soit 3 environ

L'élément en question, très léger, serait donc dans la classification chimique — à supposer qu'il existe — intermédiaire, entre l’Hydrogène (m — 1) et l’Hélium (nm — 4).

Il en serait sans doute de même du corps susceptible d'émettre la radiation verte À 5007, c’est-à-dire du Nébulum proprement dit. Les observations photographiques n'étaient ici guère possibles : visuellement, MM. Buisson, Fabry et Bourget ont encore vu des anneaux pour N — 11.000 et estiment la limite de disparition comprise entre ce nombre et 16.500. Le Nébulium aurait alors (?) un poids atomique voisin de 2.

Tout ce qui précède implique — notons-le bien — que nous avons affaire à des phénomènes normaux d'émission lumineuse, à l'exclusion de fluorescences du genre de celle qui se manifeste par exemple dans les aurores boréales. Et en fait les travaux récents semblent, on le verra, favoriser plutôt cette dernière hypothèse.

7. LES NÉBULEUSES PLANÉTAIRES. — Ces nébuleuses, souvent fort petites, ne sont sont pas nombreuses. On en connait actuellement environ 150, dont 80 ou 85 assez belles et le reste ne comprend que des astres télescopiques très faibles. Dans l’ensemble, les nébuleuses planétaires sont concentrées

au voisinage de la Voie Lactée ou de ses ramifications : 80 0/0 d’entre elles sont dans ce cas. Nous avons déjà signalé l'importance de cette statistique en ce qui concerne les relations étroites de ces astres avec les étoiles nouvelles.

13727 H£ I. H; H,He He+ HeN:N; | | | | || | je

Fig. 194. — Spectres de nébuleuses photographiées à Lick (W. H. Wright).

Les spectres des nébuleuses planétaires, à raies brillantes se détachant sur un faible fond continu, diffèrent de l’une à l’autre et M. W. H. Wright en a fait une classifica-

tion détaillée (1); mais ils ne se distinguent pas en prin-

(4) W. H. Waicur, Proceedings of the National Academy of Sciences of Washington, \. 1, 1915, p. 591,

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cipe de ceux des nébuleuses diffuses. L’Hydrogène, l'Hélium, surtout l’'Hélium ionisé, le Nébulium et le gaz ultraviolet À 372 en forment les constituants Les plus habituels (fig. 194).

Tous ces astres présentent la même particularité que ‘étoile de Wolf-Rayet signalée par Campbell 3639 BD -- 30° et aussi que la Nébuleuse d’Orion. Les divers éléments n'y sont pas entièrement mélangés, mais bien disposés par couches concentriques. Ainsi par exemple, dans la Nébuleuse annulaire de la Lyre, figurent Les raies de l’'Hydrogène, de l'Hélium, la raie À 4686 de l’Hélium ionisé et les raies nébulaires XX 5007, 4959, 4363 et 372. Or, avec un spectroscope à fente, pointé sur Le centre de la nébuleuse, les raies de l'Hydrogène sont les plus longues ; elles sont suivies de près par À 372 ; les raies du Nébulium (2 5007, 4959 et 4363) viennent ensuite, tandis que la raie de l'Hélium ionisé 1 4686 et le spectre continu restent confinés dans la région centrale, où se trouve une petite étoile que ces dernières con- Statations révèlent précisément comme appartenant au type de Wolf-Rayet. — La composition de l’astre entier varie (1) par suite avec la distance au centre. L'Hydrogène et le gaz À 372, répandus partout, s'étendent jusqu'à la périphérie ; le Nébulium occupe la région moyenne, alors que l'Hélium ionisé et surtout les éléments auxquels est dù le spectre continu paraissent localisés au centre (2).

Le prisme objectif confirme ces déductions, quis’appliquent à la plupart des nébuleuses planétaires et semblent fort générales. Les magnifiques photographies de l'Observatoire Lick suggèrent du reste, chez ces nébuleuses, des tendances à une sorte de stratification, à une structure en pelure d’oignon (3) qui cadre fort bien avec les résultats spectroscopiques ci-dessus.

(1) Ou plutôt semble varier, car rien ne prouve (voir plus loin p. 639) que les raies brillantes des nébuleuses soient foutes dues à des gaz incandescents.

(2) W. H. Wricur, Publications of the Lick Observatory, vol. XI, 1918 Sp M91"

(3) H. D. Curtis, Même publication, p. 55.

8. ROTATIONS ET VITESSES RADIALES DES NÉBULEUSES PLANÉTAIRES. — Le problème de la rotation des nébuleuses à été longtemps abordé sans succès, en raison surtout de la faiblesse de ces astres. MM. W. W. Campbell et J. H. Moore (1) ont réussi à le résoudre à l'Observatoire Lick. Il ont étudié 46 nébuleuses, avec la grande lunette de Lick ou avec le « Crossley Reflector » et des spectroscopes très lumineux à un ou trois prismes. Dans une vingtaine de cas, des rotations ont été mises en évidence, avec des vitesses linéaires de l’ordre de 20 km./sec. L'axe de rotation coïncide en général avec le petit axe de la nébuleuse : le mouvement est d'autant plus rapide que celle-ci est plus aplatie. Toutefois on ne saurait dire que toutes les nébuleuses planétaires soient en rotation : certaines — la Nébuleuse de la Lyre, par exemple — sont le siège de mouvements confus qui ne présentent pas ce caractère. On se rappelle que la Nébuleuse d'Orion est dans le même cas : sa forme irrégulière Le faisait d'ailleurs prévoir.

MM. Campbell et Moore ont étudié également les vitesses radiales des nébuleuses galactiques. Les résultats, corrigés du mouvement du Système Solaire vers l’Apex (dont la vitesse vaut, dans l’espace, 19,5 km.), ont été Les suivants :

Vitesse radiale

Astres étudiés Nombre moyenne Nébuleuses iiuses m0. de. 7 10 km./sec.

Nébuleuses discoïdes ou annulaires . 39 29 »

Nébuleuses planétaires ou régulières. 73 SOIN Etoiles nébuleuses . . .,. . . 34 50 »

Il est à remarquer que les nébuleuses diffuses, généralement associées à des étoiles de classe B (ou à Hélium), ont, comme elles (2), de faibles vitesses radiales. Par contre

(1) Même publication, p. 75.

(2) Nous verrons bientôt ($ 12) que la lumière de ces nébuleuses émane, selon toute probabilité, des étoiles en question : il est donc naturel qu'elles décèlent des vitesses radiales analogues. Cela semblerait toutefois montrer que la matière nébuleuse est, dans l’ensemble, à peu près en repos (Cf. $ 13).

LES NÉBULEUSES GALACTIQUES 635

les vitesses radiales des autres nébuleuses sont nettement plus grandes que celles des étoiles proprement dites : on remarque même, pour quelques-unes, des vitesses formidables, de l’ordre de 100 ou 200 km./sec. : ces vitesses ont pourtant une moyenne algébrique sensiblement nulle ne révélant, par suite, aucune direction de mouvement privilégiée.

Les Nuées de Magellan contiennent beaucoup de nébuleuses à raies brillantes et celles-ci semblent douées de très grandes vitesses radiales qui correspondent sans doute au déplacement d'ensemble de ces agglomérations par rapport à nous. C'est ainsi que M. R. E. Wilson (1) a trouvé, pour la Petite Nuée, des vitesses comprises entre + 158 et - 301 km./sec. (pour 5 nébuleuses) et M. Campbell (2) a obtenu, pour la Grande Nuée, une moyenne de + 363 kilomètres (17 nébuleuses). Ces vitesses étant positives, Les Nuées de Magellan s’éloignent rapidement de la Voie Lactée.

9. PARALLAXES DES NÉBULEUSES PLANÉTAIRES. — On sait malheureusement peu de chose sur ces parallaxes. M. Adriaan van Maanen (3) en a cependant étudié directement quelques-unes, à noyau particulièrement bien défini : les chiffres trouvés par lui, compris entre 0”,008 et 0”,023, sont assez grands pour qu’on puisse considérer les astres en question comme faisant partie de notre système galactique. Les dimensions vraies de ceux-ci peuvent se déduire de leur diamètre apparent si nous supposons la parallaxe connue : elles varient entre 1.350 et 10.000 unités astronomiques. Enfin la grandeur absolue de l'étoile centrale à également été évaluée : elle oscille entre + 10,4 et + 6,7 — Quand on songe que le diamètre de l'orbite neptunienne est de 60 unités astronomiques, on voit quelles dimensions énormes doivent avoir les nébuleuses planétaires. On voit aussi que les petites étoiles qui nichent en leur centre et qui appartiennent, on l’a vu, au type de

(l) Publications of the Lick Observatory, t. XIE, 1918, p. 185.

(2) Même publication, p. 172.

Voir aussi Aarvard College Observatory, Bulletin n° 816, 1995.

(3) Proceedings of the National Academy of Sciences of Washington, t. 3, 1917, p. 133 et t. 4, 1918, p. 394.

Wolf-Rayet sont loin d'être aussi lumineuses que leurs congénères isolées.

Dans les cas où l’on connait la parallaxe, on peut évaluer la masse de la nébuleuse au moyen de la 3° loi de Képler qui peut s’écrire, avec les notations usuelles