PLANCHE XLVII

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LES NÉBULEUEES SPIRALES 071

la grandeur 7,2. Mais depuis 1917 l’activité de certains Observatoires a beaucoup accru le nombre des découvertes et, en 1925 (1), 46 novæ avaient été déjà ainsi signalées, rien que dans la seule Nébuleuse d’Andromède. Tous ces astres éprouvent des fluctuations rappelant celles des novæ galactiques dont rien ne parait les distinguer. Seulement les novæ des nébuleuses sont beaucoup plus faibles.

Or il est naturel de penser que le phénomène des novæ est le même pour tout l'Univers. C'est là une hypothèse analogue à celle qui a si bien réussi déjà pour les amas globulaires. Si l’on admet alors que l'éclat absolu moyen des novæ des Spirales est, lors de leur luminosité maxima, le même que celui des novæ galactiques, on peut, en partant de la parallaxe moyenne de ces dernières, évaluer celles des nébuleuses spirales. Tel est le principe qu'a appliqué M. K. Lundmark (2).

Les novæ des spirales ont en moyenne une grandeur maximum de 15,5, celles de la Voie Lactée de 2,9 avec des parallaxes comprises entre 0”,006 et 0,001. En passant (par la formule de Pogson) des grandeurs stellaires aux intensités, on trouve ainsi pour les nébuleuses spirales des parallaxes comprises entre 0”,000 022 et 0,000 004. Pour la Nébuleuse d Andromède le chiffre que M. Lundmark juge Le plus plausible est 0”,000 005 ; il la mettrait à 650 000 années de lumière de nous et lui donnerait un diamètre de 23.000.

Les bases sur lesquelles reposent ces évaluations sont fort admissibles : leur application ne va pas toutefois sans difficultés. Nous connaissons mal par exemple les parallaxes de la plupart des novæ de la Voice Lactée ; de plus il n’est pas certain que l'éclat des novæ des nébuleuses n’est pas affaibli par quelque matière obscure périphérique ; enfin — et ceci enlève irrémédiablement à la méthode toute précision — l'éclat maximum des novæ paraît différer beaucoup d’un cas à l’autre.

(1) E.-P. Husece, The Observatory, t. XLVIIT, p. 139. — Voir p. 609, (2) Mémoire cité au$ 4. — Voir aussi Publications of the Astronomical

Society of the Pacific, t. XXXV, 1923, p. 115.

Une brillante découverte, due à M. E. P. Hubble (1), est venue compléter fort à propos nos informations. Déjà M. J. C. Duncan avait signalé en 1922 (2), dans la Nébuleuse du Triangle (M. 33), trois points dont l'éclat variait visiblement. M. Hubble, à l’aide du Télescope de 100 pouces du Mont Wilson, a pu porter à 47 le nombre de ces points et il en a trouvé 36 dans la Nébuleuse d’'Andromède. Ces étoiles — car il ne saurait s'agir d’autre chose — ont des courbes de lumière analogues à celle de à Cepheï; elles ne dépassent guère d’ailleurs la 18° grandeur ; mais leur éclat, point capital, semble lié à la durée de leur période par la loi si curieuse de Miss Leavitt, que M. Shapley a appliquée aux amas elobulaires. En se fondant sur cette Loi, M. Hubble à réussi à obtenir la grandeur absolue des variables en question et, grâce à la courbe construite par M. Shapley concernant les Céphéides de notre système (fig. 198), il s’en est servi pour évaluer la distance des deux nébuleuses envisagées. Toutes deux semblent, d’après cela, sensiblement à la même distance de nous, 285.000 parsecs ou 930.000 années de lumière et le fait que la loi imvoquée parait fort exactement satisfaite (pour M. 33 surtout) donne à cette évaluation un poids presque décisif.

8. Contrapicrions. — Nous voyons donc qu'il existe une opposition très nette entre les deux genres de procédés employés pour apprécier la distance des nébuleuses spirales : les méthodes « mathématiques », en apparence plus rigoureuses, donnent des chiffres de l’ordre de 60 000 années de lumière alors que les évaluations astrophysiques en fournissent de 10 ou 15 fois plus forts.

IL a semblé difficile de concilier les deux résultats. Dans un cas les nébuleuses ne seraient pas plus loin de nous que les amas globulaires, dans l’autre elles apparaïtraient excessivement lointaines et l'immensité de l'Univers s'accroitrait

(1) Popular Astronomy? t. XXXIIE, 1995. p. 252.

(2) Publ. of the Astron. Soc. of the Pacific, 1. XXXV, 1922, p. 290. La Nébuleuse du Triangle est la seule, avec celle d’Andromède, qui soit visible à lœil nu.

ainsi presque sans limites. La place qu’occupent dans la Nature les nébuleuses spirales et celle que nous y oceupons nous-mêmes, nous, notre Soleil et les astres qui nous entourent, dépend done de la solution que l’on donne au problème de la distance des nébuleuses. Mais, avant d’être en mesure de discuter ces questions, il convient de passer en revue ce que l'on croit savoir de positif sur la constitution de la Voie Lactée elle-même.

9. La Vore Lacrée. — La Voie Lactée est, à proprement parler, cette trainée blanchâtre, de largeur et de forme irrégulières, bifurquée par ddr e semés de golfes et de trous noirs, qui s'étend à travers tout le Ciel Doreal et se continue dans l’hémisphère austral, le long d’un grand cercle de la sphère céleste.

Bien avant l'invention des lunettes, des hommes perspicaces avaient déjà soupçonné la vraie nature de cette nébulosité : Démocrite (460-379 av. J.-C.), l'inventeur des atomes, fut aussi le premier à deviner là — sans bien entendu pouvoir rien prouver — une poussière d'étoiles trop éloignées pour nous apparaitre distinctes. De fait, quand on regarde à la lunette une région de la Voie Lactée, on reconnait sans peine que son aspect ne diffère pas essentiellement des autres endroits du Ciel, sinon que les étoiles y sont beaucoup plus nombreuses, surtout au-dessous de la 8° grandeur et cela d'autant plus que l’on envisage des étoiles plus faibles.

Mais la Voie Lactée n’est pas qu’un accident au milieu du Ciel étoilé. Sans qu'il y SPAS de prime abord, presque tout l’ensemble des étoiles s y rattache plus ou moins étroitement. W. Herschel l'a montré autrefois et les travaux modernes l’établissent avec une évidence croissante : nous avons ici sous les Yeux l’ossature du vaste système d’étoiles dont fait partie Le Soleil et auquel seules les nébuleuses spirales semblent totalement étrangères.

10. RÉPARTITION DES ÉTOILES SUIVANT LEURS GRANDEURS, PAR RAPpoRr A LA Vois Lacrée. — On ne saurait, pour étudier cette

répartition, entreprendre de compter une à une toutes les Cours d’'Astronomie. — BosceRr-nr. 43

étoiles du Ciel. W. Ierschel, qui, le premier, aborda ce problème, opérait par « jauges » (par coups de sonde) : il choisissait un certain nombre de régions régulièrement distribuées sur la sphère céleste par rapport au plan moyen de la Voie Lactée, et dans chacune il faisait La statistique des étoiles rencontrées : une simple proportion Lui permettait ensuite d'étendre les résultats au Ciel entier. C'est toujours de cette façon qu'on a procédé depuis, dans les statistiques plus récentes et notamment dans celles de H. von Seeliger (1), de J. C. Kapteyn (2), de $S. Chapman et P. J. Melotte (3) et de C. V. L. Charlier (4).

Pour étudier la densité stellaire, on peut, par exemple, envisager le nombre d'étoiles par degré carré dans une série de zones de 10° de large, situées de part et d'autre du plan moyen de la Voie Lactée et qu'on peut désigner par leur parallèle moyen : 5°, 15°, 25°..., 55°, 65°, 80°, la VIII zone s'étendant exceptionnellement de 70° à 90°. — Ce sont surtout les nombres relatifs qui sont intéressants : on définit alors la concentration galactique par le rapport du nombre moyen des étoiles par degré carré dans la ["° zone (+ 5°) et dans la VIII (Æ 80°).

Quand on effectue cés statistiques par grandeur, on constate : 1° Que le nombre des étoiles par degré carré, croît régulièrement, de zone en zone, des pôles galactiques à l'équateur, où la densité stellaire est maxima. C’est ce dont on ne se douterait guère, à voir les contours tranchés de la Voie Lactée ; 2° Que la loi précédente se vérifie pour toutes les grandeurs ; 3° Que la concentration galactique, constante jusque vers la 8° grandeur, s'accroît ensuite très vite à mesure quil s'agit d'étoiles plus faibles (Tableau ci-contre)

(1) Sitsungsberichte der Kôniglichen Bayrischen Akademie, 1899, Docs Mt0 nee 718501912 pb 401%

(2) Groningen Publications, n° 27, 1917.

(3) Memoirs of the Royal Astronomical Society of London, t. LX, part. 4, 1914 et part. 45, 4915.

(4) Meddelanden fran Lunds Astronomiska Observatoriums, Sér. U, nos 8, 14, 1912-18. — Voir aussi sur toute cette question : I. Kogoun, Das Sternsystem, article de Astronomie de J. Hartmann (déjà cité) ; A. Korrr, Müller-Pouillets Lehrbuch der Physik, (. NV, Ile partie, Braunschweig, 1928 (Vieweg), pp. 430-488.

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