CHAPITRE PREMIER

1. QueLques mors D’HISTORIQUE. — Fraunhofer avait découvert le spectre solaire en 1814; ce fut encore lui qui annonça en 1817 que les Étoiles avaient, elles aussi, des spectres caractéristiques, souvent différents de celui du Soleil, mais formés également d’un fond brillant continu interrompu par des raies sombres (PI. XXX).

Bientôt, vers 1860, Donati, Janssen, le P. Secchi, Sir W. Huggins, un peu plus tard H. C. Vogel, étendirent ces recherches : ils reconnurent en particulier la présence quasi-universelle de l'Hydrogène qu’on aperçoit dans presque toutes Les étoiles. Puis la plupart des métaux terrestres, le Sodium caractérisé par la double raie jaune que, dans le Soleil, Fraunhofer avait appelée D, le Calcium avec ses raies g, H et K (les deux dernières très fortes), le Magnésium associé au groupe 4 dans le vert, enfin le Fer avec ses multiples raies et d'autres éléments encore furent tour à tour décelés dans les étoiles.

Les travaux de Sir Norman Lockyer, sur le Soleil d’abord puis sur les autres astres, virent le jour ensuite, ainsi que ses tentatives souvent audacieuses pour reproduire ici-bas les spectres stellaires la spectroscopie astronomique entra par là dans sa voie définitive, où une étroite association des expériences de laboratoire avec l’observation du Ciel constitue l’un de nos principaux moyens d’investigation.

2. PREMIÈRE IDÉE D’UNE ÉVOLUTION PROGRESSIVE DES ÉTOILES. — On en vint peu à peu, au cours de toutes ces études, à penser que les différences que présentent entre eux les

spectres stellaires ne proviennent pas d’une diversité de composition chimique due au hasard, mais bien de ce que les étoiles du Ciel ne sont pas toutes parvenues au même stade de leur développement.

C'était là une idée chère à William Herschel, bien avant les découvertes de l'Analyse Spectrale. Nous sommes placés vis-à-vis de l'Univers stellaire comme devant une forêt où nos regards embrassent à la fois une multitude d'arbres de différents âges, depuis le gland qui commence à germer jusqu'au chêne robuste, en passant par l’arbrisseau. En fait la vie humaine est assez longue pour que, sans voir de nos yeux croître les arbres, nous puissions du moins constater avec certitude leur croissance. Mais, même si nous n’avions pas cette ressource, une classification rationnelle des végétaux de la forêt nous suffirait, sans doute, pour concevoir dans le temps ce qui ne se manifeste à nous directement que dans l’espace. Tel est le problème que nous pose la contemplation réfléchie du Ciel.

3. CLassiFicaATION DE Seccni. — (C’est la plus simple de beaucoup. Secchi distingue, parmi les astres visibles à l'œil nu :

I. Les Etoiles blanches ou bleues. — Ces étoiles représentent environ la moitié de tout l’ensemble. Les raies de l'Hydrogène larges et sombres, formant une série régulière facilement reconnaissable, y apparaissent prédominantes. Les autres raies sont très peu apparentes ou manquent tout à fait. Principaux exemples : Véga, Sirius, Altair.

Il. Les Etoiles jaunes. — C'est la classe à laquelle appartient le Soleil : elle compte à peu près autant d’étoiles que la première. Le spectre est formé de raies fines, très nombreuses, analogues à celles du spectre solaire et en général dues à des métaux. L'Hydrogène apparaît encore, mais bien affaibli. Principaux exemples : Capella, le Soleil, Arcturus.

UT. Les Etoiles rouges ou orangées. — Ces étoiles sont au nombre de 500 environ; beaucoup sont variables. Leurs spectres possèdent: éncore des raies métalliques, celles du Calcium surtout. Mais. on y voit en outre de nombreuses

bandes obscures dont l’arête est tournée vers le violet et qui vont en s’estompant vers le rouge. Principaux exemples : Bételgeuse, Antarès.

IV. Les Etoiles rouge rubis. — 11 y en a 250 à peu près. Toutes sont assez faibles (inférieures à la 5° grandeur). Les qualifier de « rubis » est peut être exagéré : il n’y à guère qu'une étoile dans le Ciel (R Lièvre) qui, croyons-nous, mérite vraiment ce nom. Quoi qu’il en soit, ces étoiles sont nettement rouges. Leur principal caractère est la présence de larges bandes estompées vers le violet dont l’arête est tournée vers le rouge. Ces bandes sont dues au Carbone. Principaux exemples : 152 Schjellerup (l'étoile n° 152 du Catalogue de Schjellerup), 19 Piscium.

4, LES ÉTOILES A RAIES BRILLANTES. — La classification de Secchi ne comprend que des étoiles à raies sombres. Elle laisse de côté Les astres à raies brillantes (PI. XXXIT) qui n'étaient pas connus à l'époque et que E. C. Pickering, lors de ses premières recherches sur les spectres stellaires, rangea dans une Ve classe. Ces étoiles sont relativement très rares; mais par leur singularité même elles ont une importance évidente, quoique mal précisée encore, dans l’ordre évolutif. On peut les partager en deux catégories :

Les unes (1), comme y Cassiopeiæ, comme beaucoup d'étoiles des types IT et IV, comme certaines étoiles du tvpe I (étoiles à Hélium), ont seulement quelques raies brillautes, le plus souvent les premières raies de l'Hydrogène en commençant par le rouge, les autres étant sombres. Parfois encore, dans des étoiles du type IT, les raies H et K du Calcium apparaissent (ainsi qu’on le voit dans le Soleil avec une forte dispersion) formées d'une large raie d’absorption, coupée en son centre par une raie brillante.

Toutes ces étoiles-là ne diffèrent probablement pas beaucoup de leurs congénères du même type spectral. La présence de raies brillantes v semble exceptionnelle et Secchi n'avait

(1) Ces étoiles ont été fort étudiées, notamment par M. P. W. Merriee, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXI, 1920, p. 336 et aussi dans les tomes suivants du même recueil.

guère pu la remarquer. C'est vraisemblablement l’épaisse atmosphère de ces astres qui se manifeste ainsi (1) sous forme de « renversements » dont l’arc électrique nous donne souvent ici-bas des exemples.

Mais il y a aussi des étoiles d’un tout autre caractère, qui furent découvertes en 1867 par les deux astronomes français Ch. Wolf et G. Rayet et qui portent leurs noms associés. Les Etoiles de Wolf-Rayet, très peu nombreuses (une centaine peut-être) sont presque toutes faibles; aucune de celles visibles à Paris ne dépasse la 6° grandeur. Leur spectre est continu avec de très fortes raies brillantes et on n'y voit que très exceptionnellement des raies sombres. Ces étoiles rentrent assez mal dans les classifications existantes, mêmes dans les plus modernes dont nous parlerons bientôt. Ellès sont par contre étroitement apparentées aux étoiles nouvelles ou Novæ : il est même de plus en plus vraisemblable que l'on doit voir en elles les vestiges affaiblis de Novæ apparues au cours des siècles passés. Nous nous occuperons de ces astres en détail dans un autre Chapitre. en même temps que des Novæ.

Même en rangeant à part ces dernières étoiles, la classification de Secchi est bientôt devenue tout à faitinsuffisante. Les recherches de laboratoire ont en effet mis en évidence de nouveaux caractères spectraux applicables aux astres. Avant d'aller plus loin, nous dirons quelques mots de ces découvertes dont l'importance a été considérable en Physique au point de vue de la constitution de l'atome et qui jouent maintenant en Astronomie un rôle de plus en plus grand.

5. LE SPECTRE DE L'Hyprocève. — L’Hydrogène, nous l'avons vu, occupe, dans la Chimie du Ciel, une place aussi prépondérante que dans la Chimie terrestre ; on le rencontre autant dire partout.

(4) On trouvera une explication détaillée de ce phénomène, due à M. Mecu Nan SAHA, dans l'ouvrage de M. S. Mirouezr, Eclipses of the Sun. New York, 1923 (Columbia University Press), p. 309 — Une autre interprétation du même genre avait déjà été donnée par M. H. Kayser (Astrophysical Journal, t. XIV, 1901, p. 313).

Son spectre (1) se compose des quatre raies visibles bien connues C, F, G'. À (dans la notation de Fraunhofer) du spectre solaire, auxquelles viennent s'ajouter des radiations ultra-violettes formant avec celles-là une suite parfaitement régulière. On désigne d'ordinaire les raies de l'Hydrogène par les lettres H;, Hg, H,, etc... Voici les longueurs d'onde des premières :

H4 6563,01; Hg 4861,49; H, 4310,66 ;

rouge [CG] vert-bleu [F] bleu [G’] H5 4101,85 ; H: 3970,95 ; He 3889,15.

violet [A] début de l'ultra violet [H] ultra-violet

La série se poursuit dans l'ultra-violet, de plus en plus resserrée, jusqu’à une limite asymptotique de longueur d'onde 3647,2.

Toutes ces radiations satisfont — chose extrêmement remarquable — à une relation numérique très simple, dite formule de Balmer, qui rattache leurs longueurs d’onde à à la suite naturelle des nombres entiers et s'écrit :

te

A (avec A = 3647,2 et n —3, 4, 5, 6, ete.)

ne — 2

Au laboratoire, avec les tubes de Geissler, on n’observe guère plus de 13 raies, jusqu à #—15. Dans les étoiles, Le spectre peut aller jusqu’à la raie correspondant à n = 35 (cas du Soleil), extension qui tient sans doute aux conditions physiques qui y règnent.

On a cru longtemps que, dans le domaine visible, l'Hydrogène possédait plusieurs spectres. On avait découvert, dans l'étoile € Puppis et peu après dans quelques autres (à et « Orionis, notamment), une série de raies fines ressemblant assez, par leur groupement, à celles de l’Hydrogène et satisfaisant à la formule de Balmer quand on y fait n—3,5 ; 4,5 ; etc. (au lieu de n — 3,4, ...). On l'avait appelée la série de Pickering : Hz, 5413,6; H;, 4542,4 ; Hs, 4200,7 ;

Hz, 4026,0, etc. Ces raies ne figuraient pas dans le Soleil:

(4) Voir là-dessus les notices de A. de Gramonr : Sur les Spectres stellaires et leur classification, dans l'Annuaire du Bureau des Longitudes, année 1920, p. 374 et année 1924, p. 321.

on ne les observait pas au laboratoire. Il était naturel de:

croire à une forme d’Hydrogène inconnue sur la Terre. Avec cela, le physicien suédois J. Rydberg avait calculé une

3° série de longueurs d'onde. En’ substituant à À (exprimée:

THE ; ME : en centimètres) son inverse y—-—, il mettait la formule de

Balmer sous la forme {1) : » — 109675 (æ — +) la série de Pickering devenant alors : » — 109 675 e — rar) ù 2 (n+0,5p Or ces deux séries sont précisément reliées entre elles comme le sont, dans les spectres d'éléments plus lourds, Les séries dénommées par les spectroscopistes «2° série secondaire », «1" série secondaire » ; une « série principale » devait donc exister et, en poursuivant l’analogie, avoir pour expression :

La première seule de ces radiations (À 4685,98) était observable, les autres étant dans l'extrême ultra-violet : elle fut effectivement reconnue dans certaines étoiles, celles de Wolf-Rayet entre autres. On l’attribua à la «Série Principale » de l’Hydrogène. | | Or toutes ces radiations, aussi bien celles de Rydberg que celles de Pickering, appartiennent en réalité à l'Hélium. M. À. Fowler (2) a pu les reproduire en faisant éclater des étincelles électriques fortement condensées dans un mélange d'Hydrogène et d'Hélium (1912-1914). IL restait un doute sur celui des deux gaz qui intervenait. La question a été tranchée par MM. E. J. Evans et J. Stark, puis par M. F. Pas-

(1) Nous laissons ici de côté deux séries analogues

LUE MERE A 1 de l nl

» — 109675 (+ -+) et v — 109675 (+ +).

dues elles aussi à l’atome d'Hydrogène. Elles sont entièrement Ja première ultra-violette, la seconde infra-rouge : toutes deux ont été observées au laboratoire (Voir plus loin p. 493).

(2) Philosophical Transactions of the Royal Society of London.

série À, vol. 214, 1914, no 514, p. 225. — Voir aussi: A. Fowcer, Report on Series in Line Spectra, Londres, 1922 (Fleetway Press).

chen (1) qui sont parvenus à obtenir les raies de Pickering et de Rydberg avec des tubes à vide desquels toute trace d'Hydrogène avait été rigoureusement éliminée et ne contenant que de l'Hélium pur. — La démonstration est donc complète : le seul spectre visible qui appartienne à l'atome d'Hydrogène est celui formé par les raies H;, He, H,... et donné par la formule de Balmer proprement dite.

6. Les spectres pe L'Héciun. — Si l’atome d’Hydrogène n’a qu'un spectre (2), c’est l'Hélium qui en a plusieurs. On connaïissait déjà la célèbre raie jaune (3) À 5875,9 découverte dans le Soleil en 1868 par Janssen et Lockyer, et aussi quelques autres ÀX 7066 ; 4471,6 ;:4026,3, …, par exemple. Des calculs et des classifications un peu arbitraires (4) avaient paru autoriser plusieurs savants à partager les raies de l’Hélium en séries où l’on croyait distinguer au moins deux gaz, l’'Hélium et le Parhélium (ou Astérium) : comme on n’a jamais pu séparer les deux corps (5), on a renoncé aujourd'hui à faire cette distinction.

Il y en a cependant une à faire, mais d'un autre ordre. Toutes les raies qui précèdent correspondent à l'atome d'Hélium électriquement neutre : les très puissantes décharges électriques donnent naissance, nous lPavons vu, aux séries de Pickering et de Rydberg. Celles-ci constituent le spectre de l'Hélium onisé (6), c'est-à-dire ayant perdu un électron. Or on constate aisément qu'on peut écrire la pre-

mière :