674 



BIBLIOGRAPHIE. — ANALYSES ET INDEX 



BIBLIOGRAPHIE 



ANALYSES ET INDEX 



1° Sciences mathématiques. 



Eastman, Présidi'til de la Pliilosophicul Society de 



WaMnglon- Assumption and facts in the théories 



of solar and stellars' proper motions. 



Après quelques considérations philosophiques, 

 M. Eastman nous transporte au xviii' siècle, à l'époque 

 où l'on voit apparaître vaguement l'idée d'un centre 

 tixe autour duquel araviterait le système solaire tout 

 entier, idée à laquelle conduisit l'observation de mou- 

 vements propres des étoiles. 



Tycho-Brahé remarqua le premier des changements 

 dans les latitudes de quelques fixes, mais il assurait que 

 ces changements n'ont rien de réel et qu'ils tiennent 

 seulement à la variation de l'obliquité de l'écliptique. 

 Cette explication ne l'ut pas acceptée par Halley qui, 

 en 1718, montra que les trois étoiles Arcturus, Sirius, 

 Aldébaran avaient subi des changements inexplicables 

 par le seul déplacement de l'écliptique. 



En 1738 Jacques Cassini leva tous les doutes en 

 montrant notamment que tandis qu'Arcturus s'était 

 iléplacé en latitude, l'étoile voisine ^ Bouvier était 

 restée immobile. « On peut donc supposer avec beau- 

 coup de vraisemblance, dit-il \ que les étoiles qui 

 sont sujettes à quelque variation, font leurs révolu- 

 tions autour d'un centre ou d'un astre que nous n'aper- 

 cevons pas, et qui pourrait être même quelqu'une de 

 ces étoiles que nous distinguons; car quoique nous les 

 reconnaissions toutes pour autant de Soleils, il est très 

 possible que de même qu'il y a des Planètes qui font 

 leurs révolutions autour d'autres Planètes, telles que 

 la Lune autour de la Terre, et les Satellites autour de 

 Jupiter et de Saturne, il y ait aussi des Etoiles fixes 

 dont le mouvement se fasse autour d'autres Astres de 

 la même nature, ce qui s'accorderait avec la pensée de 

 Descartes, qui a jugé que la Terre et les Planètes 

 étaient, dans leur première origine, des Astres lumi- 

 neux qui se sont encroûtés dans la suite des temps. » 



Ce fut Tobie Mayer (1760) qui généralisa les 

 recherches sur les mouvements propres et qui examina 

 systématiquement toutes les étoiles pour lesquelles on 

 possédait alors de bonnes observationsfaites à des inter- 

 valles considérables. 



Dès lors on ne douta plus que toutes les étoiles 

 eussent des mouvements propres : « Puisque, disait 

 Bailly, Aldébaran, Sirius, Arcturus et sans doute quel- 

 ques autres étoiles se meuvent, il est évident que toutes 

 doivent se mouvoir. Les fortunes sont les mêmes, les 

 lois principales de la nature sont générales pour les 

 êtres de même espèce '-. « 



Alors apparaît l'idée nettement exprimée de la trans- 

 lation du système solaire dans l'espace : on la ren- 

 contre pour la première fois dans les Lettres cnsmido- 

 ylqiies de Lambert (1761), pour qui les mouvements 

 propres des étoiles sont dus à deux causes combinées : 

 le déplacement efl'ectif de ces astres et le transport du 

 Soleil avec son cortège de planètes dans l'espace. De 

 son côté Lalande(1776) regardait le mouvement de trans- 

 lation du soleil comme une conséquence de sa rotation. 



P. Prévost, professeur de mathématiques à l'Ecole 

 militaire, essaya le premier, en 1781, de déterminer la 

 direction de ce mouvement et il trouva que le Soleil se 

 transporte vers un point ' voisin de la constellation 



l Mém. de l'Acad. 1738, p. 345 



- Bailly, Histoire de l'Astronomie moderne, t. II, p. 66j. 



'■i Co point est appelé, en anglais, l'apex du système solaire: 

 et cette dénomination est souvent employée aujourd'hui on 

 français . 



d'Hercule. Mais ce déi)lacement du Soleil ne prit une 

 réelle importance qu'à la suite des travaux de W. Hers- 

 chel, sur ce sujet, et contenus dans trois mémoires de 

 178.3, 180o et 1806 : dans le dernier il évalue à l"121e 

 déplacement annuel du système solaire vu à angle droit 

 et à la distance de Sirius. . 



A mesure ((ue l'on a connu un plus grand nombre de 

 mouvements propres, divers astronomes ont successi- 

 vement repris cette détermination à l'aide d'étoiles de 

 plus en plus nombreuses, et le tableau suivant résume 

 les résultats obtenus jusqu'à ce jour: 



Prévosl.... 

 W.Hcr.schcl 



id 



id 



Gauss 



.Vrgclandcr. 



Lundahl 



0. Sti-uve. . 

 Gallovvay. . . 



Madior 



Aii'V 



id.' 



Dunkin. . . . 



id 



Slnne 



id 



r.vldén 



'id 



De Bail .... 

 Bischof 



UlKl-hs. ... 



L. Sii'uvc. 



iNNEKS DE L APEX 

 DU SYSTÈME SOL.^IRE 



.'Vsc. dr. Déclin. Époqu 



230 



260.36 



245.53 



» 

 259.10 

 259,52 

 252.24 

 261.22 

 260.1 



261.39 



256.54 

 261.29 

 261.14 

 263.44 



274.6 

 260.30 

 269.0 

 283.12 

 62.24 

 273.18 



-f25 



-+-26.18 



-f49.38 



■f30.50 

 -f32.29 

 + 14.26 

 + 37.36 

 + 34.23 



+39.54 



+39.29 

 +24.44 

 +32.55 

 +25.1 



+31.54 

 +31.52 

 +26.36 

 +27.18 



+33" 



1792. 

 1792. 

 1790 

 1790 



1800 



1800 

 18IIU 

 1800 

 1800 



ISOft 

 1860 

 1855 



0, 34 



1,27 

 1,91 

 0,33 

 0,41 

 0,43 

 0,34 



0,34 

 0,4t 



Il est donc certain que le système solaire a dans 

 l'espace un mouvement de translation dont la direction 

 est à peu près connue. Pour avancer davantage dans 

 cette recherche, il serait nécessaire de connaître les 

 distances des étoiles au Soleil ; mais ici l'astronomie 

 ne dispose encore que de bien faibles ressources. 



Déjà Lambert (1760) admettait que les belles étoiles 

 ne nous paraissent plus brillantes que les autres que 

 parce qu'elles sont moins éloignées de nous ; et dans 

 la suite on a considéré l'éclat relatif des étoiles 

 comme donnant la mesure de leur distance, les plus 

 faibles étant les plus éloignées. On a d'abord été con- 

 firmé dans cette idée par la connaissance des mouve- 

 ments propres et ensuite par celle des parallaxes stel- 

 laires, les étoiles les plus brillantes ayant donné, en 

 moyenne, les plus grands mouvements propres et les 

 plus fortes parallaxes. Alors en partant des distances 

 connues de quelques étoiles de première grandeur, on 

 a basé sur cette idée, sur cette liypothése, le calcul des 

 parallaxes des étoiles de diverses grandeurs : les ré- 

 sultats ainsi obtenus sont encore généralement ac- 



