PLANCHE XLI

mas Globulaire d'Hercul 3 (Pose 11 heures), cope de 6o pouces, Cliché de l'Observatoire du M

RE

vement commun. Ges systèmes ne se distinguent à première vue par aucun caractère particulier : ils passeraient inaperçus si l'étude des mouvements propres ne les mettait en évidence. Le Soleil peut d'ailleurs se trouver accidentellement au milieu des étoiles qui les composent (comme c’est le cas pour le Système de la Grande-Ourse) et faire disparaitre ainsi tout indice visible d’un lien physique qui n’est pourtant guère douteux. Les Hyades dans le Taureau (fig. 196) font partie de cette classe d'amas, insensiblement liée à la précédente, et dont l'étude est plutôt du ressort de l’Astronomie de position,

2. NomBRé ET RÉPARTITION DES AMAS GLOBULAIRES. — Ces amas ont été l’objet, depuis 1915, de recherches approfondies et couronnées de succès de la part de M. Harlow Shapley (1), maintenant Directeur de l'Observatoire de Harvard College.

A 40 ET Latiiuoe gelsctique Fig. 497. — Distribution des amas d'étoiles par rapport à la Voie Lactée.

Trait plein : a. ouverts. Trait pointillé : a. globulaires (H. Shapley).

Us sont peu nombreux : on en compte actuellement 86 (2) et il est rare qu'on en découvre de nouveaux. Leurs diamètres apparents peuvent varier de 1” ou 2! à 30.

(1) Contributions from the Mount Wilson Solar Observatory, nos 115, 416, 117, 126, 133, 451, 154, 155, 156, 157, 160, 161, 175, 176, 190ïet 195 (années 1915-1920). — Beaucoup de ces Mémoires sont reproduits dans l’Astrophysical Journal auquel nous renverrons souvent.

(2) Dont 69 seulement de très nettement caractérisés : ce sont ceux dont M. Suarzey s’est surtout occupé (voir plus loin p. 649).

La répartition des amas globulaires sur la sphère céleste est très curieuse. Ils sont d’abord également distribués des deux côtés du plan galactique et de moins en moins nombreux loin de ce plan. Mais ce qui est surtout remarquable, c'est qu'ils font absolument défaut dans la zone médiane, c'est-à-dire au voisinage du plan moyen de la Voie Lactée, sur une largeur de 20° de latitude environ (fig. 197). pour présenter de part et d'autre (vers + 12°) une région de fréquence maximum (1).

Ceci concerne la distribution en latitude. En longitude, une dissymétrie accentuée saute aux yeux (2). La majorité des amas se trouve dans les constellations d'Ophiuehus et du Sagittaire, avec un maximum de fréquence vers la longitude galactique 325° (fig. 199). Par contre, il n'existe aucun amas globulaire dans la région diamétralement opposée, entre les longitudes 41° et 1950.

Ces anomalies sont fort nettes ; celle surtout qui a trait aux latitudes est suggestive. D’autres constatations viennent la compléter. On à remarqué que plus un amas est voisin du plan galactique, moins il est fortement condensé à son centre et les amas ouverts où la région centrale est à peine indiquée sont, au rebours des amas globulaires, plus nombreux dans la zone galactique équatoriale. De plus les vitesses radiales des amas globulaires sont, ainsi que nous le verrons, énormes et en grande majorité négatives, comme s'ils se rapprochaient du plan de la Voie Lactée.

Tous ces faits donnent à penser que les amas globulaires se rattachent, d’une manière il est vrai encore à préciser, au système stellaire dont fait partie notre Soleil et dont la Voie Lactée n’est qu'un des aspects. Ce ne sont sans doute pas des Mondes autonomes ; mais avant de rechercher leur rôle exact, il est nécessaire d’avoir une idée de leurs distances.

3. PARALLAXE DE LA P£tire Nue pe MaGezLan.— Les méthodes employées pour obtenir les parallaxes de systèmes lointains

(1) Astrophysical Journal, t. XLIX, 1919, p. 320. (2) Zdem, p. 319.

reposent toutes sur un principe fort simple, d’applicaton très générale, mais dont l'introduction en Astrophysique parait récente : celui de ldenrité des parties constitutives de l'Univers. Notre système galactique comprend des astres variés qui, dans chaque catégorie, semblent à peu près faits de même, indépendamment de leur position dans l’espace : on admet alors, par une extension hardie, qu’il en est également ainsi dans tout l'Univers, même en dehors du Monde galactique : les Céphéides, les nébuleuses se ressemblent partout, où qu'elles soient. L’exactitude de cette hypothèse, dont on ne peut évidemment espérer aucune preuve directe, se vérifie, nous allons le voir, par ses conséquences.

C'est M. E. Hertzsprung (1) qui la le premier, en 1913, appliquée à la plus petite des Nuées de Magellan, lesquelles ne sont nullement des amas globulaires — on n'y trouve pas de condensation centrale accusée — mais n'en possèdent pas moins des étoiles de types très divers, analogues à ceux que nous rencontrons plus près de nous.

Miss Leavitt avait, en 1912 (2), établi qu'entre les grandeurs apparentes et les périodes des Céphéides de la Petite Nuéede Magellan existe une relation telle quem — Klog P + C. Une relation de même forme, où la constante C seule diffère, lie évidemment Les périodes aux grandeurs absolues, puisque celles-ci sont données par la formule M = m +5 + 5logr et que toutes les variables de l’agglomération sont sensiblement à la même distance de nous. Partant alors du principe général posé ci-dessus, M. Hertzsprung pensa qu'il suffirait, pour obtenir la nouvelle valeur de C et en déduire les grandeurs absolues {ou les parallaxes) des variables de la Petite Nuée, d'étendre la loi de Miss Leavitt aux Cépbéides connues du Système Galactique.

Malheureusement les Céphéides ordinaires sont en général fort lointaines. M. Hertzsprung put cependant se procurer les parallaxes de 11 d’entre elles : il trouva des grandeurs

(4) Astronomische Nachrichten, t. 196, 1913, n° 4692, p. 205. (2) Voir plus haut p. 598.

absolues très grandes dont la moyenne est — 2,3. La période correspondante étant 6,6 j., il est facile de déduire de là la valeur de C. Mais il est plus simple encore de se servir de la courbe même de Miss Leavitt : elle montre qu'à la période 6,6 j. correspond, à la distance de la Petite Nuée, la grandeur apparente 14. La parallaxe est alors donnée par l'équation : |

— 2,3 — 14 + 5 + 5logr d'où: x — 0"”,000.055. La Petite Nuée de Magellan serait ainsi à une distance de l’ordre de 60.000 années de lumière.

4. PARALLAXES DES AMAS GLOBULAIRES. — La méthode qui précède a été appliquée aux amas globulaires par M. H. Sha-

Grondeurs absolues visuelles (l CN

+ 2,0 +15 +10 +05 Logartthmes des jpér/00es

o Déterminations moins precises

Fig. 198. — Périodes et luminosités des Céphéides (H. Shapley).

pley (1). S’attachant en détail à la loi de Miss Leavitt, M. Shapley montra qu’elle était effectivement vérifiée pour les Céphéides ordinaires, aussi bien que pour celles des amas, et il construisit une courbe la représentant (fig. 198), toujours

basée sur les 11 Céphéides de M. Hertzsprung, mais faisant

(1) Astrophysical Journal, t. XLVII, 1918, p, 154.

état de tous les matériaux publiés et valable pour toutes les Céphéides, y compris les variables des amas — ceci en vertu du principe général de tout à l'heure. — Il ne lui resta plus dès lors, pour connaître la parallaxe d'un amas, qu'à observer les périodes de quelques-unes de ses variables : la courbe fournit leurs grandeurs absolues qui, comparées aux grandeurs apparentes, donnent les parallaxes. M. Shapley détermina de cette façon les parallaxes de 7 amas globulaires.

Mais la méthode peut être généralisée et simplifiée. En reprenant les variables des amas dont la parallaxe venait ainsi d'être évaluée, M. Shapley constata que leur grandeur absolue « médiane » (c'est-à-dire la moyenne entre les grandeurs au maximum et au minimum d'éclat) était à peu près toujours la même. Laissant donc de côté les variables, il choisit alors les 30 étoiles les plus brillantes (non variables) de chaque amas, en retrancha les 5 plus belles (1) et calcula la grandeur absolue moyenne des 25 restantes. Cette grandeur absolue fut trouvée, elle aussi, à peu près constante et égale à — 1,51. C'était là une confirmation éclatante des principes d’où l’on était parti. I devenait possible d'appliquer au même problème un nouveau procédé d'évaluation, d'autant plus précieux que certains amas n’ont pas beaucoup de variables faciles à étudier, tandis qu’on y trouve toujours 30 étoiles dont la grandeur apparente puisse être déterminée avec certitude. M. Shapley obtint ainsi les parallaxes de 21 nouveaux amas.

M. Shapley se demanda ensuite si les amas globulaires n'étaient pas tous de dimensions comparables ou tout au moins s'il n'y avait pas quelque relation entre le diamètre apparent et la parallaxe. Cette mduction se trouva vérifiée sur les amas déjà étudiés et la loi trouvée servit à évaluer les parallaxes de 41 nouveaux amas, ce qui porta le nombre total des déterminations à 69.

Les grands instruments du Mont Wilson, en permettant

(1) Pour éliminer les étoiles relativement proches de nous, accidentellement projetées en perspective sur l’amas sans en faire partie.

l'étude spectrale des étoiles individuelles des amas les plus brillants, ont apporté un nouvel appui aux principes invoqués ici. M. Shapley a tiré de là un procédé de plus : en admettant que les étoiles de la classe B — où nains et géants se confondent — ont partout le même éclat absolu et en partant de leur distance moyenne dans notre système, il a pu déduire celles des amas déjà envisagés : l’accord a été jugé satisfaisant.

M. Shapley estime comprise entre 10 et 25 0/0 la précision de ses évaluations, la première méthode (les Céphéides) étant la plus sûre. Les chiffres trouvés, excessivement faibles, varient de 0",000153 (w Centauri) à 0”,000014 (N. G. C. 7006), ce qui met les amas les plus proches à 20.000 années de lumière et les plus lointains à 220.000.

5. CONSÉQUENCES DES RÉSULTATS PRÉCÉDENTS. — Les distances supposées connues, on peut se représenter dans l’espace le vaste système des amas globulaires (fig. 199). Le centre en est

Cocher 90

leureau

270 Ocorpion

(e] 10.000 20000 parsecs

Fig. 199. — Système des amas globulaires projeté sur le plan galactique (H. Shapley).

situé, vers Le Sagittaire, à 60.000 années de lumière de nous; le plus grand diamètre atteint 200.000 années de lumière. Telles seraient aussi les dimensions qu'il faudrait, d’après M. Shapley, attribuer à la « Voie Lactée » (1). C’est 20 fois

(1) I y a sans doute lieu de faire quelques réserves sur le sens à donner à cette expression. Voir plus loin p. 685.

plus que les estimations antérieures Les plus audacieuses : on comprend que la révélation de chiffres aussi fantastiques ait eu un grand retentissement.

Ces énormes distances ont d'autres conséquences. D'abord nous ne devons pas nous attendre à découvrir, parnn les étoiles des amas globulaires, de mouvements propres sensibles avant longtemps. Avec une parallaxe de 0”.0001, une étoile dont la vitesse atteint 500 kilomètres par seconde — ce qui dépasse les plus fortes vitesses observées ne se déplace que d’une seconde en un siècle (1), quantité encore bien difficile à apprécier. Et en fait, si l'on excepte quelques observations assez douteuses (2), on n’a pas encore découvert de mouvements nets dans Les amas globulaires.

De plus, étant donné que nous voyons simultanément des amas séparés dans l'espace par 200.000 années de lumière, cest-à-dire séparés aussi dans le temps par 200.000 ans. et qu'ils ne nous paraissent pas différer entre eux sensiblement, on peut en conclure que 200.000 ans ne comptent guère dans la vie d’un amas d'étoiles. C’est peut-être quelque chose comme une semaine où un jour dans la vie d'un homme et ceci nous prouve une fois de plus une chose dont nous nous doutions un peu : l’immensité des périodes nécessaires à l’évolution des systèmes sidéraux.

6. DIiMENSIONS DES AMAS GLOBULAIRES. — Les dimensions réelles des amas résultent de leurs distances. Elles sont modestes. Leur diamètre, nous l'avons vu, varie peu de l’un à L'autre : il est de l’ordre de 500 années de lumière.

Le nombre des étoiles est par contre considérable. M. Shapley évalue à plusieurs centaines de mille celles contenues dans l’Amas d'Hercule (3) (M. 13); les chiffres qu’on trouve le plus fréquemment sont de l'ordre de 40.000. La densité

(1) Un mouvement propre de 3” par siècle est déjà difficile à constater sur deux clichés faits à 30 ans d'intervalle.

(2) On trouvera une liste d'observations de ce genre dans : P Guru- Nick, Physik der Fixsterne, Astronomie de J. Harrmann (1921), dejà cité, p. 4172, note 130.

(3) Contributions from the Mount Wilson, etc., no 416, 1915, p. 84.

stellaire qui en résulte est très élevée. Alors qu'au voisinage du Soleil on estime d'ordinaire à 20 le nombre des étoiles contenues dans une sphère de 5 parsecs de rayon — c’est-àdire des étoiles dont la parallaxe est supérieure à 0”,2— dans les amas globulaires, à la même distance du centre, 1l y en a bien 10.000 et plutôt davantage Les étoiles des amas sont en général des soleils géants, nous en aurons bientôt des preuves : on peut donc estimer leur masse moyenne à 4 fois celle du Soleil: la masse totale d'un amas globulaire est alors de l’ordre de 160.000 fois cette dernière (1).

Ces chiffres peuvent paraitre élevés : ils ne le sont pas autant qu’on le croirait : ils nous montrent en effet que les amas globulaires ne sont nullement des systèmes stellaires comparables par leurs dimensions au nôtre qui, incontestablement plus vaste, compte des milliards d'étoiles.

7. SPECTRES DES AMAS GLOBULAIRES. — Îl s’agit ici du spectre global où l’amas tout entier est considéré comme un astre unique. Malheureusement ces spectres sont difficiles à obtenir : les amas globulaires ne sont jamais très brillants et leur diamètre apparent oblige à se servir de spectroscopes à fente où les pertes de lumière sont considérables. Il est alors nécessaire d'employer des appareils aussi lumineux que possible, à très grand rapport final d'ouverture, d'ouvrir largement la fente et surtout de poser très longtemps, en s'y reprenant à plusieurs fois, si la durée d’une seule nuit n'est pas suffisante. C’est grâce à ces précautions et à ces efforts que M.E. A. Fath a réussi le premier à obtenir à Lick les spectres globaux de 9 systèmes (2). On trouve ainsi des spectres de classes comprises entre F et G, c'est-à-dire de type solaire (plutôt moins avancé) : ces spectres correspondent naturellement aux étoiles les plus brillantes de chaque amas. Comme

(1) C’est le nombre que M. Suarzey trouve pour M. 3 (Amas des Chiens de Chasse). Contributions from the Mount Wilson, elc., no 152, 198, p.27. — La notation M. 3 signifie que l’amas en question porte le n° 3 dans le Catalogue d’Amas et de Nébuleuses exécuté au xvur* siècle par Messie.

(2) Astrophysical Journal, t. XXXVIT, 1913, p. 198.

le spectre global de la Voie Lactée est de classe G, les amas globulaires diffèrent peu, à cet égard, du système auquel nous appartenons.

Le spectroscope permet également d'obtenir les vitesses radiales de ces agglomérations. M. V. M.Slipher{1)en a étudié une dizaine en 1918, non sans difficulté, car les quelques raies d'absorption sur lesquelles on doit se fonder sont naturellement, en raison de la largeur de la fente et de la durée de la pose, fort peu distinctes. Les vitesses trouvées sont presque toutes très fortes et négatives, de l'ordre de — 100 à — 300 km./sec. Une seule est positivé + 225 km./sec. : cest celle d’un amas relativement voisin du plan galactique. On peut donc, malgré cette exception, dire que les amas globulaires se rapprochent presque tous très rapidement de nous et, avec plus de généralité encore peut-être, du plan de la Voie Lactée. Il se pourrait qu'il y eût là, au point de vue de la constitution de l'Univers, un fait de grande portée.

8. APPLICATION DE LA MÉTHODE DES LONGUEURS D'ONDE EFFECTIVES. — La mesure des vitesses radiales exige l'emploi du spectroscope ; mais on peut obtenir sur le spectre global de précieuses informations grâce à la méthode des longueurs d'onde effectives : celle-ci fournit en effet une donnée analogue à l'indice de coloration moyen de toutes les étoiles et permet d’en déduire le type spectral de l’ensemble. MM. K. Lundmark et B. Lindblad (2) ont ainsi trouvé que les étoiles des amas globulaires sont en majorité de classe comprise entre F et G, comme l'examen des rates du spectre global permettait déjà de l’affirmer.

Cette confirmation des résultats précédents nous apprend toutefois quelque chose de nouveau. Les longueurs d’onde effectives concernent le spectre contine : l'absorption par diffusion d’un milieu interposé entre les amas et nous avantagerait le rouge au détriment du violet et altérerait dans le même sens la longueur d'onde effective. La nature et la posi-

(1) Popular Astronomy, t. XXVI, 1918, p. 8.

(2) Astrophysical Journal, . L, 1919, p. 376. — Voir plus haut, p. 60.

tion des raies spectrales sont par contre indépendantes de tout milieu diffusant. Puisque les deux méthodes (longueur d'onde effective et raies du spectre global) aboutissent aux mêmes conclusions, c'est que le milieu cosmique qui nous sépare des amas globulaires ne joue, par son absorption sélective, aucun rôle appréciable. Nous allons d’ailleurs voir bientôt d’autres faits qui plaident dans le même sens.

9. COULEURS DES ÉTOILES DES AMAS GLOBULAIRES. — Les étoiles des amas globulaires sont individuellement très faibles : leurs grandeurs varient d'ordinaire de la 11° à la 16° et sont plus voisines du second chiffre que du premier : il ne saurait être question d'étudier leurs spectres directement; mais on peut évaluer leurs indices de coloration individuels très facilement en photographiant l’amas entier, d’abord sur plaque ordinaire, puis sur plaque orthochromatique (après interposition d’un écran approprié). Ces recherches ont conduit M. Shapley à un résultat des plus curieux (1).

Les amas globulaires sont extrêmement éloignés : on devrait s'attendre à y voir surtout des étoiles relativement rouges et à n’y rencontrer que peu d'étoiles bleues, ceci en raison de l'absorption probable du milieu cosmique. Or c'est le contraire qui a lieu. Les étoiles d'indices de coloration faibles sont très fréquentes et l’on note une proportion élevée d'indices négatifs : on trouve même, dans ces amas, des étoiles plus bleues que nulle part ailleurs dans le Ciel. Et avec cela, Les étoiles les plus faibles sont en général les plus bleues (fig. 200).

Dans la Voie Lactée par contre, les étoiles les plus faibles, présumées les plus lointaines, sont dans l’ensemble les plus rouges et l'on attribue d'ordinaire ceci à l'intervention du milieu cosmique qui, sous forme de poussière obscure accompagnée de météorites partout disséminées, occupe les régions équatoriales du système. Le fait qu’il n’en est pas de même pour les amas globulaires, rapproché des résultats

({) Contributions from the Mount Wilson Solar Observatory, no 116, 1915.

de tout à l'heure, a conduit M. Shapley à affirmer que, dans les directions non équaloriales où se trouvent ces amas tout au moins. il n'existe pas de pareil milieu.

M: Shapley va même plus loin : il parait bien près de ne pas croire à l'existence, généralement admise pourtant et non sans motifs sérieux, d'un milieu absorbant répandu dans

LD

2 Ps. ; ct p Y ô ë 2 Classes de grandeurs croissentes (La ligne pointillée correspond à la péripherie où dominent sans doute les étoiles étrangéres à l'amas)

Fig. 200.

tout le plan galactique et dont les « trous noirs» (1) de Barnard ne seraient que des condensations locales. Nous reviendrons (Ch. X, $ 13) sur cette importante question.

10. DISTRIBUTION DES ÉTOILES DANS LES AMAS. — M. H. von Zeipel (2) a publié, en 1907, 1908 et 1913 notamment, plusieurs études sur ce sujet. Après avoir dressé des catalogues détaillés des étoiles de différents amas (M. 3 des Chiens de Chasse, M. 13 d’'Hercule par exemple), il a comparé la

(4) Voir plus haut p. 638.

(2) Comptes Rendus de l’Académie des Sciences, t. 144, 1907, p. 361 ; Annales de l'Observatoire de Paris, t. XXV, Mémoires, 1908, p. 1; Kungl. Svenska Vetenskapsakademiens Handlingar, t. LI, 1943, n° 5.

répartition observée des étoiles, considérée comme fonc- {ion de la distance au centre, avec celle qui correspondrait aux conditions d’équilibre des molécules dans une sphère gazeuse. Les statistiques portaient respectivement sur 1.500 et 2.500 étoiles : elles ont montré que les étoiles se comportaient dans un amas globulaire comme le feraient les molécules d'une masse gazeuse en état d'équilibre adiabatique ou convectif, c'est-à-dire où la répartition des températures et des pressions se ferait librement, en l'absence de toute perte calorifique extérieure. Malheureusement les statistiques ne peuvent concerner que les étoiles les plus brillantes, qui sont aussi celles de plus grand éclat absolu. En outre, ce qui est peut-être plus grave, la question de savoir si Le gaz fictif doit être supposé monoatomique n'est pas tranchée encore : les étoiles des amas étant en général simples, il semble que c’est à un gaz de ce type (Hélium, Argon, ..) que s’appliquerait la comparaison, alors que l'observation indiquerait plutôt un gaz polyatomique où le rapport des chaleurs spécifiques serait 1,2.

L'étude de la répartition des étoiles des diverses catégories a conduit M. Shapley (1) à des constatations vraiment inattendues. Tandis que les étoiles de grand éclat absolu, rouges et jaunes, sont dans chaque amas uniformément distribuées dans toutes les directions — ce sont elles qui donnent à l’amas son apparence sphérique — par contre, les étoiles de faible éclat absolu et les variables sont groupées au voisinage d'un plan diamétral privilégié. Le phénomène s’observe dans la plupart des amas : il est très net par exemple pour w Centauri; dans les cas peu nombreux où 1l ne semble pas se vérifier, il y a tout lieu de croire que c’est seulement l'orientation, normale au rayon visuel, du plan en question qui vient le masquer.

L’aplatissement, quoique incontestable, n'est en général pas très accentué. Les plans de symétrie sont presque sans exception parallèles à celui de la Voie Lactée. Cest là un fait frappant; mais ce qui l’est encore davantage c’est que

(1) Astrophysical Journal, t. L, 4919, p. 107.

la Voie Lactée elle-même nous révèle une distribution stellaire très analogue à celle des amas. Les étoiles géantes y sont aussi également réparties dans toutes les directions, sans manifester de préférence pour le plan équatorial, alors que les étoiles naines et les Céphéides y apparaissent très visiblement concentrées. Il y a là, entre les amas globulaires et la Voie Laciée, une ressemblance d'autant plus surprenante que la forme générale du Système Galactique ne le rapproche nullement des amas globulaires, mais bien plutôt des nébuleuses spirales.

11. STATISTIQUE DES VARIABLES DES AMAS GLOBULAIRES. — Un autre point digne d'attention est l’analogie étroite que présentent entre elles Les Céphéides d’un même amas et aussi,

0 10 20 30 40 2 1 14.0 14.0 US 145 15.0 15.0 15.5 15.5 16.0 16.0 0 10 20 30 40 2 12 Fig. 204. — Courbe photométrique moyenne des variables

de l’amas M. 5 (Harvard College).

quoique à un degré moindre et non sans exceptions, celles des différents amas.

Prenons par exemple le cas de l’Amas des Chiens de Chasse (M. 3) (1) Sur 110 variables de périodes inférieures à 1 jour et de grandeur moyenne 15,50, l'écart moyen d'une variable à l’autre est seulement + 0,08 et aucune variable ne s’écarte de la moyenne de plus de 0,2, tandis que les étoiles non variables peuvent différer entre elles de

(1) Contributions from the Mount Wilson, etc., no 151, 1918, p. 29. Cours d'Astronomie. — BosLer-ur. 42

9 ou 10 grandeurs. Sur 20.000 étoiles plus faibles que les variables, il n'y en à pas une seule qui le soit. Il est bon d'ajouter que les Céphéides de la Voie Lactée sont loin de manifester une pareille similitude.

Voilà pour un amas déterminé ; passons maintenant d’un amas à l’autre. Les trois amas (1) w Centauri, M. 3 des Chiens de Chasse et M.5 de la Balance (fig. 201) contiennent des variables dont les courbes de lumière se ressemblent d'une facon frappante : or les périodes moyennes de ces variables sont respectivement, pour chacun des trois amas ci-dessus : 03.549, 0j. 541 et 0j. 547.

Tout cela parait bien montrer que, pour les étoiles des amas globulaires, la variabilité est liée à un stade particulier de développement, correspondant à un éclat absolu défini. Il semblerait, si l’on adopte les théories de MM. Russeli et Eddington (2), qu'au moment où chaque étoile approche de son maximum de température et avant qu'elle se refroidisse définitivement, il y eût pour elle une période critique se traduisant par des variations d’éclat. Peut-être est-ce là l'explication véritable des phénomènes que nous montrent les Céphéides. Quoi qu'il en soit, il est à noter, dans cet ordre d'idées, que l’Amas des Chiens de Chasse (M. 3), qui renferme 150 variables, contient fort peu d'étoiles bleues — et partant très chaudes — alors que celles-ci abondent dans l’Amas d’Hercule (M. 13), très pauvre au contraire en étoiles variables (3). |

Disons encore qu'il ne paraît pas y avoir d'étoiles doubles dans les amas globulaires : on n'y trouve du moins pas un seul exemple de système à éclipses. De même, dans les vrais amas globulaires — ceci pour en excepter les Nuées de Magellan — il n'y à pas de nébuleuses à raies brillantes. La présence d'étoiles très bleues parait indiquer qu'il ne s’y rencontre pas davantage de matière diffuse obscure : la matière nébulaire, lumineuse ou non, ne semble donc pas exister

(1) Zbidem, p. 28.

(2) Voir page 556 et ss.

(3) Contributions from the Mount Wilson, elc., no 155, 1918, p. 12.

FPE

dans ces systèmes. On n’y a non plus jamais observé de novæ, alors qu'on en voit si souvent dans les nébuleuses spirales. — Toutes ces remarques concordent avec ce que nous avons dit de la genèse des étoiles doubles et de l’origine des novæ, où la matière cosmique diffuse joue sans doute un si grand rôle. Il serait évidemment prématuré de chercher ici plus que des suggestions : les faits négatifs n'ont jamais rien prouvé ; ceux-là méritent cependant d’être signalés.

12. Les AMAS ouverts où Dirrus. Au rebours des amas globulaires, les amas ouverts manifestent une prédilection marquée pour la Voie Lactée, dans le plan de laquelle ils sont en majorité rassemblés (1) (fig. 197). On en trouve aussi dans les Nuées de Magellan, ce qui souligne encore ce earactère. La transition entre les deux catégories est par ailleurs insensible : il parait donc probable que la différence de répartition tient à ce que les amas globulaires, animés de grandes vitesses vers la Voie Lactée, se désagrègent en se rapprochant d'elle (2), sous l'influence perturbatrice de tout le Système Galactique — influence tout à fait analogue à celle que le Soleil exerce sur les Comètes —. Les amas diffus ne seraient ainsi que d'anciens amas globulaires voisins du terme de leur évolution.

Les formes de ces amas sont très variées et aussi leurs principales particularités : il y a done peu de chose à en dire qui s'applique à tous. Les étoiles d’un même amas, comme celles des amas globulaires, offrent cependant assez souvent de grandes analogies entre elles (3):1l ya par exemple 80 0/0 d'étoiles blanches (classes À à F) dans l'amas M. 34 (ou N. G. C. 1039) et 73 0/0 dans N. G. C. 1647: au contraire, dans M. 67 (N. G. C. 2682) 71 0/0 des étoiles sont jaunes et les étoiles blanches ou ronges sont très rares. De pareilles ressemblances permettent fréquemment de distinguer avec succès les étoiles appartenant à un amas et parti-

(1) H. Snarzey, Contributions from the Mount Wilson. etc., no 161, 1919, p. 2 (en coll. avec Mrs SnaPLey).

(2) 1bid., p. 26.

(3) Soneixer-Grarr, Astrophysik (déjà cité), p. 436

cipant à son mouvement propre de celles accidentellement situées en avant ou en arrière. Au contraire, d’un amas à un autre les étoiles peuvent être, on vient de le voir, de type fort différent.

Un des amas diffus les plus célèbres est celui des Pléiades. IL est formé de 200 étoiles environ, de grandeurs comprises entre 3 et 12 et de spectres variant, par ordre d’éclats décroissants, de B à G;. Ces étoiles semblent réunies par de vastes traïnées de matière nébulaire que la photographie a seule révélées (1) et dont le rayonnement ultraviolet — emprunté aux étoiles à Hélium de la constellation — paraît très intense. On croyait, il y a quelques années, l’amas des Pléiades beaucoup plus riche : la statistique des mouvements propres à permis d'en écarter une foule d'étoiles qui, malgré les apparences, n’en font pas partie. C'est aussi l'examen de ces mouvements qui a montré, comme nous allons le voir, la proximité relative de l’agglomération, laquelle est située à 225 années de lumière de nous. Ce chiffre est un des plus faibles qu’ait révélés l’étude des amas stellaires.

13. PARALLAXES pEs AmASs mirFus. — Les étoiles d'un même amas ont évidemment des mouvements propres communs qui semblent converger vers un point déterminé du Ciel (fig. 196), tout à fait analogue à ce qu'est Le « radiant » pour les essaims d'étoiles filantes. La droite OR joignant l'œil de l'observateur à ce point indique dans l’espace la direction vraie du mouvement. Si l'on appelle y l'angle de cette direction avec le rayon visuel (fig. 202) et si l’on décompose la vitesse v de l'étoile suivant M7 et My, on a comme composantes :

DEF0isinr), y 0tos y, douvr-vyiesr

y n'est autre que la vitesse radiale : le spectroscope la donne dès qu'il y à dans l’amas une étoile d'éclat suffisant.

(1) Voir page 625, fig. 190.

On connaît donc zx en kilomètres par seconde; comme on connaît aussi le « mouvement propre » angulaire y suivant la même direction, on en déduit immédiatement la valeur + de la parallaxe. — En exprimant en secondes d’are par année (de 3,16.10° secondes de temps) et en se souvenant que l’unité astronomique de longueur vaut 149.500.000 kilomètres, on à :

On obtient par là une précision que les méthodes ordinaires de mesure des parallaxes sont loin de donner. C’est ainsi que, pour les Ilyades, dans le Taureau, la parallaxe moyenne à été trouvée égale à 0”,0245, avec une erreur probable de 2 0/0. Cela met l’amas à 133 années de lumière de : nous, l'étoile la plus proche à 109 et la plus lointaine à 163, le plus grand diamètre de l’agglomération ne dépassant pas 54 années de lumière.

Les diverses méthodes de ce chap'tre ont été appliquées par plusieurs astronomes à 70 amas diffus environ. Les distances trouvées sont en général beaucoup plus élevées que celles des Pléiades et des Hyades ; M. Shapley obtient, par exemple, des chiffres compris entre 13.000 et 52 000 années de lumière, la moyenne étant 19.000 (1). Les amas diffus sont donc à des distances comparables à celles qui nous séparent des amas globulaires, mais cependant nettement plus faibles dans l’ensemble et ceci cadre admirablement avec ce que nous avons dit de l'identité probable des deux classes de systèmes.

(1) Proceedings of the National Academy of Sciences of Washington, -t..5, 1919, p. 344.