PLANCHE XL

Nébuleuse ine de 6 Orionis (Pose 3 heures).

lélescope de 100 pouces, Cliché de l'Observatoire du Mont Wils

LES NÉBULEUSES GALACTIQUES | 639

plus énergiquement la lumière. Les particules plus grosses n’exercent pas d'absorption sélective sensible : toutes les radiations sont également diffusées et par suite absorbées, Quand le diamètre descend au-dessous de 0,05 u, l’absorption devient extrêmement intense et en outre sélective, comme dans le cas des gaz, à cela près que, pour d’égales quantités de matière, elle est 10° fois plus puissante : un nuage de pareilles gouttelettes d’eau, épais de quelques mètres, absorbe davantage la lumière que toute la hauteur de l’atmosphère terrestre.

Il est donc assez vraisemblable — tel est du moins l'avis de M. H. N. Russell — que les nébuleuses obscures doivent surtout leur opacité à des poussières de cette dimension : la plupart des petits corps de l’espace cosmique sont d’ailleurs, en raison de la basse température qui y règne, probablement à l’état solide. La gravitation peut servir de lien à toute cette matière dont la masse totale doit être pour chaque nébuleuse, nous l’avons dit, considérable et qui peut comprendre aussi des corps plus gros : les chocs inévitables suffisent sans doute à engendrer les fines poussières dontnous venons

de parler.

12. CAUSES DE LA LUMINOSITÉ DES NÉBULEUSES GALACTIQUES. — M. E. Hubble (1) s’est proposé de rechercher si /outes les nébuleuses galactiques ne sont pas en réalité obscures et si leur lumière ne provient pas /oujours de quelque étoile brillante située à proximité.

IL constata d’abord que presque toutes ces nébuleuses, aussi bien celles à spectre continu que les planétaires à spectre d'émission, présentaient une étoile nichée en leur milieu. L'étude, dans chaque cas, du spectre de l'étoile lui permit d’établir que, lorsque ce spectre est de classe B, ou plus avancé (B, en général), la nébuleuse associée offre un spectre continu ; quand au contraire l'étoile est de classe moins avancée que B,, B, par exemple, on aperçoit des raies brillantes dans le spectre de la nébuleuse : tel est notamment le cas de celle

(1) Astrophysical Journal, t. LVI, 1922, pp. 162 et 400.

d'Orion. Les nébuleuses planétaires appartiennent, sous ce rapport, à la même catégorie : leur étoile centrale est presque toujours de type O (Wolf-Rayet).

M. Hubble remarque alors que si, comme on estamené à le penser, la matière nébulaire ne fait que réfléter — par diffusion, par fluorescence ou autrement — la lumière de l'étoile, son éclairement doit varier en raison inverse du carré de la distance à l'étoile. Admettons que l’albedo de cette matière soit partout constant. Si l’on envisage plusieurs nébuleuses de même nature (à spectre continu par exemple), comme la nébuleuse et l'étoile sont dans chaque cas sensiblement à la même distance de nous, le carré de la distance maxima à à laquelle, avec une pose donnée, s'étend la lueur doit être, pour les diverses nébuleuses considérées, proportionnel à l'intensité I de la lumière de l'étoile. Autre-

‘ ; 0? : : ANT é ment dit, on doit ANOLES— ce, ce qui reyient'a ‘écrire, .en introduisant la grandeur » de létoile, m +5 log a —c".

La valeur de la constante dépend des plaques employées et des caractéristiques de l’objectif. M. Hubble a calculé que, dans les conditions où il opérait, cette constante était égale à 11,6 ou à 10,6 (suivant la manière de calculer, en projection, l’éclairement moyen).

M. Hubble à étudié de cette facon 82 nébuleuses diffuses, dont 64 à spectre continu et 18 à raies brillantes : Les premières sont représentées par des points, les secondes par des points entourés de cercles sur la figure ci-contre (fig. 195). La droite tracée ici comme représentant l’ensemble des observations a pour équation :

m + 4,9 log a = 11.

On voit qu'étant donné les erreurs inévitables d’un pareil travail l’accord avec la théorie résumée plus haut est aussi satisfaisant que possible. La démonstration est donc complète en ce qui concerne les nébuleuses diffuses, quel que soit leur spectre.

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La même recherche a été effectuée sur les nébuleuses planélaires ; elle a donné dans l’ensemble des résultats analogues. La concordance apparente est cependant moins bonne que tout à l'heure : il semble que, chez ces nébuleuses, l'étoile centrale est systématiquement plus HADIE que la théorie ne le prévoit.

On doit cependant remarquer que cette étoile est d'ordinaire très riche en radiations ultra-violettes, si riche même que le maximum d'énergie de son spectre, difficile à

log à

Fig. 195.

préciser à cause de l’absorption instrumentale, semble situé au delà de À 330{1). Or ces radiations impressionnent beaucoup moins les plaques photographiques que celles propres aux nébuleuses : il est alors probable que, si l’on pouvait en tenir compte, Les écarts signalés disparaïtraient plus ou moins complètement.

Tout ceci suggère l’idée d’une sorte de fluorescence exci-

(1) W.H. Waicur, Publications of the Lick Observatory, t. XI, 1918, p. 25.

Cours d'Astronomie. — BosLer-mn. 41

tée dans la matière nébulaire par le rayonnement ultra-violet de l'étoile ; les raies depuis si longtemps mystérieuses du « Nébulium » ne proviendraient pas alors d’un élément nouveau, encore inconnu sur la Terre : elles pourraient appartenir à quelque corps déjà connu tel que l'Hydrogène ou l'Hélium. Un rayonnement corpusculaire, du même genre que celui dont la raie verte de l'Aurore Boréale est dans notre atmosphère la manifestation, aurait sans doute les mêmes effets.

13. Nuaces DE CALCIUM STATIONNAIRES. —— Un autre problème étroitement lié aux nébuleuses est celui soulevé par Les étoiles à raies stationnaires. Certaines étoiles, de classe O et B principalement mais appartenant aussi à d’autres types, des variables à longue période, des novæ, ete., ont dans leur spectre à La fois des raies qui manifestentune vitesse radiale déterminée, incontestable, et d’autres radiations, d'ailleurs peu nombreuses, qui semblent en révéler une fort différente (1). Pour les premières, le décalage parait proportionnel à la longueur d’onde, ce qui ne laisse guère de doute sur l’exactitude de leur interprétation par le principe de Doppler- Fizeau. Les secondes, fines et faibles, ont un aspect très différent de leurs voisines : ce sont presque toujours les raies H et K du Calcium ionisé, souvent les raies D du Sodium, parfois des raies du Magnésium ou du Fer ; elles semblent correspondre soit à une matière à peu près en repos par rapport à l'étoile soit, s’il s’agit d'un couple spectroscopique, à des vapeurs partiellement entrainées par l’astre en mouvement.

C'est ainsi par exemple que dans le spectre de à Orionis, le premier cas de ce genre qui ait été signalé, les raies H et K du Calcium et D du Sodium sont stationnaires ; il en est de même pour o Persei et £ Lyræ, où certaines raies ne sont

(1). HarTManN, Astrophysical Journal, t. XIX, 1904, p 273. — Voir aussi là-dessus les observations de MM V. M Szrpner, E. B. Frosr et W. S. Apams dans: CamrBezz, Stellar Motions (déjà cité), p. 277 et encore celles de H. Lupenporrr dans NewcoMB-ENGELMANN-LUDENDORFF, Populäre Astronomie (déjà cité), p. 631.

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pas déplacées. Poury Aurigæ, il y a par contre des raies dont le déplacement périodique est pie plus faible que celui des autres.

La seule explication raisonnable qu'il soit possible de donner à ces curieux phénomènes consiste à admettre qu'il existe dans l’espace cosmique, entre les étoiles en question et nous, des nuages de vapeurs métalliques, de Calcium principalement, dont l'absorption se traduit par la fixité relative des raies correspondantes. Les cas de faibles oscillations spectrales périodiques s'interpréteraient alors au moyen d'un entrainement partiel dû à l'étoile mobile.

Pour les étoiles situées dans la région de l'Apex, près du point vers lequel se dirige le Soleil, c'est-à-dire pour celles du Cygne, de la Lyre ou d'Hercule, le nuage de Calcium parait s approcher de nous, sensiblement avec la vitesse du mouvement solaire ; il semble s'éloigner avec la même vitesse pour les étoiles de la région diamétralement opposée (Licorne, Grand Chien, etc.). Il est bien diflicile de ne pas en conclure que ce nuage occupant presque tout l'espace est en réalité à peu près immobile. Serait-ce 1à le fameux « Standard of rest », le milieu en repos absolu que les astronomes, les physiciens et les philosophes ont si vainement cherché pour lui rapporter tous les mouvements célestes ou terrestres? Sans pousser les choses aussi loin, il est plus vraisemblable qu'il s’agit seulement d’une matière diffuse très raréfiée, disséminée çà et là entre les étoiles de notre système et peu différente au fond de celle qui forme les nébuleuses obscures.