Considérations générales sur les méthodes d'observation en astronomie.
Toutes les observations astronomiques se réduisent nécessairement, comme
nous l'avons vu, à mesurer des temps et des angles. La nature de cet
ouvrage ne comporte nullement une exposition, même sommaire, des divers
procédés par lesquels en a enfin obtenu, dans ces deux sortes de
mesures, l'étonnante précision que nous y admirons aujourd'hui. Il
s'agit seulement ici de concevoir, d'une manière générale, l'ensemble
des idées fondamentales qui ont pu successivement conduire à une telle
perfection.
Cet ensemble se compose essentiellement, pour l'un et l'autre genre
d'observations, de deux ordres d'idées bien distincts, quoiqu'il y ait
entre eux une harmonie nécessaire: le premier est relatif au
perfectionnement des instrumens; le second concerne certaines
corrections fondamentales apportées par la théorie à leurs indications,
et sans lesquelles leur précision serait illusoire. Telle est la
division naturelle de nos considérations générales à cet égard. Nous
devons commencer par celles sur les instrumens.
Quoique les moyens gnomoniques aient dû être rejetés avec raison par les
modernes, comme n'étant pas susceptibles de la précision nécessaire, il
convient d'abord de les signaler ici dans leur ensemble, à cause de leur
extrême importance pour la première formation de la géométrie céleste
par les astronomes grecs.
Les ombres solaires, et même, à un degré moindre, les ombres lunaires,
ont été, dans l'origine de l'astronomie, un instrument très précieux,
immédiatement fourni par la nature, aussitôt que la propagation
rectiligne de la lumière a été bien reconnue. Elles peuvent devenir un
moyen d'observation astronomique sous deux rapports: envisagées quant à
leur direction, elles servent à la mesure du temps; et, par leur
longueur, elles permettent d'évaluer certaines distances angulaires.
Sous le premier point de vue, lorsque l'uniformité du mouvement diurne
apparent de la sphère céleste a été une fois admise, il suffisait,
évidemment, de fixer un style dans la direction, préalablement bien
déterminée, de l'axe de cette sphère, pour que l'ombre qu'il projetait
sur un plan ou sur toute autre surface fît connaître, à toute époque
dans chaque lieu correspondant, les temps écoulés, par le seul indice de
ses diverses positions successives. En se bornant au cas le plus simple,
celui d'un plan perpendiculaire à cet axe, duquel tous les autres cas
peuvent être aisément déduits par des moyens graphiques, il est clair
que les angles horaires sont exactement proportionnels aux déplacemens
angulaires de l'ombre depuis sa situation méridienne. Toutefois, de
semblables indications doivent être imparfaites, puisqu'elles supposent
que le soleil décrit chaque jour le même parallèle de la sphère céleste,
et que, par conséquent, elles exigent une correction, impossible à
exécuter sur l'appareil lui-même, à raison de l'obliquité du mouvement
annuel, outre celle qui correspond à son inégalité; ce qui rend de tels
instrumens inapplicables à des observations précises.
Sous le second point de vue, il est évident que la longueur variable de
l'ombre horizontale projetée à chaque instant par un style vertical,
étant comparée à la longueur fixe et bien connue de ce style, on en
conclut immédiatement la distance angulaire correspondante du soleil au
zénith; ce rapport constituant par lui-même la tangente trigonométrique
de cet angle, dont il a primitivement inspiré l'idée aux astronomes
arabes. De là est résulté un moyen long-temps précieux, d'observer les
variations qu'éprouve la distance zénithale du soleil aux divers instans
de la journée, et celles plus importantes de sa position méridienne aux
différentes époques de l'année. L'inexactitude inévitable des procédés
gnomoniques consiste, à cet égard, dans l'influence de la pénombre, qui
laisse toujours une incertitude plus ou moins grande sur la vraie
longueur de l'ombre, dont l'extrémité ne peut jamais être nettement
terminée. Cette influence, qui affecte d'une manière nécessairement fort
inégale les diverses distances au zénith, peut bien être atténuée par
l'emploi de très grands gnomons; mais il est évidemment impossible de
s'y soustraire tout-à-fait.
Cette double propriété des indications gnomoniques avait été réalisée,
dès l'origine de la science, par l'ingénieux instrument connu sous le
nom d'hémisphère creux de Bérose, qui servait à mesurer simultanément
les temps et les angles, quoique, d'ailleurs, il fût encore moins
susceptible d'exactitude que les instrumens imaginés plus tard d'après
le même principe.
L'imperfection fondamentale des procédés gnomoniques, la difficulté
d'une exécution suffisamment rigoureuse, et l'inconvénient de cesser
d'être applicables précisément aux instans les plus convenables pour
l'observation, ont déterminé les astronomes à y renoncer entièrement,
aussitôt qu'il a été possible de s'en passer. Dominique Cassini est le
dernier qui en ait fait un usage important, à l'aide de ses grands
gnomons, pour sa théorie du soleil. Toutefois, la spontanéité d'un tel
moyen d'observation, lui conservera toujours une valeur réelle, pour
procurer une première approximation de certaines données astronomiques,
lorsqu'on se trouve placé dans des circonstances défavorables, qui ne
permettent pas l'emploi des instrumens modernes. Il est resté,
d'ailleurs, dans nos observatoires actuels, la base de l'importante
construction de la ligne méridienne, envisagée comme divisant en deux
parties égales l'angle formé par les ombres horizontales de même
longueur qui correspondent aux deux parties symétriques d'une même
journée. Dans ce cas spécial, les deux causes fondamentales d'erreur
signalées ci-dessus sont essentiellement éludées; car la pénombre
affecte évidemment au même degré les deux ombres conjuguées; et, quant à
l'obliquité du mouvement du soleil, il est facile d'en éviter presque
entièrement l'influence en faisant l'opération aux environs des
solstices, surtout vers le solstice d'été. On peut, en outre, la
vérifier et la rectifier aisément par l'observation des étoiles.
Considérons maintenant les procédés les plus exacts, en séparant, comme
il devient indispensable de le faire, ce qui se rapporte à la mesure du
temps de ce qui concerne celle des angles, et en examinant d'abord la
première.
Il faut, à cet égard, reconnaître, avant tout, que le plus parfait de
tous les chronomètres est le ciel lui-même, par l'uniformité rigoureuse
de son mouvement diurne apparent, en vertu de la rotation réelle de la
terre. Il suffit, en effet, d'après cela, lorsqu'on sait exactement la
latitude de son observatoire, d'y mesurer, à chaque instant, la distance
au zénith d'un astre quelconque, dont la déclinaison, d'ailleurs
variable ou constante, est actuellement bien connue, pour en conclure
l'angle horaire correspondant, et, par une suite immédiate, le temps
écoulé, en résolvant le triangle sphérique que forment le pôle, le
zénith et l'astre, et dont les trois côtés sont ainsi donnés. Si l'on
avait dressé, dans chaque lieu, des tables numériques très étendues de
ces résultats pour quelques étoiles convenablement choisies, ce moyen
naturel deviendrait, sans doute, beaucoup plus praticable qu'il ne le
semble d'abord. Mais il ne saurait, évidemment, jamais comporter toute
l'actualité nécessaire pour qu'il pût entièrement suffire, outre le
grave inconvénient qu'il présente de faire dépendre la mesure du temps
de celle des angles, qui est réellement aujourd'hui moins parfaite.
Aussi ce procédé chronométrique n'est-il employé qu'à défaut de tout
autre moyen exact, comme c'est essentiellement le cas en astronomie
nautique. Sa grande propriété usuelle consiste, dans nos observatoires,
à régler avec précision la marche de toutes les autres horloges, en la
confrontant à celle de la sphère céleste. Et, cette importante
vérification se fait même le plus souvent sans exiger aucun calcul
trigonométrique; car on peut se borner à modifier le mouvement du
chronomètre jusqu'à ce qu'il marque très exactement vingt-quatre heures
sidérales, entre les deux passages consécutifs d'une même étoile
quelconque à une lunette fixée, aussi invariablement que possible, dans
une direction d'ailleurs arbitraire.
Les moyens artificiels pour mesurer le temps avec précision par des
instrumens de notre création sont donc indispensables en astronomie.
Cherchons à en saisir l'esprit général.
Tout phénomène qui présente des changemens graduels quelconques est
réellement susceptible de nous fournir, par l'étendue des changemens
opérés, une certaine appréciation du temps employé à les produire. Dans
ce sens général, l'homme semble pouvoir choisir à cet égard entre toutes
les classes des phénomènes naturels. Mais son choix devient, en réalité,
infiniment restreint, quand il veut obtenir des estimations précises.
Les divers ordres de phénomènes étant, de toute nécessité, d'autant
moins réguliers qu'ils sont plus compliqués, cette loi nous prescrit de
chercher seulement parmi les plus simples nos vrais moyens
chronométriques. Ainsi, les mouvemens physiologiques eux-mêmes[4]
pourraient, à cet égard, nous procurer quelques indications, en
comptant, par exemple, le nombre de nos pulsations dans l'état sain, ou
le nombre de pas bien réglés, ou celui des sons vocaux, etc., pendant le
temps à évaluer, et, quelque grossier que soit nécessairement un tel
procédé, il peut néanmoins avoir une véritable utilité dans certaines
occasions où tout autre nous est interdit. Mais il est évident, en
général, que les divers mouvemens des corps vivans varient d'une manière
beaucoup trop irrégulière pour qu'on puisse jamais les employer à la
mesure du temps. Il en est encore essentiellement de même, quoiqu'à un
degré bien moindre, des phénomènes chimiques. La combustion d'une
quantité déterminée de matière quelconque homogène, peut devenir, par
exemple, un moyen d'évaluer, avec une grossière approximation, le temps
écoulé. Mais la durée totale de cette combustion, et surtout celle de
ses diverses parties, sont évidemment trop incertaines et trop variables
pour qu'on en déduise aucune détermination précise. Ainsi, puisqu'il a
fallu écarter les phénomènes astronomiques, comme seulement destinés à
la vérification, quoiqu'ils soient, par leur nature, les plus réguliers,
ce n'est donc que dans les mouvemens physiques proprement dits, et
surtout dans ceux dus à la pesanteur, que nous pouvons réellement
chercher des procédés chronométriques susceptibles d'exactitude. C'est
aussi là où ils ont été puisés de tout temps, aussitôt qu'on a senti le
besoin de ne plus se borner aux moyens gnomoniques.
[Note 4: On peut utilement remarquer à ce sujet, d'après
les poëmes d'Homère et les récits de la Bible, que, dans
l'enfance de la civilisation, les fonctions sociales
elles-mêmes servaient, jusqu'à un certain point, à marquer
et à mesurer le temps.]
Les anciens ont d'abord employé le mouvement produit par la pesanteur
dans l'écoulement des liquides: de là leurs diverses clepsydres, et les
sabliers encore usités à bord de nos vaisseaux. Mais il est évident que
de tels instrumens, même en les supposant aussi perfectionnés que le
permettraient nos connaissances actuelles, ne sont pas susceptibles,
par leur nature, d'une grande précision, à cause de l'irrégularité
nécessaire de tout mouvement dans les liquides. C'est pourquoi on a été
rationnellement conduit, dans le moyen âge, à substituer les solides aux
liquides, en imaginant les horloges fondées sur la descente verticale
des poids. Ainsi, en cherchant, parmi tous les phénomènes naturels, des
moyens exacts de mesurer le temps, on a été successivement conduit à se
borner à un principe unique de chronométrie, qui semble, d'après
l'analyse précédente, être en effet le seul propre à nous fournir
définitivement une solution convenable du problème, et qui, sans doute,
servira toujours de base à nos horloges astronomiques. Mais il s'en
fallait de beaucoup qu'il pût suffire par lui-même, sans une longue et
difficile élaboration, qui se rattache aux plus hautes questions
mathématiques. En effet, le mouvement vertical des corps pesans, bien
loin d'être uniforme, étant, au contraire, nécessairement accéléré, les
indications d'un tel instrument sont donc naturellement vicieuses,
quoique assujetties à une loi régulière. Le ralentissement indispensable
de la chûte, à l'aide des contre-poids, ne remédie en rien à ce défaut
capital, puisque, affectant proportionnellement les diverses vitesses
successives, il ne saurait altérer leurs rapports: il peut seulement
diminuer la résistance de l'air, qui n'est là qu'une cause fort
accessoire. Le problème chronométrique fondamental n'était donc
nullement résolu jusqu'à ce que la création de la dynamique rationnelle
par le génie de Galilée eût conduit à découvrir, dans une modification
capitale du mouvement naturel des corps pesans, la parfaite régularité
qu'on avait jusqu'alors vainement cherchée.
On a long-temps disputé à Galilée la gloire d'avoir eu, le premier,
l'idée de mesurer le temps par les oscillations d'un pendule; et la
discussion attentive de ce point d'érudition a montré, ce me semble, que
c'était à tort. Mais il est, dans tous les cas, scientifiquement
incontestable que ses belles découvertes en dynamique devaient y amener
naturellement. Car, il en résultait nécessairement que la vitesse d'un
poids qui descend suivant une courbe verticale décroît à mesure qu'il
s'approche du point le plus bas, en raison du sinus de l'inclinaison
horizontale de chaque élément parcouru: de sorte qu'on pouvait aisément
concevoir que, par une forme convenable de la courbe, l'isochronisme des
oscillations serait obtenu si le ralentissement se trouvait, en chaque
point, compenser exactement la diminution de l'arc à décrire. La
solution de ce dernier problème mathématique était réservée à Huyghens,
la géométrie n'étant point assez avancée à l'époque de Galilée pour
qu'il fût encore accessible. Galilée paraît avoir été seulement conduit
par l'observation à regarder comme rigoureusement isochrones les
oscillations circulaires, sans avoir nullement connu la restriction
relative à leur amplitude très petite, quoique ses propres théorèmes
permissent de l'apercevoir aisément.
À partir de la première idée du pendule, et de la connaissance du défaut
d'isochronisme rigoureux dans le cercle, l'histoire, impossible à
développer ici, de la solution de ce beau problème par les immortels
travaux d'Huyghens devient un des plus admirables exemples de cette
relation intime et nécessaire qui fait dépendre les questions pratiques
les plus simples en apparence des plus éminentes recherches
scientifiques. Après avoir découvert que l'égalité parfaite de la durée
des oscillations quelconques n'appartenait qu'à la cycloïde, Huyghens,
pour faire décrire cette courbe à son pendule, imagina un appareil aussi
simple que possible, fondé sur la belle conception des développées, qui,
transportée ensuite dans la géométrie abstraite, en est devenue un des
élémens fondamentaux. Les difficultés d'une exécution précise, et
surtout l'impossibilité pratique de maintenir un tel appareil
suffisamment inaltérable, ont dû faire entièrement renoncer au pendule
cycloïdal. Quand Huyghens l'eut reconnu, il déduisit de sa théorie un
moyen heureux de revenir enfin au pendule circulaire, le seul vraiment
admissible, en démontrant que, le rayon de courbure de la cycloïde à son
sommet étant égal à la longueur totale de son pendule, il pouvait
transporter, d'une manière suffisamment approchée, au cercle osculateur
tout ce qu'il avait trouvé sur l'isochronisme et sur la mesure des
oscillations cycloïdales, pourvu que les oscillations circulaires
fussent toujours très petites, ce qu'il assura par l'ingénieux mécanisme
de l'échappement, en appliquant le pendule à la régularisation des
horloges. Mais cette belle solution ne pouvait encore devenir
entièrement pratique, sans avoir préalablement traité une dernière
question fondamentale, qui tient à la partie la plus élevée de la
dynamique rationnelle, la réduction du pendule composé au pendule
simple, pour laquelle Huyghens inventa le célèbre principe des forces
vives, et qui, outre qu'elle était indispensable, indiquait à l'art de
nouveaux moyens de modifier les oscillations sans changer les dimensions
de l'appareil. Par un tel ensemble de découvertes pour une même
destination, le beau traité _De Horologio oscillatorio_ est peut-être
l'exemple le plus remarquable de recherches spéciales que nous offre
jusqu'ici l'histoire de l'esprit humain tout entière.
Depuis ce grand résultat, le perfectionnement des horloges astronomiques
a été uniquement du domaine de l'art. Il a porté essentiellement sur
deux points: la diminution du frottement, par un meilleur mode de
suspension, et la correction des irrégularités dues aux variations de
température, par l'ingénieuse invention des appareils compensateurs. Je
n'ai point d'ailleurs à considérer ici les chronomètres portatifs,
fondés sur la distension graduelle d'un ressort métallique plié en
spirale, et dont l'étonnante perfection, presque égale aujourd'hui à
celle des horloges astronomiques, est due essentiellement à l'art, la
science y ayant peu contribué.
Tel est, en aperçu, l'ensemble des moyens par lesquels le temps est
habituellement mesuré, d'une manière sûre, dans nos observations
astronomiques, à une demi-seconde près, et quelquefois même avec une
précision encore plus grande.
Considérons maintenant, sous un point de vue général, le
perfectionnement de la mesure des angles, dont l'histoire n'offre point
toutefois un ensemble de recherches aussi intéressant.
Pour concevoir nettement d'abord, en quoi consiste, à cet égard, la
difficulté essentielle, il suffit, ce me semble, de se représenter que,
lorsqu'on se propose d'évaluer un angle seulement à une minute près, il
faudrait, d'après un calcul très facile, un cercle de sept mètres de
diamètre environ, en y accordant aux minutes une étendue d'un
millimètre; et l'indication directe des secondes sexagésimales, en
réduisant chacune à occuper un dixième de millimètre, exigerait un
diamètre de plus de quarante mètres. D'un autre côté, en restant même
fort au-dessous de dimensions aussi impraticables, l'expérience a
démontré que, indépendamment de l'exécution difficile et de l'usage
incommode, la grandeur des instrumens ne pouvait excéder certaines
limites assez médiocres sans nuire nécessairement à leur précision, à
cause de leur déformation inévitable par le poids, la température, etc.
Les astronomes arabes du moyen âge ont vainement employé des instrumens
gigantesques, sans en obtenir l'exactitude qu'ils y avaient cherchée; et
on y a généralement renoncé depuis plusieurs siècles. Les télescopes à
grandes dimensions qu'on remarque dans nos observatoires actuels sont
uniquement destinés à procurer de forts grossissemens pour voir les
astres les moins apparens, et ils seraient entièrement impropres à
aucune mesure exacte. Tous les observateurs conviennent aujourd'hui que
les instrumens destinés à mesurer les angles ne sauraient avoir sans
inconvénient plus de trois ou quatre mètres de diamètre, quand il s'agit
d'un cercle entier; et les plus usités n'ont guère que deux mètres. Cela
posé, la question consiste essentiellement à comprendre comment on a pu
parvenir à évaluer les angles à une seconde près, comme on le fait
habituellement aujourd'hui, avec des cercles dont la grandeur
permettrait à peine d'y marquer les minutes.
Trois moyens principaux ont concouru à produire un aussi grand
perfectionnement: l'application des lunettes aux instrumens angulaires;
l'usage du vernier; et enfin la répétition des angles.
Les astronomes se sont long-temps bornés à employer leurs lunettes pour
distinguer dans le ciel de nouveaux objets, sans penser à l'usage bien
plus important qu'ils en pouvaient faire pour augmenter la précision des
mesures d'angles. Mais la curiosité primitive une fois satisfaite, le
télescope devait être naturellement appliqué, comme il le fut par Morin
un demi-siècle environ après son invention, à remplacer dans les
instrumens angulaires les alidades des anciens et les pinnules du moyen
âge, pour permettre de viser plus exactement. Cette heureuse idée put
être entièrement réalisée lorsque Auzout eut imaginé, trente ans après,
le réticule, destiné à fixer avec la dernière précision l'instant
effectif du passage d'un astre par l'axe optique de la lunette. Enfin,
ces importans perfectionnemens furent complétés, un siècle plus tard,
par la mémorable découverte que fit Dollond, des objectifs
achromatiques, qui ont tant augmenté la netteté des observations.
L'ingénieux procédé imaginé par Vernier, en 1631, pour subdiviser un
intervalle quelconque en parties beaucoup moindres que les plus petites
qu'on y puisse marquer distinctement, est la seconde cause fondamentale
à laquelle nous devons la précision actuelle des mesures angulaires. Les
transversales de Tycho-Brahé avaient offert pour cela un premier moyen,
d'un usage incommode et très limité, que l'emploi du vernier a fait avec
raison entièrement oublier. On a pu ainsi déterminer aisément les
angles, à une demi-minute près, par exemple, avec des cercles divisés
seulement en sixièmes de degré. Ce simple appareil semble pouvoir
procurer, par lui-même, une précision en quelque sorte indéfinie, qui
n'est limitée, en réalité, que par la difficulté d'apercevoir assez
distinctement la coïncidence des traits du vernier avec ceux du limbe.
Quelle que soit l'importance de la lunette et du vernier, la combinaison
de ces deux moyens aurait été néanmoins insuffisante pour porter la
mesure des angles jusqu'à la précision des secondes, sans une dernière
cause essentielle de perfectionnement, l'idée éminemment heureuse de la
répétition des angles, conçue d'abord par Mayer et réalisée plus tard
par Borda, avec les modifications qu'exigeait la nature des observations
astronomiques. Il est vraiment singulier qu'on ait été aussi long-temps
à reconnaître que, l'erreur des instrumens angulaires étant
nécessairement indépendante de la grandeur des angles à évaluer, il y
aurait avantage, pour l'atténuer, à augmenter exprès, dans une
proportion connue, chaque angle proposé, pourvu que cette multiplication
s'effectuât sans dépendre en rien de l'exactitude de l'instrument: un
procédé analogue était habituellement employé depuis des siècles, dans
d'autres genres d'évaluation, il est vrai, et entre autres dans
l'approximation indéfinie des racines numériques, qui repose directement
sur le même principe. Quoi qu'il en soit, la répétition des angles était
immédiatement exécutable, par un mécanisme très simple, relativement aux
mesures terrestres, à cause de l'immobilité des points de mire. Mais,
au contraire, le déplacement continuel des corps célestes, présentait,
dans l'application d'un tel moyen, une difficulté spéciale, que Borda
parvint à surmonter. En se bornant, comme on le peut presque toujours, à
mesurer les distances zénithales des astres lorsqu'ils traversent le
méridien, il est clair que, malgré son déplacement, l'astre reste, à
cette époque, sensiblement à la même distance du zénith, pendant un
temps assez long pour permettre d'opérer la multiplication de l'angle.
Cette remarque est le fondement de la disposition imaginée par Borda.
C'est d'après ces diverses bases essentielles que d'habiles
constructeurs ont pu donner aux instrumens angulaires une précision en
harmonie avec celle des instrumens horaires, et qui impose maintenant à
l'observateur la stricte obligation de pratiquer, avec une constance
infatigable, les précautions minutieuses et les nombreuses
rectifications dont l'expérience a fait reconnaître successivement la
nécessité, pour tirer réellement de ces puissans appareils tous les
avantages possibles.
Afin de compléter cet aperçu général des moyens fondamentaux sur
lesquels repose la perfection des mesures astronomiques, il est
indispensable de signaler ici l'instrument capital inventé par Roëmer
sous le nom de _lunette méridienne_. Il est destiné à fixer avec une
merveilleuse exactitude le véritable instant du passage d'un astre
quelconque à travers le plan du méridien. Avec quelque soin que pût être
exécuté un méridien matériel, il laisserait toujours à cet égard une
incertitude inévitable. C'est pour l'éluder que Roëmer imagina de
réduire ce plan à être purement géométrique, en le décrivant par l'axe
optique d'une simple lunette convenablement disposée, ce qui suffit
quand on veut seulement connaître le moment précis du passage. La
distance zénithale correspondante est d'ailleurs mesurée nécessairement
sur un cercle effectif; mais il peut ne pas coïncider entièrement avec
le vrai méridien, sans qu'il en résulte aucune inexactitude sur cette
distance, qui est, à une telle époque de mouvement, sensiblement
invariable.
Enfin, il faut encore mentionner, comme instrumens essentiels, les
divers appareils micrométriques successivement imaginés pour mesurer
avec précision les diamètres apparens des astres, et généralement tous
les petits intervalles angulaires.
Quoique la théorie en soit extrêmement facile, depuis le simple
micromètre réticulaire jusqu'au micromètre à double image, il est
néanmoins remarquable qu'ils aient tous été inventés par des astronomes,
sans que les constructeurs y aient eu aucune part essentielle, comme le
montre, au reste, l'histoire de tous les instrumens de précision. Cela
tient principalement, sans doute, à l'éducation si imparfaite de la
plupart des constructeurs habiles, dont plusieurs ont évidemment
témoigné par leurs productions un génie mécanique plus que suffisant
pour inventer spontanément les instrumens qu'ils se bornaient à
exécuter, s'ils eussent pu en mieux sentir l'importance et en comprendre
plus clairement la destination.
Après avoir considéré le perfectionnement des mesures astronomiques,
soit angulaires, soit horaires, relativement aux principaux moyens
matériels qu'on y emploie, il faut maintenant envisager les moyens
intellectuels qui sont au moins aussi nécessaires, c'est-à-dire la
théorie des corrections indispensables que les astronomes doivent faire
subir à toutes les indications de leurs instrumens pour les dégager des
erreurs inévitables dues à diverses causes générales, et surtout aux
réfractions et aux parallaxes.
Il existe, comme je l'ai indiqué ci-dessus, une harmonie fondamentale
entre ces deux ordres de perfectionnemens. Car il faut des instrumens
d'une certaine précision pour que la réfraction et la parallaxe
deviennent suffisamment appréciables; et, d'un autre côté, il serait
parfaitement inutile d'inventer des instrumens extrêmement exacts, si la
réfraction ou la parallaxe devaient, à elles seules, apporter dans les
observations une incertitude supérieure à celle qu'on se propose
d'éviter par l'amélioration des appareils. Pourquoi, par exemple, les
Grecs se seraient-ils efforcés de perfectionner beaucoup leurs
instrumens, lorsque l'impossibilité où ils étaient de tenir compte des
réfractions et des parallaxes introduisait nécessairement dans leurs
mesures angulaires des erreurs habituelles de un à deux degrés, et
quelquefois même davantage? C'est sans doute dans une telle corrélation
qu'il faut chercher l'explication véritable de la grossièreté des
instrumens grecs, qui forme un contraste si frappant avec la sagacité
d'invention et la finesse d'exécution dont les anciens ont donné tant de
preuves irrécusables dans d'autres genres de productions.
Ces corrections fondamentales peuvent être distinguées, d'après leurs
causes, en deux classes. Les unes tiennent, d'une manière directe et
évidente, à la position de l'observateur, et n'exigent aucune
connaissance approfondie des phénomènes astronomiques: ce sont la
réfraction et la parallaxe ordinaire proprement dite. Les autres, qui
ont sans doute, au fond, la même origine, puisqu'elles proviennent des
mouvemens de la planète sur laquelle l'observateur est situé, sont
fondées, au contraire, sur le développement même des principales
théories astronomiques: ce sont la parallaxe annuelle, la précession,
l'aberration et la nutation. Nous devons nous borner, en ce moment, à
envisager les premières, qui sont d'ailleurs habituellement les plus
importantes, les autres étant plus convenablement examinées à mesure
qu'il sera question des phénomènes compliqués dont elles dépendent.
Considérons, en premier lieu, la théorie générale des réfractions
astronomiques.
La lumière qui nous vient d'un astre quelconque doit être,
inévitablement, plus ou moins déviée par l'action de l'atmosphère
terrestre, qu'elle est obligée de traverser dans toute son étendue avant
d'agir sur nous. De là une source fondamentale d'erreur, dont toutes nos
observations astronomiques ont besoin d'être soigneusement dégagées,
avant de pouvoir servir à former aucune théorie précise. Conçue d'une
manière générale, son influence consiste évidemment, d'après la loi de
la réfraction, à rapprocher constamment l'astre du zénith, en le
laissant toujours dans le même plan vertical; et cet effet, qui ne peut
être rigoureusement nul qu'au zénith seul, devient graduellement de plus
en plus considérable à mesure que l'astre descend vers l'horizon. La
manifestation la plus simple de cette altération s'obtient en mesurant
la hauteur du pôle, en un lieu quelconque, comme étant la moyenne entre
les deux hauteurs méridiennes d'une même étoile circompolaire. Cette
hauteur, qui naturellement devrait être exactement la même de quelque
étoile qu'on se fût servi, éprouve au contraire des variations très
sensibles suivant les diverses étoiles employées; et elle devient
d'autant plus grande que l'étoile descend plus près de l'horizon, ce qui
rend évidente l'influence de la réfraction.
Quoique l'altération qui provient d'une telle cause ne puisse porter
immédiatement que sur les distances zénithales, il est clair que, par
une suite nécessaire, elle doit affecter indirectement toutes les autres
mesures astronomiques, à l'exception des azimuths, qui restent seuls
inaltérables. Par cela même que l'astre se trouve élevé dans son plan
vertical, sa distance au pôle, l'instant de son passage au méridien,
l'heure de son lever et de son coucher, etc., éprouvent des
modifications inévitables. Mais ces effets secondaires seraient
évidemment très faciles à calculer avec exactitude par de simples
formules trigonométriques, si l'effet principal était une fois bien
connu. Toute la difficulté se réduit donc à découvrir la véritable loi
suivant laquelle la réfraction diminue les diverses distances
zénithales, et c'est en cela que consiste le grand problème des
réfractions astronomiques, dont il s'agit maintenant d'apprécier la
nature.
On en peut chercher la solution par deux voies opposées: l'une
rationnelle, l'autre empirique, que les astronomes ont fini par
combiner.
Si l'atmosphère terrestre pouvait être regardée comme homogène, la
lumière n'y subirait qu'une seule réfraction à son entrée, et sa
direction demeurant ensuite invariable, il serait aisé de calculer _à
priori_ la déviation, d'après la célèbre loi du rapport constant qui
existe entre les sinus des angles que le rayon réfracté et le rayon
incident font avec la normale à la surface réfringente: il resterait
tout au plus à déterminer, par l'observation, un seul coefficient, si
l'on ignorait la vraie valeur de ce rapport. Tel est le procédé très
simple d'après lequel Dominique Cassini construisit la première table de
réfractions un peu satisfaisante, lorsque Descartes et Snellius eurent
découvert cette loi générale de la réfraction. Il avait heureusement,
jusqu'à un certain point, compensé, à son insu, ce que l'hypothèse
d'homogénéité avait de profondément défectueux, en supposant à
l'atmosphère une hauteur totale beaucoup trop petite. Mais la diminution
de la densité des différentes couches atmosphériques à mesure qu'on
s'élève est trop considérable, et d'ailleurs trop intimement liée à la
notion même d'atmosphère, pour qu'une telle solution puisse être
envisagée comme vraiment rationnelle. Or, c'est là ce qui fait la
difficulté, jusqu'ici insurmontable, de cette importante recherche. Car
il résulte de cette constitution nécessaire de l'atmosphère, non pas une
réfraction unique, mais une suite infinie de petites réfractions toutes
inégales et croissantes à mesure que la lumière pénètre dans une couche
plus dense, en sorte que sa roule, au lieu d'être simplement rectiligne,
forme une courbe extrêmement compliquée, dont il faudrait connaître la
nature pour calculer, par sa dernière tangente comparée à la première,
la véritable déviation totale. La détermination de cette courbe
deviendrait un problème purement géométrique, d'ailleurs plus ou moins
difficile à résoudre, si la loi relative à la variation de la densité
des couches atmosphériques pouvait être une fois exactement obtenue; ce
qui, en réalité, doit être jugé impossible lorsqu'on veut tenir compte
de toutes les causes essentielles.
Sans doute, en considérant l'équilibre mathématique de notre atmosphère
comme simplement produit par la pression de ses diverses couches les
unes sur les autres, en vertu de leur seule pesanteur, on trouve
aisément la loi suivant laquelle leur densité varie; mais un tel état
est évidemment tout-à-fait idéal. D'abord, l'atmosphère n'est jamais et
ne saurait être en équilibre, et ses mouvemens peuvent altérer beaucoup
la densité statique de ses diverses parties, en changeant leurs
pressions. De plus, en supposant cet équilibre, il est clair que
l'abaissement graduel et très considérable qu'éprouvent les températures
atmosphériques à mesure qu'on s'élève, et même leurs variations non
moins réelles dans le sens horizontal, doivent altérer notablement le
mode de changement des densités qui correspondrait à la seule
considération des pressions. La solution rationnelle du problème des
réfractions astronomiques ne serait donc réductible à des difficultés
purement mathématiques, qui pourraient bien d'ailleurs se trouver
finalement très grandes, que si l'on avait préalablement découvert la
véritable loi de la température dans l'atmosphère, sur laquelle nous
n'avons encore aucune donnée exacte, et qu'on ne saurait guère espérer
d'obtenir jamais d'une manière assez précise pour une telle
destination. C'est pourquoi les travaux de Laplace et de quelques autres
géomètres à cet égard ne peuvent être raisonnablement envisagés que
comme de simples exercices mathématiques, dont l'influence sur le
perfectionnement réel des tables de réfraction est fort équivoque. Il
faut donc renoncer, au moins dans l'état présent de la science, et
probablement aussi pour jamais, à établir d'une manière purement
rationnelle une vraie théorie des réfractions astronomiques.
Quant au procédé empirique, il est aisé de comprendre que si les
réfractions étaient rigoureusement constantes à une même hauteur, on en
pourrait dresser facilement, par l'observation, des tables fort exactes
et suffisamment étendues, pour les diverses distances zénithales. On
peut d'abord mesurer la vraie hauteur du pôle, sans avoir besoin de
connaître exactement les réfractions, par les deux hauteurs méridiennes
d'une étoile très rapprochée du pôle, comme la polaire, entre autres, ce
qui est surtout susceptible d'exactitude dans les latitudes supérieures
à 45°. Cela posé, il suffit de choisir une étoile qui passe au méridien
extrêmement près du zénith: en observant, à l'instant de ce passage, sa
distance zénithale, qui fera connaître immédiatement sa distance
polaire, on pourra calculer d'avance, par la simple résolution d'un
triangle sphérique, sa véritable distance au zénith à telle époque
précise qu'on voudra de son mouvement diurne. La parallaxe des étoiles
étant tout-à-fait insensible, comme il sera dit plus bas, l'excès plus
ou moins grand que l'on trouvera ainsi sur la distance apparente
directement observée sera dû entièrement à la réfraction, dont il
mesurera l'influence effective. Le grand nombre d'étoiles qui admettent
convenablement de telles comparaisons permet, évidemment, des
vérifications très multipliées, qui peuvent d'ailleurs être complétées,
sous un autre point de vue, par la confrontation des résultats obtenus
dans des observatoires différens, inégalement rapprochés du pôle. Telle
est, en effet, essentiellement la marche laborieuse, mais sûre, que
suivent les astronomes pour dresser leurs tables de réfraction, depuis
que la grande précision de leurs instrumens, soit angulaires, soit
horaires (sans laquelle ce procédé serait évidemment illusoire), a
permis de l'adopter. Ils emploient néanmoins, d'une manière secondaire,
l'une ou l'autre des diverses formules rationnelles proposées par les
géomètres, mais seulement pour se diriger, ou pour remplir les lacunes
inévitables que laisse l'observation. L'usage réel de ces formules est
tellement peu fondamental désormais, dans les déterminations de ce
genre, que l'on regarde comme presque indifférent, par exemple, de
supposer la réfraction proportionnelle au sinus ou à la tangente de la
distance zénithale apparente. Si des tables qu'on présente comme fondées
sur des hypothèses mathématiquement aussi différentes coïncident
néanmoins, en réalité, d'une manière presque absolue, jusqu'à 80° du
zénith, c'est sans doute parce que ces hypothèses n'ont pas joué un rôle
effectif bien important dans leur construction.
La marche ainsi caractérisée laisserait peu de regrets, du moins quant
aux observations astronomiques, sur l'imperfection nécessaire de la
théorie mathématique des réfractions, si l'on pouvait supposer une
constance rigoureuse dans les résultats obtenus; mais il est
malheureusement évident que les innombrables variations qui doivent
survenir continuellement dans la densité, et par suite dans la puissance
réfringente de chaque couche atmosphérique, en résultat de l'agitation
de l'atmosphère et de ses changemens thermométriques, barométriques, et
même hygrométriques, ne sauraient manquer d'altérer plus ou moins la
fixité des réfractions. On tient compte, il est vrai, maintenant, d'une
partie de ces modifications, en notant avec soin l'état du baromètre et
celui du thermomètre au moment de chaque observation, ce qui permet
d'apprécier, d'après deux lois physiques actuellement bien établies, les
changemens survenus dans la densité, et par suite dans les réfractions.
Mais, quelque précieuses que puissent être ces corrections, elles sont
nécessairement fort imparfaites. Outre qu'elles ne concernent qu'une
partie des causes d'altération, il faut encore y noter que, même à
l'égard de cette partie, nos instrumens ne peuvent nous instruire,
suivant la juste remarque de Delambre, que des variations
thermométriques et barométriques de l'atmosphère à l'endroit où nous
observons, et nullement de celles qu'ont pu éprouver toutes les autres
portions du trajet de la lumière, et qui, quoique relatives à des
couches moins denses, ont peut-être beaucoup contribué à l'effet total.
Aussi ne faut-il point s'étonner des dissidences plus ou moins graves
que présentent des tables de réfractions également bien dressées pour
des observatoires différens, et même pour un lieu unique, en divers
temps. On sait que Delambre a trouvé, du jour au lendemain, des
différences inexplicables, et pourtant certaines, de quatre ou cinq
minutes dans la réfraction horizontale, après avoir cependant tenu
compte des indications du baromètre et du thermomètre, à la manière
ordinaire. Toutefois, il importe de reconnaître, pour ne rien exagérer,
que ces fâcheuses irrégularités deviennent seulement sensibles dans le
voisinage de l'horizon, et disparaissent presque entièrement à 10° ou
15° d'élévation, ce qui fait présumer qu'elles proviennent
principalement de l'état éminemment variable de la surface terrestre.
Ainsi, la conclusion pratique de cet ensemble de considérations est
qu'il faut, autant que possible, éviter d'observer très près de
l'horizon, à cause de la trop grande incertitude des réfractions
correspondantes, et c'est ce qu'on peut presque toujours faire en
astronomie, tandis qu'on n'en a point, au contraire, la faculté dans les
opérations géodésiques. Avec une telle précaution, la réfraction, qui
est seulement d'une minute à 45° de distance zénithale, de 5' ou 6' à
80° et d'environ 34' à l'horizon, doit être regardée comme suffisamment
connue, dans l'état actuel des mesures angulaires, d'après les tables
maintenant usitées, surtout si l'on a soin de préférer, toutes choses
d'ailleurs égales, dans chaque observatoire, celles qui y ont été
construites. On voit donc que les inextricables difficultés
fondamentales du problème des réfractions astronomiques n'exercent
point, à beaucoup près, sur l'imperfection réelle de nos observations
ordinaires, autant d'influence effective qu'elles semblent d'abord
devoir le faire inévitablement.
Passons maintenant à la considération générale de la théorie des
parallaxes, qui est, par sa nature, beaucoup plus facile, et par suite,
bien plus satisfaisante.
Les observations célestes faites en des lieux différens ne seraient pas
exactement comparables, si on ne les ramenait point sans cesse, par la
pensée, à celles qu'on ferait d'un observatoire idéal, situé au centre
de la terre, qui est d'ailleurs le véritable centre des mouvemens
diurnes apparens. Cette correction, qu'on a nommée la _parallaxe_, est
parfaitement analogue à celle que l'on fait journellement dans les
opérations géodésiques, sous la dénomination plus rationnelle de
_réduction au centre de la station_; et elle suit exactement les mêmes
lois, sauf la difficulté d'évaluer les coefficiens.
Il est d'abord évident que l'effet de la parallaxe porte directement,
comme celui de la réfraction, sur la seule distance zénithale, et
consiste, en laissant toujours l'astre dans le même plan vertical, à
l'éloigner du zénith, tandis que la réfraction l'en rapproche. Cette
nouvelle déviation, qui aussi n'est rigoureusement nulle qu'au zénith,
croît d'ailleurs constamment à mesure que l'astre descend vers
l'horizon, ainsi que dans le cas de la réfraction, quoique ce ne soit
pas suivant la même loi mathématique. De l'altération fondamentale de la
distance au zénith, résultent pareillement aussi des modifications
secondaires pour toutes les autres quantités astronomiques, excepté
encore à l'égard des seuls azimuths; et qui s'en déduisent absolument de
la même manière que dans la théorie des réfractions; en sorte que les
mêmes formules trigonométriques servent pour les deux cas, en changeant
seulement le signe de la correction et les valeurs des coefficiens.
Toute la difficulté essentielle se réduit donc également à déterminer la
rectification que doit subir la distance zénithale; ce qui, pour être
effectué de la manière la plus rationnelle, consiste simplement ici dans
un problème élémentaire de trigonométrie rectiligne, au lieu de
présenter cet ensemble de profondes recherches physiques et
mathématiques qui fera toujours le désespoir des géomètres dans la
théorie des réfractions. Il convient, au reste, de noter que cette
opposition d'effets assujettis à une marche semblable, a dû contribuer
beaucoup à empêcher les astronomes de prendre plus promptement en
considération, soit la réfraction, soit la parallaxe, dont une telle
opposition tend à dissimuler, quoique très imparfaitement sans doute,
l'influence propre dans les observations effectives.
À l'inspection du triangle rectiligne formé par le centre de la terre,
l'observateur et l'astre, il est clair que la loi mathématique de la
parallaxe consiste en ce que le sinus de la parallaxe est nécessairement
proportionnel à celui de la distance zénithale apparente. La raison
constante de ces deux sinus, qui constitue ce qu'on appelle justement la
parallaxe horizontale, est évidemment égale au rapport entre le rayon de
la terre et la distance de son centre à l'astre; du moins en supposant
la terre sphérique, ce qui est pleinement suffisant dans toute cette
théorie. D'après ces lois simples et exactes, il est sensible que la
parallaxe ne produit point, comme la réfraction, un effet commun sur
tous les astres, son influence est, au contraire, fort inégale suivant
les astres que l'on considère, et même selon les diverses situations de
chacun d'eux. Elle est complètement insensible pour tous ceux qui sont
étrangers à notre système solaire, à cause de leur immense éloignement;
et elle varie extrêmement, dans l'intérieur de ce système, depuis la
parallaxe horizontale d'Uranus, qui ne peut jamais atteindre entièrement
une demi-seconde, jusqu'à celle de la lune, qui peut quelquefois
surpasser un degré. C'est là ce qui établit, dans les calculs
astronomiques, une profonde distinction entre la théorie des parallaxes
et celle des réfractions.
La détermination rationnelle de tout ce qui concerne les parallaxes
repose donc finalement sur l'évaluation des distances des astres à la
terre; et en ce sens, cette théorie préliminaire ne fait pas seulement
partie, comme celle des réfractions, des méthodes d'observation en
astronomie; elle constitue déjà une portion directe de la science
proprement dite; et même elle se rattache à l'ensemble de la géométrie
céleste, par le besoin qu'elle a de connaître la loi du mouvement de
chaque astre, pour prendre facilement en considération les changemens
continuels de ces distances. Sous ce rapport, nous devons nécessairement
renvoyer à la leçon suivante pour l'estimation _à priori_ des
coefficiens propres à la théorie des parallaxes. Mais, quoique ce mode
d'évaluation soit, sans aucun doute, le plus sûr et le plus précis, il
importe néanmoins de remarquer ici que ces coefficiens peuvent être
essentiellement déterminés, en éludant la connaissance directe des
distances des astres à la terre, par un procédé empirique, analogue à
celui expliqué ci-dessus à l'égard des réfractions.
Il suffit, en effet, après avoir choisi un lieu et un temps tels, que
l'astre proposé passe au méridien très près du zénith, de mesurer,
pendant quelques jours consécutifs, sa distance polaire, de manière à
pouvoir connaître fort approximativement la valeur de cette distance à
un instant quelconque de la durée de l'opération. Cela posé, en
calculant pour cet instant, d'après l'angle horaire et ses deux côtés,
la vraie distance de l'astre au zénith, quand il en est très éloigné,
sans cependant qu'il approche trop de l'horizon, à 75° ou 80°, par
exemple, la comparaison de cette distance avec celle qu'on observera
réellement en ce moment fera évidemment apprécier la parallaxe
correspondante, et par suite, la parallaxe horizontale; pourvu toutefois
que la distance apparente ait été, préalablement, bien corrigée de la
réfraction. Tel est le procédé par lequel on constate le plus aisément
que la parallaxe de toutes les étoiles est absolument insensible. Il
présente, évidemment, le grave inconvénient de faire immédiatement
dépendre la détermination des parallaxes, de celle des réfractions, et
de transporter, par conséquent, à la première, toute l'incertitude qui
existera toujours plus ou moins pour la seconde. Cette incertitude a peu
d'influence dans une telle application, lorsqu'il s'agit d'un astre dont
la parallaxe est très forte, comme la lune surtout. Mais elle devient
très sensible à l'égard des astres plus éloignés; et, pour le soleil,
par exemple, une telle méthode pourrait produire une erreur d'un tiers
ou même de moitié, en plus ou en moins, sur la vraie valeur de sa
parallaxe horizontale. Enfin, le procédé deviendrait totalement
inapplicable aux corps les plus lointains de notre monde, et
non-seulement à Uranus, mais à Saturne, et même à Jupiter. Pour tous ces
astres, il devient indispensable de recourir à la détermination directe
de leurs distances à la terre, qui seront considérées dans la leçon
suivante. J'ai cru, néanmoins, que l'indication générale d'un tel
procédé présentait ici un véritable intérêt philosophique, en montrant
que, jusqu'à un certain point, les astronomes pouvaient connaître, par
des observations faites en un lieu unique, les vraies distances des
astres à la terre, au moins comparativement à son rayon; ce qui semble
d'abord géométriquement impossible.
Pour avoir un aperçu complet de l'ensemble actuel des moyens
d'observation nécessaires en astronomie, je crois devoir enfin y faire
rentrer, contrairement aux usages ordinaires, la formation de ce qu'on
appelle un catalogue d'étoiles, c'est-à-dire un tableau mathématique des
directions exactes suivant lesquelles nous apercevons les diverses
étoiles. Relativement à l'astronomie sidérale, une telle détermination
constitue sans doute une connaissance directe et fondamentale; mais,
pour notre astronomie solaire, on n'y peut voir réellement qu'un
précieux moyen d'observation, qui nous fournit des termes de
comparaison, indispensables à l'étude des mouvemens intérieurs de notre
monde. Tel est, en effet, depuis Hipparque, l'usage essentiel des
catalogues d'étoiles.
Afin de marquer exactement les positions angulaires respectives de tous
les astres, les astronomes emploient constamment, d'après Hipparque qui
en eut le premier l'idée, deux coordonnées sphériques fort simples, qui
ont une parfaite analogie avec nos deux coordonnées géographiques, dont,
au reste, Hipparque est également l'inventeur. L'une, analogue à la
latitude terrestre, est la _déclinaison_ de l'astre, c'est-à-dire sa
distance à l'équateur céleste, mesurée sur le grand cercle mené du pôle
à l'astre. L'autre, connue sous la dénomination peu heureuse
d'_ascension droite_, correspond à notre longitude géographique: elle
consiste dans la distance du point où le grand cercle précédent vient
couper l'équateur à un point fixe choisi sur cet équateur, et qui est
ordinairement celui de l'équinoxe du printemps pour notre hémisphère.
Il faut d'ailleurs, évidemment, afin que la détermination soit
rigoureusement complète, noter le signe de chaque coordonnée, ce que les
astronomes ont l'habitude de faire en distinguant les déclinaisons en
boréales et australes, et les ascensions droites, en orientales et
occidentales.
Le moyen le plus simple de mesurer avec précision ces deux coordonnées
angulaires à l'égard d'un astre quelconque, consiste à observer son
passage au méridien. L'heure exacte de ce passage, donnée par la lunette
méridienne et l'horloge astronomique, étant comparée à celle qui
correspond au passage du point équinoxial, fait connaître immédiatement
l'ascension droite de l'astre, après avoir converti les temps en degrés,
suivant la règle ordinaire du mouvement diurne. D'une autre part, la
distance de l'astre au zénith, exactement évaluée à l'aide du cercle
répétiteur, étant comparée à la hauteur du pôle, donne évidemment la
déclinaison par une simple addition ou soustraction. Il est d'ailleurs
bien entendu que les indications des deux instrumens doivent être
préalablement rectifiées d'après les deux corrections fondamentales de
la réfraction et de la parallaxe examinées ci-dessus, qui se réduisent à
la première pour les étoiles. Nous considérerons plus tard les autres
corrections moins considérables, mais nécessaires aujourd'hui. Tel est
le procédé facile et exact d'après lequel on construit tous les
catalogues d'étoiles.
Pour que ces catalogues remplissent convenablement l'office auquel ils
sont destinés, il importe sans doute qu'ils comprennent le plus grand
nombre d'astres possible; mais il est encore plus essentiel que ces
astres se trouvent répartis dans toutes les régions du ciel. Du reste,
les astronomes sont, à cet égard, à l'abri de tout reproche, par
l'excellente habitude qu'ils ont contractée de déterminer, autant qu'ils
le peuvent, les coordonnées de chaque nouvelle étoile qu'ils viennent à
apercevoir; ce qui a dû finir par rendre nos catalogues nécessairement
très volumineux, au point de comprendre aujourd'hui jusqu'à cent vingt
mille étoiles, quoique l'hémisphère austral soit encore peu exploré.
Il serait inutile de mentionner spécialement ici le système de
classification et de nomenclature que les astronomes emploient pour
cette multitude d'astres.
Ce système est sans doute, extrêmement peu rationnel, surtout en ce qui
concerne la nomenclature, qui porte encore si profondément l'empreinte
barbare de l'état théologique primitif de l'astronomie. Il ne serait
certainement pas difficile de le remplacer, si l'on en éprouvait
vivement le besoin, par un système vraiment méthodique. On y
rencontrerait, évidemment, bien moins d'obstacles que n'en présentait la
formation de la nomenclature chimique, par exemple, les objets à classer
et à désigner étant ici de la plus grande simplicité possible, puisque
tout se réduit essentiellement à des positions. Mais c'est précisément
cette extrême simplicité qui doit empêcher les astronomes d'attacher une
importance majeure à un système rationnel, quoiqu'il pût faciliter
secondairement leurs observations, en permettant, s'il était
heureusement construit, de retrouver plus promptement dans le ciel la
position d'une étoile d'après son seul nom méthodique, et
réciproquement. Un tel perfectionnement, qui finira, sans doute, par
s'établir dans la suite, n'est nullement urgent. Ce qui fait réellement
reconnaître et retrouver une étoile, ce n'est pas son nom, qui pourrait
presque être totalement supprimé sans inconvénient; ce sont uniquement
les valeurs assignées par le catalogue à ses deux coordonnées
sphériques; et, sous ce rapport essentiel, la classification, qui
résulte de la division fondamentale du cercle, est certainement aussi
parfaite que possible, ainsi que la nomenclature correspondante: tout
le reste est de peu d'importance. Je ne crois donc pas devoir proposer
ici aucun changement à cet égard dans les usages établis, qui, quelque
imparfaits qu'ils soient, ont l'immense avantage d'être universellement
adoptés. Je me borne seulement à demander à ce sujet qu'on remplace
désormais, ce qui serait très facile, par l'expression exacte de
_clarté_, la dénomination vicieuse de _grandeur_ appliquée aux étoiles,
qui a l'inconvénient de tendre à induire en erreur, en faisant supposer
que les étoiles les plus brillantes sont nécessairement les plus
grandes; tandis que la proximité compense peut-être, en réalité, la
petitesse, dans un grand nombre de cas; ce que nous ignorons totalement
jusqu'ici. Le mot _clarté_ aurait l'avantage d'être le strict énoncé du
fait.
Tels sont, en aperçu, dans leur ensemble total, les divers moyens
généraux d'observation propres à l'astronomie, et dont la réunion a été
indispensable pour apporter dans les déterminations modernes l'admirable
précision qui les distingue maintenant. On peut aisément résumer, sous
ce rapport, l'ensemble des progrès depuis l'origine de la science,
d'après ce simple rapprochement: en ce qui concerne les mesures
angulaires, par exemple, les anciens observaient à la précision d'un
degré tout au plus; Tycho-Brahé parvint le premier à pouvoir répondre
ordinairement d'une minute, et les modernes ont porté la précision
habituelle jusqu'aux secondes. Ce dernier perfectionnement est tellement
récent que toutes les observations qui remontent au-delà d'un siècle à
partir d'aujourd'hui, c'est-à-dire qui sont antérieures à l'époque de
Bradley, de Lacaille et de Mayer, doivent être regardées comme
inadmissibles dans la formation exacte des théories astronomiques
actuelles, attendu qu'elles n'ont point la précision qu'on y exige
aujourd'hui.
Je me suis particulièrement attaché, dans cette revue philosophique, à
faire nettement ressortir l'harmonie fondamentale qui existe
nécessairement entre les différens moyens d'observation. Si cette
harmonie a sans doute puissamment contribué à leur perfectionnement
respectif, il faut également reconnaître qu'elle y pose des limites
inévitables, indépendamment de celles plus éloignées qui tiennent à la
nature de l'organisation humaine, puisque ces moyens se bornent
mutuellement. Quelle pourrait être, par exemple, l'importance
astronomique réelle d'un accroissement notable dans la précision
actuelle des instrumens angulaires ou horaires, tant que la connaissance
des réfractions restera aussi imparfaite qu'elle l'est? Mais,
d'ailleurs, rien évidemment n'autorise à penser que nous ayons déjà
atteint à cet égard les limites qui nous sont naturellement imposées par
l'ensemble des conditions du sujet.
Après avoir suffisamment considéré, pour la destination de cet ouvrage,
les instrumens généraux, matériels ou intellectuels, de l'observation
astronomique, nous devons commencer, sans autre préparation, dans la
leçon suivante, l'examen philosophique de la géométrie céleste,
c'est-à-dire, étudier de quelle manière la connaissance précise des
phénomènes géométriques des astres de notre monde a pu être exactement
ramenée à de simples élaborations mathématiques, basées sur des mesures
dont nous avons ci-dessus apprécié les divers procédés fondamentaux.