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le demi grand-axe a résulte de la connaissance du diamètre apparent et de la parallaxe et la vitesse v peut être obtenue par le spectroscope. Par malheur, les seules nébuleuses dont la vitesse de rotation soit mesurable sont trop peu condensées pour que leurs parallaxes aient pu être déterminées. Pour trois nébuleuses pourtant (1) (N. G. C. 7009, 6720 et 7662), on à trouvé des masses comprises entre 4 fois et 162 fois celle du Soleil. Ces chiffres sont des minima, à cause de l’incertitude régnant sur la position de l'axe de rotation; on peut en tout cas en conclure que les masses des nébuleuses planétaires sont très supérieures à celle du Soleil.

Il est bon de ne pas oublier que toutes les déductions qui précèdent reposent sur l'exactitude des parallaxes mesurées par M. van Maanen.

10. LES NÉBULEUSES VARIABLES. — Certaines nébuleuses ont été reconnues variables. Le premier exemple de ce genre parait avoir été la petite nébulosité (2) N. G. CG. 1555, décou- verte par Hind autour de l'étoile variable T Tauri. Cette nébuleuse, signalée en 1852, fut observée jusqu’en 1861 ; elle disparut alors pour reparaitre faiblement en 1862 et s’évanouir ensuite Jusque vers 1890, époque où elle fut aperçue de nouveau à Lick : elle manifeste depuis lors de capricieuses fluctuations, sans lien apparent avec celles de l'étoile

centrale.

Le cas de la nébuleuse de M. E. Hubble (3), N. G. C. 2261,

(1) Du New General Catalogue de Dreyer, Mem. of the Roy. Astr. Soc., t. XLIX, 1888 (complété, t. LI, 1895, par l’Zndex Catalogue).

(2) Miss A. CLerke, History of Astronomy, etc. (déjà citée), p. 403.

(3) Astrophysical Journal, t. LVI, 1922, p. 173.

LES NÉBULEUSES GALAUTIQUES 637

est assez analogue. Au milieu, se trouve la variable R Monocerotis. La nébuleuse change de forme et d'intensité dans l'intervalle de quelques jours: mais ses variations ne sem- blent pas dépendre de celles de l'étoile. On pourrait croire que les deux phénomènes n’ont rien de commun : c'est le contraire qui est vrai. Le spectre de la nébuleuse à été étudié par M. V. M. Slipher (1) : il ressemble aussi complètement que possible à celui de l'étoile, lequel est au surplus fort particulier puisqu'il reproduit les principaux caractères propres aux novæ, lors du maximum de leur éclat, c’est à-dire les raies de l’'Hydrogène brillantes, bordées, du côté du violet, de raies sombres. — La nébuleuse ne fait donc, selon toute probabilité, comme celles des Pléïades, que réfléter la lumière de l'étoile, sans briller par elle-mème : sa situation à l'extrémité d'une masse obscure corrobore d’ailleurs cette interprétation, que viennent appuyer encore les observations polariscopiques de M. Campbell (2).

Un troisième cas semblable est celui de la nébuleuse N. G.C. 6729, étudiée surtout par M.R.T. A. Innes, et qui entoure la variable R Coronæ australis. Là encore les variations rapides, irrégulières et du reste considérables, de la nébuleuse ne concordent pas avec celles de l'étoile, alors que, dans le voisinage, on aperçoit d’autres nébuleuses. — Quant au spectre (3), il reproduit celui de R Coronæ australis.

Enfin on cite encore quelques exemples de nébuleuses planétaires, telles que N. G. C. 7662, où seul le noyau central varie (4) : il s’agit probablement ici d'une étoile de Wolf- Rayet à fluctuations, analogue à celles découvertes par M. Max Wolf et dont nous avons parlé à propos des novæ.

Sans insister sur ce dernier phénomène, l'explication la meilleure des anomalies présentées par les nébuleuses variables proprement dites (et en particulier de la non-concordance de leurs fluctuations avec celles de l'étoile associée)

1) Lowell Observatory Bulletin, t. HT, 1918, n° 81, p. 63. 2) The Observatory, t. XLHT, 1920, p. 380.

) V. M. Super, Loc. cit. ) Huseue, loc. cit, (1916).

parait avoir été proposée par M. Hubble (1). Nous avons sans doute affaire à des nuages de matière obscure en mouvement, lesquels, s’interposant entre la nébuleuse et nous, masquent par moments sa lumière — absolument comme le font pour la Lune les cirrus qu’on voit souvent la nuit l’obscurcir.

11. Nésureuses oBscuREs. — On à depuis longtemps remarqué, surtout dans la Voie Lactée, des espaces sombres, sortes de trous noirs, de « sacs à charbon » (coal sacks), en apparence vides d'étoiles. E. E. Barnard (2) à fait l'étude systématique de ces objets au moyen de la photographie et il en à constitué un catalogue. Ses recherches n’ont pas tardé à le convaincre qu'il s’agit là de véritables nébuleuses obscures formées de matière non lumineuse, situées entre nous et les étoiles plus lointaines. Bien qu'il soit assez difficile de faire la preuve positive de cette interprétation, la plage noire découpée comme à l’emporte-pièce dans la nébuleuse brillante, voisine de € Orionis (PI. XL) est à cet égard suggestive. La « densité » stellaire ne saurait varier ainsi brusquement : à supposer qu'un pareil état de choses ait pris naissance à une époque, les mouvements propres des étoiles voisines du « trou » n'auraient pas tardé à le combler.

Un autre argument très frappant est le fait que presque toujours les trous noirs sont près de masses nébulaires brillantes dont ils semblent la continuation. La nébuleuse située non loin de #, Cygni, souvent appelée « Cocon Nebula», en est un bon exemple. Et aussi la petite nébuleuse N. G. C. II 5146, si visiblement entourée d’une région en apparence vide d'étoiles (PI. XXXVI).

On peut se demander (3) sous quelle forme se trouve ici la matière absorbante. À masse égale, c’est réduite en poussières de 0,1 & de diamètre que la matière absorbe le

(4) Annual Report of the Director of the Mount Wilson Observatory, 1922, p. 222.

(2) Astrophysical Journal, t. XLIX, 1919, p. 1.

(3) H. N. Russezz, Proceedings of the National Academy of Sciences, t. 8, 1922, p. 115. Voir aussi : Bulletin de la Société Astronomique de France, t. 34, 1920, p. 482.