La séance est ouverte à neuf heures.

M. OUDEMANS, président de la mission scientifique de Hollande et membre correspondant de la Société, fait une conférence sur le passage de Vénus du 9 décembre 1874.

Le public, admis exceptionnellement à cette réunion de la Société des Sciences et Arts, fait à l'éminent conférencier l'accueil le plus sympathique ; son intéressante causerie est interrompue, à diverses reprises, par des applaudissements chaleureux et unanimes.

A l'issue de la séance, M. OUDEMANS et ses collègues de l'expédition hollandaise sont reconduits à leur demeure par le Bureau de la Société.

Le Secrétaire, ED. LE ROY.

 

PASSAGE DE VÉNUS SUR LE SOLEIL

DU 9 DECEMBRE 1874 *

 

     MESSIEURS,

     Le Président de votre Société m'a fait l'honneur de m'inviter à vous entretenir du récent passage de la planète Vénus sur le Soleil, évènement astronomique auquel nous devons, mes compatriotes et moi, d'avoir séjourné quelques temps au milieu de vous.

     Si je me suis rendu à cet appel si flatteur pour moi et qui m'a été adressé au nom d'une Société scientifique, ce n'est pas que je me croie en état de vous captiver par le langage, comme le ferait un des éloquents professeurs de Paris ; je ne suis ni un Arago, ni un Delaunay, et en acceptant de vous parler dans une langue qui n'est pas ma langue maternelle, j'ai compté sur votre indulgence, et aussi sur l'intérêt du sujet que je vais traiter devant vous. Du reste, ce n'est pas un discours écrit que je vous apporte, je n'aurais pas eu le loisir de le composer : c'est sous la forme d'une causerie sans apprêts, que je me propose de m'adresser à l'honorable auditoire que je vois réuni devant moi, dont je réclame la bienveillance, et à qui je me permettrai de rappeler le vieux proverbe latin Ut desint vires, tamen est laudanda voluntas « Si les forces manquent, il faut tenir compte de la bonne volonté. »
( Applaudissements .)

     Chacun sait ce qu'on entend par système solaire.

     Dès l'antiquité la plus reculée, les observateurs de la voûte céleste avaient été frappés de ce que cinq étoiles, plus brillantes que les autres, ne restaient pas aux mêmes points du ciel. Aussi, les avaient-ils désignées sous le nom de planètes, d'un mot grec qui signifie étoiles errantes . Ils avaient vainement recherché la cause du déplacement de ces astres qui, dans leur mouvement de translation, semblaient par moments s'arrêter et rétrograder, pour reprendre ensuite leur course.

     Expliquer ces irrégularités de mouvement était chose difficile, surtout pour les astronomes de cette époque, qui, supposant la Terre la planète la plus importante, en faisaient le centre de leur système.

     Ptolémée, qui vécut au II e siècle de notre ère, donna son nom à ce système qui avait, comme nous venons de le dire, la Terre pour centre, autour duquel les astres se mouvaient dans des sphères de rotation, et bien qu'erroné, ce système fut en honneur jusqu'au XVI e siècle. A cette époque, un prêtre catholique, du nom de Copernic, prouva que le mouvement apparent de la sphère céleste était dû au mouvement de rotation de la Terre sur elle-même, et que la Terre était une planète qui se mouvait ainsi que les autres planètes autour du Soleil. Mais Copernic comme ses prédécesseurs attribuait aux planètes des orbites circulaires, et, pour expliquer les irrégularités de leurs mouvements, il faisait ces orbites excentriques.

     C'est cette erreur que Kepler vint rectifier un siècle plus tard, en démontrant que les orbites planétaires étaient elliptiques.

     Il formula après cette découverte sa première loi si connue, et qu'on énonce habituellement ainsi : La courbe décrite par chaque planète, est une ellipse dont le centre du Soleil occupe l'un des foyers .

     Bientôt, il énonça une seconde loi générale à laquelle sont soumises les planètes dans leurs mouvements.
Chaque planète se meut autour du Soleil, dans une orbite plane, et le rayon vecteur, mené du centre de la planète à celui du Soleil, décrit des aires égales en temps égaux.

     Mais Kepler, ce génie persévérant qui disait de lui-même que c'était en palpant tous les murs, au milieu des ténèbres de l'ignorance, qu'il était arrivé à la porte brillante de la vérité, ne devait pas s'arrêter là. Après vingt ans de recherches pénibles, et d'un travail continu, il parvint à l'énoncé de la troisième loi qui porte son nom :
Les carrés des temps des révolutions sidérales des diverses planètes sont entre eux comme les cubes de leurs moyennes distances au Soleil.

     Cette dernière loi est très importante, parce qu'elle permet, lorsqu'on a déterminé la durée des révolutions de chaque planète autour du Soleil, ce qui s'obtient par l'observation directe, d'avoir les rapports des distances de ces diverses planètes au Soleil.

     En supposant la distance de la Terre au . Soleil de 10, ces distances sont pour

     Mercure    4
     Vénus        7
     Mars        16
     etc.

     Ces chiffres, qui ont été fixés par un astronome de Wittemberg, du nom de Titius, ne représentent qu'approximativement les moyennes distances des planètes au Soleil.

     Si l'on dessine sur un tableau plusieurs cercles concentriques, ayant le même centre et les dimensions ci-dessus pour rayons, on aura une idée relative du système solaire. Pour avoir une idée exacte du système solaire, il faudrait nécessairement connaître la valeur de l'unité de mesure, c'est-à-dire la distance de la Terre au Soleil, et cette distance ne peut être obtenue directement. Mais la trigonométrie nous fournit le moyen de déterminer la distance qui nous sépare de points inaccessibles. On démontre, en effet, en trigonométrie, que, lorsque dans un triangle on connaît un côté et les deux angles adjacents, on peut, à l'aide d'une formule très simple, obtenir les deux autres côtés.

     Cette règle est parfaitement applicable à l'astronomie.

     Si nous mesurons la distance qui sépare deux points de la Terre que nous représenterons par A et B (voir planche 1 re fig. 1) et que, de chacun de ces points nous visons un astre C, il nous sera facile d'avoir la distance qui sépare A de C, puisque AB aura été mesuré directement et que les angles BAC et ABC auront été obtenus, à l'aide d'un instrument.

 

     Mais des difficultés surgissent à l'application du principe. D'abord, plus l'astre dont on veut obtenir la distance est éloigné, et plus l'angle C, opposé au côté AB, se trouve petit, plus par suite l'évaluation de la distance est difficile.

     Déterminer la distance de la Lune à la Terre n'offre pas cependant de si grandes difficultés.

     Concevons que deux observateurs, placés sous un même méridien, à une grande distance l'un de l'autre, mesurent simultanément les distances zénithales méridiennes de la Lune, soient (fig. 2) PEP'E' le méridien commun aux deux observateurs, A et A' leurs positions ; soient EE' la trace de l'équateur sur le méridien et S la position de l'astre au moment du passage. On connaît dans le quadrilatère A0A'S, les angles 0AS, 0A'S, suppléments des distances zénithales observées, et l'angle A0A' somme des latitudes des lieux d'observation : on en déduit l'angle ASA'. Or, étant connues les latitudes nommées, la distance AA' prise à travers la Terre est également connue, et ensuite, un calcul trigonométrique élémentaire permet d'en conclure la distance de la Lune à l'époque de l'observation.

     Cette méthode a été appliquée par l'abbé Lacaille, en 1756, à la détermination des distances de la Lune et de la planète Mars. Il observait au cap de Bonne-Espérance, tandis que le célèbre astronome français Lalande opérait à Berlin. Les deux observateurs n'étaient pas placés exactement sous le même méridien, mais on corrigeait aisément par le calcul le défaut de coïncidence. Lacaille trouva ainsi, pour valeur moyenne de la parallaxe horizontale de la Lune, P' = 57'40" = 3460", avec une incertitude d'une demi-seconde environ.

     Je viens de prononcer, Messieurs, un mot scientifique, et je vous prie de m'en excuser.

     On appelle en général parallaxe d'un astre, par rapport à un point de la surface de la Terre, l'angle sous lequel un observateur, placé dans l'astre, verrait le rayon terrestre qui aboutit à ce point. Ainsi : soient (fig. 3) 0 le centre de la Terre que nous supposons sphérique, A le point donné de sa surface, S la position de l'astre. Le plan qui passe par ces trois points coupe la surface de la Terre suivant un grand cercle ACI, et dans le triangle SOA qu'ils forment, l'angle S est la parallaxe de l'astre, relative au point A. On l'appelle aussi parallaxe de hauteur.

 

     Lorsque la droite AS (fig. 4) qui va du point A à l'astre, est tangente au cercle 0, c'est-à-dire lorsque l'astre S est à l'horizon, l'angle S se nomme parallaxe horizontale. On sait déjà par quel procédé a été déterminée la parallaxe de la Lune. Est-il applicable au Soleil ? D'après ce que nous avons vu, il est facile de comprendre que, plus l'objet est éloigné, plus l'application, de cette- méthode est difficile. La distance du Soleil à la Terre est telle qu'il est nécessaire de chercher une autre méthode.

     Au III° siècle avant le Christ, l'astronome Aristarque, de Samos, inventa la méthode suivante pour déterminer la distance de la Terre au Soleil. Dans la figure n° 5 soient : T la Terre, L la Lune, et S le Soleil. Le cercle LMN0 désigne l'orbite de la Lune. Lorsque la Lune est au point M, entre la Terre et le Soleil, elle est nouvelle ; lorsqu'elle est au point O, la Terre en voit la moitié éclairée par le Soleil, c'est ce qu'on . nomme pleine lune. Enfin, aux points L et N qui sont situés de telle sorte que la ligne SL est tangente à l'orbite de la Lune, la Lune est dans ses quartiers, elle ne se montre alors éclairée qu'à moitié, et Aristarque raisonna de la manière suivante : le triangle STL est rectangle en L. Si donc, nous mesurons l'angle T, c'est-à-dire la distance angulaire de la Lune au Soleil, nous n'aurons qu'à retrancher cet angle de 90 degrés pour avoir l'angle S, et à l'aide de la trigonométrie nous trouvons sans peine le rapport de TL à TS. D'après ses observations, Aristarque évaluait l'angle T à 87 degrés, et par suite l'angle S à 3 degrés, d'où il résulterait que la distance de la Terre au Soleil serait 19 fois plus grande que la distance de la Terre à la Lune.

     Mais il est bon que je vous dise, dès maintenant, que le rapport cherché n'est pas de 1 à 19, mais de 1 à 400 ; vous voyez donc combien le résultat d'Aristarque était loin d'être exact ; mais, malheureusement, ce résultat erroné fut admis dans la science jusqu'au XVII° siècle, le siècle de Tycho Brahé et de Kepler. C'est alors que l'invention des lunettes d'approche donna un nouvel essor à l'astronomie pratique. Vandelinus, en 1650, répéta l'expérience d'Aristarque, mais en refaisant la même mesure, il trouva pour l'angle S seulement 1/4 de degré, c'est-à-dire la douzième partie du résultat d'Aristarque, de telle sorte que la distance du Soleil à la Terre, qu'il déterminait par ce calcul, était douze fois plus grande que celle évaluée par l'astronome grec. Cependant ce résultat, quoique moins inexact, est encore loin de la vérité. Le vice de cette méthode consiste en la difficulté de préciser le moment exact du premier ou du dernier quartier de la Lune, difficulté occasionnée par l'existence des montagnes et des vallées de la Lune. C'est à l'Académie des Sciences de Paris qu'appartient l'honneur d'avoir résolu d'une façon presque définitive ce problème fondamental de l'astronomie.

     Ce que je viens de vous expliquer, vous laisse entendre que la 3 e loi de Kepler permettait aux astronomes de construire pour ainsi dire un plan du système solaire, mais il leur manquait l'échelle des longueurs. Cela posé, vous comprenez qu'il n'est pas absolument nécessaire, pour trouver cette échelle, de déterminer la distance de la Terre au Soleil, et qu'on peut l'obtenir aussi bien en déterminant la , distance de la Terre à Vénus ou de la Terre à Mars, en opérant aux époques où ces planètes sont le plus rapprochées de la Terre.

     Pour ce qui est de Vénus, il se présente une difficulté : c'est qu'à l'époque où, elle est le plus rapprochée de la Terre elle est bien près du Soleil, ce qui empêche de l'observer pendant la nuit.

     Quant à Mars, lorsqu'il est à sa plus petite distance de la Terre, il est en opposition avec le Soleil, c'est-à-dire qu'il passe le méridien à minuit ; il est donc sur l'horizon toute la nuit, ce qui rend facile son observation. C'est ce qu'on comprenait déjà au XVII e siècle, et lorsqu'en 1666 s'est fondée à Paris l'Académie des Sciences, une des premières recherches scientifiques exécutées sous ses auspices a été la détermination de la parallaxe de la planète Mars.

     Le célèbre astronome Richer fut envoyé par l'Académie à Cayenne en 1671, pour observer la position de Mars, pendant qu'on l'observerait aussi à Paris ; c'est dans le même voyage, (laissez-moi vous donner ici ce détail) qu'il trouvait que la pendule à secondes était plus courte à Cayenne qu'à Paris, ce qui démontre la forme aplatie du globe terrestre. Lors donc du séjour de Richer à Cayenne, la planète Mars traversait le Verseau, elle passait bien près des trois petites étoiles de cette constellation. Les distances de la planète à ces trois étoiles, observées au Méridien à Paris et à Cayenne, permettaient de déterminer la parallaxe de Mars. Au retour de Richer les observations faites de part et d'autre furent comparées, et après beaucoup de discussions qui n'amenèrent qu'un résultat approximatif, la parallaxe de Mars fut évaluée à 25 secondes, ce qui, étant donné qu'à cette époque Mars était à une distance de la Terre égale à 3/8 de la distance moyenne du Soleil, donne pour la parallaxe du Soleil 3/8 x 25 secondes, c'est-à-dire 9 secondes 1/2.

     Evaluée en lieues françaises** cette distance est d'environ 35 millions de lieues.

     A cette époque, le célèbre Kepler était mort depuis 30 ans. Avant de mourir, il avait fait cependant une prédiction inouïe. Tout le monde connaissait l'étoile brillante du soir ou du matin, mais personne n'avait songé à la voir sur le disque du Soleil, et c'est Kepler qui, le premier, annonça que le 7 décembre 1631 se produirait ce remarquable phénomène, et que Vénus, privée de sa lumière éclatante, apparaîtrait comme un point noir sur le disque du Soleil.

     Mais Kepler lui-même ne vécut pas assez longtemps pour vérifier l'exactitude de sa prédiction. Il ne lui aurait pas été donné, s'il eût vécu, de constater ce phénomène, l'imperfection des tables astronomiques qu'il avait employées lui ayant fait croire que ce phénomène serait visible en Europe, ce qui n'était pas.

     A partir de cette date, le premier passage de Vénus sur le Soleil eut lieu huit ans après, le 4 décembre 1639, il ne fut vu que par deux observateurs anglais, Horrocks et Crabtree. Horrocks l'avait prédit par le calcul, mais il ne pouvait pas fixer l'époque exacte du phénomène à quelques heures près ; n'ayant pas d'observatoire, il avait pratiqué un trou dans le volet d'une chambre obscure, pour y voir, sur un écran, Vénus se projeter comme un point noir dans l'image éclaircie du Soleil. Il obtint un succès complet, car, dans l'après-midi du jour fixé, il eut la satisfaction de constater la réalité de sa prédiction. Au moyen d'instruments bien primitifs, il exécuta même des mesures par rapport à la position de la planète Vénus sur le Soleil, et ces observations ont toujours servi aux astronomes pour fixer la position de l'orbite de Vénus.

     Vous vous rappelez qu'il y avait un intervalle de 8 ans entre les deux passages de Vénus dont nous avons déjà parlé. Ces passages sont bien rares, mais généralement on remarque cet intervalle de huit ans entre deux passages consécutifs. Par exemple : au siècle dernier, il y a eu des passages, le 6 juin 1761 et le 3 juin 1769. Dans notre siècle, les passages s'observent le 9 décembre 1874 et le 6 décembre 1882. Pour constater un nouveau passage, il nous faudra de la patience, car plusieurs générations s'écouleront avant qu'il ne se reproduise. Au siècle prochain, il n'y aura pas de passages de Vénus, mais au XXI e siècle ils auront lieu le 8 juin 2004 et le 6 juin 2012.

     Vous avez remarqué sans doute que les passages se suivent à un intervalle de 8 années, et qu'il s'écoule plus d'un siècle avant la reproduction de ce double passage.

     Je tâcherai de vous en expliquer la cause. Quoique les plans des orbites des planètes passent tous par le centre du Soleil, ils ne coïncident pas entre eux, ni avec le plan de l'écliptique. Dans cet appareil (voir figure 5 bis), que je vous présente ici, les deux anneaux de fil de laiton représentent les orbites de la Terre et de Vénus, le globe qui est au milieu représente le Soleil, et les points d'intersection de l'orbite de Vénus avec le plan de l'écliptique se nomment les nouds, la ligne qui les unit et qui passe par le Soleil se nomme la ligne des nouds.

     Le mouvement de Vénus a lieu dans le même sens que celui de la Terre, c'est-à-dire que, vues du Soleil et si l'on a le Pôle Nord de l'écliptique au-dessus de la tête, elles se meuvent de droite à gauche ; les deux nouds de Vénus se nomment ascendant et descendant, selon que cette planète monte au-dessus de l'écliptique ou passe au-dessous.

     Pour que Vénus se projette sur le Soleil en passant entre cet astre et la Terre, il faut que ce passage ait lieu dans un des nouds ou bien près.

     Or, il y a une proportion bien simple entre les temps de révolutions de la Terre et de Vénus, à savoir que 8 révolutions de la Terre autour du Soleil sont à peu près égales à 13 révolutions de Vénus.

     Si cette proportion était exacte, les passages de Vénus sur le Soleil se reproduiraient toujours après 8 ans et à la même date, mais la petite différence qui existe, fait que le deuxième passage a toujours lieu, à une date antérieure, de deux ou trois jours à celle du premier passage ; or, il va sans dire, comme on le voit facilement sur cet appareil, que les circonstances de ces deux passages ne sont pas tout à fait identiques.

     Si, par exemple, la figure n° 6 représente le Soleil avec la corde que Vénus a décrite lors du dernier passage (1874), la figure n° 7 montre quel sera le chemin que Vénus parcourra en 1882.

     Huit ans après, Vénus passera bien entre le Soleil et la Terre, mais elle passera trop bas pour se projeter sur le disque du Soleil ; ce n'est que dans 235 ans qu'il y aura un passage au même noud (le noud ascendant) où se sont accomplis les deux passages de notre époque. Il est bien évident qu'il y aura une époque intermédiaire où s'accompliront les passages dans le noud opposé (le noud descendant).

     Mais alors, au lieu de se produire en décembre, ces passages auront lieu au mois de juin.

     Nous touchons maintenant au but spécial de cette conférence. Nous vous expliquerons comment ces passages de Vénus peuvent servir à déterminer la parallaxe du Soleil.

     Généralement on attribue cette idée à l'astronome anglais Halley, mais la vérité exige qu'on n'oublie pas que le physicien écossais Grégorey (l'inventeur du télescope qui porte son nom) avait déjà eu cette idée en 1663, c'est-à-dire quatorze ans avant Halley. Ce n'est - pas à . dire qu'Halley n'ait eu cette idée de sa propre initiative. Il était envoyé à Sainte-Hélène pour déterminer les positions des étoiles de l'hémisphère austral du Ciel, et pendant son séjour à cette île, il eut l'occasion d'observer un passage de Mercure sur le Soleil, et l'exactitude avec laquelle il avait observé l'entrée et la sortie de la planète sur le disque solaire, lui donna à penser qu'on pourrait en user pour résoudre le problème qui nous occupe.

     Il reconnut que les passages de Mercure, quoique plus fréquents que les passages de Vénus, n'offraient pas le même avantage. Il prédit de nouveaux passages de Vénus en 1761 et 1769, et recommanda à ses compatriotes d'en tirer tout le profit possible.

     Voyons maintenant comment l'observation du passage de Vénus sur le Soleil peut servir à déterminer la distance du Soleil à la Terre, évaluée en rayons terrestres.

     Soient dans la figure n° 8 T la Terre, V Vénus et S le Soleil.

     Supposons qu'il y ait sur la Terre deux observateurs situés en A et B. L'observateur situé en A, c'est-à-dire à la station la plus australe, verra la planète décrire la corde la plus courte CD, tandis que l'observateur placé en B, la station la plus boréale, verra le même passage avoir lieu par la corde plus longue EF. Or les astronomes, connaissant assez bien tous les éléments de l'orbite de Vénus pour savoir combien de temps il lui faudrait pour parcourir le diamètre du Soleil, supposons que le calcul nous donne 9 heures pour la durée de ce parcours. Supposons aussi que le passage ait duré pour l'observateur en A trois heures 1/2 et pour celui en B quatre heures, alors une construction bien simple donnera les distances des deux cordes CD et EF du centre du Soleil. Or dans la figure on aura à peu près la proportion TV : VS = A B : la distance des deux cordes, et de cette manière, on pourra déduire les rapports des deux diamètres de la Terre et du Soleil. Si vous voulez regarder maintenant les deux figures n os 9 et 10 qui représentent les circonstances du passage de Mercure et du passage de Vénus, vous reconnaîtrez de suite que, dans un passage de Mercure, la distance des deux cordes C D et E F sera beaucoup plus petite que dans un passage de Vénus, et encore, pour trouver la ligne AB, cette distance des cordes doit être augmentée dans le rapport de 4 à 6, tandis que pour Vénus la distance des cordes devra être diminuée dans un rapport de 7 à 3.

     Mais vous avez déjà de vous mêmes fait cette remarque que j'ai pris les cordes CD et EF bien près du bord du Soleil et que, par suite, leur différence est très marquée, tandis que si le passage était central, la différence des deux cordes serait bien minime.

     Déjà, au siècle dernier, le célèbre astronome De Lisle fit cette remarque et aussi cette autre, que, pour appliquer la méthode de Halley, les stations devaient être choisies de manière que l'entrée et la sortie y fussent visibles toutes deux. Or, il peut arriver qu'un nuage empêche soit l'observation de l'entrée, soit celle de la sortie, et aussi à chaque passage il y a une partie de la Terre où l'entrée est visible, et la sortie est invisible, puisqu'elle a lieu pendant la nuit ; et une autre partie où la sortie est visible, et l'entrée invisible. De Lisle indiqua que les observations dans ces lieux pourraient être utilisées pour peu que la longitude de ces lieux fût bien déterminée, ce qui est nécessaire pour réduire les moments d'observations au temps du même méridien ; c'est pour cela que, dans les deux passages du siècle dernier, les astronomes ont occupé aussi bien les stations propres à l'application de la méthode d'Halley, que celles qui pouvaient servir à la méthode de De Lisle. Malheureusement au siècle dernier, la connaissance des longitudes géographiques laissait beaucoup à désirer, ni les montres de marine, ni le télégraphe électrique n'étaient inventés. C'est surtout le dernier de ces moyens qui donne les différences de longitude avec une exactitude miraculeuse ; ainsi, j'ai déterminé avec l'assistance de M. Soeters, mon compatriote ici présent, la différence de longitude de Batavia*** et Singapour, par le câble électrique qui joint ces deux ports. Le résultat que nous avons obtenu est certain à un vingtième de seconde près.

     De Lisle n'avait pas seulement inventé la méthode qui porte son nom, mais ce fut lui aussi qui indiqua le procédé pour choisir d'avance les stations les plus avantageuses pour l'observation du passage. Sur ce dessin (figures 11 et 12) vous voyez deux mappemondes, mais ce ne sont pas comme les mappemondes ordinaires, des projections stéréographiques, ce sont - des projections orthographiques, ce qui veut dire que, tandis que dans les mappemondes ordinaires le point de vue se trouve à la surface de la Terre, sur l'équateur et à un endroit opposé au centre de la mappemonde, au contraire, dans la projection orthographique, on suppose l'oil situé à une distance infinie ou du moins très grande. L'une de ces figures vous montre la Terre, vue du côté du Soleil, lors de l'entrée de Vénus au dernier passage, l'autre lors de la sortie.

     La figure n ° 13 vous montre comment s'est observé le passage de Vénus à Saint-Denis. Soit H le point le plus haut du disque solaire, vous avez au point I le premier contact extérieur, au point II le second contact intérieur, au point M le milieu du parcours de Vénus sur le Soleil, au point III le troisième contact intérieur, au point IV le quatrième contact extérieur.

     Pour le choix des stations il faut prendre la figure n° 6 et en appliquer la face contre ces deux mappemondes. En l'appliquant à la 1 re mappemonde qui correspond à l'entrée de Vénus, le point E de la figure 6 tombera sur le point correspondant e de la figure 11 ; vous voyez que j'ai tracé le diamètre EF et ces deux points désigneront les deux endroits les plus favorables pour observer l'entrée, c'est-à-dire qu'un observateur, situé en E', verra Vénus projetée autant que possible sur le Soleil, tandis que son antipode en F la verra projetée par la parallaxe hors du Soleil. Vous en conclurez donc vous-mêmes que, pour l'observateur en E, l'entrée sera accélérée autant que possible, tandis que pour celui qui se trouve en F, elle sera retardée.

     Un pareil raisonnement s'applique à la sortie, et de cette manière vous comprenez qu'il est facile de choisir d'avance les stations où l'on peut fructueusement envoyer des observateurs.

     Il va sans dire qu'il ne faut pas consulter seulement les relations mathématiques, mais encore les circonstances météorologiques atmosphériques, hydrographiques, et politiques aussi.

     Ainsi, dans les deux mappemondes (fig. 13 et 14, pl. 2) vous voyez qu'un espace assez considérable, et avantageux pour l'observation de l'entrée et de la sortie, est occupé par les glaces qui environnent le pôle antarctique de notre globe. Il a été beaucoup plus facile d'occuper les stations boréales. La Russie a envoyé des observateurs à 28 stations situées pour la plupart dans la Sibérie. La France a dirigé ses astronomes à Pékin, Shang-Haï et Yokohoma dans l'hémisphère Nord, elle a envoyé aussi à l'île Saint-Paul une station que nous avons eu l'avantage de voir de passage ici.

 

     Les Anglais occupent l'île Kerguelen, Rodrigues, Maurice, Christchrurch et îles Sandwich et l'Egypte. Les Allemands Tschifu, les îles Macdonald, l'île Auckland, Maurice et Ispahan. Les Américains Wadiwostock, Nagasaki, Tient-sin, Kerguelen et Crozet, les îles Chatam, Bluff Harbour et Hobarttown ; et notre petite patrie a tenu à ne pas rester en arrière, elle a voulu coopérer, dans la mesure de ses forces, à l'ouvre commune. (Applaudissements.) Elle a envoyé dans votre île hospitalière une commission unique, mais pourvue de tous les instruments et appareils photographiques et astronomiques, qui peuvent permettre d'appliquer toutes les méthodes des divers astronomes et d'arriver au résultat recherché.

     On pourra se demander si les frais, si considérables de toutes ces expéditions, valent bien le résultat que l'on veut obtenir.

     Il faut considérer d'abord que ce n'est pas la valeur de la parallaxe seule qui en fait l'importance, mais que l'expérience que les observations fourniront aux divers astronomes dans l'observation du passage de Vénus devra en tout cas être de la plus grande utilité pour la science.

     Ce n'est que lorsqu'on aura réuni toutes les observations diverses qu'on pourra avoir un résultat définitif.

     J'ai fini, messieurs ; j'ai tâché de satisfaire à l'appel que m'a fait votre président. Le sujet que j'ai traité devant vous est si riche qu'on ne saurait l'épuiser en une séance. Pourtant, je m'estimerais heureux si, en parcourant devant vous les données astronomiques qui ouvrent un si vaste champ aux méditations, je pouvais, en vous quittant, emporter l'assurance que j'ai pu vous intéresser pendant ces quelques heures, où vous avez abandonné vos foyers pour me faire l'honneur de venir m'entendre. (Applaudissements vifs et prolongés)

 

*Nous devons à l'obligeance de M. FRÉDÉRIC LEGRAS la reproduction sténographique de la conférence de M. OUDEMANS.

**1 lieue = 4,445km

***Jakarta ou Djakarta (anc. Batavia) capitale de l'Indonésie, dans l'ouest de Java