Joseph Bertrand - L'Académie des sciences et les académiciens de 1666 à 1793

Mais dans l’histoire rédigée par lui des travaux astronomiques de l’Académie, Cassini tient un tout autre langage et se prononce hardiment dans un sens opposé. On a comparé, dit-il, le temps de deux émersions prochaines du premier satellite dans une des quadratures avec le temps de deux immersions prochaines dans la quadrature opposée de cette planète, et bien que la lumière d’un satellite à la fin de sa révolution dans la première quadrature fasse moins de chemin pour venir à la terre dont Jupiter s’approche qu’à la fin de sa révolution dans la seconde, quand Jupiter s’éloigne de la terre et que cette différence monte tout au moins à trois cent mille lieues de chemin dans un temps de plus que dans l’autre, on n’a pas trouvé de différence sensible entre les deux espaces de temps. «Ce n’est pas, ajoute Cassini, que l’Académie ne se soit aperçue, dans la suite de ses observations, que le temps d’un nombre considérable d’immersions d’un même satellite est sensiblement plus court que celui d’un pareil nombre d’émersions, ce qui peut en effet s’expliquer par le mouvement successif de la lumière, mais elle ne lui a pas paru suffisante pour convaincre que le mouvement est en effet successif.» La découverte de Roemer, aujourd’hui solide et inattaquable, a été confirmée par tous les progrès de la science; les objections pouvaient cependant et devaient être faites, et Cassini, en suspendant son jugement, ne fait paraître aucun esprit de dénigrement ou de jalousie.

La question vingt ans plus tard semblait encore douteuse, et Fontenelle en analysant un travail de Maraldi concluait avec lui ou bien peu s’en faut en faveur de la propagation instantanée. «Il paraît, dit-il, qu’il faut renoncer, quoique peut-être avec regret, à l’ingénieuse et séduisante hypothèse de la propagation successive de la lumière, ou du moins à l’unique preuve certaine que l’on crût en avoir; car une preuve manquée ne rend pas une chose impossible.»

Une autre expédition plus célèbre encore que celle de Picard fut celle de Richer envoyé à Cayenne pour y faire, sous un ciel et dans un climat nouveaux, d’importantes observations astronomiques. Plusieurs questions lui étaient particulièrement signalées, parmi lesquelles l’observation de la planète Mars excitait au plus haut point l’impatiente curiosité des savants. L’Académie, dit Fontenelle, attendait le retour de ses missionnaires comme l’arrêt d’un juge appelé à prononcer sur les difficultés qui divisent les astronomes. Il s’agissait en effet de déterminer la distance de Mars à la terre pour en conclure le rayon encore inconnu de l’orbite terrestre.

Les astronomes ne connaissaient que des rapports. Ils savaient très-exactement que la distance de Mars au soleil est une fois et demie celle de la terre au soleil, mais on n’avait sur la grandeur absolue de l’une d’elles que d’insignifiantes conjectures. Anaxagore, en supposant le soleil aussi grand que le Péloponèse, évaluait sa distance à la terre à mille ou douze cents lieues tout au plus. Aristarque, par des mesures ingénieuses mais fort grossières, l’avait portée à douze cents rayons terrestres; Descartes n’en supposait que sept à huit cents; Kepler au contraire avait triplé le nombre d’Aristarque. Les observations de Richer devaient sextupler celui de Kepler.

Mars alors approchait autant que possible de la terre, et l’on espérait pouvoir mesurer l’angle formé par deux rayons visuels dirigés vers lui au même instant, l’un de Paris, l’autre de Cayenne. Rien de plus facile en théorie que la détermination d’un tel angle. Les difficultés sont toutes d’exécution, mais elles sont considérables.

Devant la distance des étoiles, le diamètre de la terre disparaît en quelque sorte et s’évanouit; les rayons dirigés vers l’une d’elles par deux observateurs éloignés sont rigoureusement parallèles, et l’on peut par suite rapporter à une même direction et comparer par là l’un à l’autre deux rayons dirigés vers Mars de deux points éloignés du globe. Malheureusement la terre tourne et se déplace. Mars lui-même n’est pas immobile, et une seconde de retard dans une observation peut dévier de plus de quinze secondes le rayon dirigé vers lui; si l’on songe qu’un angle de vingt-cinq secondes fait tout le dénoûment du problème, on perd l’espoir d’obtenir, à deux mille lieues de distance, deux observations réellement simultanées. Il faut s’affranchir de cette condition, et la marche régulière de la planète, soumise à des lois bien connues, permet de calculer d’après la position observée celles qui la précèdent ou qui la suivent; on doit enfin dans une recherche aussi délicate prévoir toutes les causes d’erreur et en corriger les effets.

L’événement trompa d’abord toutes les espérances. Les erreurs d’observation, en compensant fortuitement les différences de direction, assignèrent une valeur nulle à l’angle qu’on voulait mesurer; mais Cassini, en recherchant jusqu’à la source la cause possible d’un résultat aussi inacceptable, fut conduit à soupçonner un quart de minute d’erreur, en assignant à l’angle une valeur de vingt-cinq secondes que donnaient ses propres observations et qui est exacte. Cassini en effet avait résolu le problème sans employer les observations de Cayenne. Le principe de sa méthode est ingénieux; puisque la comparaison des observations n’exige pas qu’elles soient simultanées, on peut choisir pour les comparer deux observations faites à six heures de distance dans un seul et même observatoire. La terre, dans son mouvement bien connu, emporte l’observateur plus loin de sa position primitive que Paris ne l’est de Cayenne, et la différence de temps peut remplacer la distance des lieux.

C’est l’observation du pendule qui devait immortaliser surtout le nom de Richer et le souvenir de son expédition. Le pendule qui bat les secondes est plus court à l’équateur qu’à Paris, et ce fait bien observé nous montre par une conséquence très assurée que la pesanteur y est moindre. Huyghens, en évaluant la force centrifuge produite par la rotation de la terre, fit connaître une cause considérable mais non pas unique de cette diminution qui se rattache avec certitude à la forme aplatie de la terre. Mais la suite de ces déductions est accessible aux seuls géomètres, et les autres savants n’y virent pendant bien des années qu’une ingénieuse conjecture qu’ils discutaient sans s’entendre. Il restait donc beaucoup à faire pour fixer les esprits et rendre la démonstration convaincante. Cinquante ans plus tard les deux partis jugeaient nécessaire une nouvelle expédition académique qui, pour les mettre d’accord, dut chercher des preuves évidentes et irréfragables dans des mesures directes et précises.

Le roi Jacques II, dans une visite à l’Observatoire de Paris le 27 avril 1690, avait rapporté l’opinion de Newton sur l’aplatissement de la terre. Les académiciens dans leur réponse invoquent assez singulièrement les observations de Richer pour repousser une théorie dont elle fournit la preuve la plus assurée. «On répondit, dit le procès-verbal, que cette idée était venue à quelques-uns à l’occasion de quelques observations de Jupiter qui a paru quelquefois n’être pas parfaitement sphérique, mais que la partie de l’ombre de la terre qui tombe sur la lune paraissait assez circulaire pour persuader que la figure de la terre ne s’éloigne pas sensiblement de la sphérique, que cette conjecture avait été assez fortifiée par les observations de la longueur des pendules faites par les personnes envoyées par l’Académie des sciences à Cayenne, au cap Vert et aux Antilles, où le pendule à secondes s’est trouvé constamment sensiblement plus court que dans notre climat, mais que cette différence pouvait être attribuée aux températures de l’air, puisque dans un même lieu nous trouvons une petite différence entre l’été et l’hiver.» Cette explication est inacceptable, et une température de 200 degrés au moins serait nécessaire pour produire les effets observés.