PLANCHE XXX

£ Orionis

Sirius

‘anopus

rocyon

‘apella

K returas

M elgeuse

[ypéS spectraux de la Classification de Harvard. (Cliché de l'Observatoire

de Harvard College).

rendit pas un compte net de la portée de cette interprétation : ce fut Sir W. Huggins qui, par dés expériences méthodiques, la rendit indiscutable.

On explique ainsi bien des phénomènes : en particulier le fait que les raies renforcées du Calcium H et K sont si nettement prépondérantes dans les hautes couches de l'atmosphère solaire, quoique le Calcium ne soit pas, de tous les éléments, un des plus légers : tout vient de ce que ses raies renforcées se montrent de préférence quand la densité de la vapeur métallique est très faible (1).

Les expériences d'Huggins ont également montré, dans un ordre d'idées analogue, que plus la couche absorbante, relativement froide, est épaisse et dense, plus ses raies d’absorption sont larges et noires. L'importance des raies de l’'Hydrogène dans les étoiles blanches révèle donc autour d'elles une immense atmosphère de ce gaz, renseignement d’autant plus précieux que l'Analyse Spectrale, on le sait, ne fournit pas en général d'informations quantitatives.

Passons maintenant à l'étude de la classification stellaire moderne.

9. CLASSIFICATION SPECTRALE DE HanvarD CoLceGe. — La classification universellement adoptée aujourd'hui a été établie à l'Observatoire de Harvard College (près de Cambridge, Mass., E.-U.), sous la direction de E. C. Pickering, par Miss A. J. Cannon (2). C'est celle employée dans la Revised Harvard Photometry (3) et dans les autres catalogues plus récents de Harvard (4). Un mode de classement différent, d’ailleurs

(1) Ge rôle opposé de la température et de la pression pour faire prédominer les raies renforcées a pu être expliqué théoriquement d'une manière très remarquable par M. Sauna (Voir p. 338).

(2) Spectra of Bright Southern Stars, Annals of the Harvard College Observatory, t. XXVITI, 1901, 2e partie.

(3) Annals of the Harvard College Observatory, &. L et LIV (1908). — Ce catalogue donne tous les spectres jusqu’à la grandeur 6,5.

(4) Dont le principal est le « Henry Draper Catalogue », Annals of the Harvard College Observatory, t. XCI et ss , 1918 et ss. — Il contient plus de 200.000 étoiles et va jusqu'à la 9° grandeur, qu'il dépasse bien souvent de beaucoup.

Cours d’'Astronomie. — BosLEer-nr. 32

assez compliqué — celui de Miss Maury (1) — avait été utilisé auparavant : il n’a plus guère qu’un intérêt historique et nous nous bornerons au système de Miss Cannon.

Miss Cannon répartit les étoiles en 11 classes principales qu’elle désigne par les lettres :

POOBAFGKM R N,

en allant des étoiles les plus bleues aux plus rouges. Les deux premières classes correspondent à des nébuleuses, la troisième comprend principalement les étoiles de Wolf-Rayet ; ce sont là des astres très particuliers, à raies brillantes, dont la place exacte parmi les étoiles n'est pas encore très bien définie (2). Quant aux types R et N, ils constituent, à partir de G, une bifurcation d’introduction récente (3). — En somme, la base fondamentale de la classification est, pour les étoiles proprement dites, limitées aux six classes B, A, F, G, K;, M (PI: XXX°et PI. XXXI).

Chaque classe est elle-même divisée en sous-classes au moyen d'indices (0, 1, 2, 3, .... 8,9) correspondant aux types intermédiaires. Ainsi B, est à égale distance des types B, et À, B, est très voisin de À;.

Certaines étoiles nous montrent principalement des raies larges et diffuses; d'autres ont surtout des raies fines et Les raies renforcées (enhanced) y dominent : on désigne les premières étoiles par l'indice », les secondes, dont l'importance au point de vue évolutif paraît très grande, par l’indice c. Enfin la lettre e dénote les étoiles dont le spectre présente des raies d'émission brillantes et la lettre p annonce un spectre trop particulier {peculiar) pour pouvoir être caractérisé exactement par un symbole simple (4).

(4) Voir là-dessus : P. SaLer, Spectroscopie Astronomique, Paris, O. Doin, 1909, pp. 382 et 416.

(2) On estime d'ordinaire cependant, avec M. W. H. Wricur (Astrophysical Journal, t. XL, 1914, p. 466) que la place de ces astres est bien, comme nous l’avons admis ici, en tête du classement.

(3) R. H. Curniss, Popular Astronomy, 1. XXV, 1917, p. 279.

(4) Pour les détails adoptés dernièrement de la Classification, on consultera les 7ransactions of the Astronomical International Union,

PLANCHE XXXI de Da)

Spectres stellaires de différents types. (V. M. Slipher, Observatoire Lowell).

‘buleuse d'Orion ; 2 Rigel

3 Sirius ; 4 Procyon; 5 le Soleil ; 6 Arcturus : 7 Bételgeuse ; 8 Mira Ceti,

10. CARACTÈRES GÉNÉRAUX DES DIFFÉRENTES CLASSES. — L'existence d'intermédiaires s'oppose naturellement à une description trop détaillée.

Classes P et Q.— Ce sont des Néhuleuses (fig. 192, p. 632). Des raies spéciales brillantes, d’origine encore inconnue, celles du «Nébulium », en font une catégorie à part de corps célestes que nous étudierons dans un chapitre approprié. Ces astres sont étroitement apparentés aux Novæ dont quelques représentants moins éphémères ont été rangés dans la classe Q (exémple n Carinæ). Les Nébuleuses de la classe P sont réparties en groupes P, P, ... P, qui définissent les diverses transitions conduisant aux étoiles à raies brillantes de la classe suivante 0.

Classe O. — Les premières sous-classes de cette catégorie O:, Os, Oc concernent exclusivement des étoiles de Wolf- Rayet dont le principal caractère est la présence de quelques larges radiations brillantes inconnues, avec en plus les raies brillantes de l’Hydrogène ou de l’'Hélium.

Aucun des astres classés jusqu'ici n’a, à proprement parler, de raies sombres et l'on est plutôt porté aujourd’hui à les regarder comme formant tous ensemble, à côté de la classification normale, une grande classe de corps célestes particuliers. — Avec les sous-classes 0, et 0, nous voyons apparaitre des étoiles contenant encore quelques raies brillantes, mais où le spectre a l'aspect général — fond continu coupé de raies sombres — de celui des autres étoiles : Ÿ Puppis et À Cepheï, qui nous montrent obscure la série de Pickering de l’'Hélium et brillantes certaines radiations de Wolf-Rayet, appartiennent à cette catégorie. Enfin la sous-classe O,;, où il n'y a plus du tout de raies brillantes, mais où l’Hélium ionisé (série de Pickering) se manifeste encore, sert de transition entre la classe O et la suivante.

Il n’y a que 20 étoiles de type 0 visibles à l'œil nu (ou, pour préciser, plus brillantes que la grandeur 6,25), soit 3 0/00. envil'on.

vol. |, Londres, Imperial College Bookstall, 1923, p. 95 (Résolutions adoptées au Congrès de Rome de 1922).

Classe B. — Cette classe renferme 12,3 0/0 des étoiles jusqu'à la 8 grandeur inclus (1). Ce sont les étoiles à Hélium, dites « du type d’Orion » parce qu’elles sont nombreuses dans cette constellation (PI. XXXIT). — Ces étoiles sont très blanches, presque bleues, et considérées pour cette raison comme très chaudes, la richesse d’une source lumineuse en radiations de courtes longueurs d'onde étant, on le sait, en relation étroite avec sa température. On y voit très fortes les raies d'absorption de l’Hélium ordinaire (c’est-à-dire non ionisé) et aussi un certain nombre de raies de l’'Oxygène et du Silicium. La série de Balmer de l'Hydrogène est aussi visible, mais faible et d'autant plus accusée qu’on se rapproche de la classe A. Quelques étoiles de cette classe montrent brillantes les radiations les moins réfrangibles de l'Hydrogène (H; par exemple) de l'Hélium ou du Magnésium. À part ce dernier élément, aucun métal ne s'y manifeste. Exemples : à Orionis, e Orionis, $ Canis majoris, 6 Persei (Algol).

Classe A. — Cette classe, très nombreuse (21,7 0/0 des étoiles), est formée des étoiles blanches à Hydrogène. La série des raies de l’Hydrogène y est extrêmement intense : très larges, elles font reconnaitre le spectre à première vue. Celles de l’Hélium, de l’Oxygène ou du Silicium ont disparu ou sont à peine visibles. Quelques raies métalliques (Magnésium, Calcium avec la raie K) font leur apparition. Exemples : # Cygni, + Canis majoris (Sirius).

Classe F. — Ce sont les é/oues hydrogénées à Calcium (20,0 0/0). Les raies de l'Hydrogène diminuent d'intensité, tandis qu’au contraire celles du Calcium ressortent de plus en plus. Il en est de même d’un certain nombre de raies métalliques, du Fer, du Titane, du Strontium notamment. Exemples : x Canis minoris (Procyon, fig. 163), à Aquilæ.

Les trois classes B, A et F, réunies, forment la I"° de Secchi.

Classe G. — Elle comprend les é/oiles jaunes solaires (16,1 0/0). Les raies de l’'Hydrogène y perdent encore de leur

(1) D’après les recherches de I. C. KaPTEyx, portant sur 16.000 étoiles. Voir Newcoms-Excgzmans, Populüre Astronomie (déjà cité), 6° éd., ue p. 75.

ECTRALE DES ÉTOILES