
Terre,  attendu  qu'elle  est  absorbée  dans  notre  atmosphère,  où 
elle  transforme  les  vapeurs  vésiculaires  et  visibles  en  vapeurs 
transparentes.  »  Sir  John  Herschel  considère  le  phénomène 
de  la  dissolution  rapide  des  nuages  sous  l'influence  de  la 
pleine  Lune  ,  quand  le  Ciel  n'est  point  trop  couvert  , 
comme  un  fait  météorologique,  «  confirmé,  ajoute-t-il,  par 
les  expériences  de  Humboldt ,  aussi  bien  que  par  la  croyance 
très-générale  des  navigateurs  espagnols  dans  les  mers  tropi- 
cales, j)  Voyez  Report  of  the  fifteenth  Meeting  of  the  Brilish 
Association  for  the  advancement  of  Science,  1846,  Notices,, 
p.  5  ,  et  Outlines  of  Astronomy,  p.  261. 

(55)  [page  5/il] .  Béer  et  Maedler ,  Beitrœge  zur  physischen 
Kenntniss  des  Sonnensystems,  1841,  p.  113;  les  chiffres  indiqués 
résultent  d'observations  faites  en  1830  et  en  1832.  Voyez  aussi 
Maedler,  Astronomie,  1849,  p.  206.  La  première  et  importante 
correction ,  apportée  à  la  durée  de  la  rotation  de  Mars ,  qui 
avait  été  évaluée  par  Dominique  Cassini  à  24**  40',  est  due  aux  la- 
borieuses observations  poursuivies  par  William  Herschel  de  1777 
à  1781;  ces  observations  donnèrent  pour  résultat  24**  39'  21",7. 


—  719  — 

Kmiowsky,  enl821,  avait  trouvé  24*"  36'^0",  résultat  très-voisin 
de  celui  qu'a  obtenu  Mœdler.  La  première  observation  faite  par 
Cassini  sur  la  rotation  d'une  tache  de  Mars ,  paraît  avoir  eu  lieu 
peu  de  temps  après  l'année  1670  (Delambre,  Histoire  de  V As- 
tronomie moderne^  t.  Il,  p.  69^);  mais  dans  le  Mémoire  fort  rare 
de  Kern ,  de  Scintillatione  Stellarum,  Wittenberg^  1686 ,  §  8, 
je  trouve  mentionnés  comme  ayant  découvert  la  rotation  de  Mars 
et  celle  de  Jupiter  :  «  Salvator  Serra  et  le  Père  Égidius  Franciscus 
de  Cottignez^  astronomes  du  Collège  romain.  » 

(36)  [page  5^2].  Laplace ,  Exposition  du  Système  du  Monde, 
p.  36.  Les  mesures  très-imparfaites  de  Schrœter  sur  le  diamètre 
de  Mars  attribuent  à  cette  planète  un  aplatissement  de  1/80 
seulement. 

(37)  [page  5^2].  Béer  et  Maedler,  Beitrœge,  etc.,  p.  111. 

(38)  [page  542 J.  Sir  John  Hers^el,  Outlines  of  Astron,, 
§  510.  '' 

(39)  [page  542].  Béer  et  Maedler,  Beitrœge,  etc.,  p.  117-125. 

(40)  [page  543].  Maedler,  dans  les  Astronom,  Nachrichten 
de  Schumacher^  n°  192. 

(41)  [page  543].  Cosmos,  t.  III,  p.  468  et  469.  Voyez  aussi 
sur  l'ordre  chronologique  dans  lequel  se  sont  succédé  les  dé- 
couvertes des  petites  planètes,  ibid,  p.  466  et  507;  sur  leur 
grandeur  relativement  à  celle  des  astéroïdes  météoriques  ou 
aérolithes,  p.  473;  enfin  sur  l'hypothèse  d'après  laquelle  Ke- 
pler comblait  à  l'aide  d'une  planète  la  grande  lacune  qui  sépare 
Mars  de  Jupiter ,  hypothèse  qui  n'a  d'ailleurs  en  aucune  façon 
contribué  à  amener  la  découverte  de  la  première  petite 
planète,  de  Cérès,  p.  482-488  et  698-700  (notes  6 «-63).  Je 
ne  crois  pas  juste  le  reproche  sévère  adressé  à  un  illustre 
philosophe,  parce  qu'ignorant  la  découverte  de  Piazzi,àune 
époque  où  elle  pouvait,  il  est  vrai,  lui  être  connue  depuis  cinq 
mois,  il  contestait  non  pas  la  probabilité  mais  bien  la  nécessité 


-»  720  — 

(Tune  planète  existant  entre  Mars  et  Jupiter.  Hogel ,  en  effet , 
(tans  la  Dissertation  de  Orhîtis  Planetarum ,  qu'il  écrivit  durant 
le  printemps  et  Tété  de  1801  ,  traite  des  idées  des  anciens  sur 
les  distances  respectives  des  Planètes  ;  et  citant  la  série  des 
nombres  dont  parle  Platon  dans  le  Timée  (p.  35,  Estienne)  : 
1.2.3.  /1.9.8.27....  (Voyez  Cosmos  t.  lïl,  p.  692,  note  51), 
il  conteste  qu'il  faille  nécessairement  admettre  une  lacune. 
Il  dit  simplement  :  «  Ouae  séries  si  verior  naturœ  ordo  sit , 
quam  arithmetica  progressio ,  inter  quartum  et  quintum  locum 
niagnum  esse  spatium ,  neque  ibi  planetam  desiderari  apparet.  » 
(Hegel's  ff'erke,  t.  X\I,  i83/i,  p.  28^  voyez  aussi Rosenkranz, 
HegeV^Leben,  18/iZi,  p.  154).  Kant,  dans  le  spirituel  écrit  inti- 
tulé: Naturgeschichte  des  Himmels ,  1755  ,  se  borne  à  dire  que 
lors  de  la  formation  des  Planètes ,  Mars  devait  sa  petitesse  à 
l'immense  puissance  attractive  de  Jupiter.  Il  ne  fait  allusion 
qu'une  fois  et  très-vaguement  aux  «membres  du  système  so- 
laire, qui  sont  fort  disianls"  les  uns  des  autres,  et  entre  lesquels 
on  n'a  pas  encore  trouvé  les  intermédiaires  qui  les  séparent.  » 
{  Emmanuel  Kant ,  Sdmmlliche  ÏVerke  ,  6^  part.,  1839,  p.  37  , 
110  et  196.) 

(42)  [page  544].  Voyez,  au  sujet  de  l'influence  que  le  perfec- 
tionnement des  cartes  célestes  peut  avoir  sur  la  découverte  des 
petites  planètes,  le  Cosmos,  t.  III,  p.  126  et  127. 

(43)  [page  545].  D'Arrest ,  ueber  das  System  der  Kleinen 
Planeten  zwischen  Mars  und  Jupiter,  1851 ,  p.  8. 

(44)  [page  545].   Cosmos ,  t.  III,  p.  468  et  502. 

(45)  [page  547].  Benjamin  Abthorp  Gould  (aujourd'hui  i\ 
Cambridge,  dans  l'État  de  Massachusetts),  Untersuchungen  ueber 
die  gegenseitige  Lage  der  Bahnen  zwischen  Mars  und  Jupiter^ 
1848,  p.  9-12. 

(46)  [page  547].  D'Arrest ,  ueber  das  System  der  Kleinen 
Planeten,  p.  30. 


—  721  — 

(M)  [page  5/i8].  Zach,  Monatliche  Correspondenz ,  l.  YI , 
p.  88. 

(Zi8)  [page  5^8].  Gauss,  dans  le  même  Recueil,  t.  XXVI, 
p.  299. 

(U9)  [page  5^9].  M.  Daniel  Kirkwood,  de  l'Académie  de 
Pottsville ,  a  cru  pouvoir  tenter  de  reconstituer  la  planète  bri- 
sée, au  moyen  des  fragments  qui  en  restent ,  comme  on  recom- 
pose les  animaux  antédiluviens.  Il  est  arrivé  ainsi  à  lui  assigner 
un  diamètre  dépassant  celui  de  Mars  de  plus  de  1800  myriamè- 
Ires ,  et  la  rotation  la  plus  lente  de  toutes  les  planètes  princi- 
pales, le  jour  ne  durant  pas  moins  de  57  heures  1/2.  (Report  of 
thc  British  J^sociation ,  1850  ,  p.  XXXV.) 

(50)  [page  549].  Béer  et  Maedler,  Beitrœge  zur  physischcn 
Kenntniss  der  himmlischen  Kœrper ,  p.  104-106.  Les  observa- 
tions plus  anciennes  mais  moins  sûres  de  Hussey  donnaient 
jusqu'à  1/24.  Laplace  (Système  au  Monde^  p.  266)  a  trouvé 
tliéoriquement ,  en  supposant  croissante  la  densité  des  couches., 
une  valeur  comprise  entre  1/24  et  5/48. 

(51)  [page  550].  L'immortel  ouvrage  de  Newton ,  Philoso- 
phiœ  naturalis  Principia  Mathematica ,  parut  en  mai  1687,  et 
les  Mémoires  de  l'Académie  de  Paris  ne  donnent  la  mesure  de 
l'aplatissement  déterminé  par  Cassini  (1/15)  qu'en  1691,  de 
sorte  que  Newton  qui  certainement  pouvait  connaître  les  expé- 
riences faites  sur  le  pendule  à  Gayenne  par  Richer,  d'après  la 
Relation  de  son  voyage  imprimée  en  1679,  dut  recevoir  le  pre- 
mier avis  de  la  figure  de  Jupiter  par  des  rapports  verbaux,  et  par 
les  correspondances  écrites,  si  actives  à  cette  époque.  Voyez  à 
ce  sujet  et  sur  l'époque  où  Huygens  eut  connaissance  des  obser- 
vations de  Richer  sur  le  pendule,  le  Cosmos ^  t.  I,  p.  491 
(note  29j ,  et  t.  II ,  p.  616 ,  (note  2) . 

(52)  [page  550].  Airy,  dans  les  Memoirs  ofthe  royal  Astron. 
Society,  t.  IX,  p.  7;  t.  X,  p.  43. 


—  722  — 

(53)  [page  550].  On  s'en  tenait  encore  à  cette  évaluation 
en  182Zi.  Voyez  Laplace,  Système  du  Monde ,  p.  207. 

{^k)  [page  550].  Del  ambre ,  Histoire  de  V  Astronomie  mo- 
derne,  t.  11^  p.  754. 

(55)  [page  552] .  «  On  sait  qu'il  existe  au-dessus  et  au-dessous 
de  l'équateur  de  Jupiter  deux  bandes  moins  brillantes  que  la 
surface  générale.  Si  on  les  examine  avec  une  lunette ,  elles 
paraissent  moins  distinctes  à  mesure  qu'elles  s'éloignent  du 
centre,  et  même  elles  deviennent  tout  à  fait  invisibles  près  des 
bords  de  la  planète.  Toutes  ces  apparences  s'expliquent  en  ad- 
mettant l'existence  d'une  atmosphère  de  nuages  interrompue 
aux  environs  de  Téquatcur  par  une  zone  diaphane,  produite 
peut-être  par  les  vents  alises.  L'atmosphère  de  nuages  réflé- 
chissant plus  de  lumière  que  le  corps  solide  de  Jupiter,  les 
parties  de  ce  corps  que  l'on  verra  à  travers  la  zone  diaphane , 
auront  moins  d'éclat  que  le  reste  et  formeront  les  bandes  ob- 
scures. A  mesure  qu'on  s'éloignera  du  centre,  le  rayon  visuel 
de  l'observateur  traversera  des  épaisseurs  de  plus  en  plus 
grandes  de  la  zone  diaphane,  en  sorte  qu'à  la  lumière  réfléchie 
par  le  corps  solide  de  la  planète  s'ajoutera  la  lumière  réfléchie 
par  cette  zone  plus  épaisse.  Les  bandes  seront  par  cette  raison 
moins  obscures  en  s'éloignant  du  centre.  Enfin  aux  bords  mêmes 
la  lumière  réfléchie  par  la  zone  vue  dans  la  plus  grande  épais- 
seur pourra  faire  disparaître  la  différence  d'intensité  qui  existe 
entre  les  quantités  de  lumière  réfléchie  par  la  planète  et  par 
l'atmosphère  de  nuages  ;  on  cessera  alors  d'apercevoir  les 
bandes  qui  n'existent  qu'en  vertu  de  cette  différence.  —  On 
observe  dans  les  pays  de  montagnes  quelque  chose  d'analogue  : 
quand  on  se  trouve  près  d'une  forêt  de  sapins,  elle  paraît  noire; 
mais  à  mesure  qu'on  s'en  éloigne ,  les  couches  d'atmosphère 
interposées  deviennent  de  plus  en  plus  épaisses  et  réfléchissent 
delà  lumière.  La  différence  de  teinte  entre  la  forêt  et  les  objets 
voisins  diminue  de  plus  en  plus:  elle  finit  par  se  confondre  avpc 


1 


—  723  — 

eux,  si  Ton  s'en  éloigne  cFune  distance  convenable.  »  (Extrait 
des  Leçons  d'Astronomie  d'Arago  ,  18^1.) 

(56)  [page  553].  Cosmos,  t.  IT,  p.  382-38^  et  603  (note  UU.) 

(57)  [page  554].  Sir  John  Herschel,   Outlines  of  Jatron. , 

(58)  [pages  555].  Les  premières  observations  de  William 
Herschel,  faites  en  novembre  1793  ,  donnèrent  pour  la  rotation 
de  Saturne  10^  16'  kU".  C'est  à  tort  qu'on  a  fait  honneur  au 
grand  philosophe  Emmanuel  Kant  d'avoir  deviné  par  des  con- 
sidérations purement  théoriques  et  consigné  dans  le  brillant 
ouvrage  intitulé  :  y^Ugemeine  Naturqeschichte  dea  Himmels,  qua- 
rante ans  avant  Herschel .  la  véritable  durée  de  la  rotation  de 
Saturne.  Le  nombre  qu'il  indique  est  6**  23'  53'  H  considère  cette 
valeur  «  comme  la  détermination  mathématique  du  mouvement 
encore  inconnu  d'un  corps  céleste,  prédiction  unique  peut-être 
en  son  genre ,  et  qui  ne  peut  être  vérifiée  que  par  les  observa- 
lions  des  siècles  futurs.  »  L'attente  n'a  point  été  remplie  ;  les 
observations  postérieures  ont  révélé  une  erreur  de  6  heures , 
c'est-à-dire  des  3/5.  On  trouve  dans  le  même  ouvrage ,  au  sujet 
de  l'Anneau  de  Saturne ,  que  «  dans  l'amas  de  particules  dont 
il  se  compose ,  les  unes  situées  à  l'intérieur  du  côté  de  la  pla- 
nète accomplissent  leur  rotation  en  10  heures,  et  que  les  autres, 
qui  forment  la  partie  extérieure,  mettent  15  heures  à  opérer  le 
même  mouvement.  »  Le  premier  de  ces  deux  nombres  se 
rapproche  par  hasard  de  la  vitesse  angulaire  de  la  planète 
(10»»  29'  17").  Voyez  Kant,  Sœmmtliche  IVerke,  6«  part.,  1839, 
p.  135  et  140. 

(59)  [page  556].  Laplace  [Exposition  du  Système  du  Monde, 
p.  43)  évalue  l'aplatissement  de  Saturne  à  1/11.  Bessel  n'a  point 
confirmé  mais  a  au  contraire  déclaré  inexacte  cette  singulière 
dépression  d'aprps  laquelle  William  Herschel,  à  la  suite  d'une 
série  d'observations  laborieuses ,  faites  avec  des  télescopes  très- 
divers,  trouva  que  le  grand  axe  de  la  planète  était  situé  non  pas 


-  7^24  — 

dans  le  plan  de  sou  équateur,  mais  dans  un  plan  formant  avec 
celui  do  l'équateur  un  angle  d'environ  ^5°. 

(60)  [page  556]     Arago,  dans  V annuaire ])ouy  18^2,  p.  555. 

(61)  [page  557].  Dominique  Cassini  avait  signalé  aussi  cette 
dififérence  d'éclat  des  deux  anneaux.  Voyez  Mémoires  de  V aca- 
démie des  Sciences f  année  1715,  p.  13. 

(62)  [page  557],  Cosmos,  t.  II ,  p.  385.  Ce  ne  fut  que  quatre 
ans  plus  tard,  en  1659,  que  la  découverte  ou  plutôt  l'explica- 
tion complète  des  apparences  que  présentent  Saturne  et  son 
anneau  fut  publiée  dans  le  Systema  Saturnium. 

(63)  [page  558].  Tout  récemment  de  semblables  éminences 
ont  été  aperçues  de  nouveau  par  Lassell,  àLiverpool,  avec 
un  réflecteur  de  20  pieds  de  longueur  focale ,  que  lui-même 
avait  construit.  Voyez  Report  of  the  British  Association ,  1850, 
p.  XXXV.  ^ 

(6/i)  [p.  558].  \0} ez  ERVÙm^,  Kleine  Ephemeriden iur  ISZd, 
p.  100,  et  Struve  dans  les  Astronom,  Nachrichlen  de  Schuma- 
cher, nM39,  p.  389. 

(65)  [page  559].  On  lit  dans  les  Acta  Eruditorum  pro  anno 
168Zi,  p.  k2kf  le  passage  suivant,  extrait  de  l'ouvrage  intitulé 
Systema  phœnomenorum  Saturni ,  autore  Galletio,  prœposito 
eccles,  Avenionensis  :  «Nonnunquam  corpus  Saturni  non  exacte 
annuli  médium  obtinere  visum  fuit.  Hinc  evenit,  ut,  quum 
planeta  orientalis  est ,  centrum  ejus  extremitati  orientali  annuli 
propius  videatur,  et  major  pars  ab  occidentali  latere  sit  cum 
ampliore  obscuritate.  » 

(66)  [page  559] .  Horner,  dans  le  Neues  Physik.  TVœrterhuch 
de  Gehier,  t.  VIII ,  1836 ,  p.  17^. 

(07)  [page  559J.  Benjamin  Peirce,  on  the  Constxlulion  of 
Saturn's  Ring  ,  dans  V Astronomical  Journal  de  Gould,  1851 , 
t.  II,  p.  16  :  «  The  ring  consists  of  a  stream  or  of  streams  of  a 


—  7:25  — 

fluid  ralher  deiiser  Ihan  water  flowing  aroimd  Ihe  piimary.  » 
Voyez  aussi  Sillinian's  American  Journal ,  2**  série ,  t.  XII , 
1851,  p.  99,  et  sur  les  inégalités  de  l'anneau  ou  les  actions 
perturbatrices  et  par  cela  même  conservatrices  des  satellites, 
John  Herschel,  Outlines  of  Astronomy ,  p.  320. 

(68)  [page  560].  Jolin  Herschel,  Caipe  Observations, 
p.  4U-430,  et  Outlines ,  p,  650.  Voyez  aussi  sur  la  loi  des 
distances,  ibid.,  p.  337,  §  550. 

(69)  [page  562].  Fries  ,  Forlesungen  ueber  die  Sternkunde , 
1833,  p.  325;  Challis  dans  les  Transactions  of  the  Cambridge 
Philosophical  Society,  t.  III,  p.  171. 

(70)  [page  562] .  William  Herschel ,  Account  of  a  Cornet , 
dans  les  Philoi^ophical  Transactions  for  1781 ,  t.  LXXI,  p.  ^92. 

(71)  [page  563].  Cosmos,  t.  III ,  p.  ^90. 

(72)  [page  563].  Maedler,  dans  ^es  Astronom.  Nachrichten 
de  Schumacher,  n°Zi93.  Voyez  aussi  sur  l'aplatissement  d'Uranus, 
Arago  dans  ï Annuaire  pour  18Zi2  ,  p.  577-579. 

(73)  [page  565].  Voyez,  pour  les  observations  de  Lassell  à 
Starfield  (Liverpool)  et  celles  d'Otto  Struve,  les  Monthly  Notices 
of  the  royal  Astronomical  Society,  t.  VIJI ,  18/i8,  p.  ^3-^7  , 
135-139,  et  les  Astronom.  Nachrichten  de  Schumacher, 
n»  623  ,  p.  365. 

{llx)  [page  566].  Bernhard  von  Lindenau,  Beitrag  zur  Ge- 
schichte  dcr  Neptun's  Entdeckung ,  dans  le  supplément  des 
Astronom.  Nachrichten  de  Schumacher,  18/i9,  p.  17. 

(75)  [page  566] .  Astronom.  Nachrichten ,  n''  580. 

(76)  [page  566].  Leverrier,  Recherches  sur  les  mouvements 
de  la  planète  Herschel,  18/i6,  dans  la  Connaissance  des  Temps 
pour  18/i9  ,  p.  25Zi. 

(77)  [page  567]  L'élément  très-important  de  la  masse  de 
Neptune  a  reçu  beaucoup  d'accroissements  successifs.  Estimé 
d'abord  1/20897  par  Adams,   il  a  été  évalué  à  1/19840  par 


—  726  — 

Peirce,  à  1/19^00  par  Bonrl,  à  1/18780  par  John  Herschel , 
à  l/15Zi80  par  LasseJl,  enfin  à  i/MiUkQ  par  Otto  et  Auguste  Struve 
à  Poulkova.  C'est  ce  dernier  résultat  que  nous  avons  adopté 
dans  le  texte. 

(78)  [page  568].  Airy,  dans  les  Monthly  Notices  of  the  royal 
Jstronomkal  Society,  t.  VII ,  n°  9  (novembre  18/16^,  p.  121-1 52  ; 
Bernhard  von  Lindenau ,  Beitrag  zur  Geschichfe  der  NepturCs 
Entdeckung ,  p.  1-32  et  235-238.  —  Leverrier  ,  sur  l'invitation 
d'Arago,  commença  dans  l'été  de  18Zi5  à  s'occuper  de  la  théorie 
d'Uranus.  Il  présenta  à  l'Institut  les  résultats  de  ses  recherches, 
le  10  novembre  1845,  le  1"  juin,  le  3  août  et  le  5  octobre  ;  846, 
et  les  publia  aussitôt.  Le  plus  grand  et  le  plus  important  travail 
de  Leverrier,  celui  qui  contient  la  soli^tion  complète  du  pro- 
blème, parut  dans  la  Connaissance  des  Tcmp-  pour  1849. 
Adaras  fit  part  de  ses  premiers  résultats,  mais  sans  rien  confier 
à  l'impression,  au  profj^sseur  Challis.  en  septembre  1845, 
et  avec  quelques  changements  à  l'Astronome  royal,  dans  le  mois 
d'octobre  de  la  même  année,  toujours  sans  en  rien  publier. 
L'Astronome  royal  eut  communication  des  résultats  définitifs 
d'Adams ,  corrigés  de  nouveau  dans  le  sens  d'une  diminution 
de  la  distance,  au  commencement  du  mois  de  septembre  1846. 
Le  jeune  géomètre  de  Cambridge  s'exprime  sur  ces  travaux 
successifs ,  tous  dirigés  vers  le  même  but ,  avec  autant  de 
modestie  que  d'abnégation  :  «  I  mention  thèse  earlier  dates 
merely  to  show,  that  my  results  were  arrived  atindependently 
and  previously  to  the  publication  of  iM.  Leverrier,  and  not  with 
the  intention  of  interfering  with  hisjust  daims  to  the  honors  of  the 
discovery;  for  there  is  no  doubt  that  his  researches  were  first 
published  to  the  world,  and  led  to  the  actual  discovery  of  the 
planet  by  Dr.  Galle;  so  that  the  facts  stated  above  cannot  detract, 
in  the  slightest  degree,  from  the  crédit  due  to  M.  Leverrier.  » 

Comme ,  dans  l'Histoire  de  la  découverte  de  Neptune ,  on  a 
souvent  répété  que  l'illustre  astronome  de  Kœnigsbcrg  avait 
partagé  l'espérance  exprimée  déjci  en  1834  par  Alexis  Bouvard . 


—  7^27  — 

l'auteur  des  Tables  d'Uranus ,  «  que  les  perturbations  d'Uranus 
devaient  être  causées  par  une  planète  encore  inconnue,  »  j'ai 
pensé  qu'il  pourrait  être  intéressant  pour  les  lecteurs  du  Cos- 
mos de  trouver  ici  une  partie  de  la  lettre  que  m'écrivit  Bessel,  à 
la  date  du  8  mai  18^0,  deux  ans,  par  conséquent,  avant  sa 
conversation  avec  Sir  John  Herschel,  lors  de  sa  visite  à  Col- 
lingwood  :  «  Vous  me  demandez  des  nouvelles  de  la  planète 
située  au  delà  d'Uranus.  Je  pourrais  vous  adresser  à  quelques- 
uns  de  mes  amis  de  Kœnigsberg  qui  croient  en  savoir  plus  que 
moi-même  sur  ce  point.  J'avais  choisi  pour  texte  d'une  leçon 
publique,  le  28  février  18^0,  l'exposé  des  rapports  qui  exis- 
tent entre  les  observations  astronomiques  et  l'astronomie  elle- 
même.  Le  public  ne  fait  pas  de  diflfércnce  entre  ces  deux 
objets  ;  il  y  avait  donc  lieu  de  redresser  son  opinion.  La  part 
de  l'observation  dans  le  développement  des  connaissances  astro- 
nomiques me  conduisait  naturellement  à  remarquer  que  nous 
ne  pouvons  être  certains  d'expliquer  jDar  notre  théorie  tous  les 
mouvements  des  planètes.  Je  citai  comme  preuve  Uranus;  les 
anciennes  observations  dont  cette  planète  a  été  l'objet  ne 
s'accordent  nullement  avec  les  éléments  déduits  des  observa- 
tions plus  récentes,  faites  de  1783  à  1820.  Je  crois  vous  avoir 
déjà  dit  que  j'ai  beaucoup  étudié  cette  question  ;  mais  tout  ce 
que  j'ai  retiré  de  mes  efforts,  c'est  la  certitude  que  la  théorie 
actuelle  ou  plutôt  l'application  que  l'on  en  fait  au  système  so- 
laire ,  tel  que  nous  le  connaissons  aujourd'hui ,  ne  suffit  point 
à  résoudre  le  mystère  d'Uranus.  Ce  n'est  pas  ,  à  mon  sens ,  une 
raison  pour  désespérer  du  succès.  Il  nous  faut  d'abord  connaî- 
tre exactement  et  d'une  manière  complète  tout  ce  qui  a  été 
observé  sur  Uranus.  J'ai  chargé  un  de  mes  jeunes  auditeurs, 
Flemming,  de  réduire  et  comparer  toutes  les  observations ,  et 
maintenant  j'ai  là  réunis  sous  la  main  tous  les  faits  constatés.  Si 
les  anciennes  déterminations  ne  conviennent  déjà  point  à  la 
théorie,  celles  d'aujourd'hui  s'en  écartent  plus  encore;  car 
actuellement  l'erreur  est  d'une  minute  entière ,  et  elle  s'ac- 
croît de  7  à  8  secondes  par  an ,  de  sorte  qu'elle  sera  bientôt 


—  7^28  — 

beaucoup  plus  considérable.  J'ai  eu  l'idée  d'après  cela  qu'un  mo- 
ment viendrait  où  la  solution  du  problème  serait  peut-être  bien 
fournie  par  une  nouvelle  planète,  dont  les  éléments  seraient 
reconnus  d'après  son  action  sur  Uranus  et  vérifiés  d'après  celle 
qu'elle  exercerait  sur  Saturne.  Je  me  suis  d'ailleurs  bien 
gardé  de  dire  que  ce  temps  fût  arrivé;  je  me  borne  à  chercher 
jusqu'où  peuvent  conduire  les  faits  actuellement  connus.  C'est 
là  un  travail  dont  la  pensée  me  suit  depuis  tant  d'années,  et  au 
sujet  duquel  j'ai  passé  par  tant  d'opinions  différentes,  que  j'as- 
pire à  en  voir  la  fin ,  et  que  je  ne  négligerai  rien  pour  arriver  à 
ce  résultat  aussitôt  qu'il  sera  possible.  J'ai  grande  confiance  en 
Flemming ,  qui ,  à  Danlzig  où  il  est  appelé  ,  continuera  pour 
Saturne  et  pour  Jupiter  la  réduction  des  observations  qu'il  a 
faites  pour  Uranus.  Je  m'applaudis ,  sous  ce  rapport ,  qu'il  n'ait 
pour  l'instant  aucun  moyen  d'observation  et  qu'il  n'ait  point 
de  cours  à  faire.  Un  jour  viendra  aussi  pour  lui,  où  il  devra  se 
livrer  à  des  observatioBt^  dirigées  vers  un  but  déterminé  ;  alors, 
sans  doute ,  les  facilités  matérielles  ne  lui  manqueront  pas  plus 
que  dès  à  présent  l'habileté  ne  lui  manque.  » 

(79)  [page  568].  La  première  lettre  dans  laquelle  Lassell 
annonça  sa  découverte  était  du  6  août  1847.  Voyez  Schu- 
macher's  Astronom.  Nachrichten ,  n°  611 ,  p.  165. 

(80)  [page  568] .  Otto  Struve,  dans  les  Astronom.  Nachrichten ^ 
n"  629.  C'est  d'après  les  observations  faites  à  Poulkowa  qu'Au- 
guste Struve  a  calculé  à  Dorpat  l'orbite  du  premier  satellite  de 
Neptune. 

(81)  [page  568].  W.  C.  Bond,  dans  les  Proceedings  of  the 
American  Academy  of  Arts  and  Sciences,  t.  II ,  p.  137  et  140. 

(82)  [page  569]  Schumacher's  Astronom.  Nachrichten, 
D^  729,  p.  143. 

(83)  [page  571].  «On  reconnaîtra  un  jour ,  dit  Kant,  que  les 
dernières  planètes,  qui  parla  suite  seront  découvertes  au  delà 
de  Saturne  ,  forment  une  série  de  membres  intermédiaires  qui 


—  729  ~~ 

se  rapprochent  de  plus  en  plus  de  la  nature  des  comètes  ^  et 
ménagent  la  transition  entre  ces  deux  espèces  de  corps  plané- 
taires. La  loi,  d'après  laquelle  l'excentricité  des  orbites  décri- 
tes par  les  planètes  est  en  raison  de  leur  distance  au  Soleil, 
vient  à  l'appui  de  cette  conjecture.  Il  en  résulte,  en  effet ,  qu'à 
mesure  que  cette  distance  augmente ,  les  planètes  répondent 
de  plus  en  plus  à  la  définition  des  comètes.  Rien  n'empêclie 
que  l'on  ne  considère  à  la  fois  comme  la  dernière  planète  et  la 
première  comète  le  corps  céleste  qui  coupe  au  périhélie  l'or- 
bite de  la  planète  la  plus  voisine,  peut-être  bien  celle  de  Saturne, 
Le  volume  des  corps  planétaires,  croissant  de  même  avec  leur 
distance  au  Soleil ,  démontre  encore  clairement  la  vérité  de 
notre  théorie  sur  la  mécanique  céleste.  »  (  Naturgeschichte  des 
Himmch^  1755,  6^  part.,  p.  88  et  195,  de  la  collection  des 
Œuvres  complètes.)  Au  commencement  de  la  5^  partie  il  est 
question  de  T ancienne  nature  cométaire  que  Saturne  est  sup- 
posé avoir  perdue.  ^  v 

(SZi)  [page  572].  Steplien  Alexander,  on  the  similaritij  of 
arrangement  ofthe  Asteroids  and  the  Cornets  of  short  period,  and 
the  possibilitij  of  their  common  origin  y  dans  V  Astronomie  al 
Journal  de  Gould  ,  n°  19,  p.  147  et  n"  20,  p.  181.  L'auteur, 
d'accord  avec  Hind  (Schumacher's  Astronom.  Nachrichten , 
n"  12k) ,  distingue  «  the  comets  of  short  period  ,  whose  semi- 
axes  are  ail  nearly  the  same  with  those  of  the  small  planets 
between  Mars  and  Jupiter  ;  and  the  other  class,  including  the 
comets  whose  mean  distance  or  semi-axis  is  somewhat  less  than 
Ihat  of  Uranus.  »  Il  termine  le  premier  de  ses  deux  Mémoires 
par  cette  conclusion  :  «  Différent  facts  and  coïncidences 
agrée  in  indicatiug  a  ncar  appulse  if  not  an  actual  collision  of 
Mars  with  a  large  cornet  in  1315  or  1316  ,  that  the  comet  was 
thereby  Lroken  into  three  parts  whose  orbits  (  it  may  be 
presumed)  received  even  then  their  présent  form  :  viz.  ihai 
still  presented  by  the  comets  of  1812,  1815  and  18/i6  which 
are  fragments  of  the  dissevered  comet.  » 


—  730 


[^5)   [page  573],  Ldip\3ice,  Exposition  du  Système  du  Monde ^ 
édit.  del82Zi,  p.  U\U. 

(86)  [page  573].  Cosmos,  t.  I,  p.  110-127  et  45Zi-459 
(notes  42-57). 

(87)  [pages  574].  En  trois  siècles  et  demi,  de  1500  à  1850, 
il  a  paru  en  Europe  52  comètes  visibles  à  l'œil  nu.  En  les  ré- 
partissant  par  périodes  de  50  années ,  on  obtient  le  tableau 
suivant  ; 


1500  —  1550 

1600  —  1650 

1500 
1505 
1506 

1607 
1618 

1512 
1514 

2  comètes. 

1516 
1518 

1650  ^  1700 

1521    -* 

1652 

1522 

1664 

1530 

1665 

1531 
1532 
1533 

1668 
1672 
1680 

13  comètes. 

1682 

1550  —  1600 

1556 

1558 

1686 
1689 
1696 

1569 
1577 


10  comètes. 

1580 

1582 

1700  —  1750 

1585 
1590 
1593 
1596 

1702 
1744 
17^8  (2) 

10  comètes. 

4  comètes. 

—  731  — 

1750  —  1800  1«11 

1819 
1823 
1830 
1835 

1843 

k  comètes.  >IS45 

1847 
1800  —  1850  


1759 
17G6 
1769 
1781 


1807  9  comètes. 

Des  23  comètes  observées  au  xvf  siècle,  le  siècle  d'Apian,  de 
Girolomo  Fracastro  ,  du  landgrave  Guillaume  IV  de  Hesse ,  de 
Maestlin  et  de  Tycho ,  les  10  premières  ont  été  décrites  par 
Pingre. 

(88)  [page  576].  C'est  la  comète  «  de  mauvais  augure  »  à 
laquelle  fut  attribuée  la  tempête  qui  causa  la  mort  du  célèbre 
navigateur  portugais  Bartholomé  Diaz,  au  moment  où  il  faisait, 
avec  Cabrai,  la  traversée  du  Brésil  aii  Cap  de  Bonne-Espérance. 
Voyez  Humboldt ,  Examen  critique  de  r histoire  de  la  Géogra- 
phie du  nouveau  Continent,  t.  I ,  p.  296;  t.  V,  p.  80,  et 
Souza  ,  ^sia  Portugal.,  t.  1 ,  1^*^  part.,  cap.  5  ,  p.  45. 

(89}  [page  576].  Laugier,  dans  la  Connaissance  des  Temps 
pour  1846 ,  p.  99.  Voyez  aussi  Edouard  Biot ,  Recherches 
sur  les  anciennes  apparitions  chinoises  de  la  Comète  de  Halleij 
antérieures  à  l'année  1378,  dans  le  même  volume  du  même 
Recueil,  p.  70-84. 

(90)  [page  576].  Sur  la  comète  découverte  par  Galle  au 
mois  de  mars  1840,  voyez  les  Astronomische  Nachrichten  de 
Schumacher,  t.  XVII,  p.  188. 

(91)  [page 576].  Humboldt,  Kue^des  Cordillères {é&.m-ioWo), 
pi.  LV,  [ig.  8,  p.  281.  Les  Mexicains  se  faisaient  aussi  une  idée 
fort  juste  de  la  cause  qui  produit  les  éclipses  de  Soleil.  Le  même 
manuscrit  mexicain  dont  il  est  parlé  dans  le  texte ,  et  qui  re- 


monte  au  moins  à  25  ans  avant  l'arrivée  des  Espagnols ,  repré- 
sente le  Soleil  presque  complètement  couvert  par  le  disque  de 
la  Lune ,  et  les  étoiles  brillant  tout  autour. 

(92)  [page  576].  Newton  et  Wintlirop  avaient  déjà  deviné 
la  formation  de  la  queue  des  comètes  par  les  effluves  de  la 
partie  antérieure  ,  problème  dont  s'est  tant  occupé  Bessel. 
Voyez  les  Principia  philosoph.  natural.  de  Newton,  p.  511,  et  les 
Philosoph  Transactions  for  1767,  t.  LVII,  p.  ikO ,  fig.  5. 
Suivant  Newton,  c'est  près  du  Soleil  que  la  queue  a  le  plus  de 
force  et  d'étendue  ,  parce  que  l'air  cosmique,  ce  que  j'appelle, 
avec  Encke ,  le  milieu  résistant,  a  dans  ces  régions  son  maxi- 
mum de  densité,  et  que  les  particules  de  la  queue,  très-écbauf- 
fées  par  le  voisinage  du  Soleil ,  montent  plus  aisément  au  mi- 
lieu d'un  air  plus  dense.  Winthrop  est  d'avis  que  l'effet  principal 
se  produit  un  peu  après  le  périhélie,  parce  que,  en  vertu 
de  la  loi  posée  par  Newton  {Principia,  de,  p.  ^i2^et/;66), 
les  maxima  ont  toujours*  une  tendance  à  retarder  l'époque  de 
leur  apparition. 

(93)  [page  576].  Arago,  dans  V Annuaire  pour  18^^,  p.  395. 
L'observation  est  d'Amici  fils. 

(9^)  [page  5761.  Sir  John  Herschel  dans  ses  Outlines  (§  589- 
597),  et  Peirce  dans  V  American  Journal  for  18^^  (p.  h1)  ont 
recueilli  tous  les  détails  concernant  la  comète  du  mois  de 
mars  18^3,  qui  brilla  dans  le  Nord  de  l'Europe  ,  près  d'Orion, 
d'un  éclat  extraordinaire,  etqui  est,  de  toutes  les  comètes  obser- 
vées et  calculées^  celle  qui  s'est  approchée  le  plus  près  du  Soleil . 
Certaines  ressemblances  de  physionomie,  genre  de  preuve  dont, 
au  reste,  Sénèque  avait  déjà  démontré  le  peu  de  certitude  {Quœa- 
tiones  natur.,  lib.  VII,  cap.  11  et  17),  firent  considérer  d'abord 
cette  comète  comme  identique  avec  celle  de  1668  et  de  1689. 
Voyez  le  Cosmos,i.  I,p.  156  etZi78  (note  92),  et  Galle,  dans  les 
Olbers  Cometenbahnen ,  n"'  kl  et  50.  Boguslawski  croit  d'autre 
part (Schumacher's^.s^ rowom.  NachriclUen,  n°  5^5,  p.  272)  que 


—  733  - 

la  période  de  la  comète  de  18^i3  est  de  U7  ans ,  et  qiie  ses  ap- 
paritions antérieures  eurent  lieu  en  1695,  15^8,  1/i01  ,  etc.  Il 
remonte  ainsi  jusqu'à  l'année  371  avant  l'ère  chrétienne,  et  d'ac- 
cord en  cela  avec  le  célèbre  helléniste  Thiersch  ,  de  Munich ,  il 
considère  cette  comète  comme  identique  avec  celle  dont  il  est 
fait  mention  dans  les  Météorologiques  d'Aristote  (liv.  I,  chap.  6) 
et  la  désigne  sous  le  nom  de  comète  d'Aristote.  iMais  d'abord 
je  rappellerai  que  cette  dénomination  est  vague  et  peut  s'ap- 
pliquer à  plusieurs  objets.  Veut-on  parler  delà  comète  qu'Aris- 
tote  fait  disparaître  dans  la  constellation  d'Orion  et  qu'il  rattache 
au  tremblement  de  terre  de  l' Achaïe  ;  dans  ce  cas ,  il  ne  faut  point 
oublier  que  cette  comète  qui ,  d'après  le  philosophe  de  Stagire, 
se  montra  simultanément  avec  le  tremblement  de  terre  ,  fut 
antérieure  à  cet  événement,  suivant  Callisthène  ,  et  postérieure, 
suivant  Diodore.  Le  6"  et  le  8^  chapitre  des  Météorologiques 
traitent  de  k  comètes  désignées  par  le  nom  des  archontes 
d'Athènes  sous  lesquels  elles  apparij^ent,  et  par  les  événements 
désastreux  auxquels  on  les  rapporte.  Aristote  mentionne  suc- 
cessivement la  comète  occidentale  qui  fut  observée  lors  du 
tremblement  de  terre  et  des  inondations  de  l'Achaïe  (chap.  6,  8), 
puis  celle  qui  marque  l'archontat  d'Euclès^  fds  de  Molon.  Il 
revient  ensuite  à  la  comète  occidentale,  et  nomme  à  cette  oc- 
casion l'archonte  Asteius,  qui  esL  devenu  dans  des  leçons  vicieuses 
Aristeus,  et  que  Pingre  par  suite  a  confondu^  dans  sa  Cométo- 
yraphie ,  avec  Aristhène  ou  Alcisthène.  L'éclat  de  la  comète 
d'Asteius  se  répandit  sur  plus  d'un  tiers  de  la  voûte  céleste.  La 
queue,  que  l'on  désignait  sous  le  nom  de  ooôç ,  chemin ,  avait 
60°  de  longueur,  et  s'étendait  jusque  dans  la  région  d'Orion , 
où  elle  se  dissolvait.  Aristote  cite  encore  (chap.  7,  9)  la  comète 
dont  l'apparition  comcida  avec  la  chute  de  l'aérolithc  d' Egos- 
Potamos ,  et  qu'il  ne  faut  point  confondre  avec  le  nuage  météo- 
rique qui,  suivant  le  récit  de  Daimachus,  brilla  pendant  70  jours, 
et  lança  des  étoiles  filantes.  Enfin  Aristote  (chap.  7,10)  mentionne 
une  comète  que  l'on  observa  sous  l'archontat  de  Nicomaque.  et 
à  laquelle  fut  attribué  un  violent  orage  qui  éclata  près  de  Co- 
in. /,7 


—  78à  — 

rintlie.  Ces  quatre  comètes  remplissent  la  longue  période  de 
32  olympiades.  La  première  en  date,  celle  qui  coïncide  avec 
l'aérolithe  d'.Egos  Potamos,  se  montra,  d'après  les  marbres  de 
Paros,  la  P^  année  de  la  LXX VHP  Olympiade  (avant  J.-C.  /468), 
sous  l'arcliontat  de  Théagénldès;  la  comète  d'Euclès,  nommé 
à  tort  Euclides  par  Diodore  (liv.  XII,  chap.  53),  fut  observée 
dans  la  2^  année  de  l'Olymp.  LXXXVIII  (av.  J.-G.  Zi27),  comme 
le  prouve  aussi  le  commentaire  de  Jean  Philopon;  celle  d'As- 
teius,  dans  la  U^  année  de  l'Olymp.  CI  (av.  J.-C.  373);  enfin 
celle  de  Nicomaque,  dans  la  U^  année  de  l'Olymp.  CIX  (av.  J.  C. 
3/il).  Pline  (liv.  II,  chap.  25)  rapporte  à  la  CVtlP  plymp.  la 
transformation  de  cette  comète  qui,  après  avoir  présenté  l'aspect 
d'une  crinière,  prit  la  forme  d'une  lance  (jubae  effigies  mutata  in 
hastam).  Sénèque  crut  aussi  à  une  liaison  directe  entre  la  co- 
mète d'Asteius  et  le  tremblement  de  terre  qui  ébranla  l'AcIiaïe.  Il 
dit,  en  rapportant  la  destruction  des  villes  d'Hélice  et  de  Bura , 
qui  ne  sont  pas  expressément  nommées  par  Aristote:  «Effigiem 
ignis  longi  fuisse  Callisthenes  tradit,  antequam  Burin  et  Helicen 
mare  absconderet.  Aristoteles  ait  non  trabem  illam  sed  Cometam 
fuisse  (Quœst.  natur.,  lib.  VII,  cap.  5).»  Strabon  (liv.  VIII, 
p.  384,  éd.  Casaubon)  place  la  ruine  de  ces  deux  villes  deux 
ans  avant  la  bataille  de  Leuctres,  ce  qui  donne  bien  la  W  année 
de  la  CP  Olympiade.  Diodore  de  Sicile  après  avoir  décrit  en 
détail  le  tremblement  de  terre  du  Péloponèse  et  les  inondations 
qui  suivirent,  comme  des  événements  accomplis  sous  l'archontat 
d'Asteius  (lib.  XV,  cap.  k^  et  69) ,  rejette  à  l'année  suivante, 
sous  l'archontat  d'Alcisthène  (Olymp.  CII,  I),  l'apparition  de 
la  brillante  comète  qui  produisait  de  l'ombre  comme  la  lune , 
et  dans  laquelle  il  vit  un  présage  de  la  déchéance  des  Lacédé- 
moniens.  iMais  Diodore,  qui  écrivait  longtemps  après  les  événe- 
ments qu'il  raconte,  ne  se  fait  pas  faute  souvent  de  les  reporter 
d'une  année  à  l'autre,  et  l'on  peut  invoquer  en  faveur  de  l'opi- 
nion qui  place  la  comète  sous  l'archontat  d'Asteius ,  antérieur 
d'une  année  à  celui  d'Alcisthène,  les  témoignages  les  plus  an- 
ciens et  les  plus  sûrs ,  ceux  d' Aristote  et  de  la  Chronique  de 


—  735  — 

Paros.  Pour  revenir  maintenant  au  point  de  départ,  comme 
Boguslawski  en  attribuant  à  la  comète  de  1843  une  révolution 
de  147  ans  3/4,  est  remonté  successivement  aux  années  1695, 
1548,  1401,  1106,  et  enfin  à  l'année  371  avant  notre  ère, 
cette  dernière  apparition  coïncide  avec  la  comète  qui  accom- 
pagna le  tremblement  de  terre  du  Péloponèse,  à  deux  années 
près  suivant  Aristote ,  à  une  seule  année  près  suivant  Diodore, 
écart  qui ,  si  l'on  pouvait  constater  la  ressemblance  des  or- 
bites ,  serait  de  très-peu  de  conséquence ,  eu  égard  surtout  aux 
perturbations  vraisemblables  dans  un  intervalle  de  2214  ans. 
Si  Pingre  {Cométographie ,  t.  I,  p.  259-262),  tout  en  substi- 
tuant, d'après  Diodore,  Tarchontat  d'Alcistbène  à  celui  d'Asteius, 
et  en  rapportant  la  comète  qui  disparut  dans  la  constellation 
d'Orion  à  la  1'"''  année  de  la  GIF  Olympiade ,  lui  assigne  néan- 
moins pour  date  les  premiers  jours  du  mois  de  juillet  371  et  non 
372  ,  la  raison  en  est  que,  à  l'exemple  de  quelques  historiens, 
il  marque  d'un  zéro  la  première  armée  de  l'ère  clirétienne.  Il 
est  important  de  remarquer,  en  terminant,  que  Sir  John  Hers- 
chel  adopte  pour  la  révolution  de  la  brillante  comète,  qui  fut 
vue  près  du  soleil  en  843 ,  une  période  de  175  ans,  ce  qui  re- 
porte aux  années  1668,  1493  et  1318  (comp.  Outlines,  p.  370- 
372,  avec  Galle,  dans  les  Olbers  Cometenhahnen,  p.  208,  et  avec 
le  Cosmos,  t.  I,  p.  156).  D'autres  combinaisons  de  Peirce  et  de 
Glausen  donnent  des  périodes  de  21  ans  4/5  ou  de  7  ans  1/5 , 
et  prouvent  combien  il  est  hasardé  de  déclarer  la  comète  de 
1843  identique  avec  celle  de  l'archonte  Asteius.  Grâce  à  la 
mention  faite  ûslus  les  Météorologiques  d'Ansloie  (liv.  I,  cap.  7, 
10),  d'une  comète  qui  apparut  sous  l'archontat  de  Nicomaque, 
nous  savons  que  le  philosophe  de  Stagire  était  âgé  au  moins  de 
44  ans,  lorsqu'il  composa  cet  ouvrage.  Il  m'a  toujours  paru 
surprenant  qu'Aristote  qui,  à  l'époque  du  tremblement  de 
terre  du  Péloponèse  et  de  la  grande  comète  qui  couvrait  de  sa 
queue  un  espace  de  60%  avait  déjà  quatorze  ans,  parle  avec 
autant  d'indiflérence  d'un  pareil  phénomène,  et  se  borne  à  le 
ranger  parmi  les  comètes  observées  jusqu'à  lui.  L'étonnement 


augmente  encore,  lorsqu'on  Ht  dans  le  même  chapitre  qu'Aris* 
tote  a  vu  de  ses  propres  yeux  autour  d'une  étoile  fixe  dans  la 
cuisse  du  Chien ,  peut-être  bien  autour  de  Procyon  dans  le 
Petit-Chien,  une  apparence  nébuleuse  représentant  une  cri- 
nière. Aristote  dit  aussi  (liv.  I,  chap.  6,  9)  avoir  observé 
dans  les  Gémeaux  l'occultation  d'une  étoile  par  le  disque  de 
Jupiter.  La  crinière  de  vapeur  ou  l'enveloppe  nébuleuse  de 
Procyon  me  rappelle  un  phénomène  dont  il  est  souvent  ques- 
tion dans  les  Annales  de  l'ancien  empire  mexicain ,  d'après  le 
Codex  Tellerianus  ;  «Cette  année,  y  est-il  dit,  on  vit  de  nouveau 
fumer  Citlalcholoa,  »  c'est-à-dire  la  planète  Vénus  nommée  aussi 
ïlazoteotl,  dans  la  langue  des  Aztèques.  (Humboldt,  Fues  des 
Cordillères ,{.  II ,  p.  303).  Probablement  sous  le  ciel  du  Mexique 
comme  sous  celui  de  la  Grèce,  on  vit  de  petits  halos  formés 
autour  des  étoiles  par  la  réfraction  de  leurs  rayons. 

(95)  [page  577]    Edouard  Biot,  dans  les  Comptes  rendus  de 
l'académie  des  Sciences ,  t.  XVI,  1843,  p.  751. 

(96)  [page  578].  Galle,  dans  l'appendice  de  l'ouvrage  inti- 
tulé Olbers  Cometenbafmen,  p.  221 ,  n"  130.  Sur  le  passage  pro- 
bable de  la  comète  à  double  queue  de  1823,  voyez  Edinburgh 
Revitw,  1848,  n°  175,  p.  193.  Le  Mémoire  d'Encke,  cité  un  peu 
plus  haut  dans  le  texte,  et  qui  contient  les  véritables  éléments 
de  la  comète  de  1680,  renverse  les  fantaisies  de  Halley,  d'après 
lesquelles  cette  même  comète ,  accomplissant  sa  révolution  en 
575  ans,  aurait  apparu  à  toutes  les  époques  critiques  de  This- 
toire  de  l'huûianité  :  à  l'époque  du  déluge  ,  d'après  les  tradi- 
tions hébraïques;  à  celles  d'Ogygès,  d'après  les  légendes  grec- 
ques; durant  la  guerre  de  Troie;  lors  de  la  destruction  de 
Ninive;  à  la  mort  de  Jules  César,  et  ainsi  de  suite.  La  durée  de 
la  révolution  de  cette  planète  est ,  suivant  les  calculs  d'Encke, 
de  8814  ans.  Au  périhélie,  le  17  décembre  1680,  elle  n'était 
éloignée  du  Soleil  que  de  23000  myriamètres;  c'est  15000 
myriamètres  de  moins  que  la  distance  de  la  Lune  à  la  Terre. 


—  737  — 

Son  aphélie  est  de  853 ,  3  distances  de  la  Terre  au  Soleil.  Le 
rapport  de  l'aphélie  au  périhélie  est  de  1/iO  000  à  1. 

(97)  [page  579].  Arago,  dans  V Annuaire  du  Bureau  des  Lon- 
gitudes pour  1832,  p.  236-255. 

(98)  page  579].  Sir  John  Herschel,  Outlines  of  Aslronomy  ^ 
$  592. 

(99)  [page  579].  Bernard  de  Lindenau,  dans  les  Astronomische 
Nachrichlen  de  Schumacher,  n°  698,  p.  25. 

(100)  [page  579].  Cosmos,  t.  III,  p.  hl-kk. 

(1)  [page  581].  Leverrier,  dans  les  Comptes  rendus  de  l'A- 
cadémie des  Sciences,  t.  XIX,  18^^,  p.  982-993. 

(2)  [page  582].  Newton  n'attribuait  l'éclat  des  comètes  les 
plus  brillantes  qu'au  reflet  de  la  lumière  solaire  :  «  splendcut 
coraetae  luce  solis  a  se  reflexa  »  {Principia  mathemat.  éd.  Le 
Seur  et  Jacquier,  1760,  t.  111,  p.  577). 

(3)  Bessel,  Schumacher's  Jahr^uch  fiir  1837,  p.  169. 

(U)  [page  582].  Cosmos,  t.  I,  p.  120,  et  t.  III,  p.  Uo. 

(5)  [page  582].  Valz,  Essai  sur  la  détermination  de  la  densité 
deVÉlhtr  dans  Vespace  planétaire,  1830,  p.  2,  et  Cosmos, 
t.  I,  p.  119.  L'accroissement  du  noyau  des  comètes,  à  mesure 
qu'augmente  leur  distance  au  Soleil,  avait  déjà  attiré  l'attention 
d'un  observateur  très-soigneux  et  exempt  de  toute  prévention , 
d'Hévélius.  Voyez  Pingre,  Cométographie ,  t.  II,  p.  193.  C'est 
un  travail  très-délicat,  lorsqu'on  veut  y  apporter  de  l'exactitude, 
que  de  déterminer  les  diamètres  de  la  comète  d'Encke,  à  son 
périhélie.  Cette  comète  est  une  masse  nébuleuse  dans  laquelle 
le  centre  ou  une  partie  du  centre  se  détache  par  l'éclat  de  sa 
lumière.  A  partir  de  cette  région,  qui  n'a  nullement  la  forme 
d'un  disque,  et  ne  peut  être  appelée  la  tête  de  la  comète,  l'in- 
tensité de  la  lumière  diminue  rapidement  tout  autour.  La  nébu- 
losité oirre  dans  un  sens  un  prolongement  qui  a  l'apparence 
d'une  queue.  Les  mesures  indiquées  dans  le  texte  se  rappor- 


—  738  — 

tent  à  cette  matière  nébuleuse,  dont  la  circonférence,  sans  être 
bien  arrêtée,  se  resserre  au  périhélie. 

(6)  [page  583].  Sir  John  Herschel ,  Cape  Observations,  18^7, 
§366,  pi.  XV  et  XVI. 

(7)  [page  583].  Bien  que  plus  tard ,  le  5  mars,  on  vit  croître 
jusqu'à  la  distance  de  9°  19'  l'intervalle  qui  séparait  les  deux 
comètes ,  cette  augmentation ,  ainsi  que  l'a  prouvé  Plantamour, 
n'était  qu'apparente,  et  tenait  à  ce  que  l'astre  s'était  rapproché 
de  la  terre.  Depuis  le  mois  de  février  jusqu'au  10  mars,  les 
deux  parties  de  la  double  comète  restèrent  à  la  même  distance 
l'une  de  l'autre. 

(8)  [page  584] .  Le  19  février  1846 ,  on  aperçoit  le  fond  noir 
du  ciel  qui  sépare  les  deux  comètes  (0.  Struve,  dans  le  Bullelin 
physico-mathématique  de  V Académie  des  Sciences  de  Saint-Pé- 
tersbourg, t.  VI,  n°  U). 

(9)  [page  585].  Voyez  Oùtlines  of  Astron.  ,  §  580-583,  et 
Galle,  Olbers  Cometenbahnen ,  p.  232. 

(10)  [page  586].  <'•  Ephorus  non  religiosissimae  fidei,  saepe 
decipitur,  saepe  decipit.  Sicut  hic  Cometem  qui  omnium  morta- 
lium  oculis  custoditus  est,  quia  ingentis  rei  traxit  eventus  , 
cum  Helicen  et  Burin  ortusuo  merserit,  ait  illum  discessisse  in 
duas  stellas  :  quod  prœter  illum  nemo  tradidit.  Quis  enim  posset 
observare  illud  momentum  quo  comètes  solutus  et  in  duas 
partes  redactus  est?  Quomodo  autem,  si  est  qui  viderit  come- 
tem in  duas  dirimi,  nemo  vidit  fieri  ex  duabus?  (Sénèque, 
Quœstiones  naturales,  lib.  VII,  cap.  16.) 

(11)  [page  586].  Edouard  Biot,  Recherches  sur  les  comètes  de 
la  collection  de  Ma-tuan-lin ,  dans  les  Comptes  rendus  de  V Aca- 
démie des  sciences^  t.  XX,  1845,  p.  334. 

(12)  [page  587].  Galle,  dans  les  Olbers  Cometenbahnen , 
p.  232,  n°  174.  Les  comètes  de  Colla  et  de  Brémiker,  qui  ont 


—  739  — 

fait  leur  apparition  dans  les  années  18/i5  et  18/iO,  décrivent 
leur  orbite  elliptique  en  un  temps  assez  court,  si  on  les  com- 
pare aux  comètes  de  1811  et  de  1680,  qui  n'emploient  pas  moins 
de  3000  et  de  8800  ans.  Les  périodes  des  deux  comètes  de 
Colla  et  de  Brémiker  ne  paraissent  être  que  de  21x9  et  de  ZkU 
ans.  Voyez  Galle ,  ibid. ,  p.  229  et  231. 

(13)  [page  589].  La  courte  période  de  120/i  jours  fut  constatée 
par  Encke,  lors  de  la  réapparition  de  sa  comète ,  en  1819.  Les 
éléments  de  l'orbite  elliptique  de  cette  comète,  se  trouvent  cal- 
culés pour  la  première  fois  dans  le  Berlin,  astronom.  Jahrbuch 
fur  1822,  p.  193.  Voyez  aussi  pour  la  constante  du  milieu  ré- 
sistant, considérée  comme  moyen  d'expliquer  la  rapidité  dé  la 
révolution,  le  li^  Mémoire  d'Encke,  dans  le  Recueil  de  l'Académie 
de  Berlin,  année  ISkU,  et  comparez  à  ce  sujet  Arago,  Annuaire 
pour  1832,  p.  181,  et  Lettre  à  M.  Alexandre  de  Hamholdt,  1840, 
p.  12,  ainsi  que  Galle  dans  les  Olbers  Comelenbahnen ,  p.  221. 
Pour  compléter,  en  remontant  aussfloin  que  possible,  l'histoire 
de  la  comète  d'Encke,  il  est  bon  de  rappeler  qu'elle  fut  vue 
pour  la  première  fois  par  Méchain  du  17  au  19  janvier  1786, 
puis  par  miss  Carolina  Herschel  du  7  au  27  novembre  1795, 
par  Bouvard,  Pons  et  Huth  du  20  octobre  au  19  novembre  1805, 
enfin  par  Pons  du  26  novembre  1818  au  12  janvier  1819,  lors 
de  sa  dixièQie  réapparition  depuis  la  découverte  de  Méchain. 
Le  premier  retour  calculé  à  l'avance  par  Encke  fut  observé  par 
Rumker  à  Paramatta;  voyez  Galle,  ibid.,  p.  215,  217,  221  et 
222.  —  La  comète  intérieure  de  Biéla ,  ou  comme  on  a  aussi 
coutume  de  dire,  la  comète  de  Biéla  et  de  Gambart,  obser- 
vée pour  la  première  fois  le  8  mars  1772  par  Montaigne,  fut 
vue  ensuite  successivement  par  Pons,  le  10  novembre  1805,  par 
Biéla,  à  Josephstadt,  en  Bohême,  le  27  février  1826,  et  par 
Gambart  à  Marseille,  Je  9  mars  de  la  même  année.  C'est  cer- 
tainement Biéla  qui,  le  premier,  a  découvert  de  nouveau  la 
comète  de  1772,  mais  en  revanche  Gambart  en  a  déterminé  Ifes 
éléments  elliptique^  plus  tôt  que  Biéla .  et  presque  en  même 


—  740  — 

temps  que  Clausen.  Le  premier  retour  de  la  comète  de  Biéla, 
déterminé  malhématiquement ,  a  été  observé  par  Hendersoii 
au  Cap  de  Bonne-Esperance ,  durant  les  mois  d'octobre  et  de 
décembre  1832.  Le  merveilleux  dédoublement  de  la  comète  de 
Biéla,  dont  il  a  été  question  dans  le  texte,  eut  lieu  lors  de  sa 
onzième  réapparition  depuis  l'année  1772,  vers  la  fin  de 
18^5.  Voyez  Galle  ,  dans  les  Olbers  Cometenbahnen  ^  p.  2H, 
218,  22i,  227  et  232. 

{\U)  [page  589].  Sir  John  Herschel  ,  Outlines  of  A  sir  on.  ^ 
S  601. 

(15)  [page  590].  Laplace,  Exposition  du  Système  du  Monde, 
p.  396  et  /iH.  Les  vues  particulières  de  Laplace  sur  les  comètes, 
qu'il  considère  comme  de  petites  nébuleuses  errant  de  systèmes 
en  systèmes,  sont  contredites  par  la  résolution  d'un  grand 
nombre  de  nébuleuses,  opérée  depuis  la  mort  de  ce  grand 
homme.  ^, 

(16)  [page  591].  Il  y  avait  des  divergences  d'opinions  à  Baby- 
lone  dans  le  collège  des  astrologues  chaldéens,  aussi  bien  que 
chez  les  Pythagoriciens  et  dans  toutes  les  anciennes  écoles.  Sé- 
nèque  (Quœst.  natur.  lib.  VII.  cap.  3)  cite  les  sentiments  oppo- 
sés d'Apollonius  le  Myndien  et  d'Épigène.  Bien  qu'Épigène  soit 
rarement  cité,  Pline  (lib.  VII,  cap.  57)  l'appelle  «  gravis  auctor 
in  primis.  »  Son  nom  se  retrouve  aussi,  mais  sans  qualification, 
dans  Censorinus  {de  Die  natali,  cap.  17),  et  dans  Stobée  (Ecloga 
physica,  lib.  I,  cap.  29,  p.  586,  éd.  Heeren).  Voyez  aussi  Lobeck, 
Aglaophamus^  p.  3^1.  Diodore  de  Sicile  (lib.  XV,  cap.  50) 
croit  que  l'opinion  générale  et  dominante  chez  les  astrologues 
de  Babylone  était  que  les  comètes,  après  des  intervalles  de 
temps  invariables,  rentraient  dans  des  orbites  déterminés.  Le 
dissentiment  qui  divisait  les  Pythagoriciens  sur  la  nature  plané- 
taire des  comètes  ,  et  que  mentionnent  Aristote  et  le  Pseudo- 
Plutarque  [Meteorologica^  lib.  I,  cap.  6,  1;  de  Placitis  Pkilo- 
soph.  lib.  III ,  cap.  2)  s'étendait  d'après  le  Stagirite  [I\IeltoroL, 


—  711  — 

lib.  ï,  cap.  8,  2)  à  la  nature  de  la  voie  Lactée,  qui  marquait  la 
voie  abandonnée  par  le  soleil  et  celle  d'où  avait  été  précipité 
Phaéthon.  Voyez  Letronne,  dans  les  Mémoires  de  fJcadémie  des 
Inscriptions,  1839,  t.  XII,  p.  108.  Aristote  cite  encore  cette  opi- 
nion de  quelques  Pythagoriciens,  que  les  comètes  appartiennent 
à  la  classe  de  planètes  qui,  comme  Mercure,  ne  deviennent 
visibles  qu'en  s'élevant,  après  un  long  temps,  au-dessus  de  l'ho- 
rizon. Dans  le  Traité  du  Pseudo-Plutarque,  dont  malheureuse- 
ment les  indications  sont  toujours  tronquées,  il  est  dit  que  les 
comètes  se  lèvent  à  l'horizon  à  des  époques  déterminées,  après 
leur  révolution  accomplie.  Beaucoup  de  renseignements  sur  la 
nature  des  comètes  contenus  dans  les  écrits  d' Arrien,  que  Stobée 
put  mettre  à  profit,  et  dans  ceux  de  Charimander,  dont  le  nom 
seul  a  été  conservé  par  Sénèque  et  par  Pappus,  sont  perdus  pour 
nous  {Ecloga,  lib.  I,  cap.  25,  p.  61,  éd.  Plantin).  Slobée  cite, 
comme  appartenant  aux  Chaldéens,  l'opinion  que  les  comètes 
sont  si  rarement  visibles  parce  que ,  dans  leur  longue  excursion, 
elles  vont  se  cacher  dans  les  profondeurs  de  l'éther,  comme  les 
poissons  dans  l'Océan.  L'explication  la  plus  séduisante  et  en 
même  temps  la  plus  sérieuse ,  malgré  ce  qui  s'y  mêle  de  rhéto- 
torique,  celle  qui  est  le  plus  d'accord  avec  les  opinions  récentes, 
est  l'explication  qu'a  donnée  Sénèque  :  «  Non  enim  existimo  co- 
metem  subitaneum  ignem ,  sed  inter  aeterna  opéra  naturae. — 
Quid  enim  miramur  cometas  tam  rarum  mundi  spectaculum, 
nondum  teneri  legibus  certis  ?  nec  initia  illorum  fmesque  pa- 
tescere ,  quorum  ex  ingentibus  intervallis  recursus  est?  Non- 
dum sunt  anni  quingenti  ex  quo  Graecia 

Stellis  numéros  et  nomina  fecit , 

multaeque  hodie  sunt  gentes  quae  tantum  iacie  noverint  cœ- 
lum;  quae  nondum  sciant,  cum  luna  deficiat,  quare  obum- 
bretur.  Hoc  apud  nos  quoque  nuper  ratio  ad  certum  per- 
duxit.  Veniet  tcmpus  quo  ista  quae  nunc  latent  in  lucem  dies 
cxtrahatet  longioris  œvi  diligentia.— Veniet  tempus  quoposteri 
nostri  tam  aperta  nos  nescisse  mirentur.  —  Eleusis  servat  quod 


—  742  — 

ostendat  revisentibus.  Rerum  natura  sacra  sua  non  siniul  tradit  : 
initiatos  nos  credimus;  in  vestibulo  ejus  haeieraus;  illa  arcana 
non  promiscue  nec  omnibus  patent,  reducta  et  in  interiore 
sacrario  clausa  sunt.  Ex  quibus  aliud  liaec  aetas ,  aliud  quoe  post 

nos  subibit,  despiciet.  Tarde  magna  proveniunt »  {Çuœs- 

liones  naturales ,  lib.  VII,  cap.  22,  25  et  31), 

(17)  [page  601].  L'aspect  du  firmament  nous  offre  des  ob- 
jets qiii  ne  coexistent  point  simultanément.  Beaucoup  sont 
évanouis  longtemps  avant  que  la  lumière  qui  en  émane  soit 
parvenue  jusqu'à  nous;  quelques-uns  occupent  des  placés 
différentes  de  celles  où  nous  les  apercevons.  Voyez  le  Cosmos, 
t.  I,  p.  175-^86;  t.  III,  p.  86-303  et  fcoinp.  Bacon,  Novum 
Organum,  Lond.,  1733,  p  371,  et  William  Herschel,  dans 
les  Philosophical  Transactions  for  1802 ,  p.  Zi98. 

(18)  [page  601].  Cosmos,  t.  1,  p.  U7,153  et  M5  (note  35.) 

(19)  [page  602] .  Voye^^les  opinions  des  Grecs  sur  les  chutes 
de  pierres  météoriques,  dans  le  Cosmos,  t.  I,  p.  1^7,  150,  Zi61, 
Zi63,  469  et  UIQ  (notes  61,  62,  69,  87,  88  et  89),  t.  II,  p.  593 
(note  27). 

(20)  [page  603].  Voyez  dans  Brandis,  Geschichfe  der  Grie- 
chisch-rœmischen  Philosophie  (l'^part.,  p.  272-277),  un  passage 
où  est  réfutée  l'opinion  émise  par  Schleiermacher,  dans  le  Re- 
cueil de  l'Académie  de  Berlin,  années  180Zt-1811.  (Berlin,  1815), 
p.  79-12ZI. 

(21)  [page  623].  Stobée,  dans  le  passage  cité  [Ecloga  phy- 
sica,  p.  508),  attribue  à  Diogène  d'Apollonie  d'avoir  appelé 
les  étoiles  des  corps  ponceux  ou  poreux.  Cette  idée  peut  bien 
avoir  été  fournie  par  la  croyance  si  répandue  dans  l'antiquité 
que  les  corps  célestes  se  nourrissaient  d'évaporations  humides. 
«Le  Soleil  rend  les  substances  qu'il  a  pompées  »  (Aristote,  Mc- 
teorologicayéû.  Ideler,  t.  I,  p.  509;  Sénèque,  Quœslioncs  natu- 
rales, lib.  IV,  cap.  2).  Les  corps  célestes,  semblables  h  la  pierre 
pohfce.  étaient  Supposés  avoir  aussi  leurs  exhalaisons  propres. 


—  743  — 

«  Ces  exhalaisons ,  qui  ne  peuvent  être  vues,  tant  quelles  errent 
dans  les  espaces  célestes,  ne  sont  autres  que  des  pierres  qui 
s'enflamment  et  s'éteignent  en  tombant  sur  la  terre.  »  (Plutar- 
que,  c/e  Placitis  Philosophorum ,  lib.  II,  cap.  13  .  Pline  (lib.  II, 
cap.  59)  croit  que  les  chutes  de  pierres  météoriques  sont  des 
accidents  qui  se  renouvellent  fréquemment  :  «  Decidere  tamen 
crebro  non  erit  dubium.  »  Il  dit  aussi  (lib.  II,  cap.  ^3)  que, 
lorsque  le  ciel  est  serein,  la  chute  de  ces  pierres  détermine 
une  détonation.  Un  passage  de  Sénèque  (  QuœH.  natur, , 
lib.  II  cap.  17),  dans  lequel  il  est  question  d'Anaximène,  et  qui 
paraît  exprimer  une  pensée  analogue,  n'a  trait  vraisemblable- 
ment qu'au  grondement  de  la  foudre  dans  une  nuée  orageuse. 

(22)  [page  604].  Je  cite  ici  le  remarquable  passage  de  la  Vie 
de  Lysandre ,  traduit  littéralement  :  «  Quelques  physiciens  ont 
émis  une  opinion  plus  vraisemblable:  suivant  eux,  les  étoiles 
filantes  ne  découlent  ni  ne  se  détachent  du  feu  éthéré  qui  s'é- 
teint dans  l'air  aussitôt  après  s'être  enflammé,  et  ne  sont  pas 
davantage  produites  par  l'ignition  et  la  combustion  de  Tair 
que  la  condensation  force  à  s'élever  dans  les  régions  supérieu- 
res; ce  sont  des  corps  célestes  qui,  lancés  sur  la  terre  par  la 
cessation  du  mouvement  gyratoire  ,  ne  tombent  pas  toujours 
dans  les  espaces  habités ,  mais  le  plus  souvent  dans  la  mer,  où 
ils  restent  cachés  à  nos  regards.  » 

^23)  [page  604].  Sur  les  astres  complètement  obscurs  ou  qui 
cessent ,  peut-être  périodiquement,  d'émettre  de  la  lumière  , 
sur  les  opinions  des  modernes  à  ce  sujet ,  en  particulier  y  siir 
les  opinions  de  Laplace  et  de  Bessel,  et  sur  l'observation  de 
Bessel  relative  à  un  changement  survenu  dans  le  mouvement 
propre  de  Procyon ,  observation  confirmée  par  Peters  à  Kœ- 
nigsberg,  voyez  le  Cosmos^  t.  III,  p.  2 2 0-22 3, 

(24)  [page.  605].  Voyez  le  Cosmos,  t.  III,  p.  37-46  et  273 
(note  33.) 

(25)  [page  605].  U  y  a  littéralement  dans  le  passage  dfe 
Plutarque  (de  Fade  in  orbe  Lunœ,  J).  923)  :  »  Ha  lune  a  pour- 


—  744  - 

tant  un  secours  contre  la  force  qui  la  sollicite  à  tomber: 
c'est  son  mouvement  même  et  la  rapidité  de  sa  révolution, 
comme  les  objets  placés  dans  une  fronde  ne  peuvent  tomber, 
grâce  au  mouvement  gyratoire  qui  les  entraîne.  » 

(26)  [page  607].  Cosmos,  t.  I,  p.  135. 

(27)  [page  607].  Coulvier-Gravier  et  Saigey,  Recherches  sur 
les  Étoiles  filantes,  18Zi7,  p.  69-86. 

(28)  [page  607].  Edouard  Heis,  die  periodischen  Sternschnup- 
pen  und  die  Resultate  der  Erscheinungen ,  \SU9,  p.  7  et  26-30. 

(29)  [page  608].  La  désignation  du  pôle  Nord  comme  point 
de  départ  d'un  grand  nombre  d'étoiles  filantes,  dans  la  période 
d'août,  ne  repose  que  sur  les  observations  de  l'année  1839.  Un 
voyageur  qui  a  parcouru  l'Orient,  le  D^  Asahel  Grant,  écrit  de 
Mardin,  en  iMésopotamie ,  que  vers  minuit  le  ciel  était  comme 
hérissé  d'étoiles  filantes i  qui  toutes  partaient  de  la  région  de 
l'étoile  polaire.  Voyez  dans  Heis  (  die  periodischen  Stems- 
chnvppen ,  etc. ,  p.  28),  un  passage  rédigé  d'après  une  lettre 
d'Herrick  à  Quételet  et  le  Journal  de  Grant. 

(30)  [page  608].  La  prédominance  de  Persée  sur  le  Lion  , 
comme  point  de  départ  d'un  plus  grand  nombre  d'étoiles 
filantes,  ne  s'était  point  encore  manifestée  lors  des  observations 
faites  à  Brème,  pendant  la  nuit  du  13  au  ik  novembre  1838> 
Un  observateur  fort  exercé ,  Roswinkel ,  a  vu ,  dans  une  pluie 
d'étoile  très-abondante ,  presque  toutes  les  trajectoires  partir 
du  Lion  et  de  la  partie  méridionale  de  la  Grande-Ourse ,  tan- 
dis que  dans  la  nuit  du  12  au  13  novembre,  par  une  pluie 
d'étoiles  à  la  vérité  fort  peu  considérable,  il  ne  vit  que  quatre 
trajectoires  partir  de  la  constellation  du  Lion.  Olbers  re- 
marque à  ce  sujet,  dans  les  A^trononmchc  Nachrichten  de 
Schumacher,  n"  372,  que,  durant  cette  nuit,  «  les  trajectoires 
n'étaient  nullement  parallèles  entre  elles,  que  rien  ne  sem- 


—  7ft5  — 

hlait  les  rattacher  à  la  constellation  du  Lion,  et  que  ce  dé- 
faut de  parallélisme  les  faisait  ressembler  à  des  étoiles  filantes 
isolées  beaucoup  plus  qu'ti  des  flux  périodiques.  Il  est  vrai 
que  le  phénomène  de  novembre  fut  loin  de  pouvoir  être  com- 
paré en  1838  à  ceuK  des  années  1799,  1832  et  1833.  » 

(31)  [page  610].  Saigey,  Recherches  sur  les  étoiles  filantes^ 
p.  151.  Voyez  aussi  sur  la  détermination  faite  par  Erman  des 
points  de  convergence ,  diamétralement  opposés  aux  points  de 
départ,  le  même  ouvrage,  p.  125-129. 

(32}  [page  610].  Heis,  periodische  Sternschnuppen,ip.  6.  Comp. 
Aristote,  Problemata,  XXVI,  23,  et  Sénèque ,  Qaœstiones  na- 
tarâtes,  lib.  I,  cap.  IZi:  «Ventum  significat  stellarum  discurren- 
tium  lapsus  et  quidem  ab  ea  parte  qua  erumpit.  »  J'ai  admis 
moi-même,  particulièrement  pendant  mon  séjour  à  Marseille,  à 
l'époque  de  l'expédition  d'Egypte ,  l'influence  des  vents  sur  la 
direction  des  étoiles  filantes.  ^ 

(33j  [page  610].   Cosmos,  t.  I,  p.  kQi  (note  60). 

{ZU)  [page  611].  Tout  ce  qui,  dans  le  texte,  est  renfermé 
entre  guillemets,  est  dû  aux  communications  obligeantes  de 
M.  Jules  Schmidt,  adjoint  à  l'observatoire  de  Bonn.  On  peut 
voir  sur  ses  travaux  antérieurs  accomplis,  de  18^2  à  18^^, 
Saigey,  Recherches  sur  les  étoiles  filantes^  p.  159 

(35)  [page  613].  J'ai  cependant  observé  moi-même  dans  la 
Mer  du  Sud,  par  ]3°  1/2  de  latitude  Nord,  une  pluie  très-consi- 
dérable d'étoiles  filantes,  le  13  mars  1803.  L'an  687  avant  l'ère 
chrétienne,  on  remarqua  aussi  dans  le  mois  de  mars  deux  flux 
de  météores. 

(36)  [page  615].  Une  pluie  d'étoiles  filantes  tout  à  fait  sem- 
blable à  celle  du  21  octobre  1366  ^ancien  style),  dont  Bogus- 
lawski  fils  a  trouvé  l'indication  dans  le  Chronicon  Ecclesiœ  Pra- 
(jensis  de  Benesse  de  Ilorovic  {Coamos,  t.  I,  j).  1^3),  a  été 
décrite  en  détail,  dans  le  célèbre  ouvrage  historique  de  Dnarle 


Nunez  do  Liàp  (  Chronicas  dos  Reis  de  Portugal  reformadas , 
parte  I,  Lisb.,  1600,  fol.  187)  ;  mais  elle  est  reportée  à  lanuit  du 
22  au  23  octobre.  Faut-il  admiettre  deux  flux  diltérents,  dont  l'un 
avait  été  vu  en  Bohême ,  et  l'autre  sur  les  bords  du  Tage ,  ou 
l'un  des  deux  clironiqueius  s'est-il  trompé  d'un  jour?  Je  cite  le 
passage  de  l'historien  portugais:  «Yindo  o  annode  1366,  sendo 
andados  XXII  dias  do  mes  de  Octubro ,  très  meses  antes  do 
fallecimento  del  Rei  D.  Pedro  (de  Portugal),  se  fez  no  ceo 
hum  movimento  de  estrellas,  quai  os  homêes  nào  virào  nem 
ouvirào.  E  foi  que  desda  mea  noite  por  diante  correrào  todalas 
strellas  do  Levante  para  o  Ponente  ,  e  acabado  de  serem  juntas 
começarào  a  correr  humas  para  huma  parte  e  outras  para  ou- 
tra. E  despois  descerào  do  ceo  tantas  e  tam  spessas  ,  que  tanto 
que  forâo  baxas  no  ar,  pareciao  grandes  fogiieiras,  e  que  o  ceo 
e  0  ar  ardiào,  e  que  a  mesma  terra  queria  arder.  O  ceo  pare- 
cia  partido  em  muitas  partes,  alli  onde  strellas  nâo  stavào.  E 
isto  durou  per  muito  spa^o  Os  que  isto  viào  ,  houverào  tam 
grande  medo  e  pavor,  que  stavào  como  attonitos,  e  cuidavào 
todos  de  ser  mortos ,  e  que  era  vinda  a  fim  do  mundo  » . 

(37)  [page  615].  On  eût  pu  citer  des  points  de  comparaison 
plus  récents,  s'ils  eussent  été  connus  à  cette  époque  :  par 
exemple  les  flux  météoriques  observés  par  Klœden  à  Postdam, 
dans  la  nuit  du  12  au  13  novembre  1823,  par  Bérard  sur  les 
côtes  d'Espagne,  du  12  au  13  novembre  1831,  et  par  le  comte 
Souchteln  à  Orenbourg,  du  12  au  13  novembre  1832.  Voyez  le 
Cosmos,  t.  I,  p.  138,  et  Schumacher's  ^>^ro«om/5c/ie  iV«c/?n- 
chtcn,  n°  303,  p,  2^2.  Le  grand  phénomène  que  Bonpland  et 
moi  nous  observâmes  du  11  au  12  novembre  1799  {royage  aux 
Régions  équinoxiales ,  liv.  ÏV,  chap.  10,  t.  l\ ,  p.  3Zi-55,  éd. 
in-8°)  dura  depuis  2  heures  jusqu'à  Zi  heures  du  matin.  Pendant 
tout  le  voyage  que  nous  fîmes  à  travers  la  région  boisée  de 
rOrénoque,  jusqu'au  Rio  Négro,  nous  trouvâmes  que  cet 
immense  flux  météorique  avait  été  remarqué  par  les  mission- 
naires,  et  noté  par  plusieurs  d'entre  eux  sur   leur   rituel. 


—  747  — 

Dans  le  Labrador  et  dans  le  Groenland,  les  Esquimaux  en 
avaient  été  frappés  d'étonnement  jusqu'il  Lichtenau  et  iNew- 
Herrnhut,  par  6Zi°  \U'  de  latitude.  A  Ilterstedt,  près  de  AVeimar, 
le  pasteur  Zeising  vit  ce  que  l'on  voyait  en  même  temps  en 
Amérique ,  sous  l'équateur  et  près  du  cercle  polaire  boréal. 
Le  retour  périodique  du  phénomène  de  la  Saint-Laurent  attira 
l'attention  beaucoup  plus  tard  que  le  phénomène  de  novem- 
bre. J'ai  recueilli  avec  soin  les  indications  relatives  aux  pluies 
considérables  d'étoiles  filantes  qui,  à  ma  connaissance,  ont 
été  exactement  observées  dans  la  nuit  du  12  au  13  novembre, 
jusqu'à  I8/46.  On  en  peut  compter  15,  qui  se  sont  produites  en 
1799,  1818,  1822,  1823,  dans  les  années  comprises  entre 
1831  et  1839,  en  1841  et  18/i6.  J'exclus  de  ce  calcul  toutes  les 
chutes  de  météores  qui  s'écartent  de  la  date  fixée  de  plus  d'un 
jour  ou  deux,  notamment  celle  du  10  novembre  1787  et  du 
8  novembre  1813.  Ce  retour  périodique  presque  à  jour  fixe  est 
d'autant  plus  étonnant  que  des  corp^d'aussi  peu  de  masse  sont 
exposés  à  un  grand  nombre  de  perturbations,  et  que  la  longueur 
de  l'anneau  dans  lequel  on  suppose  les  météores  enfermés  peut 
embrasser  plusieurs  jours  delà  révolution  de  la  terre  autour  dn 
soleil.  C'est enl799, 1831,1833  et  183/i que  les fiux météoriques 
de  novembre  ont  été  le  plus  éclatants.  Ce  peut  être  ici  le  lieu 
de  faire  remarquer  qu'il  y  a  eu  erreur  dans  la  description  que 
j'ai  donnée  des  météores  de  1799 ,  et  qu'au  lieu  d'égaler  le  dia- 
mètre des  plus  grands  bolides  à  1"  ou  1°  1/Zi,  il  eût  fallu  dire 
que  ce  diamètre  était  égal  à  1  ou  1  l//i  du  diamètre  de  la  Lune. 
Je  n'achèverai  pas  cette  note  sans  faire  mention  du  globe  en- 
flammé que  le  directeur  de  l'observatoire  de  Toulouse,  M.  Pe- 
tit, a  observé  avec  une  attention  toute  spéciale,  et  dont  il  a  cal- 
culé la  révolution  autour  de  la  Terre.  Voyez  les  Comptes  rendm 
de  V Académie  des  Sciencef^,  9  août  1817,  et  Schumacher's  Aslro- 
nomische  Nachrichten ,  n"  701 ,  p.  71. 

(08)  [page  619].  Forster,  Mémoires  mr  lesjtoiles  filantes, 
p.  31. 


~  7/i8  -" 

(39)  [page620|.   Comos,  t.  I ,  p,  I/4O  et  673. 

{UO)  [page  6211.  Kœmtz,  Lehrhuch  der  Météorologie^  t.  ÏII , 
p.  277. 

{Ui)  LP3g6  62 Ij.  La  chute  des  aérolithes  qui  tombèrent  à 
Crema  et  sur  les  bords  de  l'Adda,  a  été  décrite  avec  une  vivacité 
singulière,  mais  malheureusement  d'une  manière  obscure  et  non 
sans  quelque  mélange  de  déclamation ,  par  le  célèbre  xAlarlyr 
Anghiera  {Opus  Epistolarum,  Amst  1670,  n°  CCCCLXV,  p.  265 
et  266).  La  chute  des  pierres  fut  précédée  d'un  obscurcissement 
qui  voila  presque  complètement  le  Soleil,  le  6  septembre  1511, 
à  midi  :  «Fama  est  Pavouem  immensum  in  aërea  Cremensi  plaga 
fuisse  visum.  Pavo  visus in  pyramidem  converti,  adeoque  céleri 
ab  Occidente  in  Orientem  raptari  cursu ,  ut  in  horae  momento 
magnam  hemisphaerii  partem  doctorum  inspectantiimi  sentenlia 
pervolasse  credatur.  Ex  nubium  illico  densitate  tenebras  ferunt 
surrexisse,  quales  viventiû^ai  nuUus  unquam  se  cognovisse  fatea- 
tur.  Per  eam  noctis  faciem,  cum  formidolosis  fulguribus.  in- 
audita  tonitrua  regionem  circumsepserunt.  »  Les  éclairs  étaient 
si  intenses  que  ,  tout  autour  de  Bergame  ,  les  habitants  purent 
voir  la  plaine  entière  de  Crema  au  milieu  même  de  l'obscurité 
qui  la  couvrait.  L'écrivain  ajoute  :  «  Ex  horrendo  illo  fragore 
quid  irata  natura  in  eam  regionem  pepererit  percunctaberis. 
Saxa  demisit  in  Cremensi  planitie  (ubi  nuUus  unquam  aequans 
ovum  lapis  visus  fuit)  immensae  magnitudinis,  ponderisegregii. 
Decem  fuisse  reperta  centilibralia  saxa  ferunt. s  II  est  dit  encore 
que  des  oiseaux,  des  moutons,  des  poissons  perdirent  la  vie. 
Parmi  ces  exagérations,  il  faut  bien  reconnaître  que  le  nuage 
météorique  d'où  tombèrent  les  pierres  devait  être  d  une  noir- 
ceur et  d'une  densité  inaccoutumées.  Ce  qu'Anghiera  appelle 
Pavo  était  sans  doute  un  bolide  alougé  et  pourvu  d'une  large 
queue.  A  la  manière  dont  l'auteur  retrace  le  bruit  eiîroyable 
qui  retentit  ±im  le  nuage  météorique,  il  semble  qu  il  ait  voulu 
décrire  des  coups  de  tonnerre  accompagnant  les  éclairs.  Anghiera 
se  procura  en  Espagne  un  fragment  de  ces  aérolithes  gros  comme 


—  749  — 

le  poing,  et  le  montra  au  roi  Ferdinand  le  Gatliolique,  en  présence 
du  célèbre  capitaine  Gonzalve  de  Cordoue.  La  lettre  dans  la- 
quelle il  raconte  ce  fait,  adressée  de  Burgos  à  Fagiardus,  se 
termine  par  ces  mots  :  «  xMira  super  liisce  prodigiis  conscripta 
fanatice,  pliysice,  theologice  ad  nos  missa  sunt  ex  Italia  Quid 
portendant  quomodoque  gignantur^tibi  utraque  servo,  si  ali- 
quando  ad  nos  veneris.))  Cardan,  entrant  dans  des  détails  plus 
précis  {Opéra,  Lugd.  1663,  t.  III,  lib.  XY,  cap.  72,  p.  279), 
affirme  qu'il  est  tombé  1200  aérolithes,  parmi  lesquels  il  y  en 
avait  un,  noir  comme  le  fer  et  très-dense,  qui  pesait  120 
livres.  Selon  Cardan,  le  bruit  se  prolongea  pendant  deux  heures  : 
«  Ut  mirum  sit  tantam  molem  in  aère  sustineri  poluisse.  »  Il  re- 
garde le  bolide  à  queue  comme  une  comète,  et  se  trompe  d'une 
année  dans  l'indication  de  la  date,  qu  il  fixe  à  l'année  1510.  A 
l'époque  où  ce  phénomène  se  produisit,  Cardan  était  âgé  de 
neuf  à  dix  ans. 

{U2)  [page  622].  Récemment  le&"aéroHlhes  qui  tombèrent  à 
Braunau,le  l^juillet  18^7,  étaient  si  chauds  encore ,  six  heures 
après  leur  chute,  que  l'on  ne  pouvait  les  toucher  sans  se  brû- 
ler. —  J'ai  déjà  signalé  dans  VAaie  centrale  (t.  I ,  p.  /i08)  l'ana- 
logie que  présente  avec  une  chute  d'aérolithes  le  mythe  de 
Vor  sacré  répandu  chez  les  races  scythiques.  Je  joins  ici  le  pas- 
sage d'Hérodote,  dans  lequel  est  racontée  cette  légende  (liv.  V, 
chap  5  et  7)  :  «  Targitaus  eut  trois  fils  dont  l'aîné  s'appelait 
Leipoxais,  le  second  Arpoxais,  et  le  plus  jeune  Colaxais.  Sous 
leur  règne ,  il  tomba  du  ciel  dans  la  Scylhie ,  des  instruments 
d'or:  une  charrue  ,  un  joug,  une  hache  et  une  coupe.  L'aîné, 
qui  les  aperçut  le  premier,  s'étant  approché  pour  les  prendre, 
l'or  s'enflamma  aussitôt.  Arpoxais  vint  à  son  tour,  et  il  en  fut 
de  même;  les  deux  frères  repoussèrent  donc  cet  or;  mais  quand 
le  troisième  fils,  Colaxais,  se  présenta,  l'or  s'éteignit  et  il 
put  le  transporter  dans  sa  maison.  Ses  frères  comprenant  le 
sens  de  ce  prodige,  lui  abandonnèrent  tous  leurs  droits  à  la 
royauté.  » 

m.  ^8 


-    750  — 

Peut-être  aussi  le  mythe  de  l'or  sacré  n'est-il  qu'un  mythe 
ethnographique ,  une  allusion  aux  trois  fils  du  roi  qui  auraient 
fondé  chacun  une  des  tribus  dont  se  composaient  les  popula- 
tions scythiques,  et  à  la  prédominance  qu'obtint  la  tribu  fondée 
parle  plus  jeune,  celle  des  Paralates.  Voyez  Brandstaeter,  Scy- 
thica,  deaurea  Caterva^  1837 ,  p.  69  et  81. 

(43)  [page  623].  Parmi  les  métaux  dont  on  a  découvert  la 
présence  dans  les  pierres  météoriques  ,  Howard  a  reconnu  le 
nickel ,  Stromayer  le  cobalt ,  Laugier  le  cuivre  et  le  chrome , 
Berzélius  Tétain. 

(44)  [page  616].  Rammelsberg,  dans  \es  Annalen  de  Pog- 
gendorff  ,t.  LXXIV,  1849,  p.  442. 

(45)  [page  629].  Rammelsberg,  PoggendorfiTs  Annalen, 
t  IXXIII,  1848,  p.  585;  Shepard ,  dans  V American  Journal 
of  Sciences  et  Arts  de  Silliman,  2^  série ,  t.  II ,  1846  ,  p.  377. 

(46)  [page  629].  Voyez  le  Cosmos ,  t.  I,  p.  145. 

(47)  [page  630].  Zeitschrift  der  deutschen  geologischen 
Cesellschaft  f  t.  I,  p.  232.  Tout  ce  qui,  dans  le  texte,  delà 
page  614  à  la  page  617,  est  placé  entre  guillemets,  est  em- 
prunté à  des  manuscrits  du  professeur  Rammelsberg,  portant 
la  date  du  mois  de  mai  1851. 

(48)  [page  635].  M  oyez  Kéi^lev^  Astronomica  nova  seu  Phy- 
sica  cœlestis,  tradita  commentariis  de  motibus  stellœ  Martis  ,  ex 
ohservationibus  Tychonis  Brahi  elahorata,  1609,  cap.  XLetLIX. 

(49)  [page  636].  'L^'çii'àCQ ,  Exposition  du  Système  du  Monde, 
p.  309  et  391. 


(V 


751   — 


ADDITIONS  GT  CORRECTIONS. 


Page  ^0,  ligne  15. 

Depuis  que  j'ai  dit,  dans  le  Cosmos^  que  rien  jus- 
qu'ici n'avait  démontré  l'influence  des  positions  di- 
verses du  Soleil  sur  le  magnétisme  terrestre,  les 
excellents  travaux  de  Faraday^ont  constaté  cette  in- 
fluence. De  longues  séries  d'observations  magnéti- 
ques dans  les  deux  hémisphères,  à  Toronto  dans  le 
Canada,  et  à  Hobart-Town  dans  la  Terre  de  Yan- 
Diemen,  prouvent  que  le  magnétisme  terrestre  est 
soumis  à  une  variation  annuelle ,  dépendant  de  la 
situation  relative  du  Soleil  et  de  la  Terre. 

Page  65,  ligne  11. 

Le  singulier  phénomène  de  la  fluctuation  des 
étoiles  a  été  observé  tout  récemment,  à  Trêves,  par 
des  témoins  très-dignes  de  foi.  Le  20  janvier  1851 , 
entre  7  et  8  heures  du  soir,  Sirius,  qui  était  alors 
placé  très-près  de  l'horizon ,  parut  agité  d'un  mou- 
vement oscillatoire.  Voyez  la  Lettre  du  professeur 


—  752  — 

Flesch  dans  le  Recueil  de  Jahn ,  Unterhaltungen  fur 
Freunde  der  Astronomie. 


Pages  ilxk,  ligne  6,  et  334  (note  16). 

Le  vœu  que  j'émettais,  de  voir  rechercher  l'époque 
à  laquelle  disparut  la  couleur  rouge  de  Sirius,  vient 
d'être  rempli ,  grâce  à  l'activité  d'un  jeune  savant , 
M.  Wopcke ,  qui  à  un  grand  savoir  en  mathémati- 
ques joint  une  connaissance  approfondie  des  langues 
orientales.  M.  Wopcke,  traducteur  et  commentateur 
de  l'Algèbre  d'Omar  Alkhayyami,  m'a  écrit  de  Paris, 
dans  le  mois  d'août  1851  :  «  L'espérance  que  vous 
exprimiez,  dans  la  partie  astronomique  du  Cosmos, 
m'a  donné  Tidée  d'exacKf.inerles  quatre  manuscrits  de 
l'Uranographie  de  Abdurrahman  al  Ssufi  que  pos- 
sède la  Bibliothèque  royale.  J'y  ai  trouvé  que  a  du 
Bouvier,  a  du  Taureau,  a  du  Scorpion  et  a  d'Orion 
étaient  désignés  collectivement  comme  rouges,  et 
que  rien  de  semblable  n'était  dit  de  Sirius.  Bien  plus, 
le  passage  qui  a  trait  à  cette  étoile ,  et  qui  est  le 
même  dans  les  quatre  manuscrits,  est  conçu  en  ces 
termes  :  La  première  des  étoiles  dont  est  formé  le 
Grand  Chien  est  la  brillante  étoile  de  la  Gueule, 
qui  est  marquée  sur  l'Astrolabe  et  porte  le  nom  de 
Al-je-maanijah.  »  Ne  résulte-t-il  j)<îs  de  cet  examen 
et  du  passage  d'Alfragani  que  j'ai  cité  moi-même , 
que  le  changement  de  couleur  de  Sirius  tombe  vrai- 
semblablement entre  l'époque  de  Ptolémée  et  celle 
des  astronomes  arabes  ? 


Page  5/^6. 

[Depuis  que  cette  partie  du  Cosmos  a  été  publiée 
en  Allemagne,  l'activité  scientifique,  tant  de  fois  si- 
gnalée par  M.  de  Humboldt  (voyez  surtout  p.  507)  , 
ne  s'est  point  ralentie.  Aux  quatorze  petites  planètes 
dont  il  a  donné  le  tableau ,  M.  de  Humboldt  avait 
déjà  pu,  en  terminant,  en  ajouter  une  quinzième, 
Eunoraie,  découverte  par  M.  de  Gasparis ,  le  19  juillet 
1851.  Depuis,  sept  nouvelles  planètes  ont  été  dé- 
couvertes :  Psyché  par  M.  de  Gasparis,  le  17  mars 
1852;  Thétis  par  M.  Luther,  le  17  avril;  Melpomène 
et  Fortuna  par  M.  Hind,  le  24  juin  et  le  22  août; 
Massalia  par  M.  de  Gasparis T  le  19  septembre,  et 
par  M.  Chacornac ,  le  20  du  même  mois  ;  Lutetia  par 
M.  Goldsmidt,  le  15  novembre;  enfin  une  planète 
signalée  par  M.  Hind,  le  16  novembre,  et  qui  n'a 
point  encore  reçu  de  nom. 

Nous  donnons  ici ,  d'après  les  Astronomische  Nach- 
richten ,  et  en  suivant  l'ordre  adopté  dans  le  ta- 
bleau de  la  page  546 ,  les  éléments  approchés  des 
six  nouvelles  planètes  qui  n'ont  pu  y  être  comprises; 
on  n'a  point  encore  calculé  les  éléments  de  Lutetia , 
non  plus  que  ceux  de  la  dernière  planète  découverte 
par  M.  Hind.  ] 


—  754 


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—  755  — 

Page  56Zt,  ligne  18. 

D'après  une  communication  ,  datée  du  8  novembre 
1851 ,  que  je  dois  à  l'amitié  de  Sir  John  Herschel , 
M.  Lassell  a  observé  distinctement ,  les  2/i ,  28  , 
30  octobre  et  2  novembre  de  cette  même  année , 
deux  satellites  d'Uranus,  situés  plus  près  encore  de 
la  planète  principale  que  le  premier  satellite  de 
William  Herschel ,  auquel  cet  astronome  attribuait 
une  révolution  d'environ  5  jours  et  21  heures,  mais 
qui  n'a  pas  été  revu  depuis.  Les  révolutions  des  deux 
satellites  que  vient  de  reconnaîire  Lassell  sont  éva- 
luées approximativement  à  4  jours  et  à  2  jours  1/2. 


TABLEAU  ANALYTIQUE 

DES  MATIÈRES 

CONTENUES    DANS    LE    TOME     III 

DU   COSMOS. 


IWTBODI'CTIOM  9 

pages  1-12,  et  263-27/i  (notes  1-46). 


Coup  d'œil  jeté  en  arrière  sur -^f.s  matières  contenues  dans  les  précédents 
volumes.  —  La  nature  considérée  sous  deux  points  de  vue  différents:  sous  son 
aspect  extérieur  et  purement  objectif,  et  dans  son  image  reflétée  à  l'intérieur 
de  l'homme.  —  Comment  une  disposition  intelligente  des  phénomènes  permet 
déjà  d'en  saisir  le  lien  générateur. — Impossibilité  de  faire  entrer  dans  un  ouvrage 
de  ce  genre  une  énuméralion  complète  des  phénomènes  particuliers. —  Monde 
idéal  et  intérieur ,  existant  à  côté  du  monde  réel ,  et  peuplé  de  mythes  symbo- 
liques, qui  troublent  la  perception  claire  de  la  nature.  —  Impossibilité  absolue 
d'arriver  jamais  à  une  connaissance  complète  de  tous  les  phénomènes  cosmiques . 
Découvertes  des  lois  empiriques;  recherches  des  causes  qui  relient  entre  eux 
tous  les  phénomènes  ;  description  et  explication  du  monde.  Comment  l'obser- 
vation des  choses  existantes  peut  révéler  en  partie  la  loi  de  leur  formation  et 
de  leur  développement.  —  Différentes  phases  de  l'explication  du  monde. 
Efforts  tentés  pour  comprendre  l'ordonnance  de  la  nature.  —  Premiers  prin- 
cipes appliqués  par  la  race  Hellénique  à  la  contemplation  du  monde.  Fan- 
taisies physiologiques  de  l'École  Ionienne;  double  direction  de  cette  École: 
hypothèse  des  principes  concrets  et  matériels;  hypothèse  de  la  raréfaction 
et  de  la  condensation.  Force  centrifuge.  Théorie  des  Tourbillons.  —  Pythagori- 
ciens; philosophie  de  la  mesure  et  de  l'harmonie;  première  application  des 
mathématiques  aux  phénomènes  physiques,  —  Ordonnance  et  gouvernement 
du  monde,  d'après  les  principes  physiques  d'Aristote.  L'impulsion  considérée 
oomme  le  fondemt4r:  de  tous  les  phénomèmes.  Aristote  peu  préoccupé  de  la  di- 
versité des  substances.  —  La  théorie  aristotélique  reproduite  au  moyen  âge  dans 


—  757  — 

sa  forme  et  dans  ses  idées  fondamentales.  Roger  Bacon  ;  le  Miroir  de  la 
nature  de  Vincent  de  Beauvais;  le  Liber  cosmographicus  d'Albert  le  Grand, 
V Imago  Mundi  du  cardinal  Pierre  d'Ailly,  —  Prosjrès  accompli  par  Gior- 
dano-Bruno  et  par  Telesio.  —  La  gravitation  ou  l'attraction  des  masses  claire- 
ment exposée  par  Copernic.  —  Première  application  des  mathémathiques  à 
la  Ih  'oric  de  la  gravitation  dans  les  écrits  de  Kepler.  —  Cosmos  ou  Traité 
du  Monde,  de  Descartes;  cette  grande  entreprise  n'aboutit  qu'à  la  publication 
de  quelques  fragments,  longtemps  après  sa  mort.  Le  Cosmotheoros  de  Huy- 
gens ,  indigne  du  grand  nom  de  son  auteur.  —  Newton  et  les  Philosophiœ 
naturalis  Principia  mathematica.  —  Effort  fait  pour  embrasser  l'ensemble 
du  monde.  Peut-on  bien  fonder  une  science  universelle  de  la  nature ,  et 
tout  ramener  à  un  seul  principe,  depuis  les  lois  de  la  pesanteur  jusqu'à  la 
force  créatrice  qui  préside  aux  phénomènes  de  l'organisme  et  de  la  vie?  Im- 
possibilité d'épuiser  par  la  perception  le  champ  des  phénomènes  perceptibles. 
L'insuffisance  de  nos  connaissances  expérimentales  ne  permet  pas  d'expliquer 
par  les  forces  de  la  matière  les  variations  qu'elle  subit,  et  réduit  cette  question 
à  l'état  de  problème  indéterminé. 


PARTIE  IJHAHOIiOOIQVK  »K  ÏÏ^Jk  DESCRIPTION  PHYSIQUE 

»IT  inOMOE   9 

I.   ASTRONOMIE   glDÉRALE  , 

pages  29-416. 

Chapitre  L  Espaces  célestes.  —  Conjectures  sur  la  matière  qui  parait 
REMPLIR  ces  espaces,  p.  33-48  et  notes  correspondantes  ,  p.  27Zi-281  :  —  Des 
parties  isolées  de  l'espace  sont  seules  susceptibles  d'être  mesurées,  p.  34.  — 
Milieu  résistant,  matière  cosmique,  éiher  universel  ,  p.  36  et  275  (notes  61- 
64).  —  Rayonnement  calorifique  des  étoiles  ,  p.  41  et  278  (n.  72).  —  Tempé- 
rature de  l'espace,  p.  41-44  et  278  (n.  74-77).  -  Transparence  imparfaite  de 
l'espace,  p.  45.—  Diminulion  régulière  dans  la  durée  de  la  révolution  décrite 
par  la  comète  d'Encke,  p.  46  et  280  (n.  83).  Limites  de  l'atmosphère,  p.  48. 

Chapitre  II  Vision  naturelle  et télescopique.— Scintillation  des  étoiles. — 
Vitesse  DE  LA  LUMIÈRE.— RÉSULTATS  DES  mesures  photométriques,  p.  49-111  et 
notes  correspondantes,  p.  281-316  : —  La  lumière,  de  quelque  source  qu'elle 
émane ,  obéit  de  la  même  manière  aux  lois  de  la  réfraction ,  p.  51 .  —  Position 
des  raies  de  Wollaston,  p.  52. —  l.ffet  des  tubes,  p.  51  et  282-284  (  n.  89).  — 
Moyens  fournis  par  l'optique  pour  distinguer  la  lumière  directe  de  la  lumière 
réfléchie,  et  importance  de  ces  moyens  pour  l'astronomie  physique,  p.  54  et  284- 
286  (n.  98-2).  Limites  de  la  force  visuelle  ordinaire,  p.  54.  Imperfection  de 
l'organe  de  la  vuej  diamètre  factice  des  étoiles,  p.  57  et'l87-290  (n.  4  et  6  ).  — 


—  758  -- 

Influence  de  la  forme  des  objets  sur  le  plus  petit  angle  visuel  ;  différence  d'éclat 
de  1/60  nécessaire  pour  la  visibilité;  vision  négativ  •  et  vision  positive,  p.  58- 
62.  —  Visibilité  des  étoiles  à  l'œil  nu  et  en  plein  jour  ,  du  fond  des  puits  ou  sur 
le  sommet  des  hautes  montagnes,  p.  62 -Gd  et  292  (n.  10).  —  Effet  produit  par 
une  lumière  plus  forte  auprès  d'une  autre  plus  fai'ile  ,  p.  287  (n.  U).  —  Queues 
et  rayons  divergents,  p.  57  et  138-lûl.  —  De  la  visibilité  des  satellites  de  Ju- 
piter à  l'œil  nu  ,  p.  50  et  288  (n.  5).  -  Fluctuation  des  étoiles,  p.  65  et  293 
(n.  13).  —  Commencements  delà  vision  télescopique  et  application  des 
lunettes  aux  instruments  de  mesure,  p.  66-69  et  76— Réfracteurs  de  grande  di- 
mension ,  p.  69  et  293-294  (n.  15-17).—  Réflecteurs,  p.  71-73  et  294-595  (  n.  19- 
23). —  Observation  en  plein  jour;  comment  de  forts  grossissements  peuvent  fa- 
ciliter, durant  le  jour,  la  découverte  des  étoiles,  p.  77,  78  et  296  (n.  27).  —  De 
la  scintillation  des  étoiles,  p.  79-86  et  300-303  (n.  29-36  ).  —  Vitesse  de  la  lu- 
mière ,  p.  86-90  et  303-310  (n.  37-50).  —  Ordre  de  grandeur  des  étoiles;  rap- 
ports photoraéiriqueset  difl"érentes  méthodes  de  mesure,  p.  98-103  et  311-316 
(n.  56-66).  Gyanomètre ,  p.  315.  —  Série  photométrique  des  étoiles, 
p.  104-111. 

Chapitre  III.  Nombrk  ,  distribdtion  et  codledr  des  étoiles.  —  Amas  stel- 
LAiRES. — Voie  LACTÉE  PARSEMÉE  DE  RARES  NÉBDLEDSES,  p.  112-165,  et  notes  Cor- 
respondantes, p.  316-345:  — différents  états  du  ciel  qui  favorisent  ou 
rendent  impossible  les  observations  astronomiques,  p.  112-114.  —  Nombre 
des  étoiles;  combien  l'on  en  peut  voir  à  l'œil  nu,  p.  111-116.  — Nombre  des 
étoiles  dont  la  position  a  été  déterminée ,  et  qui  figurent  sur  les  cartes  célestes, 
p.  116-127  et  316-324  (n.  70-89).— Tentatives  pour  évaluer  le  nombre  des 
étoiles  rendues  visibles  dans  toute  la  voûte  du  ciel  par  les  télescopes  dont  on 
dispose  aujourd'hui,  p.  127  et  128.  —  Astronomie  contemplative  chez  les  races 
les  moins  civilisées,  p.  129-131.  —  Sphère  céleste  des  Grecs,  p.  131-137  et 
327-330  (n.  94-100).—  Ciel  de  cristal,  p.  136-138  et  330-332  (n.  1-5).  — 
Diamètres  factices  des  étoiles  vues  à  travers  les  télescopes ,  p.  138-140. — 
Objets  célestes  propres  par  leurs  dimensions  à  éprouver  la  puissance  des  lunettes 
p.  141  et  332  (  n.  11  ).  —  Différences  et  variations  dans  la  coloration  des  étoi- 
les ,  p.  141-145 ,  et  333-338  (  n.  12-18  ).  Sirius  (  Sothis  ) ,  p.  143-145  et  335-338 
(  n.  18).  —  Les  quatre  étoiles  royales,  p.  147.  — Progrès  accomplis  successive- 
ment dans  la  connaissance  du  ciel  austral ,  p.  148, 149  et  389  (n.  30).  -  Lois 
qui  règlent  la  distribution  des  étoiles  et  les  divers  degrés  de  leur  condensa- 
tion ;  jaugeage  du  ciel,  p.  149-152. —Amas  stellaires,  p.  152-156.  —  Voie  lac- 
tée ,  p.  156-165  et  341-345  (  n.  45-66). 

Chapitre  IV.  Étoiles  nouvelles.  —  Étoiles  changeantes  a  périodes  con- 
statées.—  Astres  dont  l'éclat  subit  des  variations,  mais  dont  la  périodicité 
n'a  point  encore  été  reconnue  ,  p.  166-213  ,  et  notes  correspondantes,  p.  345- 
350  :  —  Apparition  d'étoiles  nouvelles  dans  l'intervalle  de  2000  ans,  p.  166- 


—  759  — 

186  et345-3/i7  (n.  67-73).  Étoiles  périodiquement  variables,  p.  186-190  ; 
lois  des  irrégularités  apparentes;  différences  considérables  d'éclat;  périodes 
de  périodes,  p.  190-196.  —  Table  des  étoiles  variables  dressée  par  Argelander, 
avec  un  commentaire,  p.  197-206  et  347  (n.  75-78).  Étoiles  variables  à  périodes 
encore  inconnues  (ti  d'argo,  la  Chèvre,  étoiles  de  la  Grande  et  de  la  Petite  Ourse), 
p.  206-212.  — Liaison  entre  les  variations  de  la  lumière  stellaire  ou  solaire, 
et  l'état  météorologique  de  la  Terre,  p.  212  et  213. 

Chapitre  V.  Mouvements  propres  des  étoiles.  —  Existence  problématique 
d'astres  obscurs.  —  Parallaxes  ,  distances  de  quelques  étoiles.  —  doutes  sur 
l'existence  d'un  corps  central  dans  l'univers  stellaire  ,  p.  214-238,  et  notes 
correspondantes ,  p.  350-357  :  —  Changements  produits  dans  la  physionomie 
du  firmament  parle  mouvement  propre  des  étoiles ,  p.  214-219.  —  Preuves 
qui  rendent  vraisemblable  l'existence  d'astres  obscurs,  p.  220-223. — Parallaxe 
et  mesure  de.s  distances  qui  séparent  quelques  étoiles  fixes  de  notre  système  so- 
laire,p.  223-231  et352-355(n.  5-16). Comment  on  peut  faire  servir  l'observation 
de  la  lumière,  dans  les  étoiles  doubles,  à  la  détermination  de  leurs  parallaxes, 
p.  231.  —  Mouvement  de  translation  du  système  solaire  dans  l'espace  ,  et  di- 
rection de  ce  mouvement,  p.  218  et  232-235.  Centre  de  gravité  de  l'univers 
sidéral;  impossibilité  de  résoudre  ce  problème,  p.  232,  235-238  et  256  (  n.  27 
et  28).  r' 

Chapitre  VI.  Étoiles  doubles  et  multiples. — leur  nombre  et  leurs  distan- 
ces mutuelles.  —  Durées  de  la  révolution  de  deux  soleils  autour  de  leur 
centre  de  gravité  commun,  p.  239-260,  et  notes  correspondantes,  p.  358-363  : 
—  Étoiles  doubles  optiques  et  physiques,  p.  240.  Nombre  des  étoiles  dou- 
bles connues ,  p.  240-249.  —  Contraste  de  couleur  dans  les  étoiles  accou- 
plées ,  p.  249-252.  —  Variabilité  d'éclat ,  p.  253.  —  Étoiles  triples ,  qua- 
druples, quintuples  et  sextuples,  p.  253  et  25û  —  Étoiles  doubles  dont  les 
orbites  ont  été  calculées ,  p.  254-256.  — Éléments  des  orbites  des  étoiles  dou- 
bles ,  p.  257.  —  Piemarques  de  M.  Faye  sur  ce  sujet ,  p.  258-260. 

Chapitre  VII.  Nébuleuses.  —  Nébuleuses  réductibles  et  nébuleuses  irréduc- 
tibles.— Nuées  de  Magellan. — Taches  noires  ou  sacs  de  charbon,  p.  365-416, 
et  notes  correspondantes,  p.  641-661  :  —  Résolution  des  nébuleuses.  —  Toutes 
les  nébuleuses  sont-elles  des  amas  d'étoiles  pressées,  p.  365-366  et  644-645 
(n.  25  et  26  ).  —  Détails  historiques  sur  l'observation  des  nébuleuses  ,  p.  366- 
382  et  648  (  n.  43)  —  Nombre  des  nébuleuses  dont  la  position  est  déterminée, 
p.  382,  383  ,  646  et  647  (n.  35  et 36  ).  —  Distribution  des  nébuleuses  et  des 
amasstcllaires  dans  l'hémisphère  boréal  et  dans  l'hémisphère  austral ,  p.  383. 
—Rareté  et  accumulation  des  nébuleuses  dans  certaines  régions  du  ciel,  p.  384- 
387.  —  Formes  diverses  des  nébuleuses;  nébuleuses  sphéroïdales ,  nébuleuses 
perforées,  nébuleuses  planétaires ,  étoiles  nébuleuses,  nébuleuses  irrégulières, 


—  760  ~ 

p.  387-39^.  —  Nébuleuse  réductible  ou  amas  stcllaire  d'Andromède,  p.  155, 
369-371  et  651  (n.  45).  Nébuleuse  de  l'Épéc  d'Orion.  p.  372,  373  395-399, 
642 ,  645 ,  654-656  (  n.  12,27,61,  63 ,  67  et  68  ).  —  Grande  nébuleuse  de  r, 
d'Argo,  p.  399  et  400.  —  Nébuleuse  du  Sagittaire,  p.  400.  —  Nébuleuses  du 
Cygne  et  du  Renard,  p.  400  et  401. — Nébuleuse  en  spirale  du  Chien  de  chasse 
septentrional,  p.  401.— Les  deux  nuées  de  Magellan,  p.  402-412  et  659  (n.  88). 
—  Taches  noires  ou  sacs  à  charbon,  p.  412-416  et  660-661  (n.  98-100). 


II.   SYSTEME    SOLAIRE. 

PLANÈTES  ET  SATELLITES.  —  COMÈTES.  —  LUMIÈRE   ZODIACALE.  — 
ESSAIMS   d'astéroïdes  MÉTÉORIQUES, 

pages  417-637  et  691. 

Chapitre  I.  Le  soleil  considéré  comme  corps  central,  p.  426-458,  et  notes 
correspondantes,  p.  661  :  —  Données  numériques,  p.  428  430.  —  Constitution 
physique  du  soleil;  couches  diverses  servant  d'enveloppe  au  disque  obscur  du 
soleil;  taches  du  soleil;  facules,  p.  430-443  et  662-668  (n.  8-18  ).  —Affaiblis- 
sements de  la  lumière  solaire  mentionnés  par  les  annalistes;  obscurcissements 
problématiques,  p.  444  et  668  6'/ 4  (  n.  19  ).  —  Intensité  de  la  lumière  au  cen- 
tre et  sur  les  bords  du  disque  solaire  ,  p.  445-448  et  676-676  (n.21  et  22). — 
Rapports  entre  la  lumière,  la  chaleur,  l'électricité  et  le  magnétisme:  Seebeck, 
Ampère,  Faraday,  p.  451-453.  —  Influence  des  taches  du  soleil  sur  la  tempé- 
rature de  notre  atmosphère ,  p.  453-458. 

Chapitre  II.  Les  planètes  ,  p.  459-569,  et  notes  correspondantes,  p.  677- 
728. 

I.  Considérations  générales,  p.  459-512,  et  notes  correspondantes,  p.  677- 
704. 

Planètes  principales: 

1°  Nombre  des  planètes  principales,  et  époque  de  leur  découverte  ,  p.  460- 
468. — Noms  divers  des  planètes  ;  jours  et  heures  consacrés  aux  planètes,  p.  680- 
691  (n.  43  et  44). 

2°  Division  des  planètes  en  deux  groupes,  séparés  par  la  zone  des  petites  pla- 
nètes, p.  468-473. 

30  Grandeur  absolue  et  grandeur  apparente  des  planètes;  leur  configuration 
p.  473-477. 

4°  Ordre  des  planètes  d'après  leur  distance  au  soleil  ;  prétendue  loi  de 
Titius  ;  croyance  répandue  dans  l'antiquité  que  tous  les  corps  célestes  actuel- 
lement visibles  ne  ront  pas  toujours  été.  —  Prosélènes,  p.  477-488  et  692-700 
(n.  48-63). 


—  761  — 

5°  Masses  des  planètes,  p.  488  el  iS'J. 
6*»  Densité  des  planètes,  p.  489-491. 

7°  Durée  de  la  révolution  sidérale  et  de  la  rotation  des  planètes,  p.  /i91-A93. 
8°  Inclinaison  des  orbites  planétaires  et  des  axes  de  rotation  ;  influence  de 
l'obliquité  de  l'écliplique  sur  les  climats,  p.  /i95-501  et  702  (  n.  72). 
9°  Excentricité  des  orbites  planétaires  ,  p.  501-505. 
10°  Intensité  de  la  lumière  solaire  sur  les  difl'érentes  planètes,  p.  505  et  506. 

Planètes  secondaires  ou  satellites,  p.  506-511. 

II.  Notions  particdlières  sdr  les  planètes  et  les  satellites.  —  Énuméra- 

TION  des  diverses  PLANÈTES  ET  LEURS  RAPPORTS  AVEC  LE  SOLEIL,  CONSIDÉRÉ  COMME 

CORPS  CENTRAL,  p.  513-569 ,  et  notcs  Correspondantes,  p.  70^-728: 

1"  Le  Soleil,  p.  513-515. 

2°  Mercure,  p.  516-518. 

3°  Vénus;  taches  de  Vénus,  p.  518-520. 

4°  La  Terre,  simples  données  numériques,  p.  521. 

La  Lime.  La  Lune  source  de  lumière  et  de  chaleur.  Lumière  cendrée  ou  lu- 
mière terrestre  dans  la  Lune;  taches;  surface  de  la  Lune  ;  montagnes  et  plai- 
nes ;  altitudes  mesurées;  la  forme  circulaire,  type  dominant  à  la  surface  de 
la  Lune;  cratères  de  soulèvement  à  éruptions  intermittentes;  anciennes  tra- 
ces de  la  réaction  de  l'intérieur  contre  l'extérieur.  —  Absence  d'élément 
liquide,  et  par  suite  absence  de  marées  et  des  effets  dus  aux  courants.  —  Con- 
séquences géologiques  à  tirer  de  cet  état  de  choses,  p.  521-541  et  707-718 
(n.  100,  134). 

Mars;  aplatissement;  aspect  de  la  surface  variant  avec  les  saisons,  p.  5/jl- 
543. 

Groupes  des  petites  planètes:  Flora  ,  Victoria ,  Vesta  ,  Iris,  Métis,  Hébé, 
Parthénope,  Astrée ,  Égérie,  Irène,  Junon,  Cérès,  Pallas  et  Hygie,  p.  5/i3- 
5/j9,  753  et  754. 

Jupiter  :  rotaiion ,  taches  et  bandes ,  p.  549-552. 
Satellites  de  Jupiter,  p.  552-555. 

Saturne:  bandes,  anneau  ,  position  excentrique  ,  p.  555-560. 
Satellites  de  Saturne ,  p.  560-562. 

UranuSjp.  562  el  563. 
Satellites  d'Uranus,  p.  563-565. 

Neptune:  découverte  et  éléments  de  cette  planète,  p.  565-568. 
Satellites  de  Neptune,  p.  568  et  569. 

Chapitre III.  Les  comètes,  p.  570-591,  et  notes  correspondantes,  p.  728-742: — 
Conjectures  sur  l'origine  des  comètes,  p.  570-573. —  Les  comètes  sont  les 
corps  célestes  qui,  avec  la  plus  faible  masse,  remplissent  le^Uis d'espace  dans 


—  762  — 

le  système  solaire,  p.  573.  —  Nombre  des  comètes  dont  les  éléments  sont  dé- 
terminés; nombre  des  comètes  visibles  à  l'œil  nu  en  Europe,  dans  les  derniers 
siècles;  nombre  des  comètes  observées  en  Chine,  depuis  l'an  613  avant  Jésus- 
Christ  jusqu'en  1644 ,  p.  573-576.— Formes  des  comètes,  variations  d'éclat ,  de 
couleur  et  de  figure;  direction  des  parties  qui  les  composent;  durée  de  leurs 
révolutions ,  p.  576-579.  —  Difficulté  de  constater  l'état  moléculaire  des  difi'é- 
rentes  parties  des  comètes,  p.  581. — Séparation  en  deux  parties  de  la  comète 
de  Biéla,  p.  583-586.  —  Comètes  intérieures  ou  à  courte  excursion,  p.  586- 
590. — Éléments  des  six  comètes  intérieures  exactement  calculées  ,  p.  588. 

Chapitre  IV.  De  la  ldmière  zodiacale,  p.  592-598  :  —  Détails  historiques, 
p.  592-594.  — Double  intermittence  annuelle  et  horaire,  p.  596.  —  Nécessité 
de  distinguer  ce  qui ,  dans  la  lumière  zodiacale ,  appartient  au  phénomène 
lui-même,  etce  qui  dépend  de  la  transparence  variable  de  l'atmosphère,  p.  575. 
— Séries  d'observations  correspondantes  établies  à  des  hauteurs  diverses,  sous 
les  tropiques,  seul  moyen  de  bien  connaître  la  configuration  et  l'intensité  de 
la  lumière  zodiacale,  p.  595  et  597. — Reflet  de  la  lumière  zodiacale  semblable 
à  celui  que  produit  le  coucher  du  soleil ,  p.  595.  —  Comparaison  de  la  lumière 
zodiacale  avec  les  plus  brillantes  parties  de  la  voie  lactée,  p.  595.  —  Question 
de  savoir  si  le  grand  axe  de  la  lumière  zodiacale  coïncide  avec  le  plan  de  l'é- 
quateur  solaire,  p.  598. 

Chapitre  V.  Étoiles  filantes,  bolides  et  pierres  météoriques,  p.  599,  et 
notes  correspondantes,  p.  742-750. —  Considérations  générales:  les  aérolithes 
sont  pour  nous  les  seules  occasions  d'un  contact  immédiat  avec  des  corps 
étrangers  à  noire  planète ,  p.  600  et  601.  —  Premières  chutes  d'aérolilhes 
dont  la  date  ait  été  déterminée;  aérolithe  d'^gos-Potamos  ;  influence  qu'il 
exerça  sur  l'explication  cosmique  de  ce  genre  de  phénomènes,  et  sur  les  théo- 
ries d'Anaxagore  et  de  Diogène  d'Apollonie.  —  Force  centrifuge  opposée  à  la 
pesanteur,  p.  601-606  et  742-744.  (n.  21-25).— Météores  isolés  et  météores  pé- 
riodiques; relations  numériques  et  physiques  de  ces  phénomènes;  rayonne- 
ment des  étoiles  filantes;  nombre  moyen  des  étoiles  filantes  sporadiques  et  pé- 
riodiques dans  un  temps  donné,  suivant  la  dififérence  des  mois,  p.  606-613 et 
744-745.  (n. 29-35).  —  Pluies  périodiques  d'étoiles  filantes,  autres  que  la 
pluie  de  Saint-Laurent  et  celle  du  mois  de  novembre,  qui  semble  actuellement 
s'affaiblir ,  p.  613-615  et  744-746.  (n.  36  et  37).  —  Hauteur  et  vitesse  des  mé- 
téores, p.  615-617.  —Couleur,  forme  et  grandeur  des  étoiles  filantes;  com- 
bustion; incendies  causés  par  ces  météores,  p.  617-620.  —  Pierres  météori- 
ques; chutes  d'aérolithes par  un  ciel  serein,  ou  après  la  formation  d'un  nuage 
noir  météorique,  p.  621-623  et  748-750  (n.  41  et  42 ).— Variation  lunaire  des 
étoiles  filantes  dans  les  pluies  périodiques,  p.  623.  —  Composition  chimique 
des  aérolithes  ;  analogies  de  ces  pierres  avec  les  roches  telluriques,  p.  624-630 
et  750  (n.  43-47).  A» 


—  763  - 

Conclusion  :  Regard  jeté  en  arrière.  -  L'imites  dans  lesquelles  doit  être  ren- 
fermée une  description  générale  du  monde.  — Relations  réciproques  des  corps 
célestes. — Lois  de  Kepler  sur  les  mouvements  des  planètes.—  Simplicité  des 
problèmes  uranologiques  ,  opposés  à  la  complication  que  produisent ,  dans  les 
problèmes  telluriques,  la  diversité  et  les  transformations  de  la  matière.  Éléments 
de  stabilité  du  système  planétaire,  p.  631-637. 

Notes,  p.  641-750. 

Additions  ET  CORRECTIONS ,  p.  751-755. 


FIN   DE   LA   SECONDE   PARTIE   DU   3^  VOLUME. 


PARIS.— IMPRIMIÉ   PAR  E.   THUNOT  ET  C%   RUE  RAji^NE,   26. 


TABLK  DES  MATIÈRES 


DE  LA 


2«  PARTIE  DU  III-  VOLUME. 


Patres 

Avertissement  du  traducteur vu 


VII.  Nébuleuses  :  nébuleuses  réductibles  et  nébuleuses  irré- 
ductibles. Nuées  de  Magellan.  Taches  noires  ou  Sacs 
à  charbon 365 


SYSTÈME  SOLAIRE. 
Système  solaire  :  planètes  et  satellites  ,  comètes  ,  lumière 

ZODIACALE  et  ASTÉROÏDES  MÉTÉORIQUES Ui7 

I.      Le  Soleil  considéré  comme  corps  central A26 

IL     Planètes  :  1"  Considérations  générales Ù59 

2"  Notions  particulières 513 

IIL    Comètes 570 

IV.  Lumière  zodiacale 592 

V.  Étoiles  filantes,  bolides  et  pierres  météoriques 599 


Notes 6/il 

Additions  et  corrections 751 

Analyse  des  matières 756 

-1 


VI 


TABLES   NUMERIQUES. 

Pages 

Table  des  nébuleuses 399 

Table  des  corps  planétaires  découverts  depuis  l'invention 

du  télescope z|65 

Table   des    distances   des  diamètres  apparents    des  sept 

GRANDES    PLANÈTES Ill6 

Table  des  volumes  des  planètes Zi76 

Table  des  distances  des  planètes  au  soleil Zi78 

Table  des  masses  des  planètes Zi88 

Table  des  densités  des  planètes 690 

Table  des  révolutions  des  planètes 692 

Table  des  inclinaisons  des  ORBiTfis  planétaires  et  des  axes 

DE    rotation , il9U 

Table  des  excentricités  des  ojrbites  planétaires 502 

Table  des  divers  degrés  d'intensité  de  la  lumière  solame 

sur  les  différentes  planètes 505 

Table  des  éléments  des  petites  planètes 566 

Table  supplémentaire 756 

Satellites  de  jupiter 553 

Satellites  de  saturne 561 

Éléments  des  six  comètes  intérieures 588 

Périodes  d'étoiles  filantes 613 

Table  historique  des  obscurcissements  du  soleil ,  670 


AVERTISSEMENT  DU  TRADUCTEUR. 


De  nouvelles  fonctions ,  entraînant  avec  elles  des 
devoirs  impérieux ,  n'ont  pas  permis  à  M.  Faye  d'a- 
chever la  traduction  de  ce  volume  ;  j'ai  dû  prendre 
sa  place,  quoiqu'il  m'en  coûtât  de  me  charger  d'un 
travail  auquel  mes  études  antérieures  ne  m'avaient 
pas  suffisamment  préparé.  J'ai  tâché,  à  force  de 
soins,  de  suppléer  à  ce  qui  me  manquait  d'ailleurs. 
Une  garantie  plus  rassurante  pour  l'Auteur  et  pour 
les  lecteurs  de  ce  livre  est  la  révision  attentive  que 
M.  Arago  a  bien  voulu  faire  de  toutes  les  épreuves. 

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La  BÀ^bLLothèque. 
Université  d'Ottawa 
Echéance 


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Uni  vers ity  of  Ottawa 
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