CHAPITRE XXL

DISTANCES, MOUVEMENTS, ECLAT DES ETOILES. — SPECTROSCOPIB. PHOTOGRAPHIE.

287. Distances des étoiles au Soleil; parallaxes annuelles. — Les distances des étoiles à la Terre sont iellement grandes, par rapport au diamètre du globe terrestre, que toute parallaxe stellaire, entendue dans le sens ordinaire du molparallaxe, est absolument insensible. Le mouvement de la Terre autour du Soleil permet, par des observations faites à environ six mois d'intervalle, de déterminer les directions des droites D, D| qui joignent une étoile à deux points voisins des extrémités d'un diamètre de l'orbite terrestre. Si ce diamètre est perpendiculaire à la direction qui joint l'étoile au Soleil, la moitié de l'angle des droites D, D| reçoit le nom de parallaxe annuelle de l'étoile. Cette parallaxe atteint une seconde d'arc, si la distance de l'étoile à la Terre (ou au Soleil) vaut 206265 fois la distance de la Terre au Soleil.

Les essais de détermination de parallaxes annuelles par des observations méridiennes, au xviii* siècle et au commencement du XIX*, ont été généralement infructueux. Cependant, il n'en a pas été de même à des dates plus rapprochées et notamment la parallaxe de a Centaure, la plus forte parallaxe connue, a été déduite à diverses reprises, et tout d'abord de i83i à i84o par Henderson, au Cap, d'observations méridiennes de sa déclinaison. Il est plus aisé de comparer, aiasi que l'avait proposé Galilée, la position de l'étoile à celle d'une étoile très voisine physiquement indépendante de la première. On voit sans peine que si la seconde étoile n'a pas de parallaxe sensible, la position relative des deux étoiles, à six mois de distance, pourra être affectée d'un changement correspondant au double de la parallaxe annuelle. La précision que

48o DEUXIEME PARTIE. — CHAPITRE XXI.

comportent aujourd'hui les mesures micrométriques permet d'obtenir, avec certitude, des parallaxes ne dépassant pas un ou deux dixièmes de seconde d'arc.

C'est ainsi que Bessel a déterminé, à l'héliomètre de Kônigsberg, par la comparaison à deux étoiles voisines, la parallaxe de la soixante et unième étoile de la constellation du Cygne (o%35), étoile sur laquelle l'attention était naturellement attirée par son très fort mouvement propre de 5'^] celui de a Centaure est 3', 6. En même temps Struve (i836) déterminait par le même procédé la parallaxe de Véga (o", a6).

Pritchard, à Oxford, a déterminé des parallaxes d'étoiles en comparant, sur des clichés photographiques, les positions de ces étoiles à celles des étoiles voisines; la haute précision que comportent les mesures faites sur les clichés à courte pose, la possibilité d'obtenir pour une même étoile un grand nombre de clichés, rendent la méthode photographique particulièrement avantageuse.

Ajoutons que récemment on a réussi à mesurer des parallaxes faibles par des déterminations méridiennes, faites au chronographe, de différences d'ascensions droites d'étoiles peu éloignées l'une de l'autre, en prenant d'ailleurs des précautions particulières pour diminuer l'effet des erreurs instrumentales et surveillant notamment la marche de la pendule.

288. Étoiles doubles, mouvements relatifs, observations. — L'étude systématique des systèmes d'étoiles doubles a été inaugurée par W. Herschell en 1782 et poursuivie constamment par lui. En 1802, il prouva que cinquante de ces couples étaient réellement des couples physiques dont les composantes tournent l'une autour de l'autre, et fixa un bon nombre de périodes.

Depuis cette époque, les étoiles doubles ont été étudiées par de nombreux observateurs parmi lesquels W. Struve, à Dorpatel à Poulkowa, Otto Struve à Poulkowa, John Herschell en Angleterre et au Cap de Bonne-Espérance, Dembowski à Florence, Burnham en Amérique, sans parler des beaux travaux d'un grand nombre d'autres contemporains.

Le catalogue général de John Herschel renferme plus de dix mille couples.

482 DËLMÈHE PARTIE. — CUAPITUI-: XXI.

recherches n'ont que très peu modifié le résultat obtenu par Herschel.

Les coordonnées les plus probables rapportées à t'équinoie de 1800, o sont, d'après L. Struve,

Celles de a Hercule

a = '260° 40', 0 =-h iGo 17'.

L'élude approfondie des mouvements propres de Sirius et de Procyon a conduit Bessel à conclure à leur variabilité et à annoncer, en i844î que ces astres ont des compagnons obscurs tournant autour d'eux dans une période de cinquante ans. Le 3i janvier 1862, Glarke, essayant un objectif de dix-huit pouces d'ouverture, aperçut à côté de Sirius, à 9'' du centre de son image et à la place résultant de la théorie de Bessel, un asirc extrêmement faible, fréquemment observé depuis, dont la période est de 49""'.«4- L'éclal de ce satellite n'est qu'un dix-millième de l'éclat de Sirius, mais sa masse est la moitié de celle de l'éloile principale.

On n'a pas aperçu le satellite de Procyon, mais il n'y a aucun doute sur son existence avec une forte masse et une période d'une quarantaine d'années.

291. Masses des étoiles doubles. — Si l'on connaît la parallaxe p d'un couple d'étoiles, le demi grand axe a (en secondes) de l'orbite relative, la durée T (en années) de la révolution, on a, parla loi de Newton,

d'où

on peut donc obtenir le rapport de la somme m -\- m^ des masses des deux composantes à la masse M du Soleil.

Le centre de gravité des deux composantes a un mouveuieni

instant, en un même lieu, change avec la hauteur et même avec Tazimut; la diversité de Téclat du fond du ciel modifiée par Theure, parla phase de la Lune, par. le voisinage d'étoiles brillantes ou de belles planètes, par la lumière zodiacale, par la voie lactée; l'inégale sensibilité de l'œil aux divers points de la rétine, etc.

La polaire est à peu près le type des étoiles de seconde grandeur et elle constitue un excellent repère, sa position dans le ciel étant sensiblement invariable.

L'échelle des grandeurs, depuis l'invention des télescopes, a été prolongée successivement par d'habiles observateurs qui, dans notre siècle, se sont accordés mieux que l'on ne pourrait le croire a priori. Il est à signaler cependant que la plupart des étoiles de sixième grandeur du catalogue de Lalande sont notées à la septième par Piazzi. Les mesures photométriques faites depuis un petit nombre d'années par des méthodes très diverses ont donné des résultats peu différents de ceux qu'avait obtenus Argelander à Bonn par l'estimation directe.

On pourrait aujourd'hui adopter la définition suivante :

La différence AM des grandeurs de deux étoiles d^ éclats A et B est

Cette règle, proposée par Pogson, indique que les grandeurs croissent en progression arithmétique quand les éclats croissent en progression géométrique. La différence d'une grandeur correspond à un rapport d'éclats égal à lo**'* ou sensiblement 2,5.

293. Mesures photométriques. — Les premiers essais de mesures photométriques remontent à la fin du siècle dernier. De Ilumbolt compara les principales étoiles du ciel austral en amenant leurs images dans une lunette à avoir le même éclat, au moyen de diaphragmes de diverses grandeurs placés devant l'objectif. Vidal, aux environs de Toulouse, observait à travers des ouvertures inégales moindres que le diamètre de la pupille.

Arago, ayant admis la loi de Malus, d'après laquelle l'intensité d'un faisceau de lumière polarisée se partage entre les deux fais-

rObservatoire de Paris a montré autour de Mérope une mag^nifique nébuleuse et une autre, autour de Maïa, que personne n'avait aperçue. La nébuleuse annulaire de la Lyre a donné un autre exemple bien frappant : les clichés photographiques de cette nébuleuse révèlent en son centre même, avec des poses de dix minutes seulement, une magnifique étoile, invisible à Toeil dans les pins puissants instruments.

Cependant la définition des grandeurs photographiques n'a pas encore été donnée d'une façon pleinement satisfaisante. On a songé à la fonder soit sur les rapports des temps de pose nécessaires pour obtenir les diverses étoiles, soit sur le diamètre des images obtenues dans un même temps sur un même cliché.

A ce dernier point de vue, Pritchard a donné la formule

D — D'=c(logM'— logM),

D et D' étant les diamètres des images, M et M' les grandeurs.

L'expérience n'a, jusqu'à présent, justifié ni l'une ni l'autre de ces conceptions. Nous nous bornerons à signaler encore les deux résultats suivants :

En moyenne, pour gagner sur un cliché une grandeur visuelle, il faut multiplier le temps de pose par un nombre plus grand que le rapport 2,5 des éclats des étoiles de deux grandeurs consécutives.

A un autre point de vue, l'écart entre les grandeurs visuelles el les grandeurs photographiques a paru dépendre de la position de la région photographiée par rapport à la Voie lactée.

295. Travaux d'Argelander. — Argelander, dans un chaleureux Mémoire publié en i844 {Aufforderung an Freunde der Astronomie) a appelé l'attention sur diverses sortes d'observations susceptibles d'être faites sans aucun instrument, en particulier sur la détermination des grandeurs des étoiles visibles à l'œil nu et sur celle des étoiles variables. Il signale les motifs qui obligent à ne comparer l'éclat d'une étoile qu'à celui d'étoiles assez voisines d'elle, ne s'en écartant pas de plus de io° à 12®, tout en évitant le voisinage immédiat, cas dans lequel l'éclat d'une étoile influe sur l'estime de l'éclat de l'autre. Il expose le mode d'observation qu'il a adopté. Et tout d'abord on ne doit comparer que des étoiles

ASTRONOMIE UODERNE.

ayant presque le même éclat. On les regardera successivement, alternativement, autant que possible dans une même position de la tête, mais pas les deux à la fois, les deux yeux d'un même observateur et les diverses parties de la rétine d'un même œil n'ayant pas la même sensibilité. « Je fixe d'abord l'une des étoiles et l'amène, par le mouvement de l'œil sur cette partie de la rétine où je la vois le plus clairement possible; puis je me tourne rapidement vers l'autre étoile et l'observe de même, et je l'observe de la même manière jusqu'à ce que j'aie fermement établi mon jugement sur leur différence de clarté.... On peut aussi prendre la moyenne des différences obtenues en passant de la première étoile à la deuxième, puis de la deuxième à la première, différences qui, d'habitude, diffèrent de un degré ou même de deux degrés. )> Argelander définit en ces termes le degré qui est pour lui l'unité de différence d'éclat :

« Que je voie deux étoiles également brillantes, ou (|ue j'hésite à savoir laquelle brille le plus, je les appelle également brillantes et je les représente en inscrivant leurs noms l'un à la suite de l'autre, dans un ordre arbitraire ab ou ba.

» Si, au premier coup d'œil, elles paraissent également brillantes, mais que je reconnaisse par un examen attentif et par un passage réitéré de a à 6 ou de 6 à a que toujours, à de très rares exceptions, a a brillé plus que 6, je dis que a est de un degré plus brillante que b et j'écris ai 6. L'étoile a apparaît-elle constamment et sans aucun doute plus brillante que 6, la différence est évaluée à deux degrés et j'écris a 2 6. Une différence qui tombe sous le sens au premier coup d'œil vaut trois degrés et j'écris aib. Enfin a^b représente une différence encore plus manifeste à l'avantage de a, » Argelander conseille de ne pas aller plus loin; en revanche, il emploie des demi-degrés et une notation telle que rt2,5 6. Il propose Procyon comme type de comparaison pour les étoiles de première grandeur et, lui attribuant 55 degrés, trouve que les plus faibles étoiles de sixième grandeur seront représentées par o degré et les étoiles invisibles à l'œil nu par des nombres négatifs. Le degré d'Argelander est à peu près le dixième de la différence d'éclat qui existe, en moyenne, entre deux grandeurs consécutives.

Il est bon d'avoir choisi des couples d'étoiles correspondant

normalemenl à des différences d'un, deux, trois ou quatre degrés et de Jes observer au début de chaque soirée pour en déduire de façon précise Timpression que ces divers écarts font sur l'œil dans celle soirée, impression qui dépend des conditions atmosphériques.

Argelander, aidé par Schônfeld et Rrueger, a dressé à l'observatoire de Bonn une liste de positions approchées de 3 14 9^5 étoiles comprises entre o** et 92° de distance polaire nord. Il a noté en même temps, à la simple estime, les grandeurs de ces étoiles, au dixième de grandeur.

Littrow a fait le dénombrement des étoiles des diverses grandeurs contenues dans la Bonnerdurchmusterung et a trouvé les résultats suivants :

i*^ grandeur 10

5* » looi

Les grandeurs de la Bonnerdurchmusterung onlélé évaluées à la simple estime; Argelander a fait, d'autre part, pendant plus de trente ans, des observations d'éclat d'étoiles variables, dans lesquelles il comparait chaque étoile variable à un ensemble d'étoiles de grandeurs fixes choisies dans le voisinage, à tous les degrés de l'échelle parcourue par la variable à étudier. Argelander, comme 11 a été dit, notait les différences par degrés valant à peu près o?*", 1 . La Bonnerdurchmusterung a été publiée de 1869 à 1862; les observations d'étoiles variables l'ont été dans le t. VII des Bonnerbeobachtungen en 1869.

296. Photomètre de ZôUner. — Cet instrument, tel qu'il a été conçu par Zollner, est constitué comme il suit :

Dans le tube d'une lunette astronomique est placée une glace

sans tain, à faces parallèles, inclinée de 45° sur l'axe de la lunette.

En face cette glace pointe un tube latéral perpendiculaire à celui de la lunette et tel que la glace sans tain soit perpendiculaire au plan des axes des deux tubes.

En face ce tube se trouve placé un bec de gaz dont les rayons après avoir traversé une très petite ouverture O, forment par réflexion sur la glace sans tain une étoile artificielle d'intensité constante. Pour rapprocher le plus possible de l'oculaire de la lunette l'image de cette étoile artificielle, Zôllher a placé, à la rencontre des deux tubes, une lentille convergente L qui donne de Touverture O une image réelle O' formant par réflexion sur la glace une image virtuelle O'^; le réglage est tel que l'image O'' se trouve dans le plan focal de l'objectif Q de la lunette, plan dans lequel se trouve, à côté de O", l'image E de l'étoile à étudier {fig* 71).

Fig. 71.

La comparaison des intensités des images O" et E se fait comme il suit ; on rend l'éclat de l'image O'' égal à celui de E en faisant traverser au faisceau lumineux OL un système de deux niçois n, n' placés dans le tube latéral. Le premier transforme le faisceau primitif en un faisceau polarisé; le second nicol n' peut tourner

autour de l'axe du tube latéral; cette rotation permet de modifier rintensité du faisceau ; l'angle dont on a tourné est lu sur un cercle centré sur Taxe du tube latéral ; l'index est au zéro quand les sections principales des deux niçois sont perpendiculaires; dans cette position, l'intensité de l'image O'' est nulle. Dans d'autres positions, l'intensité de l'image O'' est proportionnelle au carré du sinus de la lecture.

Zôllner avait placé en outre dans le tube latéral un troisième nicol et une lame de quartz destinés à la mesure des couleurs; nous nous bornerons à renvoyer, pour de plus amples détails, à son Mémoire imprimé à Berlin en 1861 {Grandziige einer allgemeinen Photometrie des Himmels),

M. Ceraski, dans un Mémoire {Le photomètre astronomique et ses applications^ Moscou, 1887), imprimé en langue russe, a apporté de notables améliorations au photomètre de Zôllner.

11 résulte des discussions auxquelles ont donné lieu les travaux de cet astronome que le photomètre ne donne pas plus de précision que la vue simple pour la comparaison d'astres de grandeurs voisines ; il offre l'avantage de permettre de comparer avec la même exactitude des étoiles de grandeurs beaucoup plus différentes. L'erreur moyenne d'une comparaison est voisine de o^'^"'**'"'^, i .

297. Photomètre méridien d'Harvard Collège. — L'instrument est formé d'une double lunette horizontale fixe dirigée vers l'ouest; les deux objectifs ont 4^" d'ouverture et 80"^"* de distance focale. Devant chaque objectif se trouve un prisme à réflexion totale.

L'un de ces prismes, placé au sud, peut tourner autour de l'axe de l'objectif correspondant et envoie dans la lunette les images des étoiles au moment où elles passent au méridien; un cercle entraîné dans la rotation a pour lectures les déclinaisons de? étoiles. L'autre prisme envoie dans la lunette l'image de la polaire: ce prisme, en raison du mouvement de la polaire, peut être légèrement déplacé dans tous les sens au moyen de manettes. Un prisme à double image est placé près du foyer commun des deux objectifs; on l'oriente de telle façon que, après réfraction, le faisceau ordinaire venant de la polaire coïncide avec le faisceau extraordinaire venu de l'autre étoile.

Un nicol analyseur, monté sur un cercle de position, sépare

ensuite les deux faisceaux et permet de rendre les images égales. Soient Vq la lecture pour laquelle l'image de la polaire disparaît, i^ la lecture qui correspond à l'égalité des images, A l'éclat de l'étoile, B l'éclat de la polaire. A la lecture r, l'éclat de l'image de

l'étoile est

A cos*(r — cq);

l'éclat de l'image de la polaire est

En égalant ces deux valeurs, on obtient

La différence de grandeur M des deux étoiles est

M = .i,5log-

= 2,5 Jog tang>(p — Vo) = 5Iogtang(p — t'o)-

298. Photomètre de Pritchard. — L'instrument se compose essentiellement d'une lame de verre teinté, à teinte neutre, en forme de prisme triangulaire droit dont la base est un triangle ayant i6^", 5 et o*=", 35 de côtés ; le prisme a a*'™, 5 de hauteur. Un second prisme de mêmes dimensions, en verre blanc, est accolé au premier par les faces hypoténuses des deux verres ayant le même indice; l'ensemble ne produit aucune dispersion. Le double prisme est mobile dans une coulisse qui s'adapte devant l'oculaire de la lunette astronomique, entre l'oculaire et l'œil de l'observateur. La position de l'œil de l'observateur est déterminée par un œilleton placé en avant du double prisme et centré sur l'oculaire. La monture du double prisme porte, d'une part, une échelle tracée sur une lame de laiton en biseau et, d'autre part, une crémaillère mise en mouvement par un pignon adapté à la partie fixe de la monture. Cette partie fixe porte aussi un index qui sert à lire sur l'échelle divisée la position qu'il faut donner au prisme pour éteindre Timage de Tastre à observer. Les différences des grandeurs des étoiles, par rapport à une étoile choisie comme repère, sont, tout étant égal d'ailleurs, proportionnelles aux différences des

lectures entre le point d'extinction des étoiles à observer et le point d'extinction de l'étoile repère.

Il est tout indiqué de prendre pour repère l'éloile polaire.

M. Pritchard a trouvé que l'erreur moyenne d'une détermination isolée estoS"°**-,3, de sorte qu'en répétant la même observation un nombre de fois suffisant, on peut obtenir une moyenne exacte à un dixième de grandeur près.

299. Étoiles variables. — Le i3 août 1096, David Fabricius, astronome amateur, trouva à l'angle de la Baleine une étoile qui disparut en octobre; celte étoile fut, en i6o3, notée 0 par Bayer et de quatrième grandeur; en Allemagne, Holwarda en observa les variations de i638 à 1639; Hevelius la nomma Mira Ceti, et Boulliaud, en 1667, lui fixa une période de 334 jours. En 1600, Janson nota une étoile variable dans le Cygne et, en 1669, Montanari signala la variation d'Algol dans Persée; en 1782, avant les travaux d'Herschel, on connaissait une demi-douzaine d'étoiles variables.

Pendantle séjour de J. Herschel auCap(àFeldhausen), t^ Argus, vue par Halley en 1677 de grandeur 4, par Lacaille de grandeurs, en 1827 par Burchell de grandeur i, fut vue par Herschel, le 26 décembre 1837, aussi brillante que Rigel et le 2 janvier que a Centaure, puis elle déclina. En i843, Mac Lear vit un second maximum où l'éclat de cette étoile approcha de celui de Sirius; la variation offre probablement un cycle de soixante-dix ans.

Herschel trouva a Centaure 27408 fois moins brillant que la Lune; Vollaston trouva le Soleil 1801 071 fois plus brillant que la Lune (Zollner, 618000 fois). Vollaston en conclut que Véga brille 4o fois plus que le Soleil, a Centaure 4 fois, Arcturus 200 fois.

Depuis cette époque, l'étude des étoiles variables a reçu un développement considérable; V Annuaire du Bureau des Longitudes pour 1896 contient les positions de 245 étoiles variables dont la période de variation est connue, 184 dont la période est irrégulière ou inconnue, 200 supposées variables.

Le second Catalogue de Chandler, publié en 1893 au n** 300 de Gould AstronomicalJournaly donne les éléments de variation de 260 étoiles.

494 DEUXIÈME PABTIE. — CHAPITBE XXI.

L'hypothèse de Goodrîcke est conGrmée par l'analyse spectrale, M. Vogel ayant prouvé que la vitesse radiale d' Algol éprouve des variations dont la période est la même que celle de son éclat.

D'autre part, M. Chandier a trouvé que l'inégalité dans la période d'Algol est périodique et que l'époque du minimum peut être représentée par

f = /ç-H i'T -h 1 73" sin(202% 5 -i- 2% 55t),

où

to = i888 janvier 3 à 7'*3o"5o" (temps moyen de Paris),

T désignant l'intervalle t — ^o exprimé en années. M. Tisserand a montré récemment que celte inégalité peut s'expliquer par l'action mutuelle de Tétoile principale et de son satellite obscur en supposant que l'étoile principale ait un aplatissement égal à ^ et l'orbite du satellite une excentricité égale à o,i3si.

M. Tisserand pense que des inégalités périodiques analogues obtenues par M. Chandier pour 'j Ophiuchus et u Céphée s'expli- (jueraient de la même manière.

Il y a lieu de citer encore la conclusion à laquelle arrive M. Dunér pour y Cygne, dont il représente bien les minima alternatifs par deux formules distinctes

Minima pairs, i886 décembre gàii.SS. 5 -h 2. 23. 54-52, Spe » imp. » 10 à 21.46. i5 + 2.23.54.33,93*

D'après M. Dunér, l'orbite du satellite est elliptique et la ligne des absides ne coïncide pas avec le rayon visuel ; l'étoile et le sateltelHte ont même grandeur et même éclat; l'intervalle entre deux minima successifs pendant lesquels a lieu le passage au périastre est plus court que Tintervalle suivant pendant lequel a lieu le passage à l'apoastre.

Plus une variable est rouge, plus la période est longue; il parait y avoir des différences bien tranchées entre les variables à période moindre que vingt jours et les variables à période longue.

300. Spectroscopie. — Nous avons indiqué, au n*» 72, les diverses sortes de spectres que donnent les étoiles, les nébuleuses,

les noyaux des comètes, les queues des comètes, les planètes, etc. L'étude de ces spectres a fourni des renseignements sur la nature des substances qui entrent dans la constitution des corps célestes. Une étude un peu approfondie de la question sortirait entièrement du cadre de cet Ouvrage; mais il est nécessaire de rappeler les principes fondamentaux. L'emploi du spectroscope, comme moyen d'investigation, a fait connaître la nature de la matière des astres et a donné un moyen inattendu de déterminer les mouvements célestes dans un cas où les méthodes géométriques de l'Astronomie sont entièrement inapplicables.

C'est Vollaston qui, le premier, reconnut des raies sombres dans le spectre solaire. Les physiciens ne prirent pas garde à cetre découverte et Frauenhofer ne la connaissait sans doute pas, quand il créa le spectroscope en visant, au moyen d'une lunette, à travers un prisme, l'image virtuelle d'une fente éclairée parle Soleil. Il reconnut plus de 600 raies distinctes, mesura la position de Sao d'entre elles et désigna les principales par les lettres A, B, . . ., H. Depuis, le nombre des raies mesurées a augmenté avec la puissance dispersive des appareils employés; le spectre a été étendu, en deçà du rouge, par des mesures calorimétriques et par le bolomètre, au delà du violet par la photographie. Stokes ayant montré que les rayons très réfrangibles sont rapidement absorbés par la plupart des milieux transparents, mais traversent aisément le quartz, le spath d'Islande, le spalh fluor, l'étude de la région ultra-violelte a été faite par M. Mascart, puis par M. Cornu au moyen d'un spectroscope formé d'un prisme de spath et de lentilles de quartz.

Une flamme ordinaire donne un spectre continu dans lequel on voit une raie jaune beaucoup plus brillante que le fond général, à la place oq se trouve la raie D du spectre solaire. En réalité, un gaz incandescent donne un spectre formé de lignes brillantes; le spectre continu des flammes brillantes est dû aux substances solides en suspension; la raie jaune brillante au sodium qui se trouve partout. Quant au spectre solaire, nous dirons qu'il est continu, mais sillonné de lignes sombres dont nous indiquerons bientôt l'origine.

C'est en iSSg que l'analyse spectrale fut vraiment fondée par Kirchofi^et Bunsen. Elle repose sur les principes suivants :

A Vétat dHncandescence^ les corps solides ou liquides émettent une lumière dont le spectre est continu; les gaz et les vapeurs émettent une lumière dont le spectre est formé de lignes brillantes séparées; les longueurs d^onde de ces lignes brillantes sont caractéristiques des diverses substances chimiques*

Il résulte de ces lois qu'uû spectre formé de lignes brillantes provient de gaz ou de vapeurs à Tétat d'incandescence ; qu'un spectre continu (nous faisons abstraction, pour un instant, des raies sombres), provient de particules solides ou liquides : en particulier, les spectres du Soleil étant continus (toujours abstraction faite des raies sombres), cet astre, s'il n'esl pas à l'état liquide, est formé de vapeurs contenant des particules solides ou liquides en suspension.

Les raies sombres sont le résultat de l'absorption de certains rayons solaires par des gaz refroidis, absorption régie par les lois suivantes :

Tous les gaz non incandescents absorbent les rayons qu^ ils peus^ent émettre en de^^enant incandescents. Pour toute vibration [définie par sa longueur d^onde) le pouvoir émissif d'un corps est égal au pouvoir absorbant.

Les raies obscures du spectre solaire occupent, dans le spectre» la même position que les raies brillantes de certaines vapeurs métalliques ou de certains gaz incandescents parmi lesquels on doit citer d'abord le fer dont le spectre comprend un grand nombre de raies, l'hydrogène, le sodium, le calcium, etc. La constatation de ce fait démontre l'existence, au-dessus de la masse incandescente du Soleil, d'une atmosphère relativement obscure qui absorbe les rayons dont l'indice correspond aux raies du spectre.

Cependant, Brewster reconnut, en i833, que plusieurs groupes de raies sombres, à peine visibles quand le Soleil est près du zénith, augmentent d'intensité près de l'horizon, M. Janssen a montré que ces raies sont dues à l'absorption des rayons correspondants par l'atmosphère, principalement par la vapeur d'eau qui s'y trouve, elles a nommées raies telluriques. Il a constaté, entre autres résultats, que les raies dues à la vapeur d'eau di-

miauenl d'intensité à mesure que l'on s'élève dans l'atmosphère, et pensent que les raies de l'oxygène n'ont leur origine que dans l'absorption par l'atmosphère terrestre.

Un des progrès les plus notables dans l'application de la spectroscopie à l'étude des astres fut réalisé en 1868, pendant l'observation d'une éclipse de Soleil. On étudia les protubérances rouges que l'on voit pendant les éclipses et qui peuvent s'étendre à une distance du Soleil égale au tiers du rajon. On reconnut, dans leurs spectres, plusieurs raies brillantes, notamment les raies G et F de l'hydrogène et une raie voisine de la raie D.

Au même moment, M. Janssen eut l'idée que ces protubérances pouvaient être observées en dehors des éclipses. Il les retrouva le lendemain en faisant tomber l'image du Soleil sur la fente d'un spectroscope placée perpendiculairement au bord du disque, de façon à éliminer l'image directe de ce disque. Les raies des protubérances apparurent brillantes sur le spectre plus pâle que donne la lumière diffusée par les régions du ciel voisines du Soleil. L'éclat de ce dernier spectre esty en effet, d'autant plus faible que la dispersion est plus forte, et il n'en est pas de même de l'éclat des raies brillantes homogènes provenant des protubérances. Ces raies paraissent donc brillantes sur champ pâle comme les images des étoiles dans les lunettes ordinaires.

La hauteur des raies brillantes observées indique la hauteur de la protubérance au point où l'on se trouve; en déplaçant ce point de proche en proche, on peut dessiner la protubérance. On peut même l'apercevoir dans son ensemble, si la dispersion est suffisante, en élargissant la fente.

L'étude du Soleil a montré que l'atmosphère relativement refroidie qui entoure le Soleil est limitée extérieurement par une couche mince incandescente, la chromosphère, formée des vapeurs des éléments (hydrogène, sodium, calcium, etc.) les plus volatils. La chromosphère a été signalée dès 1868 comme étant la base des protubérances, par Lockyer qui trouva, en même temps que Janssen, le moyen de voir les protubérances en dehors des éclipses. La raie voisine de D, reconnue depuis longtemps dans la chromosphère, a été, dès l'origine, attribuée à un métal inconnu, V hélium, qui a été découvert dans un minéral rare, la clévéite, par Lord Bamsay au commencement de 1896.

Au delà de la chromo sphère s'étend une lueur étendue, la couronne, visible dans les éclipses totales et caractérisée par une raie verte, de longueur d'onde 53i,i6, la raie i474 de Kirchhoff. C'est la seule raie solaire qui ne se retrouve dans les spectres d'aucune substance chimique terrestre.

Pour l'observation des spectres d'étoiles, on place, devant l'objectif du spectroscope ou à l'oculaire, suivant la nature et la forme de spectroscope employé, une lentille cylindrique de long foyer qui transforme chaque point du spectre en une ligne focale.

Toutes les étoiles renferment de l'hydrogène dont les raies apparaissent toujours sombres sur fond brillant, sauf dansyCassiopée et P Lyre; leurs spectres ont été, dès 1867, classés par Secchi, en trois classes :

Classe I. — Étoiles blanches ou bleues, où les raies de l'hydrogène sont très marquées, les raies métalliques très difficiles à voir; le bleu et le violet sont les parties les plus éclatantes du spectre.

Classe If, — Étoiles jaunes, raies métalliques très apparentes, la partie violette du spectre très pâle, spectres tout à fait analogues à celui du Soleil.

Classe IIL — Étoiles rouges, le spectre offre, outre les raies métalliques, dé nombreuses bandes obscures dans toute son étendue.

Nous avons dit au Tome I de cet Ouvrage que les nébuleuses donnent des spectres formés de raies brillantes. La détermination de la nature de ces spectres donne donc le moyen de distinguer nettement les nébuleuses résolubles, ou amas stellaires, dont les spectres sont continus et les nébuleuses proprement dites, ou nébuleuses non résolubles. Un des faits les plus importants pour la connaissance de la constitution de l'univers a été constaté dans ces dernières années. Une étoile nouvelle de grandeur 4»5 (a=5*"25"3»,3, 0= 3o^2i'5o",5) était vue le 1" février 1892 dans la constellation du Cocher; son éclat décroissait rapidement; à la fin d'avril elle n'était plus que de 16* grandeur; le 9 août elle se retrouvait de grandeur 9,6 avec l'aspect d'une nébu-

et finalement au violet, .... Si la vitesse d'une étoile vient à changer, sa couleur aussi bien que son intensité subissent une variation et il peut toujours arriver qu\ine étoile, dans la suite des temps, nous paraisse parcourir les couleurs du spectre. »

Ces conclusions ne seraient exactes que si l'astre n'émettait que des rayons d'une seule couleur et si la vitesse de l'astre était comparable à celle de la lumière. Cette dernière condition n'est pas plus réalisée que la première. Le mouvement relatif de Tastre produit, pour chaque rayon, une variation de la longueur d'onde et, par suite, de l'indice, mais ne change pas l'ensemble des radiations. Si la source lumineuse avait une vitesse assez grande pour que les rayons rouges devinssent orangés, des rayons obscurs voisins du rouge deviendraient rouges et ainsi de suite, et l'ensemble du spectre, en apparence, ne serait pas modifié.

C'est en 1848 que M. Fizeau, dans un Mémoire imprimé en 1870, dans les Annales de Chimie et de Physique, rétablit les vrais principes et annonça que l'effet du mouvement relatif de l'observateur et de la source lumineuse devait se traduire par un déplacement des raies correspondant au changement de la longueur d'onde.

M. Fizeau trouve que, si la vitesse relative de la source et de l'observateur était égale à la vitesse orbitale de la Terre, le déplacement de la raiaD, dans un spectre fourni par un prisme de flinl ayant un angle de 60", dépasserait deux secondes.

Les principes énoncés par Doppler et Fizeau fournissent une méthode pour la mesure de la vitesse des corps célestes suivant la ligne de vue. Il convient de les énoncer ainsi :

La réfrangibilité d^une onde lumineuse ne dépend, toutes choses égales d^ ailleurs, que de la période apparente de son mouvement vibratoire.

Après la découverte, par Kirchhoff, de l'analyse spectrale, deux physiciens anglais, MM. Huggins et Miller, adaptèrent un spectroscope à une lunette astronomique, analysèrent la lumière de la Lune, des planètes, des diverses étoiles, des nébuleuses, en relevèrent les raies et constatèrent leur identité avec celles de sources artificielles. En 1868, Huggins, avec un spectroscope suffisam-

ASTRONOMIE MODERNE. 5oi

ment dispersif , parvint à constater certains écarts entre la position de ces raies et la position des raies des sources employées. Maxwell retrouva la théorie de Fizeau; Huggins en fit l'application au mouvement de Sirius, mesura, dans son spectre, le déplacement de la raie F de Thydrogène et démontra que cette étoile s'éloigne de la Terre de 47^™ P^r seconde.

Depuis cette époque, des vérifications nombreuses ont été faites, pour l'exposé desquelles nous renverrons le lecteur à la remarquable Notice publiée par M. Cornu dans V Annuaire du Bureau des Longitudes, pour 1891, nous bornant à citer les résultats les plus saillants.

En 1880, à l'observatoire de Nice, Thollon a mis en évidence la rotation du Soleil par la comparaison de quatre raies situées dans l'orangé. Deux de ces raies, a et rf, sont telluriques ; les deux autres, b et c, appartiennent au fer. Les longueurs d'onde, exprimées en dix-millièmes de micron ou en dix-millionièmes de millimètre, sont pour les quatre raies :

a = 6976,35, b = 5976,1, c = 5974,6, rf = 5974,36.

Les intervalles a — b,c — d paraissent très sensiblement égaux, quand le spectroscope est, le matin ou le soir, dirigé vers le centre du Soleil. Si l'on dirige le spectroscope vers un bord de Téquateur solaire, le rapport de ces intervalles devient égal au rapport de 3 à 2 .

L'application de la méthode a révélé que certaines étoiles variables sont assurément doubles, la variabilité étant due à la variation des positions relatives des deux composantes qui peuvent, comme dans le cas d'Algol, être l'une brillante, l'autre obscure, ou comme dans le cas de Ç Ophiuchus et celui de P Cocher, être toutes deux brillantes.

M. Vogel a constaté que la vitesse d'Algol, dans la direction de la ligne de vue, change de sens au minimum d'éclat; les mesures faites donnent pour la vitesse dans l'orbite ^2^"^ et, la durée de révolution étant 2^20^^g, il s'ensuit qu' Algol décrit approximativement un cercle de i 700000*^"^ de rayon.

Dans le spectre de ^ Grande Ourse la raie K, ordinairement

simple, se dédouble tous les 52 jours; dans celui de ^ Cocher la même raie est presque toujours dédoublée et l'élude de la variation des distances donne une période de quatre jours.

Le spectre de la remarquable étoile variable jî Lyre offre des raies sombres fixes et des raies brillantes dont Téclat et la position varient sensiblement en même temps que la grandeur de l'étoile. Ces circonstances, rapprochées de la loi complexe de la variation de grandeur, montrent clairement que cet astre est un système complexe offrant un mouvement orbital.

Les résultats de cette nature peuvent jeter une vive lumière sur les mouvements des étoiles; la méthode Doppler-Fizeau a donc ouvert à Tétude des mouvements célestes une voie des plus fécondes et entièrement nouvelle. Il ne faut pas oublier, dans son application, qu'elle donne le mouvement relatif de Tastre par rapport à l'observateur et que, pour obtenir le mouvement de l'astre dans l'espace, il faut tenir compte du mouvement de la Terre autour du Soleil et du mouvement du Soleil dans l'espace.

Récemment, la méthode a été appliquée aux nébuleuses.

Fig. 72.

M. Keeler, à l'observatoire Lick, a mesuré les vitesses radiales de i4 d'entre elles.

Soient, pour une de ces nébuleuses, -7- la vitesse radiale mesurée (c'est la vitesse suivant la droite qui joint l'astre N au soleil S) {fig- 72); J^ l'angle que fait la direction SN de la nébuleuse avec la vitesse V du Soleil dans l'espace; a, 0 l'ascension droite et la déclinaif^on connues de V; a', S' celles de la direction SiNj X^ Tangle que faîtlw vitesse V de la iK^buieu^e avec SN. Osa

V cosï — V'ctjs J\

OÙ

cosÇ — sino sinS'-f- cos8 coso'cos{a'— a).

D'après L. Struve, on a sensiblement

Les coordonnées a', 8' de chaque nébuleuse sont suppos

nues; M. Keeler a mesuré -j-; V, d'après diverses recl

paraît comprise entre lo*^" et 3o'"". Pour des valeurs de prises entre ces limites, on trouve, pour les vitesses V'c nébuleuses suivant la ligne de vue, des valeurs qui pei teindre 72'"". Les valeurs de Ç' sont inconnues ; néanmoins, admettre que V est du même ordre que ses composantes lielles à la sphère céleste. Si l'on suppose que l'une de c posantes soit égale à 3o''"*, c'est-à-dire à la vitesse de 1 dans son orbite autour du Soleil, le déplacement annu nébuleuse sur la sphère sera vu sous un angle égal au de la circonférence de l'orbite terrestre par la distance nébuleuse au Soleil, ou à 217/7, p désignant la paralla: nébuleuse.

Il suit delà que si la parallaxe était o",oi,le mouvemen en un siècle serait 6". La mesure des vitesses radiales, c avec celle des mouvements propres, doit donc conduire ; naissance des parallaxes des nébuleuses, et ce ne sera pas cation la moins importante de la Spectroscopie stellaire.

302. Photographie céleste. Premiers essais. — Les | résultais de photographie céleste ont été des daguerréotyj Lune (de 25"*™) obtenus, en i84o, par W. Draper, p minutes de pose au foyer d'un télescope de Newton d'ouverture. Bond, en i85o, à l'équatorial de SS*"™ de Collège, obtint des daguerréotypes plus parfaits.

En i85i, Legay imagina de supporter la couche ser chlorure d'argent par une couche mince de collodion a sur une lame de verre; à partir de cette date, grâce à la lité du nouveau procédé, les essais de photographie astro se multiplièrent j notamment de remarquables épreuv

Lune furent obtenues, de i8j2 à i858, avec des télescopes à miroir par Warren de la Rue, en Angleterre; Rutherfurd, en i8j8, en Amérique, employa d'abord une lunette équatoriale, dans laquelle le foyer des rayons chimiques différait de 18™" du foyer des rayons lumineux, puis un objectif composé d'un crown combiné avec un flint d'une distance focale moindre d'un dixième que celle qui produirait l'achromalisme optique. Rutherfurd montra d'ailleurs que Ton peut achromatiser, pour les rayons chimiques, un objectif ordinaire en plaçant en avant de la lentille biconvexe un ménisque de llint concave-convexe. M. Cornu a indiqué, plus tard, que l'on peut y parvenir en écartant un peu les deux lentilles ; seulement ces procédés modifient les aberrations.de sphéricité et les images deviennent moins bonnes.

C'est à l'éclipsé du 28 juillet i85i, que fut, par une pose de quatre-vingt-quatre secondes à Rischoft, obtenue, par le D*" Busch de Kcinigsberg et Berkowski, sur un daguerréotype, la première épreuve de la couronne solaire entourant le disque de la Lune pendant la totalité; celte épreuve montre les principales protubérances. Des épreuves, au collodion, lors de l'éclipsé du 18 juillet 1860, démontrèrent que les protubérances, mobiles par rapport au disque lunaire, appartiennent bien au Soleil. D'autres épreuves plus petites, mais d'une finesse extraordinaire, ont été obtenues le 12 décembre 1871, au moyen d'objectifs à portraits dans lesquels la distance focale n'est que sept ou huit fois l'ouverture.

L'image même du Soleil est particulièrement difficile à obtenir. Un daguerréotype de i845, par Fizeau et Foucault, montre que la lumière décroît du centre à la circonférence; on y voit des groupes de taches avec pénombre, mais pas de facules. A l'observatoire de Kew, M. Warren de la Rue installa un photohéliographe formé d'un objectif de 87*""^ diaphragmé à oo"'", et 1^,27 de dislance focale, 011 l'image du Soleil est agrandie à 10*^" de diamètre. Le diaphragme métallique placé au foyer principal de l'objectif est percé d'une fente rectangulaire étroite, de largeur variable et mue par un ressort. L'instrument est monté équatorialement et pourvu d'un mouvement d'horlogerie. Winlock, à Harward Collège, installa horizontalement un objectif de lo*'"* d'ouverture et 10"' de foyer, sur lequel l'image du Soleil est renvoyée par un miroir plan mobile comme celui d'un héliostat; il n'y a

5o6 DEUXIÈME PARTIE. — CHAPITRE XXI.

303. Équatorial photographique de la Carte du Ciel. — L'instrument se compose de deux lunettes de distances focales à peu près égales, montées dans un même tube rectangulaire. L'objectif de r une, de 33*=™ d'ouverture et 3™, 43 de distance focale, est achromatisé pour les rajons chimiques; l'ouverture de l'autre est de 19*^™. Les deux lunettes, montées dans le même tube en tôle d'acier, sont séparées par une mince cloison métallique. La lunette ordinaire est pourvue d'un micromètre à deux vis rectangulaires^ l'autre porte un châssis métallique propre à renfermer une plaque photographique, dont la couche sensible est exactement au foyer chimique.

La double lunette est supportée par une monture équatoriale de forme anglaise, permettant d'observer avant et après le méridien, sans être obligé de passer de la position directe à la position inverse. Le double tube rectangulaire porte l'axe de déclinaison, formé de deux tourillons séparés, ajustés vers la région centrale du tube dans le prolongement l'un de l'autre. Ces tourillons pénètrent dans des coussinets cylindriques portés par les côtés longs d'un long cadre rectangulaire très robuste, dont les deux autres côtés portent deux tourillons formant l'axe horaire.

Ces tourillons tournent sur de doubles galets supportés par des piliers. Le tourillon inférieur se termine en goutte de suif appuyant sur une pièce métallique invariablement fixée au pilier.

Une telle lunette permet d'obtenir des clichés de deux degrés de côté, sur lesquels des mesures sont possibles avec une précision qui dépasse la précision des pointés faits au micromètre d'un équatorial ordinaire. Pour s'assurer contre les déformations que pourrait subir, avec le temps, la couche de gélatine, on photographie préalablement, sur la plaque, un réseau de traits rectangulaires tracés avec le plus grand soin sur une glace argentée. Si Ton a étudié les distances des traits de cette glace, on conçoit que la comparaison des positions des étoiles se ramènera à la mesure des distances des images de chacune d'elles aux quatre traits du carré dans lequel elle se trouve.

L'obtention même des clichés est des plus simples, une fois le foyer photographique déterminé. L'équatorial photographique est pourvu d'un mouvement d'horlogerie qui entraîne l'instrument avec la vitesse du mouvement diurne. L'astronome, l'œil à la lu-

nette de 24'™, corrige, au moyen de deux vis de rappel, e tenant rigoureusement une croisée de fils sur une ét( irrégularités de ce mouvement et les déplacements qui r de la réfraction. En ce qui concerne ces déplacements, il d'observer que, par de très longues poses, les distances m des images des étoiles se modifient avec le temps de quant pour de grands champs, ne sont pas entièrement insensik

Les clichés sont mesurés au moyen d'un micromètre auquel MM. Henry ont donné le nom de macromicromè deux glissières horizontales parallèles se meut un chario traîné par une vis micrométrique \ ^ de grandes dimens chariot, incliné à 45^ pour la commodité de Tobservateii deux glissières parallèles situées dans des plans verticau?i quelles se meut, au moyen d'une seconde vis Va, un chariot C2, sur lequel on adapte le cliché à mesurer. Lu sur laquelle se place le cliché peut tourner dans son propi elle porte un cercle divisé, dont la lecture à un index fix<! d'orienter la plaque à volonté. Ce mouvement d'orient; fait soit rapidement à la main, soit lentement au moye pince et d'une vis de rappel.

Un microscope fixe dont l'axe est perpendiculaire au c qui est pourvu d'un micromètre M à deux vis rectan permet d'observer traits et images d'étoiles, et de mes distances de chaque étoile aux côtés du carré dans lequ<! trouve. A cet eflet, on oriente le cliché de telle façon qur mouvement de la vis V^ , le trait central T| d'une des sér constamment par la croisée des fils du micromètre M; et li mètre M de façon que les fils que porte l'une des vis sci rallèles à ce trait T< . Pratiquement la construction est asse: . pour que l'angle des deux glissières diflère de 90^ de moii minute d*arc. Dans ces conditions, il est aisé de voir qui imagine sur le cliché deux axes rectangulaires OX, C l'un coïncide avec le trait T<, les deux grandes vis dt micromètre permettront de mesurer, avec une préclsi' • santé, les projections sur ces deux axes de la distance t points quelconques pris dans toute l'étendue du cliché. ëiori, les vis du micromètre M permettent de mesurer •ances comptées parallèlement à OX et OY de chaque é

côlés du carré correspond an i. Sur les clichés , une distance d'un millimètre correspond dans le Ciel à un écart d'une niioulc d'arc; on mesure aisément le millième de millimètre, ou ledemi^dixième de seconde d'arc* Nous n'entrerons pas dans le détail des calcul* de réduction; il noussuflfira de dire que Ton utilise, pour la détermination des cens Lan tes iustr uni en Laies, tontes les étoiles de posilioDS bien connues qui se trouvent sur le cliché lui-même.

30 i. Autres combînaisona optiques. — Les proportions instrumentale-^ adojïtées par MM, Henry et, après eux, par le Congrès asLro-photographique, permetlcnt d'obtenir d'excellents clichés^ sur lesquels peuvent être effectuées des mesures de haute précision* Des poses d^nne heure donnent les étoiles jusqu'à la quatorzième grandeur inclusivement; des poses de vingt secondes donnent les neuvièmes. MM. Henry distinguent les véritables Imag'es d étoiles dos points noirs qui tiennent à des défauts de la plaque, en remplaçant la pose d'une heure par trois poses successives de vingt minute:^, Kn passant de Tune à Tautre, ils donnent à la lunette un dëplaccmcni de quatre à cinq secondes d'arc, de telle façon que les trois images d'une même étoile forment un triangle équilatéral. Dans les reproductions, les poses d^ine heure donnent des images un peu plus visibles que les poses de trois fois vingt minutes. La Conférence de 1896 du Comité permanent du Congrus de la (^arte photographique du Ciel a-^ pour ce motif, adopté, pour une des séries de clichés, trois poses de trente minutes.

Pour les travauTC qui ne nécessitent pas de mesures précises, it est avantageux d'employer des objectifs à très courts foyers. Ou a pu obtenir des objectifs de 16'''" d'ouverture et de 80^"* de distance focale, donnant de bonnes épreuves de 9° à lo"" de côté. La puissance déconcentration de la himièred'un astre sans diamètre apparent au foyer d'un objectif est proportionnelle à l'aire de l'objectif, c'est-à-dire au carré de son diamètre^ et indépendante de la distance focale; de sorte que Ton peut obtenir^ avec le* objectifs à courts foyers, par des poses dont la durée n^a rien d'excessif, des images très noires sur de très grands champs. De tels objectifs ont permis de trouver, sur les plaques, des petites planètes très faibles^ de 1 3" et même de î^^ grandeur, qui ne