PLANCHE XLIV

Nébuleuse spirale des Chiens de Chasse,

(Télescope de 60 pouces, Cliché de

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Bérénice (fig. 203). La région polaire australe est moins riche : il y a donc dissymétrie dans la répartition de ces astres. — I] en est de même en longitude. Les longitudes galactiques où il y a le plus d’amas globulaires sont aussi celles où les nébuleuses spirales sont les plus rares (1) : là encore, l'opposition entre les deux classes d’astres semble nettement tranchée.

2. SPECTRES DES NÉBULEUSES SPIRALES. — LEURS VITESSES RADIALES. — Comme les spectres des amas globulaires, ceux de ces nébuleuses sont continus et interrompus par des raies sombres peu nombreuses. On y note parfois — M. E. A. Fath (2) la montré — une ou deux raies brillantes des nébuleuses galactiques ou des étoiles de Wolf-Rayet ; mais il n’y a pas, par contre, un seul exemple #e/ de nébuleuse galactique de forme spirale et, chez les spirales, le spectre continu l’emporte de beaucoup sur tout autre caractère. Ces astres sont d’ailleurs très faibles ; leur luminosité globale ne dépasse guère la 5° grandeur et, tout comme les amas, ils exigent des spectroscopes très lumineux, des fentes très larges et des poses très longues, allant jusqu'à 75 heures. On comprend, dans ces conditions, la difficulté d'obtenir des spectres passables des nébuleuses spirales et l'incertitude où l'on est resté longtemps à leur égard.

Aujourd'hui ces difficultés ont été vaincues : les spectres de nombreuses nébuleuses ont été étudiés. Ils sont de types compris entre F; et K, autrement dit très analogues à ceux des étoiles dites « solaires ». On y voit en général assez nettement les raies de l'Hydrogène Hs et H:, celles du Calcium H et K et souvent aussi quelques raies métalliques.

(4) J.-H. Reynours, Monthly Notices, t. LXXXIIE, 1923, p. 147.

(2) Astrophysical Journal, t. XXXIIL 1911, p. 58; XXXVII, 1915, p. 498. — Sur lesspectres des nébuleuses spirales en général, voir les travaux de M. KFarx dans le Lick Observatory Bulletin, t. V, 1909, n°9 149, p. 71, Popular Astronomy,t. XVII, 1909 ; ceux de V. M. Super dansies Lowell Observatory Bulletins, 1. 11, 1913, n° 58, p. 36; 1914, n° 62, p. 66; t. III, 4917, n°0 80, p. 59 ; Popular Astronomy, t. XXII, 4914 p. 49; XXII, 49145, p. 21; Public. of the Astr. Soc. of the Pacific, t. XXX, 1918, p. 346; et aussi ceux de Max Worr dans les Astronomische Nachrichten, passim.

Une fois les spectres obtenus, on à pu en déduire les vitesses radiales (1). C'est ce qu'ont fait à partir de 1912 M. V. M. Slipher, puis MM. F. G. Pease et W. S: Adams ainsi que M. W. H. Wright. Les chiffres trouvés se sont tout de suite révélés formidables : ils peuvent atteindre 1.800 km./sec. et excèdent en majorité 500 km./sec., soit 25 fois la vitesse radiale moyenne des étoiles. Mais ce qui est extrêmement remarquable, c’est que (sur 43 qui ont été déterminées jusqu en août 1924) les 9/10 de ces vitesses radiales correspondent à un éloignement (la moyenne est + 730 km./sec.).

4. PROBLÈMES SOULEVÉS PAR LES VITESSES RADIALES DES, NÉBU- LEUSES SPIRALES. — Ces vitesses colossales, presque toutes dirigées dans le même sens, ont suggéré des interprétations bien étranges. On à imaginé qu'il pouvait exister une force répulsive entre la Voie Lactée et les Spirales, en même temps qu'une force attractive entre elle et les Amas d'étoiles. IL y aurait en somme, entre les amas et les nébuleuses, la même relation qu'entre les électricités de mème signe et de signes contraires, ou les électrons négatifs et les ions positifs. C’est assurément possible, bien que rien d'autre ne le fasse supposer; notons cependant que ceci impliquerait entre la Voie Lactée et les nébuleuses spirales une identité de nature très vraisemblable, mais que, justement, M. Shapley, le principal défenseur de l'hypothèse ci-dessus, se refusait à admettre.

On a pensé aussi à invoquer la Théorie d'Einstein. Les vitesses radiales positives ou d'éloignement se traduisent par un déplacement des raies spectrales vers Le rouge, déplacement qui revient à dire que les atomes vibrent plus lentement, quand on les observe de la Terre, dans les nébuleuses qu'icibas. Cela pourrait signifier que l'Espace-Temps n'est pas infini dans toutes les directions, à la manière de l'Espace d’Euclide, mais limité, à la manière du monde non-euclidien de Poincaré (2) (contenu dans une sphère de rayon R et tel qu’en

(1) Voir là-dessus : P. Guranicx dans l’As{ronomie de HarrmanN (déjà cité), 1921, p. 480.

(2) H. Poincaré, La Scienceet l'Hypothèse, Paris (Flammarion), 1902, p. 83.

chaque point à une distance r du centre les longueurs varient proportionnellement à R? — 7°). À mesure en effet que, dans un pareil monde, on s'éloigne du centre et qu'on se rapproche de la limite infranchissable qui Le borne, les mètres raccourcissent. Un effet analogue se produirait pour le Temps, dans VEspace-Temps d’Einstein (1) : à mesure qu'on approcherait des confins de l'Univers, les montres retarderaient et les vibrations des atomes ralentiraient. C’est ce dernier phéno mène que nous constaterions ici : il viendrait souligner l'énorme distance qui nous sépare des nébuleuses spirales.

L’explication est séduisante, mais, avant d’aller chercher aussi loin, il serait peut-être sage d'envisager l’interprétation plus terre à terre de M Slipher. La majorité des nébuleuses spirales est située dansle voisinage du pôle galactique boréal. La grande prépondérance des vitesses d’éloignement n'a donc pas toute la signification qu'elle posséderait si la distribution des nébuleuses était symétrique. Elle peut être due à un déplacement de notre propre Système Galactique par rapport à l'ensemble de celui, sans doute encore plus vaste, des nébuleuses et vers le point du Ciel opposé à son centre approché. Ce point aurait, d’après M. K. Lundmark (2). pour coordonnées : Æ — 20 h. 20 m. + 3 h.; D — + 75° + 30° et la vitesse du mouvement serait de + 651 + 135 km./sec., mais ces chiffres sont, on le voit, loin d’être connus avec précision.

On pourrait songer à trancher la question de la réalité du déplacement en étudiant les mouvements propres transversaux, quitte à tenter ensuite d'évaluer les parallaxes par un détour quelconque. Malheureusement, en mettant les choses au mieux, les nébuleuses spirales: sont trop lointaines pour qu'il y ait chance de leur trouver, perpendiculairement au rayon visuel, des mouvements de translation appréciables. M. H. D. Curtis a cependant étudié à ce point

(1) Ou plutôt dans celui plus général encore de M. W. DE Surrer (A.-S. Enpinerton, Report on the Relativity Theory of Gravitation, Londres, 1918 (Fleetway Press), p. 89.

(2) The Observatory, t. XLVII, 1924, p. 280.

de vue 66 nébuleuses (1) : il leur a trouvé des déplacements de l’ordre de quelques centièmes de seconde d’arc par an (2). Mais il n'y a pas grand fond à faire sur ces résultats que M. Curtis juge lui-même assez douteux.

5. MOUVEMENTS GIRATOIRES. — Le problème des rotations semble plus accessible : le phénomène de Doppler permet de l’aborder. M. Max Wolf l’a tenté en 1912 sur la Nébuleuse M. 81 de la Grande-Ourse en plaçant la fente de son spectroscope parallèlement au grand axe de l'astre : il a obtenu une vitesse linéaire de 100 km. /sec. MM. V. M.Slipher et F.G. Pease se sont alors attaqués à d’autres nébuleuses avec des instru-