ÉTOILES

NOMS

DBS OBSEUVAT&URS.

■ da Centaure.

Benderson etMaclear.

61* du Cygne.

Bessel.

Sirius.

HendersoD.

1830 Groombridge.

0 ,lùl

Pétera.

SchIQteretWichmann

Otto StrUTe.

ideUGrande-Ourse.

Péters.

Arctanis.

Péters.

■ delà Lyre.

Stroïe et Péters.

U Polaire.

Péters.

laChèrre.

Péters.

^ général, les résultais obtenus jusqu'ici n'établisBeot Dullement que les étoiles Xes plus brillantes soient aussi les plus proches. Si la parallaxe de % du Centaure est la plus grande de toutes, on voit en mâme tanps que celles de a de la Lyre, d'Arcturus et de la (^ène surtout sont bien inférieures à la parallaxe d'tme étoile de 6' grandeur, la 61* du Cygne. Il en est de m&De des mouvements propres. Après la 2151' de h Poupe et e de l'Indien, les étoiles douées du mouve- ■Mit le plus rapide sont la 61* du Cygne (5',i25 par an) et le n" 18S0 de Groombridge, appelé aus , en

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France, étoile d'Argelander (6' ,974 par an). Ces étoiles soot Akli fois plus éloignées que « du Centaure dont le mouvement propre ne dépasse point â'iSS. Le volume, la masse, l'édat, te mouvement propre et la distance ont sans doute entre eux des relations fort complexes (15), et s'il est à présumer que les étoiles les plus brillantes sont aussi, en thèse générale, les plus rapprochées de nous, il peut y avoir également de petites étoiles très-éloignées, dont la photosphère ou la surrace soit capable d'émettre une lumière très-vive. Les étoiles classées dans le 1' ordre de grandeur, à cause de leur éclat, pourraient donc être situées plus loin que des étoiles de k' ou même de 6* grandeur. Si nous quittons l'immense couche stellaire dont notre système fait partie, pour desceacbre, degré par àe^, jusqu'à notre monde planétaire ou plus bas encore, jusqu'aux mondes inférieurs de Saturne et de Jupiter, nous voyons constamment un corps central entouré de masses subordonnées, dont la grandeur et l'éclat ne paraissent guère dépendre des distances. Rien ne saurait donner aulast d'attrait à 4'étude encore si peu avanoée des distances stellaïres que la retaticm étroite qui rattache nécessairement 1« eonnaissaiice dœ parallaxes à c^e de U structure générale de l'univers.

Le génie huDiain a sa tirer parti, pour ce genre de rechercbes, de la propagation suooessive de la lumière, et y trouver une ressource aouvelle, bien différente des moyens dont j'ai parlé plus haut. Cette ingénieuse conception mérite assurément de trouver place id.

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Sa¥iry, qui a été sitôt ravi aux sàeaces, a montré oommeDt certaios effets de l'aberrattOD , particuliers aux étoiles doubles, pourraient servir à déterminer leurs parallases. Si le plan de l'orbite décrite par le satellite auteur de t'étoile centrale n'est point perpendiculaire au rayon visuel dirigé de la Terre vers l'ékMle, si ce plan se trouve placé à peu près dans la direction du rayon visuel , le satellite paraîtra décrire tue <»i»te presque rectiligne. Or, son orbite réelle peut être alors idéalement décomposée en deux parties, eue le sens du raytm visuel : l'une, où le satellite se fapprocbe constamment de la Terre ; l'autre, où il s'en éloigne constamment. Dans le premier cas, l'espace que la lumière doit parcourir pour arriver jusqu'à nous va «n diminuant; cet espace va en croissant, dans le fiscond cas. Il en résulte que le satellite emploiera des teoi/fs diffîrents, non pas en réalité, mais en appa- KBce, à décrire ces deux moitiés de son orbite, que je Kfiposavi circulaire, pour plus de simplicité. Si donc la grmdeur de cette ori>ite est telle que la lumière ait besoin de plusieurs jours ou de plusieurs semaines pour b traverser, la demi-différence des durées apparûtes des deux demi-révoIutioDS donnera la mesure àa temps que la lumière emploie à parcourir l'étendue de l'iM^tile, dans le sens de notre rayon visuel ; tandis fÊB la somme de ces durées apparentes indiquera la durée réeÛB de la révolution entière. Or, on connaît la ntene absolue de la lumière; elle parcourt 2663 milfioDs de myriamètres en 3& heur^. Il s'ensuit qu'une des dimenùoQS absolues de l'oibite peut être calculée

en myrianiètjres; après quoi la simple détermioatioD micrométrique de t'angle sous lequel cette ligne est vue par l'observateur fouroit immédiatemeot la parallaxe ou la distance de l'étoile principale (16).

De même que la détermioatioa des parallaxes nous euseigne les distances mutuelles des étoiles et leur vrai lieu dans l'univers; de même l'étude des mouvements propres, en grandeur et en direction, peut dous conduire à la solution de deux nouveaux problèmes, savoir : le mouvement de translation du système solaire dans l'espace (17), et la position du centre de gravité de l'univers sidéral tout entier. Hâlons-nous de dire qu'en pareille matière toute notion irréductible à de simples relations de nombres est, par cela même* impropre à manirester, avec la clartiî nécessaire, la connexion des causes et des effets. Des deux problèmes dont il vient d%tre parlé, le premier est donc le seul qui n'offre point le caractère d'une indétermination ab> solue. On peut citer, comme preuve à l'appui, les excellentes recherches d'Argelander. Quant au second problème , relatif îi la structure même de l'univers, l'esprit ne saurait s'élever à la conception nette et claire du jeu des forces innombrables qu'il devrait comprendre. La solution manque d'ailleurs, d'après l'aveu même de Maedier qui a fait tant d'efforts ingénieux pour l'obtenir, de l'é^dence indispensable à toute démonstration réellement gcientiGqt» (18).

Lorequ'on a tenu un compte exact des effets dus à la précession des équinoxes, à la nutation de l'axe terrestre, à l'aberration de la lumière et aux diange-

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— 23» — DKOts parallactîques, engeodrés par le mouvement ammel de la Terre autour du Soleil, les mouvements apparents des étoiles cootiennent encore, outre les d^^acements qui leur appartienoent en réalité, une trace quelcooque du mouvement de translation générale du système solaire. Dans son beau Mémoire SOT la Dutation (17fi8), Bradley a entrevu, le premier, le mouvement propre du Soleil ; il a même indiqué la meilleure marche à suivre pour contrôler cette hypothèse (19). « Si l'on vient à reconnaître, dit Bradley, que notre système planétaire change de piaee dans l'espace absolu, on devra pouvoir observer, dans la suite des temps, une variation apparente dans les distances angulaires des étoiles; et comme les étales voisines en seront afTectées plus cpie les étoiles â)igiiées, il résulte de là que les positions de ces deux classes d'étoiles paraîtront changer, les unes relativement aux autres, quoiqu'elles soient ratées immobiles eo réalité. Si, au contraire, noire soleil fôt en repos, et que ce soient les étoiles qui se meuvent, alors leurs positions apparentes changeront encore; ces variations seront d'autant plus sensibles, que les étoiles se trou- THfHit plus près de la Terre et plus favorablement placées par rapport à nous. Les changements de posilim des étoile peuvent, d'ailleurs, dépendre d'un si grand nombre de causes, qu'il faudra peut-être atrtendre bien des siècles avant d'en pouvoir reconnaître tes lois. D

Depuis Bradley, Tobie Mayer, Lambert et Lalande ont discuté, dans leurs écrits, tantôt la possibilité.

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tantôt la vraiserabiance du mouvement de translation du système solaire. William Herschell est le premier qui ait tenté, dans ses Mémoires de 178â, 1605 et iS06, d'établir cette conjecture sur des Tails observés. Il tnHiva (ce qui a été confirmé depuis par un grand nombre de travaux (rfus exacts) que nota« système solaire se dirige vers un point situé dans la constellatioD ' d'Hercule, par 260° 44' d'ascension droite et 36' 16' de déolinaison boréale (pour ISOO). En comparant les positions qu'un grand nombre d'étoiles ont occupées dans le del, à diverses époques, Argelander a trouvé, pour la position de ce point :

en 1800, AR. 357°5A',t DécJ. + 38° A»' ,2, et pour ISSO, 258 23,6 + 28 /j5,6;

Otto Stnive a déduit de 392 étoiles :

en 1800, AR. 261>2S',9 Décl. + 37° 35,5, et poar 4850, 961 63,6 + S7 33,0.

D'après Gauss (20), le point cherché se bY>UTe dans un quadrilatère dont les sommets ont pour positions :

AR. aSS-AC Décl. + 30<&0' 258 A3 30 57

II restait encore à examiner ce que donneraimt les étoiles de rhemis[^re austral, invisibles dans nos climats. Galloway s'est occupé de ces calculs avec un

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zète (oat particulier (âl) ; il a comparé des d)serva- Itoos très-réceDles, faites par Johnson à Sainte-Hélène, et par Henderson au Cap de Boone-Espéreace (1830), avec les anciennes déterminations de Lacaille et de Bradiey (1750 et 1757) . Le résultat a été :

POOT ITOO. AB. aW 0' Décl. + Sâ-aS'; ifnw, pour 1800, 260 5 + 3A 32,

et pour 1850, 260 33 -f 3fi 20.

L'accord de ce résultat avec ce que les étoiles boréales avaient déjà donné, est extrêmement satisraiaot.

La direction du mouveanent progressif de notre système solaire étant ainsi déterminée, avec un certain de^ d'approximation, une question se pr^nte natoreHemeot, à savoir ; l'univers sidéral est~il une simple agrégation fiirtuite de systèmes partiels, indépendiDts les uns des autres, ou estr-il lui-même un système plus vaste, dans lequel tous les astres tourneraient eosHnble autour du centre de gravité général? On peut même demander si le centre de l'univers tombe dans le vide, ou s'il doit être matériellement représenté par UD corps central d'une masse prépondérante. Ici nous eoirtns dans le domaine des pures conjectures. On peut, tl est vrai, leur donner des dehors scientifiques; mais l'iosaffisance radicale des données fournies par l'idxiervatioa ou par l'analogie ne permettra jamais d'élever «s hypothèses au d^ré de consistance et de netteté que l'on trouve dans d'autres branches de la scie ce. Vouloir traiter à fond un pareil problème, pré-

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tendre appliquer là tes ressources de l'acalyse malhéroatique, c'est oublier que les mouvements propres d'un nombre infini de petites étoiles (de la 10* à la 1&* grandeur) nous restent inconnus, et que ce sont précisément de telles étoiles qui constituent la partie la plus considérable des anneaux ou des couches stellaires , de la Voie lactée. L'étude de notre propre monde planétaire, où l'on remonte successivement des petits systèmes partiels de Jupiter, de Saturne et d'Uranus à la conception du système solaire qui les comprend tous, a pu oflrir, pour l'élude de l'univers, la tentation d'une analogie facile. De là l'idée d'un monde stellaire, où des groupes partiels, nombreux, situés îi des intervalles immenses les uns des autres, seraient coor^ donnés mutuellement par un lien d'ordre supérieur, tel que l'attraction prépondérante d'un grand corps central , espèce de Soleil de l'univers (22) . Mais les faits acquis contredisent ces conjectures uniquement basées sur la vague analogie qu'elles tendent à établir entre l'univers sidéiial et notre système solaire. Dans les étoiles multiples, par exemple, est--ce que des astres lumineux par eux-mêmes, des soleils, eo un mot, ne tournent pas autour d'un centre de gravité, placé bien loin d'eux dans l'espace? Et même, dans notre propre monde, le centre du Soleil est-il donc le véritable centre des mouvements planétaires? Non : le centre des mouvements, c'est le centre de gravité général de toutes les masses qui composent le système. Tantôt le centre de gravité tombe, en vertu des positions respectives des planètes prépondérantes

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— 237 — ' (Jupiter et Saturne), à l'iulérieur du Soleil; tantôt, et c'fôt le cas le plus fréquent, il tombe hors du Soleil (23). Pour les étoiles doubles, le centre de grarité est placé dans le vide. Dans notre système solaire, ce point se trouve tantôt dans le vide, tantôt dans uQ lieu occupé par la maUère. On pourrait même imaginer, pour plier à l'analogie les étoiles binaires ou multiples, qu'il existe au centre de leurs mouvements un corps obscur ou faiblemenl éclairé d'une lumière étrangère; mais ce serait s'engager beaucoup trop avant dans le domaine des mythes et des hypothèses gratuites.

Voici cependant une considération plus digne d'atlealion. Si les mouvements propres des étoiles diversement éloignées et du Soleil lui-même s'accomplissaient dans d'immenses cercles concentriques, le centre de ces mouvements devrait se trouver à 90* du point v«s lequel notre système solaire se dirige (2&). Dans cet ordre d'idées, il devient important d'étudier de quelle manière les mouvements propre, lents ou rapides des étoiles se répartissent sur le ciel. Argelander a examiné, avec sa réserve et sa sagacité habituelles, jusqu'à quel degré de vraisemblance on pouvait chercbffl* le centre général des gravitations de notre strate stdlaire dans la constellation de Persée (25) . Mœdler » [Ht}nonce pour le groupe des Pléiades. Il va plus loin, et tout en resjetant l'idée d'un corps central âooé d'une masse prépondérante , il place le centre de gravité général dans Alcyone (ii du Taureau) , la plus. belle des Pléiades (26). le n'ai point à

discaler îd une pareille conjecture, ni à examiner si elle est fondée ou seulement vraisemblaUe (27). Od peut la repousser; on accordera, du moins, à l'actif directeur de l'Observatoire de Dorpat, que ses recherches ne seront point inutiles pour quelques parties de l'astroDOmie physique. Il lui restera surtout le mérite d'avoir péniblement réduit et discuté les positions et les mouvements propres de plus de 800 étoiles.

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étoiles doubles et lfdltif]:.bs. — udr nohbbb et leurs distances hdtdellbs. ~- dusses de la ■Solution de deux soleils autour de leuk

CENTRE DE GEAiT^ COHHON.

Puisque le système général de l'univeRB a été plutôt soupçonné qu'entrevu, laissons là les considératioDS d'ensemble, pour descendre aux systèmes partiels. Ici, DOUE retrouvons un sol plus ferme, des phénomènes [dus accessibles à l'observateur. Les étoiles doubles, ou [dus généralement encore, les étoiles multiples sont des s^tèmes composés d'un très-petit nombre d'astres lumioeux par eux-mêmes, véritables soleils que réunit le lien d'une gravitation réciproque, et qui exécutent leurs mouvements dans des courbes fermées. Avant que l'observation n'eût révélé leur existence, on ne connaissait de pareils mouvements que dans notre système solaire, où les planètes accomplissent aussi leurs révolatioDS dans des trajectoires limitées (28). Mais cette analogie, purement apparente, a longtemps coqdoit à des idées fausses. On appliquait le nom d'étoile dooble à tout couple d'étoiles dont le rapprochement ne permettait pas à l'œil désarmé d'opérer la séparalioD (Castor, a de la Lyre, p d'Orion, tt du Geotaiu^); lan^ qu'il aurait fallu distinguer deux classes fort

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difîérentes de couples stellaires : ceux qui paraissent tels, à cause de la situalion particulière de l'observateur, quoique les étoiles, en apparence réunies, appartiennent en réalilé à des régions ou à des couches tout à fait différentes; et ceux qui sont formés d'étoiles réellement voisines, d'étoiles placées, dès lors, sous l'influence de leur gravitation réciproque. Ceux-ci sont de vrais systèmes partiels. On donne à ces deux classes les noms d'étoiles doubles optiques et d'éloiles doubles physiques. ix)rsque la distance est grande et le mouvement très-lent, ces dernières peuvent être aisément confondueb avec les couples purement optiques. Alcor, petite étoile dont les astronomes arabes ont souvent parlé, parce qu'elle est visible h l'œil nu, quand l'air est pur et la vue très-perçante, coosUtue avec C de la queue de la Grande Ourse un couple optique dans toute l'étendue du mot, je veux dire un couple d'étoiles physiquement indépendantes. J'ai rappelé ailleurs combien une grande proximité, apparente ou réelle, peut apporter d'obstacles à la séparation optique des étoiles formant couple, surtout si l'une des deux possède un éclat prépondérant. Les queues stellaires et d'autres illusions d'origine organique qui produisent la vision indistincte, ont été aussi discutées en leur lieu (29).

Sans avoir jamais fait, des étoiles doubles, un but spécial de recherches téiescopiques, Galilée, dont les lunettes étaient d'ailleurs beaucoup trop faibles pour un pareil sujet, avait remarqué cependant l'existence des couples optiques. Dans un passage célèbre de sa

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— 2/il — GwmtUa lerza, il iodique aux astronomes te parti qu'ils pourraient tirer de ces étoiles, pour en déterminer la parallaxe (quando si trovasse ne) telescopio qualche picciolissima Stella, vicinissima ad alcuna délie maggiori) (SO). C'est il peine si l'on comptait 20 étoiles doubles, vers le milien du siècle passé, en exduant celles dont la distance surpasse 32". Aujour^ d'hui, on en connaît 6000 dans les deux hémisphères, grâce aux immenses travaux de William Herschell, de loho Herschell et de Struve. Parmi les plus anciens cooptes connus on peut citer : C de la Grande Ourse, signalée, en 1700, par Gottfried Eirch; a du Cenlanre, en 1709 par le père Feuillée; y de la Vierge, eo 1718; a des Gémeaux, en 1719; la 61* du Cygne, en 1753; (ces trois derniers ont été observés par Bradieyqui en a déterminé les angles de position et les distances); pd'Ophiucus; K del'Ëcrevisse... (31). Peu i peu, leur nombre est allé en augmentant, depuis Flamsteed qui se servait déjà d'un micromètre, jusqu'à T(d)ie Mayer dont le catalogue parut en 1756. Deux profonds penseurs, Lambert (Photometria, 1760; Letrtrtt eoimologi(fues sur la Structure de ^Univers, 1761) etJohn Michel] (1767) n'ont point observé eux-mêmes les étoiles doubles; mais ils ont publié les premières Dotions exactes sur les rapports d'attraction mutuelle qui doivent exister entre les composantes de ces systèmes partiels. Lambert pensait, avec Eéplar, que les sdeils éloignés doivent être entourés, comme notre propre S<^il, d'nn cortège d'astres obscurs, semblables à nos planètes et à nos comètes. Quant aux étoiles

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- 2^2 — trèsHvppivcbées l'une dé l'autre, il ch)yait, tout ea paraissaDt peocber pour l'iiypotlièse d'un col^ oentral obscur, que ces étoiles devaient tourner autouf de leur centre de gravité commun, et accomplir leur révolution dans un espace de temps assez restreint (32) . Hichell, qui ne connaissait point les idées émises fixe Kant et par Lambert, suivit une autre voie. H appliqua le calcul des probabilités à l'étude des groupes stellaires et surtout aux étoiles multiples, biDairea ou quaternaires (33). 11 prouva qu'il y avait 500000 à ^larier contre 1, que ta réunicn des 6 étoiles principales des Pl^ades be pouvait être l'effet du hasard, et ^a'uûè cause quelconque avait dû en déterminer le rapprochemeDt. Il se montre si persuadé de l'existence d'étoiles loumaot l'une autour de l'autre, qu'il proposé l'étude de ces systèmes partiels comme UD iûoyéa de résoudre certains problèmes astronomiques (3Ï).

Christian Uayer, astronome de Manfaeim, a lé grand mérite dlavoir, le premier, sérieusement bb^ serve les étoiles doubles (eal778).LadésignaIiO& pëa coïiVénable de saleililes et surtout l'applicatioti qu'fl àràit cru devoir en Taire à des étoiles qu'il rattachait ii Arctunis, quoiqu'elles en fussent éloignées de 3* Sff et de 2^ SS', l'exposèreot aux railleries de ses conteinporams et à la cridque par trop amère d'un célèb'm gèomëtre, Nicolas Fliss. Élait-il vraisemblable, èb éâ'et, que des corfè planétaires pussent être viSiblèg pour nous, s'ils empruntaient leur lUitiill« % âéb sources si'éfôi^^î'Ôn ¥^|jéta lïcnfe lés !âéeè bjrstélba-

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- 2b3 — tiques de Mayer : oo se crut même le droit de rejeter aussi ses observations. It disait pourtant, en propres termes, dans sa réponse aux critiques du Père Maximilieu Hell, directeur de l'observatoire impérial de Tieone : « Ou bien les petites étoiles qui sont placées à près des grandes sont sans lumière propre et simpleneot éclairées comme des planètes; ou bien l'étoile centrale et son satellite sont deux soleils, brillant de leor propre éclat, qui tournent l'un autour de l'autre, n Ce qu'il y a de capital dans les travaux de Christian Mayer a été dignem«it reconnu, longtemps après sa mort, par Struve et par Msedler, qui ont fait valoir ses Aoits à ta reconnaissance des astronomes. Dans ses deox traités : Défense des nouvelles Observations sur les SalellUes d'Étoiles (en allemand, 1778), et Dissert. de weis in Cœh tidereo Phcaiomenis (1779), on trouve la description de 80 étoiles doubles qu'il avait cbaolées; parmi ces couples, 67 ont une distance moindre fie SST. La plupart avaient été découverts par G. Mayer, à l'aide de l'excellente lunette de ^",6 de loBgneur focale, dont le quart de cercle mural de Ihritrài était pourvu. « Quelques-uns sont encore comptés, aojourd'bui, parmi les objets les pins dîfficies, que (les instruments puissants peuvent seuls Caire riÎBltngaer ; tête sont p et 71 d'Hercule, la 5* de la tpe et 0) des Poissons. » A ta vérité, Mayer observait Mdement, à l'aide des instruments méridiens (conae « r« fejt d'ailleara longtemps encore aprèn lui), ie» i d'ascenion droite ou de déclinaison; mut I il vonhrt comparer 'ses pésnltarts aux observa-

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lions aDcieooes, pour mettre en évtdeoce les cbangemenlg de positioD, il ne sut pas toujours très-bien démêler ce qui provenait seulemeot de certains mouvements propres (â5).

Ces faibles mais mémorables dâiuls furent suivis des travaux gigantesques de W. Herschell, comprenant une longue période de plus de 25 années. Quoique son premier Catalogue d'étoiles doubles soit postérieur de quatre ans au traité que C. Mayer avait publié sur l« môme sujet, il n'en est pas moins vrai que ses observations remontent à l'an 1779, et même h 1776, si l'on tient compte de ses recherches sur te trapèze de la grande nébuleuse d'Orion. Presque tout ce que nous savons aujourd'hui sur les étoiles doubles a sa racine dans les travaux de W. Herschell. NoD-seulement Herschell a publié des Catalogues eu 1782, 1783 et 1804 qui contiennent 846 couples stellaires, presque tous découverts et mesurés par lui (36); mais, ce qui importe bien plus que l'augmentation du nombre, Herschell a exercé son génie d'observation et sa sagacité sur tout ce qui a rapport aux oribites, è la durée présumée des révolutions, h l'éclat de la lumière, au contraste des couleurs , à la classiScation des divers couples d'après les distances mutuelles des étoiles composante. Doué de la plus vive imagination, et, malgré cela, procédant toujours avec une exb^me réserve, ce ne fut qu'en 179&. qu'Herschell osa exprimer ses idées sur la nature des relations qui peuvent exister entre l'étoile prindpale et le compagnon, et établir enfin une distinction profonde entre les étoiles doubles phy-

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»qaes et les étoiles doubles optiques. Neuf ans plus tard, il développa la coonexité géuérale de ces phénomènes, dans le 93* volume des Pkilosophical Transac- Ivm. La science était désormais en possession d'une Ibéwie complète de ces systèmes partiels, où nous voyons des soleils tourner autour de leur centre de gravité commun. On sut alors que la force d'attraction qui gouverne notre système, qui s'étend du Soleil à Neptune et même 28 fois plus loin, puisque l'attraction Eolaire agit encore, à 131000 millicms de kilomètres, Gur la grande comète de 1680, la retient dans son orbite et la force è revenir, on apprit, dis-je, que cette force règne aussi dans les autres mondes et gouverne les systèmes stellaires les plus éloignés. Mais quoique W. Berscbell eût reconnu, avec une netteté parfaite, la oonnexilé générale de ces phénomènes, il feut avouer que les observations étaient encore bien incomplètes m commencement du xix' siècle. Les angles de position qu'il avait mesurés, joints à ceux qu'on pouvait déduire d'observations plus anciennes, ne compre- Daient pas un intervalle sufiSsant pour permettre de alcDler, avec certitude , la durée des révolutions et les autres éléments des orbites stellaires. De tels adculs devaient conduire à des erreurs; sir John Hersdtdt lui-même rappelle les périodes de 33& ans qu'on ■signait alors à Castor, au lieu de 5â0 ans (37); de 708 ans à y de la Vierge, au lieu de 169, et cdle de 1200 ans qu'on donnait à 7 du Lion (la 162&' du grand catalogue de Stnive, magnifique étoile double, dont les couleurs sont le jaune d'or H le vert rougeâlre) .

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Après William Herscbell,W. Strove, de iStS à i8&2, et sir John Herschell, de 1819 à 1838, ont mis aa service de cette importante branche de l'astro- Qomie une activité nmi moios admirable et des instruments plus parfaite, surtout pour tes appareils micrométriquee. En 1830, Struve piditia, h Dorpat, son premier Catalogue contenant 796 étoiles doubles. Un deuxième catat(^e parut en 183â; il contenait SUS ôtoiles doulries, tontes au-dessus de la 9* gnadeur et ayant mcùns de 83' de distance. Les 5/6 de cette coUectioD se composaient d'éttùles doubla jusqu'alors inconnues; Strave les avait découvertes à l'aide de la grande lunette de Frauenhofer, «i sbinaEieltant plus de 120000 étoiles à une révision minutieuse. Le troinème Catalogue de Struve est de 1837; il con^ stiUie l'œuvre capitale intitulée : Stellarwn eompoiitaruvi Mensurœ micrometricœ (38). Ce livre contient seulement 2787 étoiles doubles, attendu que certains objets observés d'une manière incomplète en ont été soigneusement exclus.

Ce nombre déjà si considérable a été encore augmenté, grâce à des travaux qui feront époque dans 'i'4iistoire astronomique de l'hémisphère austral. Pendant un séjour de quatre ans au Cap de Bonne-Espérance, à Feldbausen, J. Hersdiell a observé plus de 2100 étoiles doubles, dont qu^ques-unes seulement étai^td^ connues (39). Toutes ces observations africaines ont été Tailes à l'aide d'un télescope de 20 pieds (6 mètres), cakiulées et réduites à 1830, et coordonnées de manière h feire suite h nx catalogues anlé-

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mon que sir Joho Hersdiell avait déjà publiés daqf la 6* et la 9' partie de la ricbe collectioa des Menwin (^the R, Àstronomicai Society (&0). Les six Gatal(^9^ çuropéens contenaient déjà â3/|6 étoiles doubles, don^ &S0 ont été observées en commun par sir John U^Sr chdl et sir James South, en 1825.

La aério historique de ces travaux uurotr^ coip- BHBt la science s'est élevée successivemeiit, dan^ fe cours d'un demi-fitècle, à la connaissance approfoocMA des systèmes stetlairoK partiels et surtout des système Mmwvs. On peut ai^ourd'hui, avec quelque certitude, pwter à 6000 le nombre des étoiles doubles, en tenaqt compte de cell^ c[ui ont été découvertes par Bessql avec son magnifique héliomètre de Frauenhofert par Aigelander, à Abo, de 18S7 à 1835 {U); par Encke et Galie, k Berlin, de 1836 à 1839; par Preuss 6t Duo Struve à Poulkova (depuis le grand catalogue de 1837) ; par Msdler à Dorpat, et par Mitchell h Gncinnati , où il emploie ime lunette de Munich ^ 5",5 de longueur. Parmi ces 6000 couples dont les étoiles composantes paraissent si rapprochées, même pour l'œil muni des plus puissants télescopes, combleo y a-t-il d'étoiles doubles purement optiques, et comt)iao decoai^esoù les deux étoiles, soumises aux loisd'mw ■ttraction mutuelle, circulent dans des couites fermées «t eoBstituent un système véritable? C'est assurément là une question ca|»tale, mais il est malaisé d'y répondre aujourd'hui. En fait, le nombre des couples oiï ToB pnit prouver que le satellite se meut autour de Vâoile centrale va toujours en augmentant. Des mou-

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— 2i8 — Temeots d'une lenteur extrême, uae position défavorable de l'orbite peuvent Eaire méconnaître longtemps le caractère d'un couple stellaire, et le laire ranger à tort parmi les étoiles optiquement doubles. Cependant la constatation de mouvements relatifs n'est pas le seul critérium. Si les deux étoiles d'un même couple sont animées du même mouvement de transtalton, si elles marchent ensemble dans l'espace absolu, de même que Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune entraînent avec eux leurs cortèges de satellites, et sont entraînés euxmêmes, avec tout le système solaire, dans une même direction, alors on peut prononcer sur la nature de ce couple; ses étoiles composantes sont reliées physiquement; elles appartiennent à uo même système. Les travaux de Bessel et d'Argelander sur les mouvements propres des étoiles ont conduit ainsi à reconnaître un certain nombre de véritables systèmes siellaires. Nous devons à Maedler la remarque suivante. Jusqu'en 1836, on ne connaissait, sur 26/|0 étoiles doubles cataloguées, que 68 couples dans lesquels des changements de position relative avaient été constatés, et 105 où l'existence de tels changements pouvait paraître plus ou moins vraisemblable. Aujourd'hui le rapport numérique des étoiles physiquement doubles à celles qui le sont optiquement a bien changé. D'après un tableau publié en 18^9, sur 6000 couples, on en a trouvé 650 dont tes composantes ont changé manifestemenl de position relative (f|2). Autrerois on ne connaissait qu'un couple physique, sur 16 étoiles doubles; aigourd'hui leur rapport est celui de 1 à 9.

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Qttant h la distribution des étoiles doubles, soit dans l'espace absolu, soit même, plus simplement, sur la voûte apparente des cieux, od est encore bien pea avancé, et il est difficile d'assigner des nombres exacts. On sait , par exemple , dans quelle région se trouve la majeure partie des étoiles doubles : c'est cdle des constellations d'Andromède, du Bouvier, de la Grande Ourse, du Lynx et d'Orion, pour l'hémisphère boréal. Pour le ciel austral, sir John Herschelt a remarqué « que dans la partie extra-tropicale de cet hàcispiière, le nombre des étoiles multiples est beaucoup plus faiUe que dans la partie correspondante de la zone opposée. » Malgré ce que ce résultat peut avoir d'inattendu, il n'en mérite pas moins toute confiance, car les belles régions du ciel austral ont été explorées sous les conditions atmosphériques tes plus Tavorables, et par un observateur des plus habiles, à l'aide d'un poissant télescope de 6 mètres de longueur Tocale qui séparait des couples d'étoiles de 8* grandeur, même lorsque des distances ne d^>assaient point d/& de settHide (Aâ) .

Un des caractères les plus remarquables des étoiles doubles, c'est le contraste de couleur qu'elles présentent dans une foule de cas. Struve a examiné, dans sou grand ouvrage de 1837 (dh) , les couleurs de 600 étoiles doubles, choisies parmi les plus brillantes ; vûri les résultats de sa discussion. Dans 375 couples etellaires, les deux étoiles ont la même couleur, au même degré d'intensité. Dans 101 couples, les étoiles sont aussi de même teinte; maïs on remarque une dtf-

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fSr^œ quant à l'iateosité (|« lett^rs ooloratioBjB respective^. Struve en a. trouvé 120, o'esl-à-dire 1/5 4)1 Boabre Mal, où les couleurs diffèrent cooipIétOEoent. [m couples où l'étoile priocipale et le oompagWKi <Wt eoêoie couleur, sont donc k fols plus nombreux, h» étoiles blanches forment près de la moitié de ^ 60Q couples. Parmi les étoiles doubles à deux couleurs. on rencontre souvent l'assocjatioq du jaune et du bleu, Qomme dan^ % de rËcrevisse, ou de rorangé et du vort, comme dans l'étoile triple y d'Andromède (&5}.

Arago a fait remarquer, en 1835, que les toiles doubles bicolores présentent souvent deux couleurs complémentaires, c'est-à-dire deux couleurs dont la réunion forme du blanc (/|6]. On sait, m optique, qu'un objet faiblement éclaû'é paraîtra vert, par un effet de contraste, si on le place à côté de quelque autre objet d'un rouge éclatant; il paraîtra bleu, si l'objet voisin brille d'une vive lumière jaune, filais, ea fit^Dt cette remarque, Arago a prudemment rappelé que si la teinte verte ou bleue du compagnoQ pouvait s'expliquer par un effet de contraste, lorsque l'étoile centrale est elle-même teinte de rouge ou de jaune, il faudrait se garder, cependant, de généraliser ce mode d'explication au point de nier, par exemple, l'existeoce d'étoiles réellement vertes ou bleues (&7) . Il cite, en effet , plusieurs couples dans lesquels une ét<Hle brillante et blanche a pour compagnon une petite étoile bleue (1537 du Lion, 1768 des Chiens de Chasse); il cite encore è du Serpent, dont les composantes sont bleues toutes deux (A8) ; il propose enfin de vérifier si

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les leùtes con][déiiieDtaire& sont réellement ud effet de coolraste, en couvrant l'étoile principale avec un 61 ou Di diaphragme, lorsque la distance des deux étoiles le pcnnet. Ordinairement, c'est la petite étoile seule qui est bleue; cependant on voit le conb^re dans la SS-d'Orion (696 du Catalogue de StruTe, p. i^xx), dont l'étoile principale eet bleuâtre, tandis que le compigDoa est d'un blanc parfait. Si les soleils, dont ces ^stèmes multiples se composent, sont entourés de pla- Bèles invisibles pour nous, ces planètes doivent avoir Imre jours blancs, bleus, rouges et verts (^9).

Il faut, pour plus d'un motif, se garder de gênéfsliser trop tdt en pareilles matières. Nous avons vu (SO) qne loates les étoiles colorées ne sont pas nécessaire- Deot des étoiles variables; de même les étoiles doutes d'une ou de plusieurs couleurs ne sont pas toujoqrs des étoiles physiquement doubles. De ce que Oflaineâ coïncidences se reproduisent souvent sous nos yeux, il n'en faudrait pas toujours conclure que ces coïncidences sont des faits nécessaires, surtout quand il s'agit d'étoiles périodiquement variables, ou d'ailes touniant dans des systèmes partiels autour d'an centre de gravité commun. En notant avec nia tes couleurs des étoiles doubles jusqu'à la 9* grandeur, c'est-^-dire jusqu'à la limite oii la coloration cesse d'ébv perceptible, on y a retrouvé toutes les nuances du spectre solaire; mais ces teintes ne se répartissent pas indifféremment entre les deux compo- GNiles. Quand l'étoile principale n'est pas blanche, sa couleur se rapproche, en général, de l'extrémité rouge

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du spectre, c'est-à-dire de celle des rayons les moins réfraDgibles ; tandis que la couleur du satellite tire sur le Yiolet, et correspond ainsi aux rayons les plus ré- Traugibles. Les étoiles rougeâtres sont deux fois plus nombreuses que les étoiles bleues ou bleuâtres ; les blanches sont 2 1/2 fois plus nombreuses que les étoiles plus ou moins rouges. Il est encore digne de remarque qu'une grande dîfTérence de coloration se rencontre d'ordinaire avec une grande inégalité d'éclat. Deux couples que leur vive lumière permet d'observer en plein jour, ^ du Bouvier et y du Lion, se composent, l'un de deux étoiles blanches de 3* et de ft* grandeur, l'autre d'une étoile principale de 2' grandeur et d'un satellite de 3',5 grandeur. Celle-ci, y du Lion, est la plus belle étoile double du ciel boréal, de même que a du Centaure (51) et x de la Croix sont les plus belles de l'hémisphère austral. Quant à Ç du Bouvier, il [h^ sente, avec « du Centaure et y de la Viei^, une assez rare particularité, à savoir, la réunion de deux grandeci étoiles d'un éclat peu différent.

Il règne encore bien des incertitudes et des désaccords sur la question de la variabilité d'éclat, considérée par rapport aux étoiles doubles, surtout quand il s'agit du compagnon. J'ai déjà dit (52) que l'étoile principale de a d'Hercule oSre assez peu de régularité dans ses variations. Struve a observé des changements d'éclat dans les deux étoiles de y de la Vierge qui sont à peu près de la même couleur jaunâtre et du même éclat (3' gr.), et dans le n* 2718 de son grand Catalogue. Peut-être ces changeroenls proviennent-ils du

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- 25â — mourement de rotation de ces soleils autour de leurs axes (53). Après les chaDgemeats d'éclat, disons uq mot des changements de couleur. On a soupçonné des ranatioDS de ce genre dans -^ du Lion et y du Dauphin; mais la question reste encore indécise. On n'a pas léasd à constater que des étoiles blanches soient de- Tenues colorées, ou que des étoiles colorées soient de- Tenues blanches, comme cela parait avoir eu lieu pour uoe étoile isolée, pour Sirius (SA). S'il s'agit de simples variations de nuances, la discussion doit tenir compte de nombreuse causes d'erreur, parmi lesquelles il faut mettre, au premier rang, l'individualité «ganique de chaque observateur, et même les propiiélés optiques de chaque instrument. On sait, par exemple, que les miroirs des télescopes ont pour effet de teindre plus ou moins en rouge tous les rayons lumineux qu'ils réfléchissent.

Parmi les étoiles multiples, on trouve : des étoiles trifrfes, comme i de la Balance, X, de l'Ëcrevisse, ta 12* du Lynx, la 11* de la Licorne; des étoiles quadruples, telles que les n" 102 et 2681 du catalogue de Strove, « d'Andromède et t de la Lyre; enfin une étoile sextuple, 6 d'OrioD, qui forme le célèbre trapèze de la grande nébuleuse d'Orion. Très-probablement cette étoile sextuple constitue un véritable système, car les 5 petites étoiles de 6* ,3 grandeur, de 7*, de 8*, de 1<*,3 et de 12* grandeur partagent le mouverorat propre de l'étrale principale (&*,7 gr.). Toutefois on n'y a pas encore remarqué le moindre déplacement rdatif (55). Dans les étoiles triples Ç de la

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Balance et Ç de l'Écrevisse, au contraire, ]es mowre- Toenls révolutirs de tons les satdiites ont élé parfatteineat constatés. La dernière se compose de 3 étoiles de 3* grandeur, d'an éclat peu différent, et le satellite le "{ilas voisin de l'étoile centrale parait avoir un monve* ment dix fois plus rapide que le plus éloigné.

le tiombre des étoiles doubles dont les oAHes ont pu être calculées monte aujourd'hui à ft ; il y en a encore iO ou Sa dont les éléments seront probaUement 1)ientdt codqus avec un degré suffisant d'approxima- "tion (56). Parmi ces étoiles, I^ d'Hercule a déjà aocompli, sous nos yeux, deux révolutions entières; il a offert deux fois, en i803 et ra 1831, le curieux spectacle d'une étoile occoltée par une autre étoile (57).

C'est à "Savar; que l'on doit les premiers calcute îelatr^^â ta détiermination des éléments de l'oitite d'une étoile double; il avait choisi i de la <Sraade Ourse pour sujet de ses recherches. Pais vinrent les méthodes et les calculs d'^ncke et de sir Jfohn HerscfaeH ; plus tard encore, les travaux de Bessel, de Slruve, de IMsedIer, de Hind, de Smith, du capitaine Jacob et d"f von Yillarceau. Les méthodes de Savary et d'E^cke exigent It observations complètes, correspondant à de6 '^^)oqnes suffisaiumeirt éloignées l'une de l'autre. Celles ■de fiir^ohtt Herscbéll et d'Yvou Villarceaa sont des- -tiuées h utiliser immédiatement l'ensemble des obser- "vatiens. Les plus courtes duré» des Tévc^ntions, dans fes 'étoiles doubles, sont de 86, 61, 66et77ens; riles sobt Bout ibletmëdiaires entre celtede SAome et celle d'iïtwitis. la phrs longue Yémhlâou, pmmi «c^Ies dont

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ta durée a pa être detormiDée arec quelque apparûtes de BQCcès, est de 500 bds, c'est-à-dire triple du temps de ta réroIutiOD du Neptune de Le Verrier. L'excentricité des ellipses stellaires est très-ccmsidérable, à ea juger d'après les faits acluellement coddus. Par œmple, celles des ellipses de f de la Vierge (0,8?) et de a dn Centaure (0,95 ou 0,72) eu font des or- Intes véritablement cométaires; et même, la comète inlérieure de Faye, comète dont l'orbite, il est vrai» s'éloigne le moins de la forme circulaire, a une excentridlé (0,55) plus faible que ces deux étoiles doubles. Les orbites des autres étoiles sont comparativement peu excentriques.

Si, dans un couple stellaire, on considère l'une des deux étoiles, la plus brillante, par exemple, œmme étant en repos, et qu'on la prenne pour centre du mon- «eoient de la seconde étoile, on peut conclure des obserrations et des calculs actuels que la courbe décrite par le compagnon autour de l'étoile centrale est une dlipse, dans laquelle le rayon vecteur décrit des aires égales en temps égaux. C'est ainsi qu'en multipliant les Diesures d'angle de position et de distance, on a pu s'assurer que les soleils de ces divers systèmes obéissent aux mêmes lois de gravitation que les planètes de noire pr<^re monde. Il a fallu un demi-siècle d'efforts pour asseoir enfin ce grand résultat sur des bases solides; mais ans^ ce demi-siècle comptera comme une grande époque dans l'histoire des sciences qui s'élèvent jusqu'au point de vue cosmique. Des astrra auxquels une vieille habitude a ccniservé le nom de fieoea.

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quoiqu'ils oe soient ni ^r^, ni mêmes immobiles sur la voûte céleste, se sont mutuellement oecultés sous dob yeux. La counaissaDce de ces systèmes partiels, où des mouvements s'accomplissent ainsi en dehors de toute influence extérieure, ouvre à la pensée un champ d'autant plus large, que déjà ces systèmes apparaissent, à leur tour, comme de simples détails, dans le vaste ensemble des mouvements qui animent les es-

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ifliMEISTS DBS OSBITES DES ÉTOILES DOUBLES.

NOMS

Mgnndeun

DU ttOILES.