SIDÉRALE

S30. Amiis atellaireB. — Les amas stellaires présentent en général une forme arrondie qui pourrait, au premier abord, tes Taire confondre avec les comètes, mais la constance de leur forme et leur fixité permettent bien vite d'éviter toute confusion à cet égard.

l.es étoiles qui composent les amas stellaires paraissent beaucoup plus nombreuses vers le centre que vers les bords. On sa

rend compte de cette apparence en aiimetlant une condensation ruelle vers le centre, condensation qui s'explique par l'influence di^s forces centrales. Mais quand bien même les étoiles seraient ùgLilcmcnt distribuées dans toute la masse sphéroTdale, on en verrait nécessairement davantage vers le centre; en elTet, le rayon visuel dirigé vers cett« partie rencontre toute la file (i'éloiles distribuées sur un diamètre, tandis que vers les extrétiiilés le rayon visuel rencontre des parties de moindre épais-

Herschel a calculé que certains amas de forme globulaire ne renferment pas moins de 5000 étoiles pressées les uoes contre les autres dans un espace dont le diamètre apparent n'est pas la 10' partie de celui de la lune. On cite parmi les plus remarquables :

L*ama8 de Toucan appartenant au ciel austral et toujours visible à Tœil nu ; la partie centrale a une couleur rouge-orangé très-prononcée que fait ressortir la lumière blanche des parties enveloppantes.

L'amas situé entre les étoiles ?) et E de la constellation d'Hercule, et Tamas stellaire de co du Centaure (fig. 1^2). Ces deux derniers, groupes sont quelquefois visibles à Tœil nu et appa* raissent, celui d'Hercule comme une tache lumineuse, celui du Centaure comme une étoile de quatrième à cinquième grandeur.

231. Nëbulenses de forme régrulière. — En général, les nébuleuses qui sont en partie résolubles aiTectent une forme plus ou moins régulière. Ce sont sans doute encore des amas stellaires, mais placés trop loin ou composés d'étoiles trop petites pour que nos instruments puissent les décomposer.

Parmi les nébuleuses de forme régulière, les unes sont absolument rondes, d'autres sont ovales, d'autres enfm ont une forme elliptique tellement allongée qu'elles se confondent, pour ainsi dire, avec une ligne droite (fig. 1^3); ces dernières sont sans doute des amas très-aplatis que nous voyons par la tranche.

Certaines nébuleuses ovales sont annulaires, comme on peut le voir dans la figure 144; dans certains cas, on aperçoit des étoiles sur Panneau même.

Il faut bien prendre garde que les aspects sous lesquels se présentent ces nébuleuses dépendent surtout de la force des instruments qui servent à l'observation. Ainsi, dans la figure 145, les dessins 1 et 2 représentent la même nébuleuse appartenant à la constellation de la Lyre,

Citons enfin, parmi les nébuleuses régulières, celles qui affectent une forme conique ou cométaire (fig. 145).

La régularité de la forme peut très-bien dépendre de la puissance de l'instrument, de sorte que la régularité ne serait qu'apparente. Ainsi, d'après J. Herschel, la nébuleuse des Chiens de Chasse se présente sous la forme d'un anneau dédoublé sur la moitié de son contour; au centre de l'anneau se trouve une nébulosité très-brillante, et en dehors de l'anneau , à une certaine distance , une petite nébulosité ronde. La description que lord Rosse a donnée de cette nébuleuse est toute différente. Elle est formée de spirales brillantes d'éclat variable et parsemées d'étoiles. Les spirales partent de la nébulosité centrale et vont rejoindre la petite nébulosité que J. Hersche) croyait isolée de l'anneau principal. Cette forme en spirales a

NOTIONS D'ASTnONOHIB SIDÊRALB. !t9

m conslalde depuis pour un grand Dombre d'autres nâbu- Iciiscs.

235, Nébuleuses de forme irrégulière. — II existe enfin, ainsi que nous l'avons dit, des nébuleuses que les télescopes les pins puissants ne parviennent pas à résoudre. Celles-ci oITrent,

en général, les formes les plus bizarres; mais ce qui montre bien que tout ici dépend surtout do la qualité des instruments que les observateurs ont à leur disposition, c'est que quelques nébuleuses classées d"abord parmi celles de forme régulière ont ilQ atro rejetées plus tard dans la troisième classe. Nous cite-

J23 cosiiucniPiiiE élémentaire.

rons comme exemple la nébuleuse d'Andromède qu'on ava<L regardée d'abord comme une nébuleuse ovale avec condensation de lumière à son centre, et la nébuleuse annulaire elliptique du Lion.

S33. Nébuleuaei planétaires et étoilee csbulsuseB. — On

rencontre encore dans les espaces célestes des nébuleuses qui offrent l'aspect d'un disque dont toute la surface est également iLiminciise, de sorte qu'on pourrait croire que ce sont des amas de (orme aplatie qui se présentant à nous de face. On leur a •ioninJ le nom de nébuleuses pkmétaires.

NOTIONS d'asthonouie sidérai e, 221

Quelquefois on aperçoit sur le fond do la nébulosité une ou plusieurs étoiles qui s'en détachent très-distinctement. Lorsqu'il n'y a qu'une étoile, elle se trouve au centre de la nébulosité. Quand il y en a plusieurs, elles sont toujours disposées symétriquement sur la surface du disque, ainsi qu'on ijeut le voir

r la figure IW. On donne à ces derniferea nébuleuses le noiii

On admet généralement aujourd'hui que les nébuleuses p anétaires et les étoiles nébuleuses sont formées par l'accumulation ii'une maUère trés-lénue et lumineuse par elle-même «u ou

COSUOORAPIUE ÉLÉUËHTAIRE.

a appelée tïwJière cosmique. On doitpeut-être attribuer la même composition àque^ues-iins des nuages célestes que les meilleurs instruments ont été jusqu'ici impuissants à résoudre eo étoiles.

zone blanchâtre ip-

Klg. tiO.

régulière, qui divise la ephëre céleste en deux parties à peu près

égales. Cette immense nébuleuse a été résolue dans que^que»uncs de ses parties, mais les plus puissants télescopes n'ont pas permis de la décomposer dans certaines autres. D'après William Herschcl, elle no contient pas moins de 18 millions d'Atoilw.

NOTIONS d'astronomie SIDÉRALE. 223

Chacune de ces étoiles prise séparément serait trop petite pour être visible à Toeil nu, mais Tagglomération de toutes ces étoiles pressées les unes contre les autres produit une lueur laiteuse qu*on aperçoit dans les nuits sans lune, lorsque les conditions atmosphériques sont favorables.

On admet aujourd'hui que notre soleil est une des étoiles de la voie lactée et voici en quelques mots les considérations qui ont conduit W. Herschel à cette hypothèse.

La voie lactée est, ainsi que nous l'avons dit, dirigée suivant un grand cercle de la spère céleste. C'est une zone dont les pôles sont : le pôle nord près de la Bhevelure de Bérénice et le pôle sud dans la constellation de la Baleine. Or, quand on s'éloigne de ces deux pôles pour se rapprocher de la zone, le nombre des étoiles va en croissant, d'abord lentement, puis ensuite avec une très-grande rapidité, ce qui a fait dire que la voie lactée est le zodiaque des étoiles. Pour nous qui sommes placés au centre de la voie lactée, nous ne voyons pas d'étoiles dans toutes les directions qui s'écartent beaucoup des plans qui la limitent, tandis que le rayon visuel dirigé dans le sens de la longueur de la couche rencontre des files d'étoiles pour ainsi dire indéfinies. Supposons au contraire un observateur éloigné de la couche ; elle apparaîtra sous la forme d'un petit cercle dont la distance polaire ira en diminuant à mesure que le point de vue s'éloignera. Lorsque enfin la distance à laquelle se trouvera l'observateur sera très-grande par rapport aux dimensions de la voie lactée, elle se présentera sous la forme d'une nébuleuse rondo semblable au disque d'une planète.

D'après les conceptions de W. Herschel, notre monde et les étoiles que nous apercevons sur la voûte céleste appartiendraient donc à la voie lactée. Quelques-unes des nébuleuses seraient d'autres voies lactées analogues à la nôtre.

Les dimensions de notre système planétaire qui dépassent mille millions de lieues sont presque nulles vis-à-vis des distances qui séparent notre soleil des étoiles que nous pouvons apercevoir à l'œil nu. Ces distances sont elles-mêmes insensibles lorsqu'on les compare au diamètre de la voie lactée. Enfin, ce diamètre est lui-même infiniment petit pai rapport aux distances qui séparent les nébuleuses les unes des autres.

235. Origine et formation da monde solaire. — C'est à Pillustre Laplace qu'on doit l'hypothèse la plus rationnelle sur l'origine et la formation du monde solaire. Nous ne saurions mieux terminer cel. ouvrage qu'en transcrivant ici le résumé de'

cette hypothèse présenté par M. GuîDemin dans le livre remarquable auquel nous avons fait de si larges emprunts.

Si l'on remonte par le passé jusqu'à une époque éloignée de la nôtre par une série- considérable de siècles, le monde solaire tout entier, ou, plus exactement, toute la matière qui en forme aujourd'hui les divers groupes, existait à l'état purement gazeux, ou, si Pon veut, sous la forme d'une immense nébuleuse, extraordinairement diffuse, ne présentant aucun indice de condensation. Dans un tel état, les molécules de la nébulosité sont assez éloignées les unes des autres pour que la force répulsive dont elles sont douées annule entièrement la force attractive qui, les faisant graviter les unes vers les autres, tendrait sans cela à les réunir en groupes.

Mais les siècles s'écoulent, la nébuleuse se refroidit peu à peu en rayonnant incessamment dans l'espace \ l'action de la force répulsive diminue, et celle de l'attraction peut s'exercer de plus en plus ; elle condense et rapproche en un ou plusieurs centres les diverses parties de la nébulosité diffuse.

La nébuleuse solaire a donc dû finir par présenter l'aspect d'un noyau lumineux enveloppé à une grande distance d'une sorte d'atmosphère gazeuse, de forme à peu près sphérique. Telles nous apparaissent dans l'espace les étoiles nébuleuses : en effet, les astronomes considèrent ces derniers systèmes comme irréductibles en étoiles, ou si l'on veut comme des soleils simples, doubles ou multiples, environnés d'une nébulosité réelle, soit lumineuse par elle-même, soit illuminée par l'astre central

(fig. 147).

A cette période de sa formation, le soleil existait seul encore ; les planètes et leurs satellites restaient confondus dans le sein de l'atmosphère.

Mais la masse entière était douée d'un mouvement de rotation qui entraînait dans un même sens, soit les molécules du noyau, soit celles de la nébulosité. A un moment donné, les limites de cette dernière dépendaient de la distance à laquelle la force centrifuge due au mouvement de rotation était en équilibre avec la force centrale de gravitation. Ces limites changeaient elles-mêmes et se rapprochaient nécessairement du centre, sous l'influence d'un refroidissement continu, qui avait pour conséquence la diminution de volume de la nébulosité. De là l'abandon d'une zone de vapeur condensée, à la distance des limites primitives.

Peu à peu, l'atmosphère céleste dut abandonner ainsi une série de zones de vapeurs de plus en plus rapprochée du centre,

les unes el les autres se trouvant à Tort peu près dans le plan de l'équateur général, c'est-à-dire là oii, par la vitesse du mouvement de rotation, la force centrifuge était naturellement pr^ pondérante.

Ce sont ces zones qui ont donné naissance auxplanâtes isolées ou aux groupes de planètes et d'astéroïdes.

Pour qu'il en fût autrement, pour que les zones détachées de la nébuleuse générale eussent conservé la forme d'anneaux con-

ceniriques au soleil, il aurait fallu qu'un équilibre parfait eût continué d'exister entre les diverses molécules composant ces anneaux. Mais c'eût été là, selon l'expression de Laplace, un grand hasard.

Les anneaux se divisèrent, et les débris les plus considérables , s'attirant et s'agrégeant, les autres formèrent de nouveaux centres ou noyaux nébuleux. Ce qu'il importa main- IcLiant de remarquer, c'est que chacun d'eux dut être animé de deux mouvements simultanés, l'un de rotation autour d» K

226 COSMOGRAPHIE ËLËUENTAIRE.

son propre centre, l'autre do translation autour du centre commun. De plus, comme ces deux mouvements n'étaient que la continuation du mouvement antérieur général, leur sens resta le même que celui de la rotation de tout le système ou du noyau solaire.

Les planètes une fois formées, on comprend parfaitement comment ces nébuleuses partielles, semblables à la nébulosité totale, purent donner lieu à la naissance de nouveaux corps gravitant et tournant autour de chacune d'elles : telle est l'origine des satellites.

Laplace explique aiors comment les satellites ne formèrent plus de satellites nouveaux, et pourquoi ces corps secondaires présentent la même face à la planète autour de laquelle ils gravHent : c'est que la faible distance donnant à l'attraction de celle-ci une influence prépondérante, les sphères composant les satellites encore à l'état fluide s'allongèrent vers le centre de la planète : et il en résulta pour leur mouvement de rotation une durée presque identique avec celle de leur mouvement de révolution. Après un certain nombre d'oscillations, ces durées devinrent rigoureusement égales.

Telle est, en peu de mots, la grandiose théorie que Laplace a présentée au monde savant. Elle est en parfait accord avec les lois de la mécanique générale et avec les faits et les observations astronomiques et physiques.