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Jocelyn/Notes de Jocelyn/Note douzième

Chez l’auteur (Œuvres complètes de Lamartine, tome 4p. 515-523).

NOTE DOUZIÈME

(NEUVIÈME ÉPOQUE. — Page 402.)

٠٠٠٠٠٠٠٠٠٠٠٠٠٠ Et chacun de ces mondes
Est lui-même un milieu pour des mondes pareils,
Ayant ainsi que nous leur lune et leurs soleils.

Il est ici question des planètes ; nous compléterons la note précédente en empruntant à la Revue britannique quelques passages d’un article remarquable et très-intéressant, intitulé Progrès et découvertes astronomiques de l’époque actuelle :

« Jusqu’à présent, la loi de la gravitation universelle a été appliquée à la détermination du mouvement des corps célestes jusqu’aux limites que l’observation peut atteindre. Chaque découverte nouvelle est venue confirmer cette loi dans toute l’étendue de notre système solaire, et montrer, en outre, qu’elle est également applicable, même dans les régions les plus reculées des cieux. Depuis que la planète Neptune a été trouvée presque à la place assignée par la théorie, la gravitation a pris un nouveau caractère : elle est devenue un moyen de découverte. De là un accroissement d’éclat pour le génie de Newton, déjà, depuis plus de deux siècles, l’objet de l’admiration générale ; de là aussi, un très-grand honneur pour les deux mathématiciens astronomes qui, indépendamment et à l’insu l’un de l’autre, ont appliqué la loi de Newton avec une habileté si originale. La découverte d’un corps inaperçu, qui porte à une distance double les limites extrêmes de notre système planétaire, et qui ne repose sur aucun autre secours que l’emploi du raisonnement, une telle découverte met dans le jour le plus brillant le génie des temps modernes, en même temps qu’elle fait hautement ressortir la certitude infaillible de la science mathématique et de la grande loi qui régit l’univers.

» L’antiquité connut de bonne heure les cinq planètes principales ; elles lui furent décelées par les mouvements qui les distinguent des étoiles fixes, et qui leur valurent leur nom d’astres errants [1]. Mais, pour passer de ces premières notions à la connaissance de la véritable constitution du système du monde, il a fallu des siècles. En construisant sa lunette, Galilée ouvrit une ère nouvelle à l’astronomie. Alors commença cette série de découvertes qui, développées pendant près de trois siècles, ont montré vingt-huit mondes nouveaux dans notre système, et révélé, bien au delà de ses bornes, des soleils sans nombre accomplissant leurs révolutions dans les profondeurs du firmament. Ces profondeurs sont telles, que le spectateur qui y serait placé n’apercevrait notre soleil et tous ses brillants acolytes de la voie lactée, que comme un nuage indécis. Merveilleux résultats de la combinaison fortuite de deux lentilles de verre ! Mais il fallait le génie d’un homme tel que Galilée pour comprendre toute l’importance de ce fait, que mille autres n’auraient pas jugé digne de leur attention.

» En tournant sa lunette vers le ciel, le premier objet qu’y remarqua Galilée, ce fut les quatre satellites de Jupiter. Les phases de Vénus lui fournirent une confirmation de son système du monde. Certains points lumineux qu’il aperçut au delà de la partie éclairée de la Lune lui découvrirent l’existence et la hauteur des montagnes de notre satellite. Les taches qu’il vit sur le disque du Soleil lui décelèrent la rotation de cet astre. Il put démêler que l’aspect de Saturne offrait quelque chose de singulier ; mais l’amplification de sa lunette ne suffisait pas pour qu’il lui fût possible d’en distinguer nettement l’anneau : cette découverte et celle de l’un des satellites de la même planète était réservée à Huyghens, secondé par un instrument plus puissant… Cassini ne tarda guère à montrer que Saturne possédait quatre autres satellites. Un grand nombre d’années s’éboulèrent ensuite avant qu’on découvrît de nouveaux astres ; mais les nombreuses observations de Tycho-Brahé, principalement dirigées vers la planète de Mars, préparaient à Képler les moyens de formuler les lois du mouvement elliptique. L’établissement de ces lois constitue l’une des époques les plus remarquables de l’astronomie. Newton y puisa les données qui lui étaient nécessaires pour fonder la théorie de la gravitation universelle, l’un des plus beaux produits de l’esprit humain.

» À partir de ce moment, les astronomes consacrèrent leurs veilles à déterminer exactement les masses relatives des planètes et les éléments de leurs orbites ; ce sont, en effet, les bases qui servent à construire les tables de leurs mouvements. Ces tables ont été calculées avec un labeur immense, à l’aide de formules fournies par l’analyse la plus élevée et la plus subtile : c’est l’œuvre d’une succession de mathématiciens français d’un haut mérite, qui les ont appuyées sur la loi de la gravitation, en vertu de laquelle le Soleil et les planètes s’attirent en raison directe des masses, et en raison inverse du carré des distances.

» Que l’on se représente le Soleil transporté précisément à la place de la Terre, en sorte que son centre occupe le même point que le centre de celle-ci : la surface du Soleil s’étendrait presque jusqu’à l’orbite de la Lune. Aussi l’attraction exercée par cette masse énorme suffit à retenir les planètes dans des orbites qui seraient elliptiques, si la force attractive des planètes elles-mêmes ne venait troubler la régularité de ces courbes. Ces perturbations, très-petites en comparaison de l’étendue des orbites, sont de deux sortes : les unes, qui dépendent de la position relative des orbites, commencent par zéro pour s’élever jusqu’à un certain maximum ; elles décroissent ensuite, et s’anéantissent de nouveau quand les astres reprennent successivement leurs positions respectives. Ces inégalités sont périodiques, et le cours en est peu étendu. Quelques-unes s’accomplissent en un petit nombre de mois, d’autres se prolongent pendant des années ou des siècles ; elles ont pour effet, tantôt d’éloigner la planète du Soleil, tantôt de l’en rapprocher : mais, en même temps qu’elle est soumise à ces changements dans le plan de son orbite, elle en éprouve d’autres qui l’en font sortir, soit en l’élevant au-dessus, soit en l’abaissant au-dessous, suivant la situation des astres qui produisent les perturbations. Quoique l’autre genre de troubles éprouvés par les orbites planétaires reconnaisse aussi pour cause l’énergie des forces attractives, les positions relatives des corps troublants ne l’influencent nullement ; il ne dépend que de la position des orbites, dont la forme et le lieu, dans l’espace, éprouvent de très-petits dérangements pendant des périodes de temps immenses. Ces variations reçoivent, en conséquence, le nom d’inégalités séculaires. Il y a aussi compensation de ces anomalies, quand les orbites reviennent à leurs positions initiales. Le mouvement des planètes, en y comprenant les deux sortes de perturbations, peut être représenté par la marche d’un corps qui, tout en parcourant une ellipse, éprouverait des déviations petites et passagères, tantôt d’un côté, tantôt de l’autre, pendant que l’ellipse elle-même changerait, lentement et sans cesse, de forme et de position.

» Les astronomes ont calculé, pour chacune des planètes principales, des tables qui comprennent les perturbations produites par toutes les autres. Au moyen de ces tables, ils peuvent trouver, pendant des siècles, le lieu du ciel où seront ces planètes et celui qu’elles ont occupé dans les temps antérieurs, à tel instant donné. Il est évident que si un corps inconnu vient à troubler leurs mouvements, les tables ne donneront plus leur vraie situation. C’est précisément une circonstance semblable qui a conduit à la découverte de Neptune, ainsi que nous allons l’exposer.

» Depuis Cassini, aucun nouveau corps céleste n’avait été ajouté à notre système solaire, jusqu’à l’époque où sir William Herschel construisit son célèbre télescope. Ce gigantesque instrument lui permit de pénétrer dans l’espace à des profondeurs auparavant inaccessibles à l’œil de l’homme. Doué d’un rare génie, d’une grande persévérance et d’un esprit éminemment philosophique, Herschel contempla le premier et il comprit tout ce que la création offre de sublime dans les régions les plus reculées de l’univers. Il découvrit deux des satellites de Saturne.

» Tandis qu’à Bath, le 13 mars 1781, il observait la constellation des Gémeaux, il remarqua que l’une des étoiles se montrait plus grande et moins lumineuse que les autres. Comme, deux jours plus tard, elle avait changé de place, il pensa d’abord que c’était une comète ; mais il ne tarda pas à reconnaître qu’il avait trouvé une planète nouvelle. Pendant que cette découverte absorbait l’attention de tous les astronomes, sir William Herschel constatait que sa planète était accompagnée de six satellites…

» En rapportant aux étoiles enregistrées dans les catalogues que l’on possédait les lieux que cette planète avait dû occuper à différentes époques du passé, on reconnut qu’elle avait été observée par Flamsteed en 1690, par Mayer en 1756, et par Lemonnier en 1760. Ces astronomes l’avaient notée comme étoile en dix-neuf positions différentes, sans soupçonner que ce fût une planète, quoiqu’elle eût un disque très-appréciable ; mais sans doute les lunettes dont ils se servaient n’étaient pas assez puissantes pour le faire distinguer. Delambre appliqua la théorie de Laplace au calcul des tables d’Uranus : pendant trois ans, elles ne furent en erreur que de 7". Cette erreur cependant s’accrut, et bientôt il fallut construire de nouvelles tables. M. Bouvard se chargea de ce travail, qu’il publia en 1821. Il s’appuya non-seulement sur les observations recueillies depuis la découverte de la planète, mais sur les observations antérieures. Cependant, qu’il tînt compte ou non de ces premières observations, M. Bouvard trouva toujours que ses tables ne représentaient pas bien le lieu où il voyait Uranus ; et, comme il avait eu égard aux perturbations de toutes les autres planètes connues, il en vint à penser que les discordances qu’il remarquait étaient l’effet de quelque astre inconnu situé plus loin qu’Uranus, et dont l’action troublait la marche de cette planète.

» La découverte de Neptune a vérifié ce mot de Th. Campbell : « Les événements à venir sont précédés de leur ombre. » Les différences entre le lieu réel d’Uranus dans le ciel et celui qu’assignaient les tables, s’étaient accrues à ce point que, de 1833 à 1837, la distance de la planète rebelle au Soleil différait de celle que fournissaient les tables de toute l’étendue qui sépare la Lune de la Terre, environ quatre-vingt-seize mille lieues, et qu’en 1841 l’erreur en longitude géocentrique s’élevait à 96". L’accroissement de ces dérangements était lent et uniforme ; et comme la révolution d’Uranus s’accomplit en quatre-vingt-deux ans, on jugea qu’il fallait une planète à période encore plus longue pour produire les discordances observées.

» On fut, en conséquence, de plus en plus porté à admettre l’existence d’une planète plus éloignée qu’Uranus ; six astronomes au moins l’avaient annoncée, quand M. Le Verrier, à Paris, et M. Adams, à Cambridge, entreprirent, à l’insu l’un de l’autre, la tâche difficile et sans précédent de renverser le problème général. Au lieu de déterminer l’étendue des perturbations exercées sur une planète par une autre également connue, il s’agissait d’assigner dans les cieux le lieu d’une planète inconnue, d’évaluer sa masse, de trouver la forme et la position de son orbite, d’après les perturbations éprouvées par Uranus en un point donné de son cours.

» Dès l’année 1841, M. Adams, jeune élève du collége Saint-Jean à Cambridge, annonça l’intention d’aborder ce problème ; mais il en fut empêché tant qu’il n’eut pas pris ses degrés académiques. En 1843, il essaya de placer un astre inconnu sur un cercle d’un rayon double de la distance moyenne d’Uranus au Soleil, conformément à une loi empirique suggérée par Titius [2], et publiée par le baron Bode. Cette tentative amena une approximation si satisfaisante, que M. Adams s’adressa à l’astronome royal pour en obtenir les observations d’Uranus faites à Greenwich, qui lui auraient fourni le moyen d’assigner plus exactement le lieu de l’astre inconnu. Il avait déterminé, en 1845, la forme et la position de l’orbite de ce corps ; il avait calculé la durée de sa révolution avec tant d’exactitude, d’après sa conviction, qu’il annonça au professeur d’astronomie de Cambridge, ainsi qu’à l’astronome royal, que la longitude moyenne de la planète serait de 323° 2’ le 1er octobre 1846, et il les pria de la chercher. Il avait d’ailleurs calculé que la masse en devait être triple de celle d’Uranus ; que, par conséquent, l’astre nouveau jouirait du même éclat qu’une étoile de la neuvième grandeur, et serait facile à voir. Par malheur, ces deux astronomes ne cherchèrent la planète que huit mois plus tard, alors que M. Galle, de Berlin, avait trouvé ce même astre, à la demande de M. Le Verrier, précisément à la place indiquée. À la vérité, les astronomes anglais reconnurent alors que le résultat de M. Adams était parfaitement juste, et que les lieux assignés par les deux géomètres ne différaient que d’une très-petite quantité. Il est regrettable que l’Angleterre ait perdu l’honneur d’une découverte à laquelle rien de pareil ne saurait être comparé dans les temps modernes, et qui appartient certainement à M. Le Verrier, puisqu’il l’a fait connaître le premier. Mais à M. Adams est assurée la priorité de la recherche et une part égale de l’honneur.

» Les recherches de M. Le Verrier furent profondes et laborieuses ; il commença par soumettre à de nouveaux calculs les perturbations exercées sur la marche d’Uranus par Jupiter et par Saturne, et, dans un mémoire publié, le 10 novembre 1845, dans les Comptes rendus de l’Académie des sciences, il fit voir que les écarts de cette marche ne pouvaient être attribués ni à l’une ni à l’autre de ces deux planètes. Il prouva qu’ils ne provenaient pas non plus, ni du choc d’une comète, ni de la résistance de l’éther ; que, par conséquent, la cause en devait être dans l’action d’un corps céleste inconnu, possédant une masse assez grande pour produire des inégalités à si longues périodes ; que ce corps devait se mouvoir fort au delà de l’orbite d’Uranus, sans quoi il troublerait la course de Saturne…

» Comme on ne savait rien, ni de la masse de Neptune, ni de la forme de son orbite, il était nécessaire d’établir quelque hypothèse. En conséquence, d’après la loi de Bode, le demi grand axe de cet orbite, égal à la moyenne distance de l’astre au Soleil, fut supposé double de celui d’Uranus ; les éléments inconnus furent ainsi réduits à sept…

» En partant de la moyenne distance hypothétique de l’astre inconnu au Soleil, la durée de sa révolution était d’environ deux cents ans. Cela résultait de la loi de Képler, d’après laquelle les carrés des révolutions des planètes sont proportionnels aux cubes de leurs moyennes distances. Le calcul donnait à Neptune une masse plusieurs fois plus grande que celle de la Terre. M. Le Verrier en conclut qu’elle devait avoir un diamètre apparent de 3" 3 ; l’observation l’a constaté de 2" 8. Cette approximation est très-remarquable, si l’on considère la difficulté du problème, l’incertitude des données, et la petitesse des perturbations.

» Ces résultats sans pareils furent publiés dans les Comptes rendus du 31 août 1846, et la planète fut aperçue un mois plus tard, le 23 septembre, par M. Galle, de Berlin. M. Le Verrier reçut de ses compatriotes toutes les marques d’honneur qu’il méritait si bien. L’Académie de Paris donna le nom de Neptune à l’astre nouveau ; et comme il est d’usage de représenter chaque planète par un signe particulier, on consacra à cet emploi la lettre initiale du nom de l’habile géomètre, accompagnée d’une étoile, comme cela se pratique avec la lettre ♅ pour désigner Uranus, la planète d’Herschel.

» Les astronomes d’Europe et d’Amérique ont observé les éléments de l’orbite de la nouvelle planète. C’est une des plus singulières circonstances de cette découverte extraordinaire, que les éléments calculés, que maintenant on sait être entachés de quelque erreur, aient pu rendre compte des perturbations d’Uranus avec un si grand accord pendant cent cinquante ans, et fournir le lieu de la planète au moment même où on la cherchait. On sait actuellement que la durée de sa révolution est de cent soixante-six ans, et que sa distance moyenne est de trente rayons de l’orbite terrestre, au lieu de trente-huit. Ainsi, la loi de Bode, sur laquelle M. Le Verrier et M. Adams se sont appuyés, se trouve en défaut à l’égard de Neptune.

» Le diamètre de la planète nouvellement découverte est de 43,000 milles (17,300 lieues). Son volume est donc environ cent cinquante fois celui de la Terre, et elle peut être vue avec un télescope d’une force médiocre. Son mouvement est à présent rétrograde ; sa vitesse moyenne, de 12,000 milles par heure, est six fois moindre que celle de la Terre. Située aux limites connues de notre système, éloignée du Soleil de 3,000 millions de milles (un milliard 207,000 lieues), elle ne peut recevoir que partie de la lumière et de la chaleur que cet astre nous envoie. Ce défaut de lumière peut être jusqu’à un certain point compensé par ses satellites ; car on en a découvert deux. Elle est de plus pourvue, de même que Saturne, d’un anneau dont le diamètre est au sien comme trois est à deux, et, par conséquent, de 64,500 milles (25,950 lieues). On n’en connaît pas la largeur.

» La marche des comètes prouve que la force attractive du Soleil s’étend au moins vingt fois plus loin que l’orbite de Neptune. Il peut donc y avoir plusieurs planètes encore plus éloignées que celle-ci. Elles seraient peut-être décelées par les perturbations qu’elles exerceraient les unes sur les autres. Si elles sont grandes, et si les distances suivent jusqu’à un certain point la loi de Bode, il serait possible de les apercevoir avec des télescopes. Les bornes de notre système pourraient donc se reculer encore de plusieurs millions de milles…

» Le nombre des planètes connues est maintenant de seize ; elles circulent autour du Soleil dans l’ordre suivant : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Flore, Iris, Vesta, Hébé, Astrée, Junon, Cérès, Pallas, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune. Il y a lieu de penser qu’on pourra découvrir des planètes au delà de Neptune, et rencontrer d’autres fragments entre Mars et Jupiter. S’il est présumable que les huit astéroïdes sont autant de débris d’une grande planète, il est possible aussi que cet événement n’ait pas été le seul. Les myriades de météores que la Terre rencontre chaque année (le 12 août et le 14 novembre), météores qui s’enflamment par le frottement quand ils pénètrent dans notre atmosphère, sont, sans aucun doute, de petits corps planétaires tournant autour du Soleil. On peut concevoir que l’origine de ces météores est analogue à celle des petites planètes ; seulement, la force explosible a dû être beaucoup plus grande pour disperser la masse primitive en parcelles aussi petites. Il est quelquefois tombé des bolides d’une grosseur considérable. On en vit un, en 1780, auquel on attribua un diamètre d’un quart de mille (400 mètres)… »


  1. De πλανής, errant, vagabond.
  2. Par Képler, suivant Delambre, ii, p. 547.