Ouvrir le menu principal

Page:Revue des Deux Mondes - 1874 - tome 1.djvu/443

Cette page a été validée par deux contributeurs.


lune. En réalité, cet angle est de 89° 50′, et le soleil est quatre cents fois plus éloigné de nous que le satellite de la terre ; l’erreur commise par Aristarque et par ses successeurs jusqu’à Copernic et Tycho-Brahé s’explique par la difficulté de saisir l’instant précis de la dichotomie, car la ligne qui sépare la lumière et l’ombre sur le disque lunaire n’est jamais nettement accusée. Jusqu’au xviie siècle, les astronomes admettaient donc pour la distance du soleil un chiffre vingt fois trop petit.

C’est bien pis lorsqu’il s’agit d’évaluer l’éloignement des étoiles fixes. Pour les étoiles, toutes les bases terrestres seraient insuffisantes ; là nous sommes en face de l’infini. Les astronomes n’ont pu déterminer ou plutôt soupçonner les distances de quelques-unes d’entre elles qu’en prenant pour base d’opération toute l’étendue de l’orbe de la terre, dont le diamètre est égal à 300 millions de kilomètres. Là sont les bornes du domaine qu’il nous est donné de parcourir autour du soleil. C’est bien peu pour le but qu’il s’agit d’atteindre, car la plupart des étoiles sont beaucoup trop loin de nous pour qu’une différence de 300 millions de kilomètres dans la position de l’observateur produise une déviation appréciable du rayon visuel ; pour les étoiles les plus rapprochées, la « parallaxe annuelle » n’est qu’une fraction de seconde, et il est extrêmement difficile d’assigner la valeur exacte d’une si petite quantité. Au temps de Copernic, les moyens d’observation étaient trop imparfaits pour qu’il fût possible de reconnaître les parallaxes des étoiles, et il dut s’en remettre à l’avenir pour l’objection en apparence assez grave qui en résultait contre le mouvement de translation de la terre dans l’espace ; ce n’est qu’au commencement de ce siècle que le perfectionnement des instrumens et des méthodes a permis de lever la dernière difficulté qui embarrassait le fondateur de l’astronomie moderne. Le doute n’est donc plus possible : nous savons désormais combien la terre est peu de chose dans l’univers ; mais cette découverte est bien propre, ainsi que le dit Laplace, à consoler l’homme du rang qu’elle assigne à la terre, en lui montrant sa propre grandeur dans l’extrême petitesse de la base qui lui a servi pour mesurer les cieux.

Nous avons vu que la détermination directe de la parallaxe du soleil n’est guère praticable. Heureusement il existe plus d’un moyen indirect d’arriver au même but. Les lois de Kepler font connaître avec une très grande précision les rapports des distances des diverses planètes au soleil : il suffit, pour déterminer ces rapports, d’avoir les temps de révolution. Grâce à ce merveilleux enchaînement de toutes les parties du système, on peut dresser à l’avance un plan complet du domaine solaire, et il ne reste plus, pour en évaluer les dimensions en kilomètres, qu’à mesurer une distance