L'île Saint-Paul est un cratère volcanique, situé à 500 lieues de tout continent. Le cirque, qui jadis se remplissait de laves bouillonnantes, s'est ouvert du côté de l'Est, et la mer en y pénétrant en a fait une rade circulaire d'un kilomètre environ de largeur ; les rives basaltiques qui l'entourent s'élèvent à une hauteur de 300 mètres. Cette rade communique avec la mer par un étroit canal inaccessible aux grands navires, mais que les navires d'un faible tonnage peuvent aisément franchir. De chaque côté de cette passe naturelle, la paroi effondrée du cratère présente l'aspect de deux jetées, entassements de roches volcaniques roulées par la mer, qui déferle habituellement avec fureur. Lorsqu'on a pénétré dans l'intérieur du cirque, à l'agitation de l'océan succède le calme d'un lac tranquille, et la contemplation de ses rives majestueuses laisse dans l'esprit une trace ineffaçable.
Il n'existe aucun arbre sur ces pentes escarpées ; on ne voit que des touffes d'herbes qui abritent d'innombrables oiseaux de mer, tels que le manchot à houppes jaunes, improprement appelé Pingouin , et plusieurs espèces d'oiseaux grands voiliers. C'est en s'accrochant à ces herbes que l'on parvient à gravir les pentes du cratère et à pénétrer dans l'intérieur de l'île.
Des pentes douces s'étendent du bord du cratère jusqu'à la mer ; elles sont couvertes d'herbes et çà et là hérissées de scories volcaniques. Le rivage est partout formé par de gigantesques falaises battues par les flots. Nul ruisseau n'anime ces pentes désolées. Quelques flaques d'eau de pluie désaltèrent les cabris et les rats, seuls quadrupèdes habitant l'île. Ajoutez à ces caractères une couronne de nuages au-dessus de l'île, sans cesse dispersée et sans cesse rétablie par des vents violents, et des sources d'eau chaude, dernier vestige de l'activité volcanique ; vous aurez la physionomie générale de l'île Saint-Paul.
Pourquoi cette terre sauvage est-elle devenue, pendant plusieurs semaines, le lieu d'un observatoire astronomique, renfermant les instruments les plus perfectionnés de la science moderne ?
Pour répondre à cette question, rappelons d'abord quelques faits d'astronomie.
Les mondes qui remplissent l'univers visible sont les uns lumineux par eux-mêmes : ce sont les étoiles ; les autres, lumineux parce qu'ils sont éclairés par les premiers : ce sont les planètes.
Parmi les étoiles dont les groupes innombrables font resplendir la voûte céleste se trouve l'amas constellé qu'on appelle Voie Lactée . Chacun des points brillants qui composent cet amas, est un soleil, c'est-à-dire un globe étincelant, à la surface duquel s'engendre incessamment la lumière. A cause de leur immense éloignement, ces soleils nous apparaissent comme de simples points brillants et pourtant ils ont un volume énorme. Rappelez-vous l'effet d'un phare lorsqu'il parait au loin sur l'océan, signal de salut, étoile du navigateur. Votre oil s'y attache surtout s'il est au but de votre périlleux voyage, si près de lui sont les vôtres qui vous attendent avec anxiété. C'est d'abord un petit point brillant, puis vous le voyez grandir, à mesure que le navire vous en rapproche.
Eh bien, si un navire pouvait nous transporter à travers l'océan du monde, sur l'étoile la plus voisine de nous, avec la vitesse du meilleur steamer, il faudrait cinq cent millions d'années pour atteindre le but de ce voyage, et pendant cette gigantesque traversée, l'étoile paraîtrait, comme le phare, grandir peu à peu. Lorsque la distance du navire à l'étoile ne serait plus que de quelques millions de lieues, l'étoile rassemblerait à notre soleil.
Le Soleil est une des étoiles de la voie lactée ; elle nous apparaît plus grosse que les autres, parce que nous en sommes beaucoup plus voisins que de tout autre, sa distance n'étant que de trente-sept millions de lieues environ ; ce qui représente une traversée de huit cent quarante ans.
Je vous ai donné une valeur approchée de la distance du Soleil à la Terre. On conçoit que cette valeur dépend de la précision des méthodes employées pour la mesurer. Pythagore l'évaluait à dix-huit mille lieues, Hipparque, Ptolémée, Tycho Brahé à 1800 mille lieues. C'est seulement au XVIII e siècle, que l'on a commencé à posséder une notion quelque peu satisfaisante de cette distance et le nombre trente-sept millions de lieues est admis aujourd'hui. Il est évident que le progrès des sciences d'observation doit conduire à un nombre plus exact.
Les planètes que nous connaissons sont des globes opaques, et non lumineux par eux-mêmes ; ils décrivent autour du Soleil des lignes presque circulaires, dont les lois ont été trouvées par Kepler. La Terre, Vénus sont des globes de cette espèce. Le Soleil éclairant une de leurs moitiés, cette moitié réfléchit la lumière, et si elle est placée en face de nous, elle nous apparaît brillante. Il en est des planètes comme des objets placés à côté d'un phare : on distingue ces objets pendant, la nuit, parce qu'ils réfléchissent la lumière de la lampe qui brille dans le phare.
Les planètes ayant chacune un mouvement propre autour du Soleil, on conçoit que leurs distances mutuelles, et aussi celle qui les sépare du Soleil, changent graduellement ; et, comme ces mouvements sont périodiques, tous ces globes se retrouvent périodiquement dans les mêmes positions respectives. Si donc on connaît la loi de ces mouvements, on peut prévoir le retour de ces positions. C'est ainsi qu'on a pu prédire le passage de Vénus sur le Soleil pour 1761 et 1769 dans le siècle dernier, et dans le siècle actuel pour 1874 et 1882. Il s'écoulera ensuite plus d'un siècle avant que ce phénomène se reproduise.
Qu'est-ce que le passage de Vénus sur le Soleil ?
Les lois de Kepler nous enseignent que la Terre et Vénus décrivent autour du Soleil, comme centre, des lignes à peu près circulaires, dans deux plans peu inclinés l'un sur l'autre. Ces lois nous font connaître les vitesses de ces globes et les grandeurs relatives de leurs orbites. C'est ainsi que si l'on représente par 100 la distance du Soleil à la Terre, celle de Vénus au Soleil est représentée par 72.
Or, le 9 décembre dernier, à un moment determiné et prévu à l'avance, les trois globes, à savoir le Soleil, Vénus et la Terre se sont trouvés presqu'en ligne droite, de façon que, pour une partie du globe terrestre, Vénus cachait une portion du Soleil. Celui-ci présentait donc un disque noir puisque Vénus est un globe opaque ; c'était une véritable éclipse. Le diamètre du disque noir était 32 fois moindre que celui du disque solaire, il ne pouvait y avoir de diminution notable de la clarté du jour, comme cela a lieu dans les éclipses de Soleil causées par la Lune.
Je vais essayer de vous expliquer comment l'observation précise de ce phénomène peut conduire à la connaissance de la distance du Soleil à la Terre. Je serai très bref dans mon explication. Pour ceux d'entre vous, Messieurs, qui désireraient de plus amples détails, je ne saurais mieux faire que de leur recommander la lecture de l'excellente conférence du savant astronome hollandais (1) que vous avez insérée dans le bulletin de vos séances.
Imaginez une tour de 8 à 9 mètres de hauteur, et un observateur placé à une distance de cent mètres. Il verra la tour sous un angle de 5 degrés. S'il s'éloigne à une distance double , triple , etc. , l'angle deviendra deux fois, trois fois moindre, etc. A la distance de 25 lieues, si son oil était assez délicat pour apercevoir la tour, elle lui apparaîtrait sous un angle mille fois plus petit (dix-huit secondes).
Il est aisé de comprendre qu'à chaque distance de l'observateur à la tour correspond un angle déterminé, de sorte que, si l'on a mesuré cet angle, on saura immédiatement quelle est la distance correspondante. Ce procédé est même employé pour mesurer les distances des objets terrestres. Il suffit qu'on puisse mesurer l'angle sous lequel on voit un objet de hauteur connue. Par exemple, en guerre, on prend comme base la hauteur moyenne d'un fantassin.
Quittons cet exemple familier, et imaginons qu'un observateur s'éloigne du globe terrestre en se dirigeant vers le Soleil. Il verra d'abord la surface de la terre s'étendre de plus en plus, tandis que les objets terrestres paraîtront diminuer. Quand il atteindra le Soleil, le diamètre de notre globe lui apparaîtra sous le même angle que la tour de huit mètres située à la distance de vingt-cinq lieues.
C'est vous dire que, si l'on réussit à mesurer l'angle sous lequel le globe terrestre apparaîtrait à un observateur placé au centre du Soleil, et si l'on connaît le diamètre de la Terre, ces deux données suffiront pour qu'on puisse calculer la distance du Soleil à la Terre.
Il n'y a pas d'incertitude sensible sur le diamètre du globe terrestre. Il résulte de la définition même du mètre que le diamètre moyen de la Terre est de12732 kilomètres.
Telle est la base de tous les calculs relatifs aux distances absolues des globes de notre système planétaire.
La mesure de l'angle sous lequel un observateur, placé au centre du Soleil, verrait le diamètre de la Terre est le point difficile de la question, et pour vous en convaincre, je citerai les nombres qui ont été proposés jusqu'à ce jour. Ils varient de 360 à 17 secondes.
C'est l'observation du passage de Vénus en 1769 qui a conduit les astronomes à adopter, comme étant le plus probable, le nombre 17,72.
Pour expliquer le rôle du passage de Vénus dans ce grand problème, nous imaginerons certaines circonstances qu'il est sans doute impossible de réaliser, mais qui rendent l'explication plus facile. Ce n'est qu'après une préparation patiente de l'esprit qu'on peut aborder la question, en se plaçant. dans les circonstances réalisables.
Reprenons un exemple familier.
Notre tour de 8 mètres de hauteur représentera un diamètre de la Terre ; la plaine sera le plan de l'orbite terrestre. A cette échelle, le Soleil sera un globe de 900 mètres, situé à 23 lieues de la tour ; Vénus sera un globe un peu moins gros que la Terre, situé à 18 lieues du Soleil.
Pour se représenter le passage de Vénus, il faut imaginer ce globe situé entre la tour et le globe solaire, de façon que l'observateur placé à la tour voie le globe figurant Vénus cacher 1/32 e du diamètre solaire, et se mouvoir horizontalement. Vénus paraîtra donc décrire une ligne horizontale sur le Soleil. Si l'observateur est au pied de la tour, la ligne en question est le plus bas possible ; elle est au contraire le plus haut possible, si l'observateur est au sommet de la tour.
Supposez que les deux observations soient faites simultanément, et que chaque observateur note les positions de Vénus sur le Soleil à des époques déterminées ; il sera ensuite possible de faire un dessin qui représente ces positions relatives, de mesurer sur ce dessin la distance des deux lignes parcourues par Vénus, et le diamètre du disque qui figure le Soleil. Admettons qu'on trouve de cette manière que la distance des deux lignes décrites par Vénus soit quarante-deux fois moindre que le diamètre du disque solaire.
On sait par l'observation immédiate qu'un observateur placé sur la Terre voit le diamètre du Soleil sous un angle de trente-deux minutes. C'est donc sous un angle quarante-deux fois moindre, 45", que cet observateur verrait la distance des deux lignes décrites par Vénus.
Maintenant nous n'avons plus qu'une étape à franchir dans notre raisonnement.
Pour que nous sachions sous quel angle un observateur placé au centre du Soleil verrait le diamètre terrestre, il suffit de savoir combien de fois la distance des deux lignes décrites par Vénus contient le diamètre terrestre. Eh bien , ce rapport est 2,7 d'après les lois de Kepler, indépendamment de toute notion sur les distances absolues des planètes au Soleil. Si donc on divise l'angle de quarante-cinq secondes défini tout à l'heure par 2,7, on aura l'angle cherché : il est de 17" environ.
Imaginez que toutes les dimensions linéaires soient 1463000 fois plus grandes que celles de notre exemple et vous aurez l'idée du phénomène céleste accompli le 9 décembre dernier.
Avec les nombres que nous avons choisis comme exemple, la distance de la Terre au soleil serait de trente sept millions de lieues.
Nous avons supposé que les deux observations simultanées du passage de Vénus étaient faites aux extrémités d'un diamètre du globe terrestre perpendiculaire à son orbite. C'est cette condition qui, évidemment, est irréalisable. Mais on conçoit que des calculs analogues au précédent, quoique plus compliqués, permettent d'utiliser deux observations faites simultanément en deux points différents de la Terre. C'est ainsi que se trouve expliqué le choix des stations de l'hémisphère austral lesquelles doivent être conjuguées avec celles de l'hémisphère boréal. Les résultats du calcul seront d'autant plus exacts que les deux stations conjuguées seront plus éloignées l'une de l'autre.
Maintenant, pourquoi l'île Saint-Paul a-t-elle été choisie comme station, de préférence à d'autres lieux d'un abord plus facile ?
Le passage de Vénus n'est pas visible de tous les points de la Terre. On a pu construire à l'avance une carte sur laquelle sont indiquées les parties de la surface terrestre d'où le phénomène est observable, ainsi que les principales circonstances qui peuvent donner une plus grande précision au calcul du résultat. Dans l'Océan Indien, les îles Saint-Paul et Amsterdam ont été désignées comme des stations excellentes. Le phénomène devait y être vu aux heures du jour les plus favorables, tandis qu'à la Réunion, par exemple, l'entrée avait lieu trop près du lever du Soleil , et alors l'influence de l'atmosphère sur la direction des rayons lumineux pouvait troubler l'observation.
Parmi les deux îles désignées par la Commission française, il a fallu choisir Saint-Paul, à cause de l'impossibilité de débarquer sur l'autre île de lourds instruments et tout le matériel de l'expédition.
C'est en se fondant sur des considérations de ce genre qu'on a choisi un grand nombre de stations dans chaque hémisphère, et ce nombre ne saurait être trop grand. Sans parler, en effet, des circonstances atmosphériques défavorables, qui peuvent nuire au succès de l'expédition, ou conçoit que la distance exacte du Soleil à la Terre ne puisse être obtenue à l'aide de deux stations seulement, fussent-elles dans les meilleures conditions théoriques. L'homme muni des meilleurs instruments est constamment sujet à l'erreur, soit parce qu'il fait intervenir ses sens toujours grossiers, soit parce que les mécanismes dont il fait usage sont imparfaits. Pour approcher de la vérité, il faut multiplier les groupes d'observateurs, couvrir le globe de puissants appareils, afin que tous les résultats se contrôlent mutuellement, et que les erreurs inévitables disparaissent dans une moyenne calculée mathématiquement. C'est pour cela que toutes les nations civilisées, voulant concourir au progrès de l'humanité, se sont empressées d'organiser des missions lointaines chargées de recueillir les documents d'un grand travail international.
J'ai essayé de vous expliquer pourquoi un matériel scientifique considérable se trouvait amoncelé, il y a quelques mois, sur le rivage inhospitalier de l'île Saint-Paul. Laissons les cabanes s'établir avec la solidité qu'exige un vent trop souvent impétueux, les instruments que ces cabanes abritent s'ajuster avec patience, et assistons, par la pensée, à la matinée mémorable du 9 décembre.
La fréquence des pluies et des nuages pendant les deux mois qui ont précédé le passage de Vénus nous avait ôté tout espoir de succès. Une couronne de brouillard couvrait sans cesse le sommet de l'île, semblable à une fumée volcanique. Une rafale de vent chassait ce brouillard, la rafale suivante en reformait un autre, et, dans de telles circonstances, les observations astronomiques étaient impossibles. Le 8, au soir, nous terminions nos préparatifs avec une sorte de découragement, car une pluie persistante tombait depuis la veille.
O surprise ! la matinée du 9 commence radieuse.
En un instant chacun est à son poste, met la dernière main à ses appareils, et quand le signal de l'approche de Vénus est donné, la colonie entière est silencieuse et recueillie.
Jetons un coup d'oil rapide sur les instruments. Deux lunettes équatoriales servent à noter l'heure exacte d'un grand nombre de positions de la planète sur le Soleil. L'astronome attentif à l'heure prévue de l'entrée, laquelle doit différer quelque peu de l'heure réelle, voit le bord solaire s'échancrer peu à peu : il mesure les dimensions de l'échancrure à diverses reprises, et note les heures correspondantes. Bientôt Vénus apparaît comme un cercle noir tangent intérieurement au bord du soleil ; ce moment est noté avec le plus grand soin. Plus tard, le cercle noir s'avance en ligne droite sur le soleil, touche une seconde fois le bord solaire, et enfin c'est une échancrure qui diminue graduellement et finit par disparaître. Toutes les particularités de ces apparences sont annotées minutieusement ; l'observation totale a duré quatre heures environ. Sans vouloir faire ici une description de la lunette équatoriale, je pense que quelques renseignements sur ce bel instrument ne seront pas sans intérêt.
La lunette équatoriale se meut d'elle-même en suivant le soleil, devant l'oil de l'observateur, de sorte que celui-ci, pour contempler le phénomène, fait mouvoir les pièces destinées à déterminer les positions, et recueille toutes les indications nécessaires, sans toucher à la lunette.
Pour avoir une idée de cette disposition, imaginez une sorte de T formée par deux axes métalliques. La queue est dirigée parallèlement à l'axe du monde ; la tête porte à une de ses extrémités le corps de la lunette, dans une direction perpendiculaire, et à l'autre extrémité un contrepoids. En faisant tourner la lunette autour de la tête du T, puis le T tout entier autour de la queue, on peut viser le soleil à partir de ce moment un mouvement d'horlogerie entraîne ce dernier axe, et la lunette décrit un cône en suivant le soleil.
Le choix des instruments, quant aux dimensions et à la disposition de leurs organes, est de la plus grande importance. Je citerai seulement deux exemples de précautions qu'il faut prendre pour faire de bonnes observations.
Au siècle dernier, la plupart des observateurs du passage de Vénus ont vu une sorte de ligament obscur s'établir entre le bord solaire et le disque noir projeté par la planète sur le Soleil, à l'instant des contacts intérieurs. On s'attendait à voir les deux cercles se toucher géométriquement, et, rien ne pouvait faire prévoir qu'il y aurait l'apparence d'un pont jeté sur les bords des deux disques, lorsqu'ils seraient très-voisins l'un de l'autre. Cette difficulté a préoccupé les astronomes ; car il était impossible d'apprécier l'instant exact du contact. La cause de ce singulier phénomène a été découverte par deux astronomes français, MM. Wolf et André. Le ligament noir est dû à un défaut de courbure dans l'objectif de la lunette. Aussi cette année nos astronomes, MM. Mouchez, chef de la mission, et M. Turquet, se servant d' excellents objectifs, n'ont pas vu se reproduire cette particularité. Il est probable que tous le astronomes français s'accorderont entre eux sur ce point, parce qu'ils ont eu des instruments semblables, et que d'autres observateurs, ayant des lunettes moins parfaites, auront encore rencontré cette difficulté.
Comme second exemple de l'influence de l'instrument sur l'observation, je citerai l'échauffement que les rayons solaires produisent dans l'oil en sortant de l'oculaire sous la forme d'un étroit pinceau ; lorsque la lunette est puissante, la chaleur de ce faisceau est énorme. Si l'on place un verre sombre entre l'oculaire et l'oil pour atténuer l'éclat du Soleil, et distinguer ce qui se passe sur l'astre, la surface du verre est rapidement fondue : l'observateur est obligé de déplacer sans cesse la lame de verre, pour l'empêcher de s'échauffer, et sans cette précaution, il s'expose à perdre la vue.
Pour remédier à ce grave inconvénient, la Commission française a décidé que l'objectif serait recouvert d'une mince couche d'argent par le procédé dû au physicien français Foucault. En traversant cette couche, les rayons solaires se dépouillent de la plus grande partie de leur chaleur, et sont sans danger pour l'oil.
A côté de ces deux lunettes équatoriales est installé la lunette photographique ; son emploi réalise un progrès important dans les observations astronomiques.
Il y a un siècle, lorsque les astronomes se répandirent à la surface du globe pour observer le passage de Vénus, ils n'avaient à leur disposition que la lunette ordinaire. Les observations étaient abandonnées aux caprices de l'oil, qui est sujet à l'erreur, quelle que soit sa délicatesse. Songez que la moindre erreur due à une à une cause inconnue, qui pouvait être physiologique, était irréparable, puisqu'on ne conservait aucune trace du phénomène.
Le seul moyen d'approcher de la vérité et d'éliminer le plus possible les erreurs personnelles , consiste à multiplier les observateurs, et à n'admettre dans le calcul des résultats que les observations concordantes, à condition toutefois que les autres observations soient peu nombreuses. Il faut aussi que les observateurs soient exercés à l'avance à l'aide d'appareils spéciaux qui imitent le phénomène, et que l'erreur personnelle de chacun d'eux soit rendue aussi faible que possible par un fréquent exercice.
La photographie ne présente pas ces inconvénients.
Elle permet d'obtenir une reproduction fidèle et durable d'un phénomène passager, reproduction que l'homme de science étudiera ensuite à loisir.
Dans notre lunette photographique, l'image du Soleil est formée sur une plaque d'argent, d'après le procédé même de Daguerre, l'immortel inventeur de la photographie. Ce procédé donne des images plus fines que tout autre, et il est possible de les mesurer avec une plus grande précision.
La plaque d'argent a été immergée pendant quelque temps dans de la vapeur d'iode, au milieu de l'obscurité ; elle est ainsi devenue sensible. Pour obtenir l'image du Soleil, on dispose cette plaque dans un châssis, situé au foyer de la lunette photographique, celle-ci ayant été orientée de façon que l'image solaire soit projetée exactement à la place occupée par la plaque. Jusqu'alors le châssis est resté fermé à la lumière. Au moment voulu, une fente passe rapidement entre la plaque sensible et l'objectif de la lunette, et, à travers cette fente, les rayons lumineux vont frapper la surface argentée et y imprimer l'image du Soleil. La durée de l'impression peut varier de 1/20 e à 1/100 e de seconde, suivant l'état du ciel.
Sorti du châssis sans que l'image soit encore visible, la plaque d'argent est immergée dans la vapeur de mercure : cette vapeur s'attache peu à peu aux portions de la plaque qui ont été frappées par la lumière ; c'est elle qui fait apparaître l'image. Après cette opération, quelques lavages dans des solutions salines particulières donnent à l'épreuve la fixité et la vigueur désirables.
Le procédé de Daguerre, dont je viens d'indiquer le principe, n'est pas celui qui est utilisé dans la photographie industrielle. Celle-ci emploie une lame de verre rendue sensible par une préparation chimique convenable. Après l' exposition à la lumière, la révélation et le fixage , la lame de verre présente une image négative , c'est-à-dire sur laquelle les parties noires sont celles que les rayons lumineux ont frappés ; cette lame sert de cliché pour obtenir un nombre indéfini d'épreuves positives sur papier. Il suffit pour cela de placer le cliché au-dessus de la feuille de papier sensibilisée et d'exposer le tout à la lumière du jour. Les rayons, traversant les parties claires du cliché, les reproduisent en noir et blanc sur le papier.
Ce mode de reproduction offre les avantages de la gravure à l'eau forte et de la lithographie. Nous en avons préparé quelques spécimens ; mais ils sont inférieurs aux plaques daguerriennes pour la finesse du trait.
Je vous donnerai maintenant quelques explications sur l'instrument qui sert à projeter l'image du Soleil sur la plaque sensible. Les explications seront rendues plus aisées à l'aide d'un dessin sur lequel sont figurées les pièces essentielles de la lunette photographique .
La Commission française, redoutant le défaut de stabilité d'un appareil qui suivrait le mouvement du Soleil comme le fait la lunette équatoriale, soit à cause du vent, soit à cause de la manipulation qu'exige l'exposition des plaques sensibles, a adopté l'emploi d'une lunette fixée invariablement au sol, dans une direction horizontale, et d'un miroir pivotant sur la plaque, à travers l'objectif, les rayons solaires. L'opérateur ramène sans cesse ces rayons dans l'instrument à l'aide d'organes qui sont placés sous sa main. La principale difficulté étant dans la construction d'un miroir incapable de déformer l'image. On a fait usage avec succès d'un disque de verre très épais, parfaitement plan et argenté par les procédés de Foucault. Mais, pour que les images soient bonnes, il faut que le miroir ne reste pas exposé au Soleil ; car la chaleur le déforme. Un couvercle est posé sur le miroir et on ne le découvre qu'au moment où l'épreuve doit être obtenue. Pour cela une sonnerie électrique est disposée de telle façon que le diaphragme mobile chargé de laisser les rayons solaires frapper la plaque sensible, ferme le circuit électrique pendant un instant et l'ouvre ensuite au moment précis où l'image du Soleil commence à s'imprimer. Averti par la sonnerie, un aide placé près du miroir enlève le couvercle, puis il le remet, dès que la sonnerie cesse de se faire entendre.
Je vous ai dit que l'exposition devait durer de 1/20 e à 1/100 e de seconde suivant l'état du ciel. On obtient la durée de pose que l'on désire à l'aide d'un système de poids, variables à volonté, qui entraînent, au moment voulu, le diaphragme mobile. On a déterminé par des expériences préalables les poids nécessaires pour diverses durées.
Il reste à noter l'heure à laquelle chaque épreuve est obtenue. L'avertisseur électrique qui règle la manouvre du miroir offre un moyen simple. Il suffit qu'un assistant observe l'heure sur un chronomètre et la note à l'instant où cesse la sonnerie ; c'est juste à cet instant que le Soleil commence à imprimer son image sur la plaque sensible.
Mais on obtient un résultat plus précis et on évite les erreurs provenant de la fatigue de l'assistant en se servant du chronographe électrique.
Le même diaphragme mobile, qui règle l'exposition de la plaque à la lumière, ferme un second circuit électrique pendant la durée de cette exposition, et ce circuit inscrit lui-même, à l'aide d'un appareil spécial, cette durée ainsi que l'heure correspondante.
Vous voyez que, grâce à ces dispositions, l'étude du phénomène est soustraite à l'influence de l'observateur, et qu'il n'y a plus à s'occuper des erreurs personnelles dans l'emploi de la lunette photographique.
C'est là un des avantages de ce procédé. Donnera-t-il de meilleurs résultats que l'autre ? C'est ce qu'on ne peut pas encore prévoir. Les épreuves daguerriennes seront ultérieurement soumises à des mesures précises, et le succès dépend de leur finesse. Comme il est possible d'en obtenir plusieurs centaines, par un temps favorable, on peut penser que la moyenne de tous les résultats sera satisfaisante ; mais l'expérience seule nous apprendra si cette moyenne a le degré d'approximation que l'on cherche. C'est d'ailleurs un premier pas fait dans une voie nouvelle, et on peut espérer qu'il s'accomplira dans la suite d'importants progrès dans cette application nouvelle de la photographie.
Messieurs, le 9 décembre, à 11 heures 1/4, le but principal de cette expédition était atteint : la Dives , hissant son pavillon, nous envoyait une salve de joyeuses félicitations. Notre chère patrie pouvait compter un succès de plus dans ses annales scientifiques, nous confondions nos joies, en oubliant les fatigues de la veille. Mais il n'était pas encore temps de songer au retour.
Pour qu'on puisse calculer la distance du Soleil à la Terre, à l'aide des observations faites en divers points du globe, il faut que la position de ces points soit rigoureusement déterminée, ce qui exige de nombreuses observations astronomiques de jour et de nuit, et par suite un séjour de plusieurs mois. A ces observations se joignent des études spéciales, concernant les diverses branches des sciences physiques et naturelles. Aussi, notre retour n'a-t-il commencé qu'un mois après le passage de Vénus et, grâce à Dieu, ce retour a été aussi heureux que possible.
Ai-je besoin de vous parler de l'utilité que présente la connaissance exacte de la distance du Soleil à la Terre ? Sans cette connaissance nous serions semblables a un voyageur qui connaîtrait la figure d'une ville, d'une contrée, sans avoir aucune notion de la dimension absolue des maisons, de la largeur, de la longueur des routes, etc. Il ne pourrait tirer de cette connaissance incomplète qu'un usage restreint.
Sans chercher s'il existe quelque explication de l'astronomie, de la nature de celles qui conduisent à la richesse matérielle, ne devons nous pas mettre au-dessus de tout le perfectionnement de nos connaissances ? Ne savons-nous pas que notre puissance sur la Terre est le fruit de ce perfectionnement incessant ? Aussi, toutes les nations civilisées apportent une noble ardeur dans les luttes intellectuelles, les seules qui devraient exister entre les hommes.
Le passage de Vénus était, l'occasion d'une lutte de ce genre. Est-ce qu'au lendemain de nos désastres, alors que notre puissance matérielle est affaiblie, notre puissance intellectuelle devait subir le contre-coup de nos malheurs ? La France ne l'a pas voulu malgré les difficultés de toute sorte qui se présentaient, elle a tenu à affirmer son rang dans le monde, à prouver sa vitalité. S'il y a quelque regret à exprimer, à propos de la campagne scientifique qui vient d'avoir lieu, c'est que, à côté des expéditions officielles, nous n'ayons pas à enregistrer quelqu'une de ces expéditions particulières qui honorent d'autres nations. A ceux pourtant qui vous diraient que la science n'a plus de Mécène en France, répondez que l'expédition française de la Nouvelle-Calédonie doit une partie de son matériel à la générosité d'un de nos compatriotes M. d'Abbadie membre de l'Institut. Puisse cet exemple être suivi par d'autres ! Ils contribueront, de cette manière, à la dignité de notre chère patrie.
Mesdames, Messieurs, en prenant congé de vous, permettez-moi de vous remercier, au nom de tous les membres de la Commission française, de votre gracieux accueil. De retour dans nos foyers, nous suivrons avec le plus vif intérêt tout ce qui touche votre belle Colonie, et, grâce aux progrès qui rendent les communications de plus en plus faciles, il me semble que je puis vous dire sans trop de mérite, au revoir !
(1) M. Oudemans, directeur de l'observatoire de Batavia (de nos jours Jakarta, capitale de l'Indonésie), membre correspondant de la Société et dont la conférence a été reproduite dans le Bulletin de l'année 1874.