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TAEPUOISS

Fig. 482. — Spectre de 6 Lyræ. Détail de quelques raies.

Quoi qu’il en soit de cet astre singulier, il paraît bien y avoir transition graduelle entre les courbes photométriques des étoiles du type d’Algol et celles du type de 3 Lyræ: le minimum secondaire d’Algol en est une preuve. Aussi considère-t-on généralement la duplicité des variables en question comme certaine.

7. Cépnéines. — Il n’en va pas de même des variables à courte période du type de à Cepheï. Cette étoile fut, elle aussi,

(1) "Moiïr p. 642,

signalée par Goodricke presque en même temps qu'Algol et 6 Lyræ. Mais sa courbe de lumière est loin de présenter la régularité pour ainsi dire mathématique des autres (fig. 183).

Les Céphéides augmentent en général très rapidement d'éclat du minimum au maximum pour décroitre ensuite plus lentement avec des anomalies pas toujours constantes et particulières à chaque étoile : certaines d’entre elles, les Géminides (analogues à € Geminorum) ont ainsi des variations symétriques des deux côtés du maximum. — La vitesse radiale varie avec la même périodicité que la luminosité.

Il semblerait dès lors que nous soyons encore en présence

Grandeurs

Îtesses radiales (l É

CONTSENCRSRT

Fig. 483. — Courbe photométrique et courbe des vitesses radiales de à Cephei.

d'étoiles doubles spectroscopiques ; le minimum de la vitesse radiale devrait dans ce cas — comme dans celui d’Algol ou de 8 Lyræ — concorder avec le minimum d'éclat, c'est-àdire avec les éclipses. La loi observée est pourtant toute différente : l'éclat est bien maximum quand l'étoile brillante devrait se rapprocher de nous; mais il est minimum — point inquiétant — quand l'étoile est censée s'éloigner (1) (fig. 183).

(1) W,. W. CamprseLr, Stellar Motions, 1913, p. 305 (New Haven, U. S. A., Yale University Press).

Avec cela l'étoile apparait sensiblement plus rouge lors de ses minima que lors de ses maxima. Le type spectral varie parallèlement : il est plus avancé (plus voisin de la classe M) aux époques de minimum qu’à celles de maximum (1).

Enfin on retrouve, entre les types spectraux et Les durées des périodes des diverses Céphéides, la même relation que pour les étoiles doubles proprement dites : plus Le type est avancé, plus la période est longue (Chandler, 1888). M. Shapley a ainsi extrait des Annales de Harvard College (2) des données qui lui ont permis d'établir le tableau ci-dessous. Classe spectrale . B A F G K M Nombre d'étoiles . 1 9 31 31 D 3 Période moyenne. 90,19 an 0,4an Gans AÂ1ans 18 ans 33 ans

Quelle que soit l'interprétation de ce dernier fait, très net comme on voit (et qui ne veut pas dire qu’on ait nécessairementaffaire à des couples), il y a dans ces diverses constatations de singulières anomalies.

8. VARIABLES DES AmAS GLOBULAIRES (3). — Une découverte très intéressante a été faite, dans cet ordre d'idées, en 1895, par M. S. Bailey à la succursale d’Aréquipa (Pérou) de Harvard College. Dans l’Amas © Centauri, M. Bailey a trouvé 132 étoiles variables sur Les 3.000 que contient l’amas. Peu de temps après, lui et d’autres astronomes découvraient de nombreuses variables dans d’autres amas globulaires : 110 dans l’Amas M. 3 des Chiens de Chasse, 70 dans M. 5. de la Balance, 969 dans la Petite Nuée de Magellan (4), etc. Les courbes de lumière de ces variables paraissent identiques à celles des Céphéides ; les étoiles sont seulement plus faibles (de la 12° à la 16° grandeur) et leurs oscillations

(1) H. Snarcey, Astrophysical Journal, t. XLIV, 1916, p. 277.

(2) Contributions from the Mount Wilson Solar Observatory n° 92, 1914, p. 16 et aussi Astrophysical Journal, t. XL, 1914, p. 120.

(3) Pour tout ce qui concerne les Variables des Amas, voir : HARLOwW SuarLey, Studies based on the Colors and Magnitudes in Stellar Clusters, parues dans les Contributions from the Mount Wilson Solar Observatory n° 115 (1915) et suivants (Beaucoup de ces travaux sont reproduits dans l’Astrophysical Journal). — Voir aussi plus loin, p. 657.

(4) H. Saarcey, Astrophysical Journal, t. XLVIIT, 1918, p. 98.

n’excèdent guère une grandeur ou deux ; elles sont aussi plus rapides, les périodes étant d'ordinaire de quelques heures.

On s’est demandé longtemps s'il y avait vraiment identité entre les Céphéides proprement dites et les variables des amas. Il n’y a plus, semble-t-il, aucun doute. Certaines Céphéides isolées (XX Cygni par exemple, de période 3 h. 14 m.) ont des périodes très inférieures à celles des variables des amas. Le fait qu’au minimum d’éclat les Céphéides sont plus rouges “qu'au maximum se retrouve chez les variables des amas. Enfin il faut mentionner la loi de Miss Leavitt.

9. La Lor pe Miss Leavirr. — Miss Leavitt a découvert en 1912 (1), à Harvard, en examinant les variables de la Petite

Fig. 184. — Loi de Miss Leavitt (Abs : log période ; Ord.: gr. appar.).

Nuée de Magellan, une loi bien curieuse. Le logarithme de la période des variables de cette agglomération est en relation linéaire avec leur grandeur apparente. Une loi analogue se vérifie pour beaucoup d’amas globulaires. Comme les variables d’un même amas sont, à coup sùr, toutes sensiblement à la même distance de nous, la grandeur apparente ne diffère de la grandeur absolue que par une constante et

(1) Jarvard College Observatory, Circular no 173, 1912, p. 3 et Astronomische Nachrichten, t. 192, 1919, no 4597, p. 295.

l'on peut dire, si l'on choisit convenablement les unités, que, dans un même amas, le logarithme de la période des variables est proportionnel à leur grandeur absolue (fig. 18%). C'est assurément là un fait capital : nous verrons bientôt les conclusions instructives qu'on en a tirées, à divers points de vue. Or ce fait, démontré d'abord pour les variables des amas, se retrouve à peu de chose près chez les Céphéides ordinaires (1) : il y a là un nouveau trait d'union entre les deux groupes d’astres. Bien mieux : en combinant la relation que nous avons vue au paragraphe 7, entre le type spectral (équivalent, on le sait, à l'indice de coloration) et

/holce de coloration z 500 +0,# +08 +1,2 +16

Grandeurs sbsolves

Fig. 185. — Indice de coloration et grandeur absolue des Céphéides (trait plein) ainsi que des éloiles géantes des Amas Globulaires (trait mixte) (H. Shapley).

la période, avec la loi de Miss Leavitt, on en trouve une autre également nette : l'indice de coloration est fonction sensiblement linéaire de la grandeur absolue et cela à la fois pour les Céphéides et pour les Géants des amas (2) (fig. 185). Plus une Céphéide est intrinsèquement brillante, plus elle est rouge et plus son type spectral est avancé.

10. DirricuLrés DE L'INTERPRÉTATION DES CÉPHÉIDES. — Tout cela nous montre bien que les Céphéides isolées et celles des amas sont très probablement identiques; mais ne nous dit pas comment sont constituées les unes et les autres. En fait

(1) H. Snarcey, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXX, 1918, p. 44.

(2) H. Saarzey, Astrophysical Journal, t. XLVIIF, 1948, p. 167.

les irrégularités de la période et de la courbe photométrique, les changements de spectre, tout comme les relations que nous venons d'énoncer, cadrent mal avec l’idée d’un mouvement orbital, que presque tous Les spécialistes croyaient exacte 1l y a dix ans.

On peut serrer le problème de plus près. MM. H. N. Russell (1) et E. Hertzsprung (2) ont établi, indépendamment, que les Céphéides ont d'ordinaire de très petits mouvements propres et de très faibles parallaxes : leur grandeur absolue moyenne, très forte, avoisine — 2,4 ou — 2,3. Or les trois quarts de ces étoiles sont de type solaire; si on leur suppose le même éclat surfacique, leur rayon doit valoir de 25 à 28 fois celui du Soleil. Mais alors ces soleils géants devraient, si c'étaient des couples spectroscopiques et étant données leurs vitesses (3), se mouvoir sur des orbites de rayon moyen inférieur au dixième de celui de l'étoile elle-même ! Evidemment ce n’est pas impossible : le centre de gravité du couple supposé, autour duquel tourne l'étoile brillante peut fort bien être à l'intérieur de celle-ci. Seulement, si l’on admet pour masse de la Céphéide

5 fois celle du Soleil — ce qui ne lui donne qu'une densité 3.000 fois moindre — et si l’on tient compte de la valeur nt observée du rapport =——— compris entre 0,000 01 et (nu + m)°

0,0058, on trouve, pour le compagnon obscur, une masse de l'ordre du dixième de celle de l’autre étoile. La vitesse de ce compagnon (4) doit alors atteindre 200 km./sec.. Comme, pour expliquer l'absence de palier de la courbe au maximum, il faut bien supposer les étoiles tout près de se toucher, on voit l'invraisemblance de la formidable vitesse relative qui en résulte. Et ces anomalies, M. J. C. Duncan (5) ne les écarte pas en admettant que l'étoile brillante est entièrement immergée dans l'atmosphère de l’autre.

(1) Science, nouvelle série, t. XXXVIT, 1913, p. 652.

(2) Astronomische Nachrichten, t. 196, 1913, no 4692, p. 201.

(3) Comme l’admettait Micuez Luizer (Thèse) : Annales de l’Université de Lyon, nouvelle série, [, 1912, fasc. 33.

(4) H. Snarzey, Astrophysical Journal, t. XL, 1914, p. 117.

(5) Lick Observatory Bulletin, t. V, 1909, n° 151, p. 91.

11. Hyroruèse Des « Pursarions ». — Aussi M. Shapley préfère-t-1l supposer, avec MM. Moulton (1), Jeans (2) et Eddington (3) que nous avons affaire à une étoile unique qui se dilaterait et se contracterait périodiquement. Les déplacements de raies ne seraient alors plus seulement des conséquences de la vitesse radiale, mais aussi de la pression : on sait en effet que la pression déplace généralement vers le rouge les raies spectrales d'un gaz incandescent.

La période des oscillations doit être, dans ce cas, inversement proportionnelle à la racine carrée de la densité : on le voit sans peine en écrivant l'équation du mouvement d'un point de la surface de l'étoile. Si en effet M est sa masse, r son rayon, à sa densité moyenne et / la constante de la gravitation, on à :

GIERENUE ARS LS FM ET ain.

d'où pour la période T :

se Sr TVR

En appliquant ceci aux Céphéides connues, M. Shapley (4) trouve que, quand les périodes décroissent de 33 ans à 0,19 année, les densités passent de 0,000 006 à 0,2 {celle du Soleil étant prise pour unité). En même temps le type spectral observé traverse successivement les stades M, K, G,F, A, B — ce dernier fait étant du reste conforme à la relation déjà citée entre les périodes et les classes spectrales des étoiles doubles.

Ainsi les Céphéides les moins denses et de plus longues périodes seraient de classe M, les plus denses et de plus courtes périodes de classe B. Or nous savons que les Céphéides sont des étoiles géantes. Tout cela cadre parfaitement avec les idées admises sur l’évolution stellaire.

(4) Astrophysical Journal, 1. XXIX, 1909, p. 257.

(2) Philosophical Transactions, t. 199 A, 1902, p. 1; 201 À, 1903, p.157; 213 À, 1914, p. 457.

(3) Monthly Notices, t. LXXIX, 1918, p. 2 et même tome, 1919 D- 4e

(4) Loc. cit., p. 120 (mémoire de 1914).

En mettant à profit les principes de sa théorie de l’équilibre radiatif des étoiles (1), M. A. S. Eddington est arrivé à rendre compte, au moyen de l'hypothèse des pulsations, de l'ordre de grandeur des périodes observées des Céphéides et de la relation qui lie leurs périodes à leurs grandeurs absolues ainsi que de la forme de la courbe des vitesses radiales. L’allure générale de la courbe de lumière peut aussi être prévue : l'interprétation des détails nécessiterait cependant des recherches ultérieures.

À mesure que la densité de l'astre croît, c'est-à-dire, s’il se contracte, à mesure que Le temps s'écoule, sa période de variabilité doit diminuer. On peut calculer la rapidité de ce raccourcissement annuel dans le cas où la contraction due à la gravitation serait la seule source à laquelle l’étoile puise l'énergie qu’elle rayonne autour d’elle (théorie de Helmholtz (2).) On trouve de cette façon, pour à Cephei, que la période doit décroître de 40 sec. par an. M. E. Hertzsprung (3) a cherché à vérifier Le fait en compulsant les anciennes observations de Goodricke : il n'a rien constaté de pareil et l’on peut dès lors affirmer que, si l'hypothèse des pulsations est exacte, l'énergie des étoiles est principalement due à d’autres causes que celles imaginées par Helmholtz et Lord Kelvin. Mais cela, nous l’avons dit, on s’en doutait déjà pour bien des raisons, et il n’y a pas lieu d’être surpris de cette conclusion.

12. VARIABLES A LONGUE PÉRIODE. — Ces variables forment la majorité. Leurs périodes vont de 50 jours à 800 jours (1 seul cas), avec prédominance accentuée entre 290 et 400. Mais si leur luminosité varie en gros périodiquement, ses fluctuations offrent beaucoup d’irrégularités de toute nature. L’augmentation d'éclat est en général, comme dans le cas des Céphéides, plus rapide que la diminution, sans qu'il en soit d’ailleurs toujours ainsi.

Presque toutes les variables à longue période sont rouges

(1) Voir page 545.

(2) Voir page 234.

(3) The Observatory, 1. XLI, 4948, p. 379.

et de classe spectrale M, N ou S; 85 0/0 d’entre elles appartiennent au type Ma et lorsque, par exception, elles semblent de classe moins avancée que M, leur spectre est toujours très particulier. La température de ces astres est relativement très basse. Toutes sont plus rouges au minimum d'éclat et leur spectre varie au cours de la période — caractères que manifestaient déjà les Céphéides — mais on y voit presque toujours des raies brillantes.

La mieux étudiée de ces variables est o Geti (Mira Ceti) dont la période est d'environ 330 jours (fig. 186). Ses irrégula-

Grandeurs

Enr (LS AE ER | | 1916 Août. Sept Oct. Nov. Dec. Janv. Fev Mars

Fig. 186. — Courbe photométrique de Mira Ceti.

rités sont telles que W. Herschel la vit en 1779 aussi brillante qu'Aldébaran (gr. 1,06), alors que 4 ans plus tôt il n'avait pu l’observer dans son télescope : entre 1775 et 1779, l'éclat de Mira avait donc dû croître dans Le rapport de 1 à 10.000: En général cependant, l'étoile oscille entre les grandeurs 3 ou 3,5 et 9.

Le spectre de Mira est de classe M; (PI. XXXIIT). Les raies de l’'Hydrogène y sont lors des maxima très brillantes, minces et

. décalées vers le violet; lors des minima elles sont encore

brillantes, mais plus larges, déplacées vers le rouge et surtout beaucoup plus faibles : elles vont même parfois jusqu'à disparaitre entièrement, anomalie dont l’explication vient, on le verra, d’être soupçonnée. — Mira Ceti a d’autres radiations brillantes, de l'Hélium, du Fer et du Silicium par exemple ; on y trouve aussi en assez grand nombre des raies métalliques sombres notamment du Calcium, du Fer, du Chrome, du

Vanadium. Les bandes de l’Oxyde de Titane (fig. 164), caractéristiques du type M, y sont enfin très visibles et d'autant plus nettes qu'on se trouve plus près du minimum (1).

Ces curieux changements sont devenus un peu moins énigmatiques par la découverte récente d’un compagnon. En septembre 1923, M. À. H. Joy en avait annoncé l'existence et prévu la position par le seul aspect des raies spectrales. M. R. G Aiïtken (2) aperçut bientôt à Lick à 0”,9 de l'étoile principale, alors de grandeur 9,2, une petite étoile de 10°. Le spectre de celle-ci (3) comporte un fond continu révélant la haute température des étoiles de classe B; mais on n'y trouve que des raies brillantes : c'était de ce satellite que provenaient les raies d'émission de l'Hydrogène et de l'Hélium si fortes dans le spectre de Mira. D’autres radiations s'y rencontrent ; elles sont dues à des métaux ionisés : le satellite n’a que des raies d'étincelle, alors que l'étoile principale donnait des raies d’arc ou de flamme, indice de basse température. Enfin la vitesse radiale du satellite (+ 52,5 km. /sec.) est celle qui avait été attribuée antérieurement à l'étoile entière aux époques de minimum. — Récemment, M. Joy à pu mesurer le diamètre de l'étoile principale, 0,056, ainsi que sa grandeur absolue : on évalue le diamètre linéaire à 490 millions de km. et la densité moyenne à 107.

Mira Ceti sert de type à l'immense majorité des variables à longue période : un avenir prochain nous dira sans doute si ses congénères sont doubles comme elle. Certaines particularités de ces étoiles, notamment l'allure de leurs raies brillantes, rappellent les caractères des novæ (4) : une découverte curieuse précise encore ce rapprochement : M. Paul W. Merrill (5) a reconnu la présence des raies des nébuleuses

(1) W.S Apamws et A. H. Joy, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXIT, 1920, p. 163.

(2) Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXW, 1923; p.323:

(3) A. FH. Joy, même recueil, t. XXXVI, 1924, p. 290. — Voir aussi t. XXXVIII, 1926, pp. 260 et 370.

(4) Voir p. 609.

(d) Astrophysical Journal, t LIN, 1924, p. 376.