à celles que leur donnaient ses propres observations, Hipparque constata des différences trop considérables pour pouvoir être attribuées à des erreurs accidentelles. Elles présentaient d'ailleurs une allure nettement systématique: tandis que les latitudes des étoiles en cause étaient restées les mêmes, leurs longitudes avaient toutes augmenté. La variation devait être la même et le phénomène commun à toutes les étoiles, car toutes avaient conservé leurs positions relatives.

Hipparque, qui supposait la Terre immobile, plaça dans le ciel étoilé l'origine de ces changements. Deux hypothèses s'offraient à son choix: conserver la fixité dans l'espace de l'axe de la rotation diurne et renoncer à l'immobilité des étoiles, pour leur donner un mourement commun autour des pôles de l'écliptique ; ou bien laisser les étoiles immobiles et sacrifier la fixité de l'axe de la rotation diurne, pour le faire mouvoir lentement autour de l'axe de l'écliptique. C'est à cette seconde hypothèse qu'il s'arrêta.

Si l'on se rappelle que l'astronomie ancienne fait tourner le Soleil autour de la Terre immobile, on n'aura aucune peine à comprendre que les positions des étoiles relatives au Soleil changent incessamment dans cette conception, qui fut celle qu'adopta Ptolémée.

Il en va tout autrement dans la théorie héliocentrique que développe Copernic dans son livre De Revolutionibus. Ici, les étoiles, comme le Soleil, sont au repos relatif : les mouvements que l'observation leur attribue sont des déplacements apparents où s'inscrivent les mouvements réels de la Terre. Ainsi le phénomène découvert par Hipparque, résulte d'une lente circulation de l'axe de rotation terrestre autour de l'axe de l'écliptique.

C'est sur ce principe de l'immobilité relative du Soleil et des étoiles que s'édifia l'astronomie moderne.

Pendant un siècle et demi, rien ne le contredit; au contraire, d'importantes découvertes le confirmèrent tour à tour et avec éclat.

La mécanique céleste, fondée par Newton dans son livre des Principes, donna, des vues anticipées de Copernic sur la complexité des mouvements de la Terre, l'interprétation la plus nette la Terre est un sphéroïde aplati; l'attraction du Soleil et de la Lune sur le renflement équatorial oblige le pôle de l'équateur à circuler autour du pôle de l'écliptique ; c'est le mouvement de précession invoqué par Copernic. En même temps, sous l'action de la Lune, l'axe terrestre doit décrire un petit cône autour de sa position moyenne; c'est le mouvement de mutation, dont on découvrit bientôt l'inscription très nette, mais restée inaperçue, dans un balancement des étoiles.

Et tandis que l'observation, devenue plus précise, signalait dans leurs positions d'autres changements jusque-là insoupçonnés, la découverte de la vitesse de la lumière, aboutissant à celle de l'aberration, et la mesure des premières parallaxes stellaires, les rangeaient le plus naturellement du monde parmi les déplacements apparents, en justifiant ainsi, de mieux en mieux, le nom de fixes donné aux étoiles.

Un doute cependant restait possible. Cette immobilité dont s'accordent si bien les observations faites à une même époque ne serait-elle pas une illusion due aux distances immenses qui nous séparent des étoiles? L'éloignement, en effet, peut réduire à ce point les éléments d'un mouvement réel, même très considérable, qu'ils cessent pour nous d'être perceptibles et nous laissent l'impression du repos. Cela peut durer des années; mais cela ne saurait durer toujours. Le temps supplée à l'imperfection de nos observations et finit par nous révéler l'existence du mouvement là où le repos n'était qu'une trompeuse apparence.

IIe SÉRIE. T. XVII.

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Nous avons donc le moyen d'échapper à l'illusion de l'immobilité des étoiles - si c'en est une c'est d'opposer à l'influence des grandes distances sur nos observations, la puissance des longues durées.

Rien de plus simple en théorie; toutes les difficultés sont d'ordre pratique, et elles sont considérables.

Pour pouvoir contrôler le repos relatif du Soleil et des étoiles au cours du temps, il faudrait que nous pussions connaitre et comparer entre elles les directions suivant lesquelles, du point de l'espace occupé par le centre du Soleil, on eût vu autrefois et on verrait aujourd'hui les étoiles. Mais c'est de la Terre et non du Soleil que l'homme regarde le ciel. Comment nos observations terrestres pourraient-elles nous fournir ces directions comparables entre elles? Elles les contiendraient done incluses dans leurs propres résultats ? Oui, elles les contiennent, mais comme l'alliage contient le métal fin, mêlées aux éléments étrangers que l'atmosphère qui nous entoure et les mouvements multiples qui nous emportent y ont ajoutés. Aussi n'est-ce qu'au prix d'un immense travail qu'on peut les en dégager.

Pour y réussir il ne suffit pas d'accumuler un très grand nombre d'observations des mêmes étoiles, échelonnées à de longs intervalles de temps; il faut disputer les renseignements que chacune de ces observations renferme à la réfraction, aux erreurs instrumentales et personnelles, à l'aberration et, au besoin, à la parallaxe annuelle; il faut, de plus, les ramener toutes aux mêmes plans fondamentaux, en tenant compte de la précession des équinoxes et de la nutation de l'axe de la Terre qui les rendent incessamment variables; ajoutons que ces corrections et ces réductions, très laborieuses et très délicates, supposent la connaissance d'un certain nombre de constantes dont la détermination a exigé des observations et des calculs sans fin.

Bref, il faut utiliser toutes les conquêtes de l'astronomie d'observation, mettre en œuvre toutes ses ressources, et appeler à son aide ces méthodes de calcul, créées par le génic mathématique, qui rendent possible et féconde la mise en commun d'observations isolées et les font concourir de concert à l'exactitude du résultat... Mais enfin, le but est accessible, et l'effort persévérant y parvient.

Nous connaîtrons donc les directions suivant lesquelles un groupe nombreux d'étoiles auraient été vues du centre du Soleil, il y a un siècle, par exemple, et celles suivant lesquelles on les verrait aujourd'hui. Si les différences que présentent entre elles ces directions, l'emportent sur les écarts inévitables, provenant de la compensation imparfaite des erreurs d'observation et des valeurs approchées des constantes employées dans les réductions écarts dont on connaît d'ailleurs approximativement l'étendue le principe de l'immobilité relative du Soleil et des étoiles sera condamné ; il faudra alors chercher, comme nous avons vu que le fit Hipparque dans un cas analogue, quel mouvement il convient d'attribuer au Soleil ou aux étoiles, ou au Soleil et aux étoiles pour répondre le mieux possible aux indications des observations.

Personne, jusqu'aux premières années du XVIIIe s., ne semble avoir pressenti que cette nécessité pèserait un jour sur les théories astronomiques. Tous croyaient les étoiles fixes et s'en servaient comme de repères immobiles pour jalonner sur la sphère la route des astres errants, lorsque Halley, en 1718, annonça que les latitudes obtenues Flamsteed pour par Aldébaran, Sirius et Arcturus, lui semblaient différer de celles qu'avaient déterminées les astronomes d'Alexandrie. Il jugeait également téméraire d'attribuer ces écarts au peu d'exactitude des observations

anciennes, ou d'y voir la preuve suffisante que certaines étoiles au moins n'étaient pas immobiles. Pour trancher la question, des recherches plus étendues s'appuyant sur des données plus sûres étaient néces

saires.

On ne tarda pas à s'y livrer.

Jacques Cassini, Tobie Mayer, Maskelyne, Bradley, Lalande,... en comparant des observations moins éloignées mais plus précises, mirent hors de doute la réalité et la généralité du phénomène : les étoiles se meuvent relativement au Soleil.

Cette découverte ouvrait aux astronomes des perspectives infinies; mais combien d'obstacles ils auraient. à vaincre pour orienter leurs premiers pas !

Les étoiles sont si éloignées de nous ! De leurs mouvements relatifs dont il s'agit ici, les observations visuelles n'atteignent que la composante normale à la ligne de visée, et elle est toujours si petite! La plus forte qui ait été signalée jusqu'ici mesure 870" par siècle, et elle est exceptionnelle. La nature et la grandeur réelle de ces mouvements échappent donc à l'observation. On les suppose uniformes: l'immense éloignement des étoiles justifie cette hypothèse, et rien dans l'état actuel de l'astronomie n'en impose ni n'en suggère une autre. Dans le même ordre d'idées, on les confond avec les petits arcs de grand cercle qui les

mesurent.

Les premiers observateurs ont donné à ces déplacements sur la sphère le nom de mouvements propres des étoiles, et il leur est resté ; il prête cependant à la confusion.

Dans la pensée de ceux qui ont imaginé cette expression, elle était peut-être synonyme de mouvements réels des étoiles: elle rappelait à la fois le phénomène et l'interprétation qu'ils en donnaient. Elle désigne aujourd'hui les mouvements stellaires.