CHAPITRE V

MÉTHODES PHYSIQUES D'ÉTUDE DES MOUVEMENTS DES ÉTOILES. VITESSES RADIALES,

4. Mouvements propres. — L'étude des mouvements propres des Etoiles était jadis du ressort exelusif de l'Astronomie de position : elle se rattache aujourd’hui à l’Astrophysique, à la fois par certains procédés de recherche perfectionnés et par l'application qu'on en a faite à divers problèmes d’Astronomie stellaire.

Le mouvement propre dont il s'agit ici est le déplacement angulaire apparent, exprimé en secondes d'arc (fig. 25) que

beaucoup d'étoiles éprouvent en un temps donné suffisamment long {un siècle par exemple), perpendiculairement au rayon visuel.

La recherche des étoiles douées de grands mouvements propres offre un intérêt de premier ordre. Ou bien en effet ces étoiles sont très rapprochées de nous et alors l'étude, toujours difficile, de leurs parallaxes mérite d’être entreprise — ou bien elles sont très lointaines et ne donneront de toute façon que des parallaxes directes insignifiantes sinon illusoires; mais alors leurs vitesses linéaires doivent être énormes, ce qui implique sans doute des caractères physiques également dignes d'attention et pouvant dans certains cas conduire à de belles découvertes.

Les mouvements propres des étoiles sont d'ordinaire très faibles, inférieurs à quelques secondes par siècle. Avant le xvine siècle, alors qu’on ne déterminait les positions des étoiles que par leur longitude et leur latitude, les déplacements en longitude se perdaient dans l'incertitude de la Précession des Equinoxes et seuls quelques écarts en latitude avaient pu être soupçonnés : Halley (1718) avait ainsi reconnu ceux d’Arcturus, d’Aldébaran et de Sirius.

Ce sont seulement les observations précises de Bradley, faites à l’aide d'instruments méridiens, par ascensions droites et déclinaisons, de 1750 à 1763, qui ont permis de mettre nettement en évidence, par comparaison avec les observations modernes, une série importante de mouvements propres. C'est ainsi qu'ont été construits les catalogues de S. Newcomb (1), de J. Bossert (2) et de A. Auwers (3), auxquels a succédé en 1910 celui de Lewis Boss (4) contenant 6.188 étoiles, et qui marque le couronnement de cette méthode. C'est encore par ces procédés qu'a longtemps opéré à Groningue J. C. Kapteyn, aidé de nombreux assistants et au prix d'immenses efforts.

2. Empcor pu BziNk-microscoPe (5). — Les anciennes méthodes fondées sur les principes ci-dessus ont un grave inconvénient : pour trouver une étoile à mouvement propre appréciable, il faut en étudier plus de 50 qui ne donnent rien.

L'emploi de la photographie et l'étude comparative directe de deux clichés pris au moyen du même instrument à 25 ou 30 ans d'intervalle n’a pas suffi, à elle seule, à écarter cette difficulté. Il à fallu chercher autre chose.

(1) Catalogue of fundamental stars for 1875 and 1900, Washington, 1898.

(2) Catalogue d'étoiles brillantes, Paris, 1906 (Gauthier-Villars).

(3) Tafeln zur Reduktion von Sternkatalogen auf das System des Fundamentalkatalogs der Astronomischen Gesellschaft (Aséronomische Nachrichten, années 1894, 1898 et 1903).

(4) Preliminary General Catalogue of 6188 stars [or the epoch 1900, Washington, 1910.

(3) On trouvera des détails bibliographiques sur cette question dans : J. Boscer, Bulletin Astronomique, nouvelle série, t. 11, 1922, p. 33.

Un premier progrès a été l'emploi du stéréocomparateur, inventé par Pulfrich en 1904. On place les deux clichés à comparer dans un stéréoscope de grand dimension — le «stéréocomparateur » — et on règle le mieux possible la coïncidence des deux images, droite et gauche (données respectivement par l’ancien et le nouveau cliché). Les étoiles qui, dans l'intervalle des dates des deux poses, ont bougé par rapport à leurs voisines se comportent comme le font dans un stéréoscope ordinaire les objets situés en avant : elles ressortent en relief. Certains astronomes et notamment M. J. Comas Solà obtiennent au moyen d’appareils de ce genre des résultats souvent surprenants. Malheureusement l'impression du relief n’est pas d’une fidélité absolue : suffisante pour rendre perceptibles les mouvements d’objets célestes qu'on sait d'avance avoir bougé, elle aboutit parfois à des erreurs quand il s’agit d'en découvrir d'ignorés.

Fig. 26. — Principe du Blink-Microscope.

Aussi a-t-on transformé le stéréocomparateur qui est devenu par la suite le « Blink-Microscope ». Le principe de l’'appareil consiste à superposer optiquement, dans le champ d'un méme microscope, les images des deux clichés à comparer. Si P, et P, sont les deux plaques (fig. 26), $S, et S, deux prismes à réflexion totale, O, et O, deux objectifs de même distance focale, les rayons lumineux suivent la marche indiquée : la pièce optique centrale Y est formée de deux prismes à réflexion accolés, la face hypoténuse de l'un contre une des faces rectangles de l’autre ; la surface commune, semi-argentée, laisse passer à la fois les rayons venant de

P, et ceux venant de P,. — On masque maintenant alternativement, grâce à une paire d'écrans appropriés B, B,, l'une ou l’autre des deux images. Si, parmi les étoiles photographiées, il s’en trouve dans le champ quelqu'une douée d’un mouvement propre appréciable, ses deux images ne coïncident pas ; l'étoile parait alors sautiller brusquement d’une position à une autre, ce qui se remarque de suite.

IL se produit là un phénomène analogue à celui qu'on peut constater en longeant en bateau une côte bordée de galets : aucun des millions de galets qu'on aperçoit ne se distingue de ses voisins, même à la jumelle, si tous sont immobiles ; si l’un d’eux vient à remuer — poussé par exemple par un crabe — il saute aux veux aussitôt. — C’est cette propriété de déceler les étoiles à fort mouvement propre, au milieu de milliers d’autres, qui constitue le caractère réellement nouveau de la méthode et la rend si efficace.

Le Blink-Microscope a pourtant un inconvénient, difficile à éviter il est vrai : il ne met en évidence que des mouvements relatifs, par rapport à la majorité des étoiles du champ instrumental, prises dans leur ensemble ; si toutes. celles visibles en même temps dans l'oculaire se meuvent de conserve, le procédé ne donne rien : il est done impuissant à nous révéler Les déplacements des étoiles par rapport à l’ensemble de tout notre système stellaire, déplacements qui seraient justement les plus intéressants. Malgré ce défaut, qui lui est du reste commun avec beaucoup d’autres méthodes, l'instrument est fort employé dans les Observatoires : c’est grâce à lui notamment que M. A. van Maanen (1) a mesuré en 1916 les mouvements giratoires des Nébuleuses spirales.

3. RÉSULTATS GÉNÉRAUX DE L'ÉTUDE DES MOUVEMENTS PROPRES. — Les plus importants de ces résultats concernent soit la constitution de la Voie Lactée, soit le déplacement du Système Solaire dans l’espace, soit celui de groupes particuliers d'étoi-

(1) Voir p. 668.

Cours d'Astronomie. — BosLER-1Ir,

les : nous nous bornerons ici à quelques indications géné-

rales. ed: | A, Parmi les plus grands mouvements propres constatés, on

peut citer les suivants :

Etoile de Barnard 1916. . gr. 11150 107,30 par an Cordoba ZVi243 » 8,9 8,70 »

1830 Groombridge . . . SN 7I670 71,05 »

On voit qu'ils ne dépassent guère 10" par an.

Une étude d’ensemble sur les valeurs de ces mouvements a été faite par M. H. H. Turner (1) à l’aide de 40 clichés de la Carte du Ciel renfermant 10.000 étoiles photographiées deux fois à Oxford, à quinze ans d'intervalle. M. Turner a trouvé que, parmi ces étoiles : 26 ont des mouvements supérieurs à 20” par siècle, dont 11 plus brillantes que la 10° grandeur; 42 en ont de compris entre 15 et 20", dont 26 plus brillantes que la 10° grandeur; enfin 200 se déplacent dans le même temps de 10 à 20”.

Les étoiles à grands mouvements propres sont également distribuées dans le Ciel, sans manifester de préférence pour la Voie Lactée.

Nous avons dit plus haut qu'un grand mouvement propre était un indice de proximité : c’est là une intuition évidente ; la statistique de M. Turner la confirme. On y voit en effet les étoiles faibles (inférieures en éclat à la 10e grandeur) représenter 50 0/0 à peine des mouvements appréciables trouvés, alors que, sans aller au delà de la 14° grandeur, elles sont de 60 à 80 fois plus nombreuses que les étoiles plus brillantes que la 10° grandeur. Les étoiles faibles ont done considérablement moins de chances que les brillantes d’avoir un mouvement sensible.

Cette petitesse des mouvements propres des étoiles faibles, conséquence de leur éloignement probable, est souvent pos-

tulée en Astronomie, notamment dans la recherche directe des parallaxes stellaires. |

(1) Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, t. LXIX, 1909, p. 487. 3

NE

4. Priwciee De Doppcer-FizeAu. — VIiTEssEs RADIALES. — Le mouvements propres ne donnent — en mesure angulaire — que la composante perpendiculaire au rayon visuel. Le déplacement dans la direction de la ligne.de visée semblait inaccessible à l'observation ; la découverte de Doppler (1843), complétée et précisée par Fizeau (1848), le rendit mesurable. En voiei le principe : |

Quand une source lumineuse s'approche de M uteut les raies de son spectre sont déviées vers le violet d'une quantité A) telle que, si À est la lonqueur d'onde de la raie considérée, NV La vitesse de la lumière et v la vitesse de la source par rapport à l'observateur, on ait :

Quand la source s'éloigne, les raies sont déviées vers le rouge de la même quantité.

Il n'y a là que l'extension à l’Optique d'une loi acoustique bien connue, qu'une expérience banale permet de vérifier : lorsqu'un express franchit une gare en sifflant sans s'arrêter, le son, plus aigu avant le passage du train, devient plus grave après. En dehors de cette analogie grossière, le Principe de Doppler-Fizeau a été l’objet de confirmations expérimentales nombreuses et précises : les expériences de M. A. Belopolsky {1) sont notamment citées dans tous les traités de Physique.

On peut donc, en mesurant le décalage apparent des raies d’une étoile par rapport à celles d’un spectre de comparaison terrestre juxtaposé à celui de l'étoile, évaluer en kilomètres la vitesse de cette dernière relativement à l’observateur ou plus exactement la composante, dite « vitesse radiale », de cette vitesse suivant le rayon visuel.

Les premières observations photographiques de vitesses radiales, dues à H. C. Vogel, remontent à 1890. Elles se sont beaucoup développées depuis avec les grands instruments qui seuls permettent, dans la plupart des cas, d’obte-

(1) Voir O. D. Cawozson, Traite de Physique, t. I, p. 300.

nir des résultats concordants. Les vitesses radiales sont en: effet généralement de l'ordre de 20 km./sec., ce qui correspond à des décalages spectraux de 0,3 À et elles exigent par suite d'assez fortes dispersions : on les évalue aujourd'hui à quelques centaines de mètres près. Une des plus grandes vitesses radiales d'étoiles connues est celle de l'étoile A. G. Berlin 1366 qui s'éloigne de nous à raison de 3142 km./sec.

5. MEsuRe DES VITESSES RADIALES. — Cette mesure s'effectue toujours maintenant par la photographie. On prend, avec un spectroscope à fente, un spectre de l'étoile étudiée ct l'on exécute sur la même plaque, au-dessus et au-dessous du spectre de l'étoile (1), deux spectres identiques d’une source terrestre connue, destinée à servir de comparaison : on peut choisir par exemple une étincelle d'induction à électrodes de Fer ou un tube de Geissler à Hydrogène.

Le cliché‘une fois obtenu; si: les raies de l'étoile répondent à des ‘raies connues du spectre de comparaison, la mesure de AX, à la machine à mesurer, est facile, car A4 est, nous l’avons dit, toujours petit. Il arrive malheureusement bien souvent que les raies les plus nettes du spectre de l'étoile ne soient en face d'aucune raie déterminée de la source terrestre : on se trouve donc en présence du problème suivant, familier à tous les spectruscopistes : Etant donné un spectre où l’on connait Les longueurs d'onde précises de certaines raies, déduire les longueurs d'onde des autres raies de leurs positions sur le cliché.

Avec un spectroscope à réseau, la question ne se pose pour ainsi dire pas : chaque raie est déviée proportionnellement à sa longueur d'onde et quand toutes les raies du cliché ont été repérées par leur position, une simple règle de trois suffit. Mais il n'en va pas de même avec les prismes, où la

(1) I faut, bien entendu, avoir soin de masquer au préalable sur le cliché l'emplacement réservé au spectre de l'étoile. I suffit pour cela de pousser devant la fente, juste à l'endroit où se forme l'image de l'étoile, une petite lame de laiton qui joue le rôle d'écran et qu’on écarte ensuite.

déviation des raies ne: suit plus une loi aussi simple. Une courbe tracée à la main suffit rarement. Il faut donc recourir à une formule d’interpolation.

La plus pratique de beaucoup est la formule: hyperbolique de Cornu, qui exige seulement la connaissance de 3 raies. Elle peut s'écrire :

4 — b = RET :

C2 à représente ici la lecture micrométrique de la raie inconnue, dont } est la longueur d'onde; 4, b, c sont des constantes.

Pour calculer les longueurs d'onde d’une portion de spectre, il suffit done de mesurer micrométriquement, à la machine, les positions de 3 raies de longueur d’onde connue : on obtient ainsi 3 équations qui servent à déterminer les constantes a, b, c. L'emploi de la machine à calculer est d’ailleurs tout indiqué.

On à cherché à perfectionner la formule de Cornu en vue .de la rendre plus précise et l’on utilise parfois celle de Hartmann :

NOR jee (d=a)?

où + est un nouveau paramètre, voisin de 0,8. Mais l’accroissement de la complication des calculs rend ces améliorations assez illusoires ; mieux vaut s’en tenir à la formule de Cornu et choisir des raies de base suffisamment voisines, sans toutefois jamais extrapoler (1).

6. SPECTROCOMPARATEUR DE HARTMANN (2). — Pour obtenir de la précision, il est nécessaire de mesurer la vitesse radiale de l'étoile sur plusieurs raies différentes qui, bien entendu, doivent donner des résultats concordants. Mais alors l’opération devient laborieuse. M. J. Hartmann a cherché à faire

(1) Voir sur ce paragraphe. et aussi sur le suivant : E.C. C. Bazy, Spectroscopy (déjà cité), p. 142.

(2) Loc cit (Bazy). p. 137, où l'appareil, construit par Zeiss, se trouve décrit.

participer d’un seul coup à la mesure toutes les raies du spectre envisagé.

Le principe de la méthode consiste à comparer ensemble le spectre d'étoile non encore étudié et un spectre, obtenu avec le même spectroscope, d’une autre étoile de même type spectral, mais dont la vitesse radiale est supposée bien connue. Chacun des deux spectres stellaires est supposé accompagné d’un spectre de comparaison, du même élément chimique pour les deux.

Fig. 217. — Spectrocomparateur de Hartmann.

Le dispositif employé (fig. 27) analogue à celui du Blink- Microscope, se réduit à amener les images des deux clichés dans un même plan focal et à les observer simultanément avec le même oculaire. Chacune des deux plaques est placée sur un chariot mobile, une vis micrométrique donnant la différence de position des deux chariots. On amène les deux spectres de comparaison à coïncider et on lit le micromètre; on amène les deux spectres stellaires à coïncider et on lit de nouveau le micromètre : la différence des deux

lectures donne la vitesse radiale relative, correspondant à la région moyenne visée. Pour rendre le pointé plus précis, on partage le domaine spectral photographié en 5 ou 6 régions qu'on examine alors séparément : on évite ainsi les incertitudes provenant de ce que AÀ n’est pas constant partout, mais proportionnel à À.

Avec ce procédé, toutes Les raies stellaires concourent à la détermination de la vitesse radiale. On n’a même pas besoin de les identifier exactement, non plus que celles du spectre de comparaison. Il faut par contre posséder déjà un cliché, servant d'étalon, d’une étoile de vitesse radiale connue indépendamment. |