II I

NOTES

NOTE L, page !\ \ .

Puisque le spectre de la lumière de la chevelure diffère de celle du spectre formé par la lumière émanée du noyau, il est évident que le noyau n’est pas la source de la lumière qui nous rend la chevelure visible. 11 ne semble pas probable que la matière, à l’état de ténuité et de diffusion extrêmes dans lequel se présente à nous la substance des comètes dans la chevelure et dans la queue, puisse retenir le degré de chaleur nécessaire à l'incandescence des matières solides et

liquides. La chevelure et la queue, par conséquent, doivent réfléchir de la lumière venue du dehors; or la seule source de lumière ■■étrangère qui puisse l’éclairer est le Soleil. Cette conclusion est d’accord avec, les résultats des observations de polarisation de la lumîèVétSès queues de quelques eoniètes.

Nous apprenons par l’observation que les chevelures et les qneues des comètes sont formées de matière issue du noyau. L’ordre ordinaire des phénomènes qui accompagnent la formation d’une queue semble être celui-ci. De la matière est projetée d’intervalle en intervalle par le noyau dans la direction du Soleil. Cette matière ne se dispose pas tout aussitôt en queue, elle forme ordinairement en avant du noyau un nuage, lumineux intense, au sein duquel, pendant un certain temps, la matière du noyau continue à pénétrer sous forme de courant. On voit naître de cette manière une succession d’enveloppes, dont la matière plus tard se dissipe dans une direction opposée au Soleil et finit par former la queue. On voit habituellement entre ces enveloppes des espaces de couleur plus sombre.

Si la matière du noyau est ainsi capable de former par condensation une masse comparable à un nuage (quoique nécessairement d’une ténuité et d’une diffusion extrêmes), il doit exister un état intermédiaire dans lequel la matière cesse d’ètre lumineuse par ellemême, tout en retenant l’état gazeux, et continuant de réfléchir un peu de lumière. Une semblable condition de matière cométaire non lumineuse et transparente est peut-être représentée par quelquesuns au moins des espaces sombres qui, dans certaines comètes, séparent du noyau, et les unes des autres, les enveloppes de forme nuageuse.

NOTES

NOTE M, page 44-

Les observations photométriques ont été laites de la manière suivante. Une bougie placée derrière un écran de verre à faces parallèles de teinte neutre, et qui réduit l’intensité de sa lumière dans le rapport de 1 à 377, était placée sur le toit d’une maison à 44° mètres de distance de l’observatoire. Par le moyen de diaphragmes placés en avant de l’objectif de la lunette et d’épaisseurs graduées de verres de teinte neutre dressés devant l’œil, on comparait la lumière des nébuleuses avec celle de la bougie. Les observations ont été faites plusieurs nuits de suite; les nombres de la table ne peuvent évidemment être acceptés que comme approchés.

NOTE N, page 45.

En 1744) Chézeaux fut conduit, par des spéculations théoriques, à admettre que la lumière s’éteignait peu à peu dans son passage à travers l’espace. Par un raisonnement semblable, Olbers, en i8a3, admit que la lumière d’une étoile perd ~ de son intensité en traversant un espace égal à la distance qui sépare Sirius du Soleil.

Struve l’ancien, comme conclusion de la discussion de l’inventaire de la voie lactée fait par sir W. Herschel, admit qu’une étoile de sixième grandeur perd une étoile de neuvième grandeur —, et la plus petite des étoiles visibles dans le télescope de sir W. Herschel de son intensité primitive ( Etudes d’ Astronomie stellaire).

La base fondamentale du raisonnement qui conduisit Struve à ces données était que la distance des étoiles à notre système est en raison inverse de leur éclat. Depuis cependant qu'on a découvert que les étoiles auxquelles l’observation assigne la plus grande parallaxe, la 81 e du Cygne et a du Centaure, sont moins brillantes que d’autres étoiles qui n'ont pas de parallaxe , ou qui ont une parallaxe beaucoup plus petite (sans tenir compte de ce qu’on peut regarder comme un cas exceptionnel , la grande inégalité de grandeur de quelques groupes binaires), cette hypothèse, que l’éclat apparent

NOTES

des étoiles dépend uniquement de leur distance, a été trouvée fausse dans les cas où elle a été comparée à l’observation.

Nous n'avons actuellement aucune connaissance de la perte que la lumière des nébuleuses peut subir dans son passage à travers l’espace et à travers l’atmosphère.

Nous avons cependant des raisons de supposer que la lumière des nébuleuses gazeuses subit avant d’arriver à l’œil une perte plus petite que la lumière de l’étoile de même degré d’éclat et située à la même distance. Une nébuleuse de cet ordre émet une lumière d’un, deux ou trois degrés de réfrangibilité, situés vers le milieu du spectre visible. La lumière stellaire comprend toutes les couleurs du spectre.

Les observations du spectre solaire, lorsque le Soleil est près de l’horizon, niontrentque l’absorption plus grande que la lumière subit par l’étendue plus grande de l’atmosphère à travers laquelle elle passe, a lieu, pour la plus grande partie, sous forme de groupes de raies dans la portion du spectre depuis le rouge extrême jusqu'un peu au delà de la raie D de Fraunhofer; et il est certain que la lumière vert-bleuâtre des nébuleuses gazeuses ne sera pas modifiée par cette forme d’absorption atmosphérique.

Outre l’absorption élective, due probablement, au moins en partie, à la vapeur aqueuse, l’atmosphère semble exercer sur la lumière une absorption de caractère plus général. Notre observation de la lumière réiléchie par la Lune, lors de l’éclipse du 4 octobre i8G5, page 16, réunie à d’autres phénomènes, prouve que la lumière de la portion moyenne du spectre, comme celle des nébuleuses gazeuses,

est moins puissamment absorbée que les couleurs bleue et violellé du

spectre.

Nous devons pur conséquent admettre, relativement à celte portion de la perte totale possible subie par la lumière des corps célestes et qui a pour cause notre atmosphère, que la lumière, monochromatique ou à peu près, des nébuleuses gazeuses est moins diminuée ou affaiblie que la lumière d’une étoile.

NOTE O, page

Parmi les nébuleuses planétaires qui donnent un spectre gazeux, il et) est plusieurs qui dans les lunettes de puissance moyenne presen-

NOTES. 5g

tent des disques assez bien définis pour qu’on puisse en prendre des mesures micrométriques ; et il y aura grand intérêt à comparer les mesures prises actuellement avec celles que l’on prendra dans l’avenir avec des lunettes de même puissance.

Il y a quelques mois, j’invitai le R. W. R. Dawes à prendre les mesures des diamètres de quelques-uns de ces objets. Sa mauvaise santé, malheureusement, ne lui a permis de mesurer qu’une seule nébuleuse, n° 4234, 3 S ; il m’écrit à ce sujet : « Cette nébuleuse est aussi brillante, quoique très-imparfaitement définie, que plusieurs noyaux de comètes. La Lune était près de l’horizon; et cependant je trouvai que je saisissais mieux ses véritables limites avec de forts qu’avec de faibles grossissements. Elle semblait quelquefois s’évanouir vers les bords, et être comme entourée d’une sorte de halo rond, qui toutefois n’est pas distinctement séparé. du centre plus lumineux. J’ai obtenu quatre mesures du diamètre parallèle à l’équateur; le diamètre équatorial est le plus grand, quoique la forme de la nébuleuse soit plutôt elliptique. »

Moyenne de trois forts grossissements : diamètre = i5", g.

Mesures de cette nébuleuse prises par d’autres observateurs :

1833 Diamètre... = 8 " (sir John Herschel ).

1856 mars. . Diamètre... =9 (d’Arrest).

1856 juin.. Diamètre... =8 (d’Arrest).

1864 août.. Diamètre... = 9,6 (Schultz).

En novembre et décembre 1865, j'ai mesure avec le plus grand soin la nébuleuse gazeuse 73 H. IV (-voyez p. 37 ). J’ai employé un micromètre à 111 éclairé sur un fond obscur. La moyenne des résultats a donné pour son diamètre en asc. dr. 3o", 8.

Mesures antérieures de cette même nébuleuse :

1833. . . Diamètre en asc. dr. . . 45", 5 (sir J. Herschel).

1864.. . Diamètre en asc. dr o', 4 (Schultz).