LACTÉE

§ 1. — Existe-t-il de véritables nébuleuses?

Vues de W. Herschel.

Existe-t-il de véritables nébuleuses?

Ou, au contraire, tous ces nuages lumineux, ces lueurs de forme et de dimensions infiniment variées, que le télescope découvre dans les profondeurs du ciel et que les astronomes ont catalogués par milliers, ne sont-ils que des amas d'étoiles distinctes? Est-ce par le fait de l'immensité de leurs distances, ou de la petitesse des étoiles composantes, ou encore par l'effet de ces causes réunies, que les instruments les plus puissants ne parviennent point à les résoudre?

Depuis 280 ans que Simon Marius (ou Mayer) découvrit, près de Tétoîle v d'Andromède, la nébuleuse de forme ovale que l'œil nu distingue sans peine dans les nuits bien sereines, la question est agitée par les astronomes, car la double solution formulée cidessus trouve également des partisans convaincus. Je dirai bientôt ce qui semble devoir faire pencher la balance du côté de la première et porte à croire qu'en effet, outre les corps célestes biens définis, comme les étoiles et les planètes, il y a dans l'espace, de vastes agglomérations d'une matière sui ge^ neris, diffuse, brillante d'une lumière propre, et le plus souvent fort irrégulièrement condensée.

Mais auparavant, rappelons quelques faits.

Sir J. Herschel, dans son Catalogue général des Nébuleuses, comptait 5076 objets distincts (ce nombre a été augmenté depuis par la découverte de plusieurs centaines de nébuleuses), et, dans ce nombre total, il y avait 565 amas stellaires, 469 nébuleuses résolubles en étoiles, 4042 étaient soit des nébuleuses proprement dites ou irréductibles^

soit des nébuleuses susceptibles d'être décomposées par des télescopes plus puissants.

On voit immédiatement, par cette classification, que, dans l'opinion de l'illustre astronome, un certain nombre de nébuleuses ne sont pas de nature stellaire. C'était Topinion, bien nettement prononcée de son père le grand William Herschel, la sienne et celle aussi de nombre d'astronomes qui observèrent après eux et qui, comme eux, trouvaient dans les lueurs de certaines nébuleuses, un aspect indéfinissable, caractéristique. C'est ce qu'ils exprimaient par exemple, en disant de la grande nébuleuse de l'Epée d'Orion, « qu'elle ne fait naître aucune sensation d'étoiles, qu'on n'y reconnaît point ces élancements stellaires, indices d'une décomposition probable ».

Toutefois, c'étaient là surtout des raisons de sentiment plutôt que des preuves réelles.

Les partisans de l'hypothèse opposée soutenaient que les nébuleuses soi-disant irrésolubies sont des amas que leur distance fait échapper au pouvoir de décomposition des télescopes. Et ils alléguaient en faveur de

leur opinion le fait que, h chaque accroissement de pouvoir optique, le télescope décompose des nébuleuses réputées irréductibles jusque-là. La nébuleuse d'Andromède était dans ce cas ; sa lueur laiteuse donnait ridée d'une matière nébuleuse non slellaire; or Bond y a découvert et compté jusqu'à 1500 étoiles. Les observations faites à Parsonstown, avec le gigantesque télescope de 1"',83 d'ouverture, construit par lord Rosse, ont permis de décomposer nombre de nébuleuses jusque-là indécomposables. Il était donc permis de supposer qu'il en serait de même de toutes les nébuleuses, si l'on pouvait leur appliquer des instruments d'une suffisante puissance.

D'un autre côté, les partisans de l'hypothèse nébuleuse s'appuyaient principalement sur les observations de W: Herschel, sur les nombreux cas de nébuleuses irrésolues, présentant des indices non douteux de concentration de la matière lumineuse qui, selon lui, les constituait. Il n'était pas possible sans doute de suivre sur un même objet les phases successives de cette condensation,

depuis le moment où la lueur présente, en un ou plusieurs points, une légère augmentation, jusqu'à celui où, par un accroissement graduel de densité, ces points ont acquis l'intensité d'éclat d'une étoile. De telles phases exigent sans doute, pour se dérouler, des intervalles de temps d'une excessive longueur, et une vie d'homme serait absolument insuffisante pour permettre de constater un changement d'intensité lumineuse. Heureusement, disaient-ils, dans le nombre considérable des nébuleuses offrant des indices de condensation stellaire, on en trouve qui offrent tous les degrés possibles du phénomène. Il en est de cela comme des arbres d'une forêt, que le botaniste ne peut en un seul jour voir passer par toutes les phases de la végétation, considérées sur le même individu, mais qui lui donneront l'idée exacte de ces phases s'il les étudie séparément, depuis le plus jeune jusqu'au plus âgé de la forêt. L'argument est ingénieux sans doute ; cependant il ne fournit qu'une probabilité, non une preuve décisive.

Une difficulté, qui n'étaR point sans em-

barrasser les hommes de science, élait de concevoir la nature physique de celle matière cosmique répandue en si grande profusion et sur des espaces d'une si prodigieuse élendue.

Était-ce un gaz, une vapeur incandescente?

ou une agglomération de corpuscules solides ou liquides lumineux par eux-mêmes ? Et dans Tune ou Tautre de ces hypothèses, comment se rendre compte des conditions qui produisent et entretiennent cette incandescence ? On a bien comparé la lumière des nébuleuses à celle de gaz phosphorescents ; on lui a supposé une origine électrique, comme à celle de nos aurores polaires ; mais ce sont là des hypothèses bien vagues et bien insuffisantes.

Si la matière nébuleuse est incandescente, est-ce par Teffet des chocs ou des frottements des particules qui la. composent ? Dans le cas d'une condensation déterminée par la chute progressive de ces particules, tombant, sous Tempire de la gravitation, vers une masse centrale prépondérante, la transformation du mouvement en chaleur est suffi-

sanle pour rendre compté de Tincandescence.

Mais si cette explication de Tincandescence est vraisemblable pour les nébuleuses où cette condensation est nettement accentuée, ce n'est point le cas pour ces espaces diffus dont la lueur uniforme n'indique Texislence d'aucune condensation pareille.

Comment résoudre de tels problèmes, par quelle méthode en aborder l'élude? Il y a seulement cinquante ans, on n'avait sur tout cela que des conjectures, conjectures qui n'étaient pas du reste sans valeur, quand elles étaient émises par des astronomes tels que les Herschel, dont la vie entière pour ainsi dire avait élé consacrée à la science du ciel, et qui avaient recueilli tant de données précieuses sur l'astronomie sidérale.

§ 2. — Analyse spectrale des nébuleuses :

l'existence d'une matière diffuse démontrée.

« Il était donné à notre époque d'inaugurer

une méthode nouvelle, Tanalyse spectrale

des lumières célestes. Appliqué aux étoiles,

après l'avoir élé à notre étoile centrale, au

iOO AUTRES MONDES.

Soleil, le speclrosdope avait permis de reconnaître ce fait fondamental, à savoir que les éléments 'Constitutifs des soleils innombrables dont l'espace est peuple, sont chimiquement les mêmes que ceux que nous voyons, métalloïdes ou métaux, former tous les corps à la surface de la Terre. Bien plus, les spectres stellaires ont permis de ranger les étoiles en différentes classes, selon Tétat physique de leurs photosphères et le degré plus ou moins élevé de leurs températures.

Or on est parvenu à appliquer la même méthode aux nébuleuses. Parmi les astronomes qui ont fait faire à la question un pas décisif, nous devons citer un savant anglais, M. Huggins, à qui l'on doit de nombreuses et importantes recherches d'astronomie.

Dès 1864, il réussissait à obtenir le spectre d'une nébuleuse appartenant à la constellation du Dragon. Ce spectre est formé uniquement de trois raies brillantes isolées, appartenant l'une au spectre de l'azote, la seconde à l'hydrogène, la troisième au baryum. D'où la conclusion que la nébuleuse observée n'est point formée par des étoiles distinctes,

qu'elle est 'constituée par une masse de naluregazeuse, lumineuse par incandescence.

Celle première observation suffirait à elle seule pour démontrer lît réalité de Texislence d'une matière nébuleuse, selon l'hypothèse de W. Herschel.

Mais elle fut suivie de- beaucoup d'autres, qui vinrent confirmer cette importante conquête de l'analyse spectrale. Sans entrer dans le détail de ces observations nouvelles, bornons-nous à dire que, sur 70 nébuleuses analysées, M. Huggins en a trouvé un tiers ayant une constitution analogue à la nébuleuse du Dragon, c'est-à-dire ayant des spectres se réduisant à une o»

plusieurs raies brillantes, indiquant une matière gazeuse à l'état d'incandescence. Les deux autres tiers étaient stellaires, leurs spectres continus indiquant pour ces nébuleuses une matière solide ou liquide incandescente, ce qui ne peut s'entendre que d'étoiles distinctes.

102 AUTRKS MONDES.

§ 3. — La grande nébuleuse de Thêta dOrion.

Dans le nombre des nébuleuses dont la lumière a été analysée, figure une des plus remarquables du ciel par ses dimensions et par sa forme. Je veux parler de la grande nébuleuse de TÉpée d'Orion qui mérile, à tous égards, une description détaillée.

Tout le monde connaît, pour Tavoir admirée dans les belles nuits d'hiver (elle passe au méridien vers minuit, à Tépoque du soltice) la brillante constellation d'Orion. A la partie inférieure du grand quadrilatère formé par Rigel, Betelgeuse et deux autres étoiles de 2* et de 3* grandeur, et au-dessous des trois Rois, se voit une belle étoile multiple, marquée 6 (Thêta) sur les catalogues.

Tout autour se développe une nébulosité dont la surface, suivant l'évaluation de sir J. Herschel, atteint celle du disque de la pleine lune.

Bien que visible à l'œil nu comme une lueur confuse, dans les nuits sereines, la nébuleuse de l'Épée d'Orion est restée inconnue desastronomes jusqu'en 1656, époque

OÙ elle fut vue pour la première fois par Huygens. , Voici les termes dont se servit rillustre astronome pour annoncer cette. découverte.

« Lorsque j'observais àTaide d'un télescope de 23 pieds de longueur focale, les bandes variables de Jupiter, la tache d'ombre qui avoisine l'équateur de Mars, et quelques 'autres détails peu visibles, particuliers à cette planète, je remarquai dans les étoiles fixes un phénomène qui, à ma connaissance, n'avait encore élé signalé par personne, et ne pouvait être reconnu exactement qu'à l'aide des grands télescopes dont je me sers. Les astronomes ont compté, dansTEpéed'Orion, trois étoiles très voisines l'une de l'autre. Lorsqu'en 1656, j'obseryai par hasard celle qui occupe le centre du groupe, au lieu d'une j'en découvris douze, résultat que d'ailleurs il n'est pas rare d'obtenir avec les télescopes. De ces étoiles il y en avait trois qui, comme les premières, se touchaient presque, et quatre autres semblaient briller à travers un nuage, de telle façon que l'espace qui les environnait paraissait beaucoup plus lumineux

que le reste du ciel, qui était entièrement noir. On eût cru volontiers qu'il y avait une ouverture dans le ciel qui donnait jour sur une région plus brillante. Depuis et jusqu'à ce jour, j'ai revu le même phénomène sans aucun changement ; de sorte que ce prodige, quel qu'il soit, semble fixé là pour toujours. Jamais je n'ai rien vu de semblable dans les autres étoiles fixes. »

Ce prodige^ selon l'expression d'Huygens, n'était cependant qu'une assez faible partie, la plus brillante il est vrai, de la grande nébuleuse. Elle a conservé le nom de celui qui l'a découverte et est désignée dans toutes les descriptions ultérieures sous la dénomination de Région (THuygens. Les télescopes perfectionnés ont augmenté l'étendue de la nébuleuse ainsi que le nombre des très petites étoiles qui se projettent sur elle. Mairan, Messier et W. Herschel au dernier siècle, Lamont, sir J. Herschel, Liapounow, Struve, G. P. et W. C. Bond, dans celui-ci, ont étudié, décrit et dessiné la grande nébuleuse d'Orion, reproduite depuis par la photographie et analysée au spectroscope par W. Hug-

gins. Aucune partie de ce magniflque objet n'a échappé aux investigations de ces habiles observateurs ; et nous pouvons compléter notre description, à l'aide de leurs dessins. Vue à Faide de la grande lunette achromatique de Cambridge, la nébuleuse d'Orion présente un aspect tout à fait fantastique. La région la plus brillante, celle d'Huygens est une sorte de polygone lumineux, dont deux côlés qui la limitent vers le sud sont presque rectilignes : à l'orient, une large ouverture sombre figure la gueule béante d'un monstre, et en dedans, presque au centre, une sorte de cavité circulaire, voilée par une lueur légère, est occupée par la fameuse étoile multiple Thêta : quatre étoiles brillantes rangées en forme de trapèze et accompagnées de trois étoiles beaucoup plus faibles constituent ce groupe singulier dont la connexion aveclanébuleuse est regardée comme certaine par tous les observateurs. L'étoile Thêta au centre de cette sorte decavilé, figure fort bien, pour continuer notre comparaison, l'œil du monstre. De la tête partent des branches de nébulosité dont les savants américains ont

signalé la forme spiraloïde. La branche orientale ressemble à une trompe qui prolonge le nez de l'animal. La nébulosité se perd de tous les côtés, sauf à l'orient et au nord, en couvrant une grande étendue de la région céleste environnante. L'espace vide du côté du nord renferme une nébulosité isolée, au centre de laquelle brille une étoile.

Telle est, dans ses traits principaux, cette nébuleuse, remarquable entre toutes par la singularité de sa structure.

Quant à son intime constitution, tous les observateurs dont on a lu les noms plus haut, s'accordent à la considérer comme très complexe.

La région d'Huygens est, comme on vient de le voir, la partie la plus lumineuse de la nébuleuse d'Orion ; mais elle est loin d'être homogène étant consti tuée par un assemblage de masses ayant une texture granulaire, pommelée, indiquant une composition slellaire.

Ce sont évidemment, comme l'a prouvé d'ailleurs l'examen de ces parties à l'aide des grands télescopes de Cambridge et de Parsonstown, de véritables amas d'étoiles, dont

LA NÉBULEUSE D'ORION. i07

les composantes sont trop resserrées pour être vues distinctement, mais se décèlent par les élancements de la lumière au sein de chaque agglomération. De très faibles et très nombreuses étoiles se projettent de toules parts sur le fond des nébulosités les plus faibles, et d'après Bond, il n'est pas douteux que la plupart de ces étoiles sont en connexion physique avec la nébuleuse. Il en est évidemment de même des nombreuses petites étoiles rouges que lord Rosse a vues se détacher sur la nébulosité d'un bleu verdâtre qui constitue la majeure partie de la nébuleuse d'Orion : il est possible du reste que ces d^eux teintes complémentaires se trouvent Tune et l'autre accentuées par le contraste.

Ainsi, il n'y a pas à douter que la grande nébuleuse soit, au moins partiellement, composée d'étoiles. On sait que telle est la structure de la Voie Lactée, et il n'y aurait dèsjors rien d'étonnant dans l'hypothèse qu'elle en est une dépendance. Son voisinage de la grande zone a fait croire qu'elle était le prolongement d'un de ses rameaux,

de celui, par exemple qui se détache de Persée dans la direction d'Aldebaran et des Hyades. Sir J. Herschel penchait vers cette opinion.

D'autre part, les résultats trouvés par Huggins à Taide de l'analyse spectroscopique, sont également favorables à la composition gazeuse de la nébuleuse d'Orion.

Sa lumière, en effet, fournit un spectre composé de raies brillantes, bien définies et à intervalles tout à fait obscurs. Chimiquement, c'est un composé gazeux, où l'azote, le fer, l'hydrogène entrent comme éléments. Voilà donc encore résolue celte question de l'existence d'une matière nébuleuse diffuse, brillant d'une lumière qui lui est propre, due à l'incandescence de la masse. Mais, dans le cas de la nébuleuse d'Orion, il y a celte particularité de la coexistence des agglomérations stellaires et des nébulosités proprement dites.

Un jour viendra, encore éloigné sans doute, où la comparaison attentive des clichés photographiques permettra de feconjiallre si, comme on l'a déjà cru voir par

les observations lélescopiques ordinaires-, des changements se produisent dans les diverses régions des nébuleuses de cet ordre ; peut-être pourra-t-on s'assurer ainsi que des étoiles nouvelles ont apparu en des points où la matière nébuleuse s'est progressivement condensée aux dépens des régions avoisinantes qui se seraient appauvries. Ainsi se trouverait justifiée cette vue hardie de Taslronome qui considérait la grande nébuleuse d'Orion comme « un laboratoire de mondes ».

Ce qui paraît prouvé, c'est qu'un tel objet, bien qu'il ne recouvre sur le cieï qu'un espace d'un peu plus de 2 degrés carrés (évaluation de G, P. Bond), est en réahlé une association comparable en étendue à notre Voie Lactée. Comme elle, elle renferme des amas slellaires, d'innombrables étoiles isolées; mais, de plus qu'elle, sa constitution nébuleuse en fait un groupe à part, parmi les milliers d'agglomérations que le télescope découvre dans les profondeurs du ciel. C'est de la nébuleuse d'Orion que Lambert, dans l'exposé

liO AUTRES MONDES.

de ses idées sur la conslilution de l'Univers, a dit qu'elle était sans doute une Voie Lactée voisine de la nôtre.

Parmi les nébuleuses connues et étudiées, celle qu'on voit dans le voisinage de V d'Andromède (la première de toutes les nébuleuses observées) peut-être aussi considérée comme formant un système analogue à noire Voie Lactée. Longtemps regardée comme indécomposable, nous avons vu plus haut que l'astronome américain G. P. Bond a fini par y reconnaître la présence de nombreuses étoiles. Bien que le noyau de cette grande nébuleuse, de forme elliptique, ait résisté à la décomposition, Bond ne paraissait pas douter, que, comme la Voie Lactée, elle soit tout entière de nature stellaire. El, en effet, la lumière de la nébuleuse d'Andromède, analvsée au spectroscope, a donné un spectre continu, tout comme celui du bel amas de la constellation d'Hercule.

vif

§ 1. — Les nébuleuses, par leurs condensations successives donnent naissance aux étoiles.

J'emprunte le titre de ce chapitre à une savante lecture faite en octobre 1887, dans la séance publique annuelle des cinq Académies, par l'éminent directeur de FObservaloire de Meudon, M. Janssen.

Pour que Ton puisse dire des étoiles qu'elles ont un âge, pour qu'il soit possible de les comparer à ce point de vue et de les ranger par ordre d'ancienneté, il faut qu'elles aient eu un commencement, il faut que les. unes soient nées avant les autres.

Et commç la naissance implique générale-

ili AUTRES MONDES.

ment un développement et une fin, on comprend que la thèse soutenue par le savant astronome et académicien, est celle de révolution, grande et universelle loi qui régit tous les phénomènes de l'univers sur la Terre comme au ciel.

L'idée n'est pas nouvelle, sans doute, comme on va s'en rendre compte ; mais les preuves qui en démontrent la vérité et que M. Janssen a invoquées à l'appui, sont une conquête toute récente de la science, et viennent s'ajouter aux hardies conjectures des Kant, des W. Herschel et des Laplace.

Quand, par de longues observations des nébulosités que le télescope découvre dans les profondeurs du ciel, W. Herschel fut convaincu de l'existence de nébuleuses irréductibles, constituées par une matière spéciale répandue sur de grands espaces, il se demanda pourquoi un grand nombre de nébuleuses proprement dites, offrent, ça et là, des parties plus lumineuses que les parties voisines.

Finalement et après un examen approfondi des hypothèses possibles, l'illustre

astronome en vint à conclure qu1l s'agissait là de points autour desquels la matière nébuleuse s'était peu à peu condensée. Il suivit ces noyaux, ainsi que nous Favons déjà rappelé, non pas dans leurs phases successives de condensation sur la même nébuleuse (tout fait croire que ces phases ont des durées d'une excessive longueur), mais sur une suite de nébuleuses distinctes, où le noyau d'abord très faible augmente d'intensité jusqu'à devenir une étoile. Et il acquit alors la conviction que c'est ainsi que se sont formées et se forment encore toutes les étoiles, aussi bien celles qui paraissent isolées que les étoiles réunies par groupe de deux, de trois, ou d'un nombre quelconque d'individus, constituant par leur ensemble les amas stellaires aujourd'hui existants.

Arago, dans sa belle notice sur les travaux astronomiques du grand observateur de Slough, résume dans les termes qu'on va lire les vues d'Herschel sur la transformation des nébuleuses en étoiles :

(i La lumière de ces grandes taches lai-

leuses est généralement très faible et uniforme ; çà et là seulement, on remarque quelques espaces un peu plus brillants que le reste,

« A quoi faut-il attribuer cette augmentation d'intensité? Dépend-elle d'une plus grande concentration ou d'une plus grande profondeur de la matière nébuleuse? Le choix entre les deux explications n'est pas indiflTérent.

« Les places où, dans les grandes nébulosités, se remarque une lumière comparativement vive, oîit d'ordinaire peu détendue. Si donc on veut attribuer le phénomène à une plus grande profondeur de la matière nébuleuse, il faudra concevoir qu'à chacun des points en question correspond une sorte de colonne de cette matière : colonne rectiligne, très resserrée, et exactement dirigée vers la Terre, Cette spécialité de direction pourrait sembler possible, dans tel ou tel point particulier. Il n'en saurait être ainsi ni pour l'ensemble des places rayonnantes circonscrites qu'offre tout le firmament, ni même pour les deux, les

i/age des étoiles. H5

trois ou les quatre de ces places qui se remarquent ' dans une seule nébuleuse. 11 faut donc admettre qu'il s'est produit une condensation, une augmentation de densité dans certains points des espaces nébuleux dont tout à riieure nous calculions la vaste étendue superficielle.

« Cette condensation est-elle Teffet d'une force attractive, analogue à celle qui maîtrise, qui régit tous les mouvements de notre système solaire? Tel est' le magnifique problème dont nous devons maintenant chercher la solution. »

Voici dans quel ordre doivent se développer les phénomènes dans Thypothèse de l'existence de divers centres d'attraction répandus sur toute l'étendue d'une seule et vaste nébuleuse :

« Çà et là, la disparition de la lueur phosphorescente; la naissance de solutions de continuité, de déchii^res dans le rideau lumineux primitif, résultat nécessaire du mouvement de la matière vers les centres attractifs ;

« L'agrandissement des déchirures, c'est-

«6 AUTHES MONDES.

à-dire la Iransformalion d'une nébuleuse unique en plusieurs nébuleuses distinctes, peu distantes les unes des autres et liées quelquefois par des filets de nébulosités tîrès déliés ;

« V arrondissement du contour extérieur des nébuleuses séparées; une augmentation plus ou moins rapide de leur intensité, de la circonférence au centre;

« La formation à ce centre d'un noyau très apparent, soit par les dimensions, soit par l'éclat ;

« Le passage de chaque noyau à Fétat stellaire avec la persistance d'une légère nébulosité environnante;

« Enfin, la précipitation de cette deritière nébulosité, et, pour résultat définitif, autant d'ÉToiLES qu'il y avait dans la nébulosité originaire de centres d'attractions éistincls. »

Laplace, dans la note magistrale de son Exposition du système du monde où il propose sa théorie de la formation des planètes du monde solaire et de leurs satellites, adopte les idées de l'astronome anglais, et

suppose comme lui que le Soleil était à l'origine une nébuleuse. On sait que le grand philosophe de Kœnigsberg, Kant, dans sa Théorie du ciel^ à émis des vues tout à fait semblables. Aujourd'hui que, sauf des modifications de détail, la cosmogonie de Laplace est considérée par tous les savants comme l'expression d'une haute vérité scientifique, on me permettra de rappeler ici les quelques lignes où l'illustre géomètre traite de l'origine de notre étoile centrale. Elles sont le témoignage d'une adhésion complète aux idées de W. Herschel :

« Dans l'état primitif où nous supposons le Soleil, il ressemblait aux nébuleuses que le télescope nous montre composées d^un noyau plus ou moins brillant, entouré d'une nébulosité qui, en se condensant à la surface du noyau, le transforme en étoile. Si l'on conçoit, par analogie, toutes les étoiles formées de cette jnanière, on peut imaginer leur état antérieur de nébulosité, précédé lui-même par d'autres états dans lesquels la matière nébuleuse était de plus en plus

diiïuse, le noyau étant de moins en moins lumineux. On arrive ainsi, en remontant aussi loin qu'il est possible, à une nébulosité tellement diffuse, que l'on pourrait à peine en soupçonner l'existence.

« Depuis longtemps, la disposition particulière de quelques étoiles, visibles à la vue simple, a frappé des observateurs philosophes. Mitchell a déjà remarqué combien il est peu probable que les étoiles des Pléiades, par exemple, aient été resserrées, dans l'espace élroit qui les renferme, par les seules chances du hasard; et il en a conclu que ce groupe d'étoiles et les groupes semblables que le ciel nous présente, sont les effets d'une cause primitive ou d'une loi générale de la nature. Ces groupes sont un résultat nécessaire de la condensation des nébuleuses à plusieurs noyaux; car il est visible que la matière nébuleuse étant sans cesse attirée par ces noyaux divers, ils doivent former à la longue un groupe d'étoiles pareil à celui des Pléiades. La condensation des nébuleuses à deux noyaux formera semblablement des étoiles très rapprochées,

L'AGE DES ÉTOILES. il»

tournant Tune autour de Tautre, telles que les étoiles doubles dont on a déjà reconnu les mouvements respectifs. »

Tel est le point de départ de Laplace. Il étend, comme on le voit, à toutes les parties de rUnivers sidéral, l'origine et le mode de formation du Soleil, qui lui sert ensuite à expliquer, conformément aux lois de la dynamique, l'origine et la formation de tous les astres de notre système planétaire.

Dès lors, les nébuleuses, celles du moins que le télescope ne parvient pas à décomposer en étoiles distinctes, ou mieux celles dont la lumière analysée au speclroscope indique l'état de gaz incandescents, ne sont pas, dans la structure de l'Univers, des masses étrangères au monde sidéral. Elles constituent, à des degrés divers, et à des phases successives, les embryons des futures agglomérations sidérales. Ce sont bien, comme on l'a dit, des laboratoires de mondes.

Ainsi s'est peu à peu fait jour, dans la science astronomique, l'idée d'évolution jusque-là réservée à notre planète et aux êtres qui la peuplent. Arrivera-t-on jamais à

ttO AUTRES MONDES.

vérifier, par des observations positives faites aoecessivement à de longs intervalles, la réalîlé des phases subies par les nébuleuses? C'est ce que nos arrière-neveux pourront dire peut-être, si, grâce aux méthodes nouvelles donnant les images fidèles d'objets aussi difficiles à représenter par le dessin, on parvient à saisir, sur des clichés photographiques obtenus dans des conditions identiques, des différences de forme ou i

d'éclat.

^ 2. — L*âge des étoiles; Tâge du Soleil.

On ne sait pas quelles peuvent être les durées, pour une même nébuleuse, des phases do ses transformalions. Il est possible que ces durées soient si longues qu'elles se comptent par milliers, par millions d'années, et dès lors l'espoir de pouvoir les constater on jour nous semblerait tout à fait chimérique. Toutefois, l'apparition des étoiles nouvelles ou temporaires, montre que certains phénomènes peuvent se manifester brusquement et nous rendre de la sorte

témoins de transformations subies par les étoiles. Il ne faut donc pas désespérer tout à fait de la possibilité d'acquérir quelques connaissances positives sur la genèse des mondes, pendant leurs phases nébuleuses.

Voyons, en attendant, ce qu'on est parvenu a savoir des étoiles elles-mêmes et de leur âge. Rappelons d'abord que, parmi ces millions d'étoiles qui rayonnent vers nous leur lumière, l'immense majorité est reléguée à de telles distances, l'intensité de leurs radiations est si affaiblie par le trajet qu'effectuent les ondulations qui en émanent, qu'il est à peu près impossible de recueillir des données sur leur constitution physique.

Seules, les étoiles des premiers ordres de grandeur ont pu fournir à la science des documents propres à nous éclairer sur l'état où elles se trouvent, et des termes de comparaison sur les phases de leur existence qu'elles ont déjà traversées, sur leur âge relatif, en un mot.

Une d'elles surtout, par sa proximité, par ses dimensions apparentes, par l'abondance des effluves lumineux et calorifiques qu'elle

envoie à la Terre, est éminemmenl propre à une élude directe. Tout le monde comprend que je veux parler de l'étoile qui gouverne tout notre système de planètes et de satellites, c'est-à-dire du Soleil.

Quel est Tâge du Soleil? Depuis quand a-t-il dépassé la période embryonnaire des condensations successives de la matière nébuleuse qui lui donna naissance, et s'est-il constitué à l'état d'étoile isolée? Les astronomes peuvenl-ils répondre aux questions ainsi posées? Rigoureusement parlant, on peut dire que cela n'est pas possible, je veux dire que rien n'autorise à énoncer même approximativement, le nombre d'années ou de révolutions de la Terre, qui s'est écoulé depuis cette époque si prodigieusement reculée. Mais, en s'appuyant sur des considérations de thermodynamique, qu'il ne serait pas possible de développer ici, des savants, astronomes et physiciens, sont néanmoins parvenus à assigner à l'âge de notre Soleil des limites d'une suffisante précision pour satisfaire provisoirement notre curiosité, sous ce rapport.

Le Soleil rayonne incessamment, dans toutes les directions de l'espace, la chaleur, la lumière et d'autres ondulations chimiques. On s'est efforcé de calculer l'intensité de ce triple rayonnement, tel qu'il arrive à la surface extérieure de notre atmosphère.

Pouillet, J. Herschel et plus récemment des physiciens français, MM. Violle, Crova, sojit parvenus à déterminer ce qu'on nomme la constante solaire^ c'est-à-dire le nombre, de calories reçues par exemple en 1 minute, sur une surface égale à 1 mètre carré, à la limite supérieure de notre atmosphère.

Cette quantité connue, il est aisé d'en déduire la quantité totale rayonnée par le Soleil^ dans tout l'espace et pendant l'intervalle d'une année. C'est la dépense de l'astre, dépense qui doit diminuer d'autant son pouvoir de radiations, à moins qu'il n'ait, d'autre part, un moyen d'entretenir ou mieux de renouveler celle radiation. Le principe de la conservation de la force ou de l'énergie, démontré théoriquement et vérifié expérimentalement dans le courant de ce siècle, exige impérieusement qu'à toute dépense

iU AUTRES MONDES.

(l'activité calorifique ou lumineuse, corresponde un affaiblissement dans l'intensité de la source. Si donc, la chaleur du Soleil reste constante ou semble rester telle depuis un temps immémorial, depuis les temps historiques, cela tient, soit à ce que la dépense annuelle est une fraction impercepti-

ble de l'énergie totale, soit à ce que notre Soleil recouvre d'une autre façon sa chaleur dépensée.

D'après Tyndall, ce n'est ni la combustion, ni aucune des affinités chimiques connues, qui peut entretenir la radiation solaire avec la constance qu'on lui voit depuis des milliers d'années. « Si le Soleil était un bloc de houille, dit-il, et qu'on l'approvisionnât assez d'oxygène, pour le rendre capable de brûler au degré qu'exige la radiation mesurée, il serait entièrement consumé au bout de 5000 ans ».

W. Thomson, pour expliquer l'entretien delà radiation solaire, avait d'abord supposé qu'elle était due à la chute incessante des météores qui circulent dans les régions circumsolaires et que l'attraction de l'astre

LAGK DES ÉTOILES. I^2.*i

précipitait à sa surface. Le mouvement résultant, et le choc produit par la chute de ces corps, eu se transformant en chaleur, rendait compte de l'entretien de la radiation. Mais alors le miheu environnant Tastre, par sa résistance au mouvement de certaines comètes, aurait troublé ce mouvement, perturbation qui est démentie par les observations astronomiques.

Pour donner une idée de la chaleur que la chute d'un corps est capable de produire à la surface du Soleil, on a calculé le temps pendant lequel chacune des planètes principales entretiendrait la radiation solaire, dans l'hypothèse où elles se précipiteraient à sa surface sous la seule influence de la gravitation. La chute de notre planète ne donnerait pas tout à fait un siècle; Jupiter à lui seul plus de 32 000 années; toutes les planètes réunies, à peine 46 000 ans.

Une explication plus plausible de l'entretien de la radiation solaire est celle qui consiste à supposer que la condensation originelle n'a pas cessé de se produire, depuis que toute la nébuleuse primitive s'est con-

i26 AUTRES MONDES.

centrée dans le globe solaire. Les éléments de la nébuleuse, sous Taclion de la force de gravitation, prépondérante dans le noyau, se précipitaient sur ce centre, et ce mouvement incessant, par sa transformation en chaleur, contribuait à accroître Tintensilé rayonnante.

Actuellement cette action n'a pas cessé de s'exercer, mais sous une autre forme qui est la contraction de la masse solaire. Helmholtz, puis W. Thomson ont adopté cette explication qui permet de rendre compte de la lenteur avec laquelle la radiation solaire diminue, lenteur telle que cette diminution n'a pu encore être constatée depuis l'époque la plus reculée dans les temps historiques.

On a calculé en effet qu'une diminution d'un millième dans le diamètre du Soleil suffirait à maintenir sa radiation actuelle pendant une durée de vingt et un siècles. Or, on ne mesure avec précision le diamètre du Soleil que depuis deux siècles à peine, et une aussi faible diminution que celle produite en un intervalle aussi court, eût été à peu près insensible.

Helmhollz, à qui Ton doit celle explicalion, a trouvé que « la force mécanique équivalente à la gravitation mutuelle des particules de la masse nébuleuse, aurait valu, à l'origine, 454 fois la quantité de force mécanique ac luellemenl disponible dans le système ».

En un mot, les 998 millièmes de Ténergie due à la force de gravitation dans la nébuleuse solaire, auraient été déjà dépensés en chaleur.

Mais les 2 millièmes qui lui restent et sont emmagasinés dans la masse solaire, au cas où rien ne viendrait compenser la dépense, combiend'annéespourraient-ils durer encore?

C'est à celle question que répond W. Thomson, quand il dit que « nous ne devons pas nous imaginer que le Soleil contienne actuellement de la chaleur pour plus d'un petit nombre de millions d'années ».

« Quand je dis^ ajoute le savant anglais, un petit nombre de millions^ je dois ajouter que je considère une centaine de millions comme étant un petit nombre de millions, et que je ne vois aucune raison sérieuse pour soutenir que le Soleil n'ait pu fournir de la

chaleur pendant une centaine de millions d'années avec Tintensilé actuelle de son émission. Un article que j'ai publié dans le Macmillan s Magazine, en 1862, sur l'âge de la chaleur du Soleil, contient les résultats de Texamende diflerenles questions relatives il la quantité de chaleur que peut contenir le Soleil. J'ai traité ce corps céleste comme si j'avais eu à m'occuper d'une pierre ou d'une masse quelconque de matière ordinaire.

Je n'ai considéré que ses dimensions et je me suis assuré qu'il était possible que le Soleil éclairât la Terre depuis cent millions d'années, mais en même temps qu'il n'était point probable qu'il l'eût éclairée pendant cinq cents millions d'années ».

Entre cent millions et cinq cents millions, la marge est grande sans doute ; ces limites suffisent néanmoins pour donner une idée de l'âge du Soleil ou du temps écoulé depuis qu'il existe à l'état d'étoiles : la moyenne de 300 millions d'années, si considérable qu'elle nous paraisse eu égard aux durées dont l'humanité a conservé le souvenir, est peut-être bien inférieure à la vie de notre

étoile. Il convient d'ailleurs d'ajouter que les calculs des savants dont on a lu les noms supposent entre les phénomènes physiques dont le Soleil est le théâtre et les phénomènes de même ordre à la surface de la Terre, une identité qui n'est pas absolument prouvée. On sait bien par l'analyse spectrale que les substances dont Fastre est composé sont les mêmes corps simples que ceux que connaît la chimie; mais les conditions de pression et de température, la capacité calorifique, le pouvoir émissif de la photosphère et des masses solaires internes peuvent modifier les lois connues dans une mesure difficile à apprécier. Il convient donc de n'accepter les évaluations d'Helmholtz et de W. Thomsom que comme des résultats provisoires, probables, mais non démontrés.

Ces évaluations nous suffiront pour le but que je me propose ici, qui est de montrer, en prenant le Soleil pour terme de comparaison, comment on est arrivé à classer les étoiles, d'après les degrés d'intensité des radiations qu'elles émettent, suivant leurs âges.

i30 AUTRES MONDES.

§ 3. — Ages relatifs des Étoiles.

Les étoiles sont des soleils, mais est-ce à dire qu'elles sont toutes physiquement et chimiquement constituées comme le Soleil?

Non probablement; mais, comme le Soleil, elles brillent de leur lumière propre ; comme lui, elles sont des sources de lumière et de chaleur. Longtemps, on a dû se borner à cette assertion dont l'évidence était démontrée par le seul fait de l'immensité des distances stellaires. On y ajoutait, mais sans qu'on pût en tirer de conséquences positives^ que sans doute, oulre la différence d'éclat provenant de l'inégalité soit de leurs distances, soit de leurs diamètres, leurs radialions n'avaient pas la même intensité intrinsèque; les différences de couleur devaient, correspondre probablement à cette dernière inégalité. Tout cela n'était que conjectures.

C'egt encore l'analyse spectrale qui est venue accroître les connaissances des astronomes sur ces questions difficiles. Elle s'est attaquée d'abord au Soleil, et «lie a fait voir que les innombrables raies sombres dont le

spectre de sa lumière est sillonné, sont dues à des absorptions électives des vapeurs qui enveloppent sa photosphère. On a su de la sorte que la masse incandescente est constituée par une série de substances identiques aux corps simples terrestres, métalloïdes et métaux. Le sodium, le magnésium, le fer et une multitude d'autres corps sont, à la haute température de la masse, volatilisés à la surface ; une couche continue d'hydrogène incandescent, qu'on a nommée la chromosphère, est superposée à l'enveloppe lumineuse ou photosphérique, et il s'en échappe sous forme de flammes, des jets qui s'élèvent dans une atmosphère plus rare, jets qu'on avait pu voir d'ailleurs antérieurement pendant la durée de certaines échpses totales.

Grâce à celte analyse, étendue à l'étude des taches, de leurs pénombres, des facules, des protubérances, on est arrivé à se faire une idée suffisamment exacte de la constitution physique du Soleil. En ce qui concerne sa température, on ne croit plus avec Secchi qu'elle se mesure par 2 millions de degrés.

OU même avec Zôllner par 27 000. Ces nombres fantastiques ne correspondent à rien de ce que rexpérience nous a, appris à connaître. Mais qu'elle dépasse sans doule les températures les plus élevées que nous connaissions, qu'elle s'élève h 2 ou 3000 degrés, voilà qui donne déjà une haute idée de l'intensité calorifique de la photosphère, et cela suffira pour nous servir de point de comparaison.

Appliquée aux lumières des étoiles, la spectroscopie est arrivée aux résultats que nous allons résumer en quelques lignes.

Les spectres slellaires peuvent se classer en trois types principaux; nous laisserons de côté les types secondaires qui caraclérisent un petit nombre d'étoiles faibles.

Le premier type est celui des étoiles blanches ou légèrement bleuâtres. La plus brillante étoile du ciel, Sirius, puis la belle étoile de la Lyre, Véga, en sont les représentants les plus remarquables. Leur spectre est, d'après Secchi qui à établi le premier cette classification, « formé de l'ensemble ordinaire des sept couleurs,

interrompu par quatre fortes lignes noires, Tune dans le rouge, l'autre dans le vert-bleu, les deux dernières dans le violet. Ces quatre raies appartiennent a Thydrogène; elles coïncident avec les quatre raies les plus brillantes que Ton distingue dans le spectre de ce gaz, lorsqu'il est porté à une haute température, par exemple dans les tubes de Geissler. Outre ces raies fondamentales. et très larges, on voit dans les étoiles les plus brillantes, comme Sirius, une raie noire très fine dans le jaune qui paraît coïncider avec celle du sodium, et dans le vert des raies plus faibles qui appartiennent au magnésium et au fer. La particularité la plus frappante de ce type, c'est la largeur des raies de l'hydrogène, largeur qui tendrait à prouver que la couche absorbante possède une grande épaisseur, et qu'elle est soumise à une pression considérable (1). »

La moitié environ des étoiles appartient à ce type. Il est remarquable par la prédominance de la région violette du spectre sur

(I) Secchi, le Soleil, 11,449.

la région du rouge, indice certain d'une très haute température.

Le second type est celui des étoiles jaunes comme Arclurus, la Chèvre, Aldebaran, Procyon. Leur spectre est tout à fait semblable à celui du Soleil, étant sillonné comme ce dernier de raies noires fines et serrées, et occupant les mêmes positions. Voilà donc des étoiles (elles forment à peu près le tiers de toutes celles qu'on compte dans le ciel) qui ont certainement avec la nôtre, la plus grande analogie : leur composition chimique est la même; elles sont dans le même état physique, ont la même température. On peut les considérer comme des contemporaines du Soleil, ou, tout au moins comme parvenues à la même phase dans leur développement.

Enfin vient la troisième catégorie, le type des étoiles rouges, au spectre sillonné de raies noires, comme le second type, mais, de plus, recouvert d'un grand nombre de bandes nébuleuses, qui donnent à Fensemble du spectre Taspect d'une colonne c.annelée.

Alpha d'Hercule, Alpha d'Orion, Antarès, Bêta de Pégase sont au nombre des étoiles

qui offrent cette disposition singulière. On attribue ces cannelures à l'absorption que subit la lumière pholosphérique en traversant des couches où dominent les oxydes métalliques. L'état physique des étoiles de ce troisième type est donc caractérisé par une moindre intensité de radiation, par une température inférieure à celle de notre Soleil. Ce sont des astres parvenus à une phase plus avancée de leur développement, ou d'un kge plus ancien.

On le voit : il est dès maintenant possible, en étudiant au spectroscope la lumière des étoiles, de les classer selon l'énergie de leurs radiations et par conséquent de dire si elles se trouvent à l'une ou à l'autre des phases de leur existence, et selon les expressions employées par M. Janssen dans son intéressante lecture, à leur jeunesse, à leur âge mûr ou à leur décrépitude.

Ce qu'on ne sait pas, c'est la durée de chacune de ces périodes; nous avons vu plus haut, entre quelles larges limites on a pu renfermer Tâge probable de notre Soleil.

Sans doute, entre les myriades des astres qui

rayonnent leurs feux dans Tespace, il existe une variété infinie, au point de vue de la durée de leurs fonctions solaires; les différences de volumes, de masses, de constitution chimique suffisent à rendre compte de cetle inégalité.

Une autre question qui se pose et qui reste sans réponse, c'est celle qui est relative au maximum de l'intensité des radiations émises. Ce maximum est-il atteint à l'époque où chaque étoile est complètement dégagée de la nébulosité qui l'a formée et où elle brille sans aucun voile. Ou bien est-ce plus tard qu'elle atteint sa plus grande puissance rayonnante. Il paraît certain qu'il y a deux mille ans, Sirius était une étoile rougeâtre; elle est devenue blanche depuis, ce qui serait en faveur de la seconde hypothèse, l^eut-ètre aussi ce changement est-il du même ordre que ceux que l'observation a constatés dans les étoiles variables non périodiques.

LPd FIN DU MONDE SOLAIRE. AGES RELATIFS