CONCLUSIONS

En résumé, les données nouvelles fournies par les observations failes avec le prisme peuvent s'énoncer comme il suit :

'1. Toutes les étoiles, les plus brillantes du moins, ont une constitution analogue à celle du Soleil.

2. Les étoiles contiennent des matières élémentaires qui leur sont communes avec le Soleil et la Terre.

3. Les couleurs des étoiles ont leur origine dans la constitution chimique des atmosphères qui les entourent.

i. Les changements d'éclat de quelques étoiles variables sont accompagnés de changement dans les raies d'absorption de leur spectre.

5. Les phénomènes présentés par l'étoile de la Couronne semblent indiquer que de grands changements, au moins dans sa constitution physique, ont lieu actuellement pour cet astre

6. Il existe dans le ciel de véritables nébuleuses : ces astres sont constitués par un gaz lumineux.

7. La matière des comètes est très- semblable à celle des nébuleuses gazeuses, et peut être identique avec elle.

8. Les points brillants des cloîtres d'étoile ne sont pas dans

tous les cas des étoiles de même ordre que les étoiles brillantes isolées.

On peut se demander quelle théorie cosmique de l'origine et des rapports de ces corps célestes semblent ressortir de ces nouveaux faits. Il serait facile de se livrer sur ce point à des spéculations hasardées; mais il me semble qu'il serait très-peu philosophique de raisonner à perte de vue sur un sujet dont nous savons encore si peu de chose. Notre opinion sur l'ensemble et les détails de l'univers va subissant chaque jour des changements notables : ayons la patience d'attendre de nouveaux faits avec un esprit libre de toute théorie dogmatique, et prêt, par conséquent, à recevoir l'enseignement palpable des faits, quels qu'ils puissent nous être fournis par les observations nouvelles.

Une étoile diffère des autres étoiles en gloire et en clarté; chaque nébuleuse, chaque cloître a sa composition particulière; le Créateur les a tous faits sans aucun doute avec sagesse, pour atteindre un but élevé et digne de sa suprême grandeur !

NOTE A, page 12.

Il y a cinquante ans Fraiinhofer découvrit dans les spectres de la Lune, de Vénus, de Mars et de quelques étoiles plusieurs des raies du spectre solaire. Plus récemment, MM. Donati, Janssen, Secchi, Rutherfurd et l'astronome royal M. Airy, ont observé des raies dans les spectres des étoiles.

NOTE A bis, page i3.

Les vapeurs et les gaz peuvent posséder la faculté à' absorption générale de la lumière, en outre de l'absorption élective qui se manifeste par la production de raies sombres dans le spectre de la lumière qui les a traversées. Il est probable que c'est à la faculté d'absorption générale de l'atmosphère gazeuse autour du Soleil, que doit être attribuée la diminution d'éclat des bords de son disque.

Il semble suivre de la loi des échanges, dont nous devons en grande partie la connaissance aux recherches de M. Bal four Stewart, que si une masse de gaz, opaque ou h pou piès à la lumière, devient lumineuse, elle émettra des rayons de toute réfrangibilitc, qui s'ajouteront au groupe de rayons colorés individuels propres de la constitution chimique du gaz.

NOTE B, page 17.

Description des lentilles et des prismes de l'appareil employé dans les obsen-alions.

La lentille cylindrique est plan-convexe d'environ i pouce de diamètre et i4 pouces de longueur focale.

La direction axiale de la surface cylindrique est à angle droit avpc la direction de la fente. La distance de la lentille à la fente, au sein du faisceau convergent de l'objectif, est juste ce qui est nécessaire pour donner au spectre la largeur qu'il doit avoir.

5o NOTES.

La lentille faisant fonction do collimateur est achromatique; son diamètre est de o"", 5, et sa longueur focale de 4'', 7- Les proportions sont telles, cjue la lentille reçoit la totalité de la lumière qui diverge de l'image linéaire de l'étoile, lorsqu'elle est amenée exactement entre les deux bords de la fente.

Les prismes sont de flint lourd; l'angle de réfraction de chacun d'eux est de 6o degrés. Comme les observations se font presque dans la partie centrale et lumineuse du spectre, les prismes sont ajustés à l'angle du minimum de déviation pour la raie D.

L'objectif de la petite lunette astronomique a o'',8 d'ouverture et G"", 7.5 de longueur focale. L'oculaire ordinairement employé a un grossissement de 5,7 diamètres.

La vis micrométrique a 5o filets sur chaque longueur de i pouce, et chaque révolution est évaluée au centième par des divisions gravées sur la tète. Cette disposition constitue une échelle de 1800 parties dans l'intervalle entre les raies A et H du spectre solaire.

Pour l'observation des nébuleuses et des étoiles trés-fmes on a fait usage d'un appareil semblable, mais d'un pouvoir dispersif moindre. Un prisme dont l'angle de réfraction est de 60 degrés convient trèsbien pour ces objets très-difTiciles.

Les objets qui dans la lunette ont des dimensions sensibles, comme la Lune, les planètes et les nébuleuses, ont été examinés sans la lentille cylindrique.

On s'est servi occasionnellement d'un appareil semblable dans son arrangement général, mais dans lequel le prisme est composé de manière à donner le spectre dans la vision directe. Cet appareil s'est montré moins convenable, car lorsque la lunette est pointée sur des objets dont l'altitude est considérable, c'est un grand soulagement pour l'observateur que de ne pas être condamné à regarder en haut, comme cela est nécessaire avec le prisme à vision directe.

Il va de soi que si l'on n'a pas à faire les comparaisons des raies du spectre stellaire avec celles des éléments chimiques, on peut employer un appareil de forme plus simple. En outre, si l'on n'a pas à examiner les corps célestes qui ont dans le télescope des dimensions sensibles, comme la Lune, les planètes, les nébuleuses et les comètes, on pourra n'employer que le prisme nécessaire à la formation du

NOTES. 5l

spectre de l'étoile, sans fente, et sans lentille faisant fonction de collimateur.

Pour voir le spectre d'une étoile, il n'y a rien de plus à faire que de placer le prisme derrière l'oculaire ordinaire d'Huygliens , et de donner quelque largeur au spectre en laissant l'image un peu en dehors du foyer. Dans ce cas, un petit prisme composé à vision directe est très-convenable. Le prisme peut être placé au sein du faisceau convergent de l'objectif, immédiatement avant qu'il arrive dans le champ de la lentille de l'oculaire. Le meilleur moyen de donner de la largeur au spectre est celui que nous devons à Fraunhofer, le recours à une lentille cylindrique. On peut la placer entre le prisme et l'oculaire ou bien entre l'oculaire et l'œil. J'ai fait dans diverses occasions l'essai et l'emploi de ces divers arrangements, et de quelques autres dispositions d'attache du prisme à la lunette. Le plus complet et le plus efficace des spectroscopes stellaires est celui qui est représenté par les figures des pages i o et 1 1 .

NOTE C, page 18.

On a examiné les spectres de quelques régions particulières et trèslimitées de la surface de la Lune. L'ouverture de la fente de l'appareil correspondante à un spectre que l'on puisse observer isolément est d'environ -^ de pouce. L'image de la Lune fournie par l'objectif de la lunette a un diamètre de i"", i. Pratiquement, on trouve que la lumière réfléchie par une aire de la Lune, égale h j de celle de Tycho, peut être analysée dans l'instrument. La quantité de lumière émise par les différentes parties de la Lune s'est montrée très-différente; mais il a été impossible de saisir aucun changement dans les raies du spectre, relativement à leur intensité et à leur nombre; il n'y a eu ni addition ni disparition de raies.

NOTE D, page 18.

Lorsqu'on fait l'observation du spectre d'une étoile, un peu avant ou au moment de son occultation par le bord sombre de la Lune, on pourrait espérer de saisir quelques phénomènes caractéristiqiu's du

Sa NOTES.

passage do la luinière de l'étoile à travers une atmosphère. S'il existe une atmosphère lunaire qui puisse, soit par les substances dont elle est formée, soit par les vapeurs qu'elle tient en dissolution, exercer une absorption élective sur la lumière de l'étoile, cette absorption devrait être indiquée par l'apparition dans le spectre de nouvelles raies sombres, immédiatement avant son occultation par la Lune.

Si de la matière finement divisée, aqueuse ou autre, est présente autour de la Lune, les raies rouges de la lumière solaire devraient être un peu moins affaiblies que les raies de réfrangibilité plus élevée.

S'il y a autour de la Lune une atmosphère libre de toute vapeur et sans pouvoir absorbant, mais suffisamment dense, le spectre ne sera pas éteint au même instant sur toute sa longueur. Les rayons violet et bleu subsisteraient après la disparition des rayons rouges.

J'ai observé avec le plus grand soin la disparition du spectre de l'étoile £ des Poissons, lors de son occultation le 4 janvier i865, dans le but de surveiller ces divers phénomènes, mais je n'ai découvert aucun signe d'atmosphère lunaire.

NOTE E, page 19.

Une occasion favorable d'observer l'effet, sur le spectre solaire, de la transmission de sa lumière à travers une grande épaisseur de l'atmosphère de la Terre, s'est présentée d'elle-même lors d'une éclipse de Lune. La faible hauteur de la Lune au moment de l'éclipsé du l'^'^juin 186.J ne me permit pas d'observer la lumière cendrée couleur de cuivre réfléchie par sa surface. Mais la lumière réfléchie par la Lune pendant l'éclipsé partielle du 4 octobre i86.5 me donna un spectre dans lequel l'extrémité bleue était singulièrement raccourcie, et les raies atmosphériques dans les environs de la raie D très-fortes.

NOTE F, page 19.

En 18G4, M. Janssen, dans une ascension au Faulhorn, observa la diminution graduelle d'intensité des raies atmosphériques du spectre solaire. Il découvrit, la même année, dans le spectre de la lumière d'un feu de joie de bois de sapin, vu d'une distance de 21 kilomètres,

(les raies sombres oeoupant en apparence la même position que les raies atmosphériques.

En août i8j6, M. Janssen observa le spectre de seize jets réunis de gaz d'éclairage après leur passage à travers un tube de fonte de 37 mètres de longueur. Lorsque ce tube fut rempli de vapeur d'eau, à la pression de sept atmosphères, il vit apparaître dans le spectre, entre le rouge extrême et la raie D, des groupes de raies sombres, qu'il considère comme dues à l'absorption par la vapeur aqueuse, et qui correspondent aux raies du spectre solaire qu'on voit devenir plus intenses lorsque le Soleil descend de plus en plus vers l'horizon.

NOTE G, page -23.

Eléments comparés ai-cc Aldébaran,

COÏNCIDENTS. NON COÏNCIDENTS.

Hydrogène avec les raies C et F. Azote, trois raies comparées. Sodium avec la double raie D. Cobalt, deux raies comparées. Magnésium avec la triple raie B. Étain, cinq raies comparées.

Calcium avec quatre raies.

Fer avec quatre raies et E.

Bismuth avec quatre raies. Tellure avec quatre raies.

Antimoine avec trois raies.

Mercure avec quatre raies.

Plomb, deux raies comparées.

Cadmium, trois raies comparées.

Baryum, deux raies comparées.

Lithium, une raie comparée.

Eléments comparés avec Béteigeuze.

COÏNCIDENTS. NON COÏNCIDENTS.

Sodium avec la double raie D. Hydrogène, deux raies comparées. Magnésium avec la triple raie B. Azote, trois raies comparées.

Calcium avec quatre raies.

Fer avec trois raies et E.

Bismuth avec quatre raies.

Thallium?

Étain, cinq raies comparées.

Or?

Cadmium, trois raies comparées.

Argent, deux raies comparées.

Mercure, deux raies comparées.

Baryum, deux raies comparées.

Lithium, une raie comparée.

54 XOTES.

>OTE H, page 3t.

Si nous faisons entrer en ligne de compte le Catalogue chinois de Ma-Tuan-Lin, il en résultera que vingt environ de ces étoiles temporaires ont été observées dans les deux mille dernières années.

La célèbre étoile de 1572, observée par Tycho-Brahé, au moment où elle apparut, surpassait en éclat Sirius, Véga et Jupiter; on ne pouvait lui comparer que Vénus, à sa plus petite distance de la Terre. Elle continua à décroître durant sept mois, jusqu'au moment où elle cessa d'être visible à l'œil nu. Argelander a calculé la position de cette étoile dans le ciel.

Époque i865 : asc. dr., 4^" '9™^/')"; décl. nord, 63°23'55".

L'étoile de Kepler à sa première apparition, en iGo^, surpassait les étoiles de première grandeur, et aassi Mars, Jupiter et Saturne, mais elle était inférieure à Vénus. Elle diminua d'éclat jusqu'à ce que, quinze mois après, on ne pût plus la décou'^Tir à l'œil nu. Suivant Schônfeld, cette étoile occupait dans le ciel la position suivante :

Époque i855 : asc, dr., 17^ 21™ 5/^, avec une variation annuelle de -t-3^,58G. Décl. sud, 21° 21 ',2, variation annuelle — o',o55.

L'étoile qui a brillé dans la Couronne est l'étoile n** 2765 de la zone d'Argelander -f- 26°; et à l'époque du recensement d'Argelander elle était au-dessous de la neuvième grandeur. Il est très-probable que sir John Herschel a été témoin d'une première émission de lumière de cette étoile.

NOTE I , page 35.

Dans le but de ra'assurer si l'absence des autres lignes brillantes de l'azote pouvait s'accorder avec la présence de l'hydrogène, j'ai disposé un appareil dans lequel, en même temps qu'on observait le spectre de l'étincelle d'induction dans un courant d'azote, on pouvait introduire un courant d'hydrogène et régler à volonté la proportion mutuelle des deux gaz. Avec cet appareil, on observa avec le plus grand soin la diminution d'éclat des raies de l'azote, à mesure que la proportion de ce gaz à l'hydrogène allait en diminuant, et leur réaugmentation d'éclat lorsque le courant d'azote devenait plus fort; mais on ne put saisir aucune variation sensible dans l'éclat relatif des raies de l'azote.

NOTE K, page 36.

Nébuleuses dont le spectre est formé d'une, deux ou trois raies brillantes. Quelques-unes ont, en outre, un spectre continu trèsdélié. Les nombres du tableau se rapportent au Catalogue général de sir John Herschel.

5i H. IV.