PLANCHE XXXVIII

ébuleuse du « Network » du Cygne C. 6960.

élescope de 100 pouces, Cliché de l'Ob:

ervatoire du Mont Wilson) 3. — Remarquer, à droite, la diminution de densité des étoiles — On aperçoit aussi une traînée d'étoile filante,

LES NÉBULEUSES GALACTIQUES 625

tographie les montre généralement reliés par des filaments invisibles dans les lunettes. Le cas est surtout frappant pour les Pléiades (1) (fig. 191) dont toutes les étoiles apparaissent visuellement distinctes, et que de longues poses révèlent plongées dans une vaste nébulosité leur empruntant sa lumière : les radiations diffusées, étant surtout ultra-violettes, n'impressionnent pas la rétine.

Fig. 191. — Nébulosité diffuse autour des Pléïades.

Les formes de ces nébuleuses sont extrêmement variées. On peut citer comme exemples : outre celles dont nous avons parlé, la «Trifid Nebula» du Sagittaire (PI. XXX VIT) ou les fameux « Networks » (Dentelles) du Cygne (PI. XXXVIID), aux linéaments si délicats... et bien d’autres encore. Presque toutes ont des dimensions immenses qui passent l’imaginations : on vient d’en découvrir qui mesurent 60 ou 80 parsecs de diamètre (2) ; la lumière mettrait plusieurs siècles à Les traverser de part en part.

Les nébuleuses diffuses ont de faibles vitesses radiales, de

(1) V. M. Suenkr, Lowell Observatory Bulletin, L. Il, 4912, n0 55, p.24; E. HerrsPruNe, Astronomische Nachrichten, t.195, 1913, n° 4679, p. 449, (2) Harvard College Observatory, Bulletin n° 816, 1925. Cours d'Astronomie. — BosLer“1r, 40

l’ordre de 10 km. /sec. ; elles semblent donc bien faire partie de notre système galactique auquel leur répartition dans le Ciel Les rattachait déjà.

3. LA NéBureuse D'OrioN. — C’est de beaucoup la plus brillante et la plus vaste : les photographies modernes ont révélé qu'elle s'étend bien au delà de la région des trois étoiles du baudrier à, e, € (les « Trois Rois »), au voisinage desquelles elle parait à première vue limitée. Dans certaines directions, ses ramifications vont même d’un bout à l’autre de la constellation.

La matière qui compose la Nébuleuse d'Orion est sans doute excessivement raréfiée, Sa parallaxe n’est sûrement pas supérieure à 0,01. Kapteyn avait trouvé (1) 0”,0054 + 0”,0009 ; rien qu’en lui attribuant la valeur 0,01, son diamètre serait 20 millions de fois celui du Soleil. Or si la densité de la nébuleuse atteignait le 1/300.000e de celle de notre atmosphère, sa masse totale vaudrait 100 trillions de fois celle du Soleil et son attraction sur la Terre, à la distance correspondant à la parallaxe 0”,01 équivaudrait au quart de l'attraction solaire : il en résulterait dans les mouvements planétaires des perturbations inadmissibles. On peut même affirmer sans crainte que la nébuleuse n’a certainement pas une densité cent fois plus faible que le chiffre ci-dessus, c'est-à-dire 3.10 *, par rapport à l’air normal.

Le spectre de la nébuleuse semble la révéler d’ailleurs exclusivement gazeuse. Les principaux gaz qu’on y trouve sont l’'Hydrogène (2), l'Hélium {quelques raies seulement), l'élément inconnu appelé Nébulium avec ses raies ÀÀ 5007, 4959, 4363; enfin le corps non moins mystérieux qui donne le doublet ultra-violet À 3726-3729 et que l’on confond parfois avec le précédent. — Chose curieuse, les gaz qui don-

(1) Contributions from the Mount Wilson Solar Observatory, n° 147 (1918) et no 156 (1918), p. 12.

(2) L’intensité relative des diverses raies (des raies de l’'Hydrogène notamment), dans la Nébuleuse d’Orion, a été fort étudiée. — Voir làdessus : P. Saer, Spectroscopie Astronomique (déjà cité), p. 408.

LES NÉBULEUSES GALACTIQUES 627

nent lieu à ces diverses radiations ne sont pas uniformément répartis partout. Il suffit, pour s’en convaincre, de prendre une série de photographies à travers des écrans monochromatiques ne laissant passer qu'un domaine limité du spectre et que l'on place devant la plaque : on peut ainsi voir jusqu où s'étendent respectivement les différents éléments. C’est ce qu'ont fait tour à tour J. E. Keeler, J. Hartmann (1) et G. E. Hale : ils ont constaté que l'Hydrogène s'étend le plus loin, avec le gaz X 372, peut-être un peu moins répandu. Le « Nébulium » proprement dit est beaucoup plus confiné aux régions centrales. Ces particulalarités se retrouvent chez les nébuleuses planétaires.

4. Vitesses RADIALES. — Travaux De MM. H. Buisson, Ca. Fagry ET H. Bourçer. — Contrairement à ce qui a lieu pour les novæ, même pour les novæ au début du stade nébulaire, les raies spectrales des nébuleuses sont relativement très fines. C’est là un signe de basse température ou de faible densité : il présente l'avantage de permettre d'appliquer à l’étude de

ces astres les méthodes de spectroscopie interférentielle qui, on le sait, fournissent les longueurs d’onde avec une extrême précision. Tel a été le but des belles recherches dont nous allons nous occuper (2).

L’instrument employé (PI. XXXIX) était le grand télescope de l'Observatoire de Marseille, d'ouverture 0 m. 80 et de distance focale 4 m. 50. Le travail a porté sur la raie bleue ; 434 (H,) de l'Hydrogène etsur le doublet ultra-violet À 372, spécial aux nébuleuses.

(1) Astrophysical Journal, t. XXI, 1905, p. 389. (2) Journal de Physique, (5), t. IV, 1914, p. 397,

On commença par préparer des écrans monochromatiques permettant d'isoler respectivement les raies ÀÀ 434 et 372 — ou plutôt un domaine spectral suffisamment étroit au voisinage de chacune de ces radiations — tout en arrêtant les autres parties du spectre. L'appareil interférentiel proprement dit fut alors constitué de la manière suivante (fig. 192).

L'image réelle de la nébuleuse se forme dans Le plan focal F du télescope, après avoir traversé l'écran monochromatique sélecteur S. Comme 1l est ici nécessaire d'opérer en lumière parallèle, on rejette cette image à l'infini au moyen d’une double lentille À qui fait l'office d’une lentille simple très convergente dont le foyer serait en F et joue par suite le rôle de collimateur. Les rayons traversent ensuite les deux lames à faces parallèles B, semi-argentées, dans l’intervalle desquelles se font les interférences (fig. 193). Les choses se passent en somme comme si, la nébuleuse ayant un très grand diamètre apparent, on la regardait à travers les deux lames seules : si les rayons normaux { et 2 concordent en phase, il n’en va pas de même de ceux ayant traversé les deux lames obliquement et, si /a

B lumière de la nébuleuse avait partout la

Fig. 193. méme longueur d'onde, on devrait obser-

ver des anneaux d'interférence ronds,

localisés;à l’infini. Ces anneaux, un objectif C les reprend

et en donne à son foyer une image P qu’une plaque photographique permet d'enregistrer.

Les diamètres des anneaux dépendent de la longueur d'onde exacte de la raie qui les donne. Chaque point de la plaque photographique répond d’ailleurs à un point différent de la nébuleuse et, vraisemblablement, à une vitesse radiale différente ; mais, pour avoir la vitesse correspondant à chaque point, il suffit d'observer de combien l’anneau qui y passe — et ne saurait, d’après ce que nous venons de dire, être rigoureusement circulaire — semble, en ce point, se contracter ou se dilater, quand on substitue à l’image initale de la nébuleuse une source lumineuse terrestre connue,