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Ce sont donc surtout les très petites étoiles qui constituent la Voie Lactée. On trouve, dans les mêmes dénombrements, la preuve que celle-ci ne s'étend pas à l'infini suivant toutes les directions et que sa forme est très aplatie, dans un rapport voisin de 1 à 6. — Nous avons vu en effet (1) que, si les étoiles étaient également distribuées dans l’espace et si l'éloignement causait seul les différences de grandeur apparente, le rapport du nombre des étoiles d'une grandeur à la suivante serait sensiblement 3,98 : or cette proportion n’est en fait pas vérifiée ; elle l'est d'autant moins qu'il s'agit d'étoiles plus faibles et plus voisines des pôles galactiques. Ainsi, dans la zone 5°, il y a 3,2 fois plus d'étoiles de grandeur 9,5 que de grandeur 8,5 et seulement 2,2 fois plus d'étoiles de grandeur 17,5 que de grandeur 16,5; par contre, dans la zone 80°, ces mêmes rapports deviennent respectivement 2,7 et 1,7, ce qui revient à dire que les étoiles s’y raréfient d'autant plus vite que l'on envisage des étoiles plus petites. — La « Voie Lactée » est donc bien aplatie.

On a reconnu — par l'étude directe des parallaxes — que, dans une sphère de 5 parsecs de rayon dont le Soleil serait le centre, il y a environ 20 étoiles. Voilà pour le voisinage du Soleil. M. Kapteyn a tiré de ses vastes recherches la densité stellaire aux diverses distances (2) ; il a trouvé :

Distance en parsecs. 0 50 IRON ET ST Densité stellaire. . 1270/9920 86000-07210 3000

La statistique à été prolongée dans la suite, avec le concours de M. P. J. van Rhijn (3:; elle a montré qu'à 5 500 parsecs la densité stellaire est de l’ordre de 0,035 (par rapport au centre); elle n’est plus que de 0,01 à 9000 parsecs — ces deuxchiffres pour le plan équatorial. En complétant ces données pour les autres directions, on peut tracer une figure schématique représentant la densité stellaire correspon-

(1) Page 16.

(2) Ennixcrow, Séellar Movements (déjà cité), p. 220.

(3) Contributions from the Mount Wilson Solar Observatory, n0 188, 4920. — Voir aussi J. G. Kaperyn, même recueil, no 230, 1922.

dant aux diverses régions de l'espace (fig. 205). Les véritables dimensions de la Voie Lactée résultent de là : on peut en estimer le diamètre équatorial de 30 à 60.000 années de lumière, le diamètre polaire de 5.000 à 10.900.

MM. Kapteyn et van Rhijn ont même été plus loin. Ils ont entrepris, pour toutes les étoiles dont les distances probables pouvaient être évaluées, la statistique de leur nombre par grandeurs absolues : ils ont reconnu ainsi que, si les « géants » dominent parmi les astres voisins de nous, les «nains» sont dans l’ensemble en très grande majorité.

MM. Kapteyn et van Rhijn ont aussi trouvé que la seule

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Fig. 205. — Varialion de la «densité stellaire » avec la distance (Kapteyn et van Rhijn).

gravitation suftisait à expliquer les vitesses observées des étoiles, pourvu qu’on leur attribuât la masse moyenne déjà révélée par les étoiles doubles. Mais ici la matière non-lumineuse intervient aussi. Contrairement à ce que l'on a cru

souvent, les masses obscures ne sauraient donc — fait capital — l'emporter de beaucoup sur les étoiles brillantes.

En résumé, la « Voie Lactée », contemplée du dehors, aurait l'aspect d’un disque lenticulaire faisant songer aux nébuleuses spirales telles que celle d'Andromède. Les amas globulaires au contraire, malgré la légère concentration : équatoriale de certaines de leurs étoiles, ne présentent aucunement cette apparence : vu de l’Amas d'Hercule, le Système Galactique ne lui ressemblerait sûrement pas.

11. DISTRIBUTION DES ÉTOILES PAR RAPPORT AU PLAN GALACTIQUE, SUIVANT LEURS TYPES SPECTRAUX. — Une question importante, intimement liée à de nombreux problèmes cosmogoniques, est celle de la répartition dans l’espace des étoiles des divers types spectraux.

Si l’on n’envisage que les étoiles de grandeur inférieure (1) à 6,25, seules assez brillantes pour être observables au spectroscope, on trouve les concentrations galactiques suivantes (2) :

B A F G K M 2. UE RUE pe PA SE EX Te LD

Comme la concentration moyenne des étoiles de grandeur 6,25 est environ 2,2, on conclut de là : 1° Que les étoiles de classe B (à Hélium) sont très fortement concentrées dans le plan galactique : ceci vient souligner leur étroite parenté avec les nébuleuses diffuses au milieu desquelles on les trouve si souvent plongées, et elles-mêmes condensées dans le plan galactique ; 2° Que les étoiles de classe À manifestent une légère prédominance dans le même sens; 3° Que toutes les autres étoiles au contraire, surtout celles des classes K et M, ne sont relativement pas concentrées dans le plan galactique. — IL est à noter que les types K et M comprennent à la fois des géantes et des naines : les constatations ci-dessus, fondés sur des étoiles brillantes, concernent donc surtout des géantes, ce qui est à rapprocher de la distribution analogue des étoiles géantes des amas globulaires.

D'autres astres que les étoiles des classes B et À sont aussi concentrés dans le plan galactique. Nous avons vu que les étoiles de Wolf-Rayet s’y trouvent toutes sans exception (ou bien dans les Nuées de Magellan) ; presque toutes les novæ également (à part celles des nébuleuses spirales) et aussi les nébuleuses diffuses. Les Céphéides, M. Shapley l’a mon-

(4) C'est-à-dire plus brillantes que les étoiles de gr. 6,25. (2) Tableau tiré des Annals of Harvard College Observatory t. LXVI, 1909, p.144.

tré, ont le même caractère, tout au moins celles de périodes supérieures à un jour (1).

Les étoiles de classe N (carbonées et très rouges) offrent aussi une prédilection pour la Voie Lactée : les étoiles à raies d'étincelle (telles que « Gygni) également (2). Enfin les étoiles doubles (3), surtout les couples à éclipses du type d’Algol, sont aussi plus nombreuses dans le plan galactique qu'ailleurs et c'est là encore un fait très significatif.

Le pôle galactique a pour coordonnées, d’après E. C. Pickermg : R — 190°, D? — "28. — Les pôles des plans de concentration maximum des divers astres que nous venons d’énumérer lEtoiles des classes B et N, de Wolf-Rayet, Variables à éclipses, Céphéides, Etoiles c, Novæ, Nébuleuses diffuses) ne diffèrent de celui-ci que de 6° au plus en Æ et de 1°7 au plus en ® (%). On voit la netteté du phénomène signalé.

12. DisTANCES ET CLASSES SPECTRALES. — Une autre loi remarquable relie la distance et la classe spectrale. M. W. W. Campbell (5) a obtenu les résultats suivants, exprimés en «années de lumière», confirmés à Gôttingen par des statistiques indépendantes fondées sur les mouvements propres :

CR, . B À F G K M Distance moyenne . 430 196 91 147 222 306

On voit que les étoiles les plus voisines de nous sont celles de type compris entre F et G, et plutôt plus près de F c'est-à-dire celles de type solaire ou un peu moins avancées. Les étoiles les plus lointaines sont celles de classe B (à Hélium). Viennent ensuite les étoiles de classe M (ou

(1) Les autres on sans doute de plus faibles masses (loi de Miss Leavirr) et partant de plus grandes vitesses (v. p. 598 et p. 509) : elles doivent donc tendre plus vite à se répartir également dans tout l'espace.

(2) Newcoms-Excezmanxx-Lupennorr, Populäre Astronomie, p. 576 (d'après E. HERTZSPRUNG).

(3) Arrken, Binary Stars (déjà cité), p. 260.

(4) D’après E. HerrzsPRuNG, 4912 (Voir Scnæiner-Grarr, Astrophysik, déjà cité, p. 445).

(3) Voir Kosozp, loc. cit., p. 556 (tableau).

plutôt les géants rouges que seules les statistiques spectrales peuvent atteindre directement\. Et ceci nous fait comprendre pourquoi les étoiles des classes F et G ne semblent pas concentrées dans la Voie Lactée : c'est tout simplement parce qu'elles sont relativement peu éloignées. Il en va tout autrement des étoiles de type K et surtout M : celles-là sont vraiment à peu près également réparties dans toutes les directions de l’espace et ce n’est pas leur proximité qui les fait paraitre ainsi.

Les principaux phénomènes révélés par les statistiques précédentes se retrouvent dans les amas globulaires, où les étoiles les plus éloignées du centre sont aussi les plus bleues et où les étoiles géantes rouges sont à peu près également réparties. Le premier caractère, d’ailleurs plus marqué, est aussi perceplible dans les nébuleuses spirales : l'indice de coloration du noyau y est supérieur à celui des nodosités des spires (1) : autrement dit, les régions centrales sont moins bleues que la périphérie.

13. ABSORPTION POSSIBLE DE LA LUMIÈRE DANS LE PLAN GALACTIQUE. — Toutes les conclusions que MM. Kapteyn et van Rhijn ont tirées de leurs recherches concernant la forme ou les dimensions du système galactique supposent que la lumière n'est pas sensiblement absorbée dans l’espace interstellaire. — Est-ce bien vrai ?

Il peut y avoir ici trois sortes d'absorption différentes. — Une absorption sélective d'abord, conforme à la loi de Kirchbhoff et telle qu'il s’en produit dans les gaz. Les raies stationnaires (H et K par exemple) que révèlent certaines étoiles (2) attestent sa réalité par endroits ; mais il semble bien que le phénomène soit tout local et confiné au voisinage de masses nébuleuses obscures. — L’éclat des étoiles peut aussi être diminué par l’interposilion de corps opaques de dimensions notables, analogues aux planètes, aux astéroïdes, aux météorites ou aux compagnons presque

(1). ae SEAREs, Proceedings of the National do of Washington, t. 2, 1916, p. 553.

(2) Voir page 642.

obscurs des couples à éclipses. Cette absorption-là existe sûrement, elle aussi (1) et elle affaïblit toutes les couleurs également, ce qui permet de la distinguer de {a suivante. — 11 y à en effet un troisième genre d'absorption, qui provient de la diffusion par des poussières très ténues (<< 0,1 y) ou par des molécules gazeuses, poussières et molécules dont la désagrégation des comètes et les éruptions solaires ou stellaires peuplent sans doute tout l’espace.

Cette diffusion dont nous avons souvent parlé est la cause de la couleur bleue du Ciel. Inversement proportionnelle à À, elle est d'autant plus accentuée qu’il s’agit d’une lumière plus bleue : elle doit tendre à faire paraïtre plus rouges les astres lointains, indépendamment de leur type spectral. En fait, on constate que, passé la 16° grandeur, il n'existe plus d'étoiles ayant un indice de coloration inférieur à + 0,5, alors qu'il doit y avoir, selon toute probabilité, beaucoup d'étoiles de classe À de cette grandeur.

C'est là, peut-être, un signe d'absorption (2). On expliquerait ainsi tout naturellement l’absence de nébuleuses spirales et d’amas globulaires dans les régions équatoriales de la Voie Lactée (3) : sur ces astres lointains, l’obscurcissement, inobservable pour les corps plus rapprochés, se ferait sentir dans toute sa force.

Il faut dire que cette interprétation n’est pas acceptée par tous : M Shapley, notamment, y est opposé : 1l fait remarquer que dans les amas globulaires, on aperçoit des étoiles

(t) Elle ne doit pas être considérable; le nombre des astres obscurs ne saurait être élevé, comparé à celui des astres lumineux : le mémoire de Karrevn et van Raux (voir p. 677) le donne du moins à penser.

(2) L'ordre de grandeur de cette absorption a été très diversement évalué : il ne s'agirait en somme que d’un affaiblissement compris entre 0,001 gr. et 0,00001.gr par parsec traversé... peut-être moins encore. Voir là-dessus : H. S. Jones, #Monthly Notices of the R. A. $S., t. LXXV, 4914, p. 4: L. Vessor KixG, Transactions of the Royal Socrety of Canada, série HI, t. IX, 1915, p. 99 ; Kogoz», Loc. cit., p. 545.

(3) Le R. P.J. G Hacen pense même avoir découvert, dans de nombreux endroits du Ciel, des régions anormalement pauvres en étoiles, qu'il attribue à l’interposition de légers nuages de matière absorbante (Memorie della Societa Astronomica Italiana, 38 série, t. I, Rome, 1920. — La question est encore discutée.

au moins aussi bleues que les plus bleues de notre système, ce qui n'aurait pas lieu si, entre eux et nous, il y avait de la matière diffusante. Mais /es amas globulaires ne sont pas situés dans le plan galactique équatorial, plan dont il est ici surtout question. On a dit aussi que les étoiles faibles sont peut-être réellement en majorité rouges ou jaunes, ce qui est probablement vrai, mais n’exclut pas l’hypothèse précédente, dont la vraisemblance semble renforcée par la présence indéniable de grandes masses de matière diffuse, brillante ou obscure, dans le plan de la Voie Lactée.

14. ASSIMILATION DE LA VOIE LACTÉE A UNE NÉBULEUSE SPIRALE. — Il y a déjà longtemps qu'on a eu cette idée. Un astronome hollandais, M. C. Easton (1), par une reconstitution dans l’espace de la structure de la Voie Lactée, a beaucoup contribué à l’accréditer : tout le système des étoiles que nous apercevons pourrait sans peine être assimilé à une vaste agglomération dont nous occuperions sensiblement le centre et dont les parties les plus brillantes devraient leur richesse en étoiles à la superposition par perspective des deux branches d’une spirale. Les deux courants d'étoiles découverts il y a 20 ans par M. Kapteyn (2) cadreraient aussi fort bien avec cette interprétation.

Notre Soleil serait à peu près dans le plan dela Voie Lactée, pas tout à fait cependant etun peu plus au Nord {à 38 parsecs, d'après Kapteyn; à 60, d’après M. Shapley (3)) : le fait que la trainée blanche ne suit pas exactement un grand cercle de la sphère céleste suggère en effet cette situation. — Le centre du système serait dans la direction où nous apercevons les nuages stellaires les plus denses, c'est-àdire vers Le Scorpion ou le Sagittaire, à quelque 650 parsecs de l'axe du système, distance à laquelle la distribution des étoiles d’une part et de l’autre l’étude des deux courants semblent le placer.

(1) Astrophysical Journal, t. XIF, 1900, p. 436 et t. XXXVII, 1948, p. 105.

(2) Voir H. Axpover et A. Lauperr, Cours d’'Astronomie, t. II, 1924, p. 204 (Paris, Hermann).

(3) Contributions [rom the Mount Wilson ete., n° 157, 1918, p. 23.

Enfin la matière nébulaire équatoriale (lumineuse ou obscure), sans parler de celle plus disséminée et moins dense encore à laquelle nous faisions allusion tout à l’heure, semble, nous l'avons dit, identique à celle que nous révèlent les nébuleuses spirales vues par la tranche (PI. XLIID) (1).

15. NATURE DES NÉBULEUSES SPIRALES. — Les « ISLAND UNIVERSES ». — Mais laissons un moment ces comparaisons et passons aux problèmes que nous pose l'explication des nébuleuses spirales elles-mêmes. Il existe à leur sujet deux théories.

M. Shapley, se basant surtout sur ses évaluations des distances des amas globulaires, juge les diämètres apparents des nébuleuses trop petits pour qu'on puisse les assimiler avec quelque vraisemblance à la Voie Lactée, dont il évalue généreusement le diamètre à 300.000 années de lumière (2) : à la distance où les auteurs plus hardis mettent la Nébuleuse d’Andromède, disons { million d'années de lumière, celle-ci, si c'était une autre « Voie Lactée », devrait avoir un diamètre apparent de 17. Les nébuleuses spirales ne sont d'après l’astronome américain, guère plus éloignées que les amas : elles sont par suite beaucoup plus petites que notre système.

Quel rôle jouent-elles alors dans l'Univers ? La vérité est qu'on ne le voit pas trop et M. Shapley ne précise pas. Le plus simple est peut-être de les considérer, avee M. J. H. Jeans (3), comme des sortes d'organismes particuliers d'où sortiraient successivement par intervalles les différentes étoiles du Ciel : les nébuleuses rappelleraient ainsi ces fleurs dont l'ovaire laisse échapper, Fautomne venu, les graines au gré du vent. — Cette conception ne manque pas de poésie ; seulemment elle soulève plus d'énigmes qu'elle

(1) La grande bifurcation si visible qui, dans la Voie Lactée, va du Cygne au Cenlaure, est sans doute due à un effet de ce genre.

(2) Contributions from the Mount Wilson etc.,n0157,1918, p. 6. — Dans ses travaux plus récents M. Snarzey, ayant trouvé des agglomérations d'étoiles encore plus lointaines que les amas globulaires (N. G. C. 6822 p. ex.), aurait plutôt tendance à augmenter le chiffre cité ici (Voir: Di- GLE, Modern Astrophysics, déjà citée, p. 370).

(3) Problems of Cosmogony and Siellar Dynamics (Cambridge, University Press, 1919), p. 203.

n'en résout. Sans insister sur les points qu’elle laisse de côté, on se demande pourquoi ces astres générateurs d'étoiles seraient tous rassemblés dans les régions du Ciel les plus désertes, aux confins de notre système et paraitraient le fuir à des vitesses énormes. Les, nodosités en mouvement de M. van Maanen semblent, il est vrai, donner raison à M. Jeans : on croit voir les étoiles sortir de la nébuleuse, mais l’analogie est bien superficielle et ce n’est évidemment pas la seule explication possible.

À cette hypothèse s'oppose la conception des « Fsland Universes », pour parler comme W. Herschel. C'est celle que défendent — jusqu'à preuve du contraire, bien entendu — MM. W. W. Campbell, H. D. Curtis, À. S. Eddington et en somme la majorité des astronomes (1). La Voie Lactée ne serait pas, dans l'Univers, le seul objet de son espèce: les Nébuleuses spirales formeraient autant de Voies Lactées ; leurs distances seraient de l’ordre de 1 million d’années de lumière et leurs diamètres de l’ordre de 50.000.

On s’expliquerait ainsi leur grand nombre, leurs vitesses radiales et leurs vitesses de rotation colossales, qui semblent nous les montrer à une échelle si supérieure aux autres astres. La difficulté de les résoudre en étoiles distinctes, alors que tant d’amas globulaires sont aisément résolubles, les fait, à elle seule, présumer plus lointaines. Leur spectre, de type solaire, assez énigmatique pour MM Shapley et Jeans, devient ici fort naturel, puisque c’est celui du noyau de la Voie Lactée elle-même. Enfin leurs autres caractères : forme aplatie, spires, novæ, Céphéides, matière nébuleuse équatoriale n’ont plus, nous l’avons vu, pour les observateurs de la Voie Lactée, rien d’inattendu.

Mais il y à plus. M. E. Hubble vient de mettre en évidence, dans quelques nébuleuses spirales, de petites nébuleuses à raies brillantes (2). Il a pu surtout, grâce au Télescope de 100 pouces du Mont Wilson, résoudre en agglomérations d'étoiles les parties périphériques de certai-

(1) Voir là-dessus H. D. Curnis, Adolfo Stahl Lectures, p. 95. (2) Popular Astronomy, t. XXXIIL, 1925, p. 338.

nes d'entre elles (1). — 11 semble bien que ce soit là la preuve cruciale qui jusqu'ici manquait aux partisans des « Island Universes ».

L'objection dont nous parlions tout à l'heure, tirée des énormes dimensions apparentes qu'auraient, dans cette hypothèse, les nébuleuses spirales n’a pas, croyons-nous, beaucoup de gravité. Certains astronomes, et des plus compétents, n'hésitent pas à considérer les chiffres de M. Shapley comme exagérés (2), deux ou trois fois peut-être. Sans insister sur ce point, il y a peut-être, dans toute cette controverse, un malentendu. Dire, comme le fait M. Shapley, que Les amas « font partie » de la Voie Lactée n’a pas un sens bien précis ; c’est aller un peu loin que de partir de là pour attribuer à celleci le diamètre maximum du système des amas, alors que les statistiques stellaires les plus sérieuses aboutissent à des chiffres 10 ou 20 fois moindres.

La contradiction que soulèvent les mesures spectroscopiques des vitesses de rotation, quand on les compare aux déplacements angulaires des nodosités a paru plus sérieuse : on trouve par ce moyen des distances 10 ou 12 fois plus faibles au moins que la vraisemblance — d’accord avec la méthode des novæ ou celle des Céphéides — ne le permettrait. Peut-être les nodosités étudiées par M. van Maanen vont elles beaucoup plus vite en réalité que la matière stellaire avoisinante et qui constitue les parties centrales, seules justiciables du spectroscope ; peut-être ce dernier appareil ne donne-t-il pas ici la vraie vitesse des étoiles qu’on croit atteindre par son entremise.... Peut-être surtout les méthodes de mesure employées comportent-elles de graves erreurs systématiques encore inconnues.

Un avenir prochain tranchera sans doute définitivement ces difficultés. Elles ne nous empêchent pas cependant de con-

(1) Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXVII, 1995, p. 100.

(2) Notamment M. K. Lunomark, Publications of the Astr. Soc. of the Pacific, t. XXXV, 1923, p. 101. — M. C. Parvuresco, dans sa belle étude d'ensemble des Amas globulaires, arrive à des conclusions analogues (Bulletin Astronomique, série 2, t. V, 1925, p. 5).

sidérer la conception d'Herschel comme bien plus satisfaisante pour l'esprit, plus philosophique et tout compte fait moins critiquable que celles qui lui ont été opposées. Aujourd'hui, la théorie des « Island Universes » semble l'avoir emporté. Elle n’est que l’aboutissement logique de l’évolution de la pensée humaine depuis le temps des Grecs. L'homme voit donc de plus en plus diminuer sa place apparente dans l’Univers sensible, dont les dimensions paraissent ainsi s'étendre sans limites pour nous le révéler toujours

plus grandiose, plus admirable et plus beau. |

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