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4 J (2 ou

Hélium, Classe B (W, 7.

Lockyer).

Spectres d'Étoiles à

1) y Orionis B:; 2) © Persei Bop; 3) y Cassiopeiæ Bop; 4) P Cygni Bip; 5) € Tauri By: 6) v Cygni B»; 7) c Persei B:p ; 8) n Tauri B,p; g) Ÿ Persei B:p.

(Cliché de l'Observatoire Norman Lockyer, de Sidmouth).

ou le Calcium sont douteux ou absents. Les bandes du Carbone, tournées en sens inverse des bandes des étoiles précédentes, l’emportent de beaucoup. Le spectre s'arrête dans le bleu sans renfermer de rayons ultra-violets, indice d'une température excessivement basse. Exemples : 19 Piscium et 152 Schjellerup.

Classe R. — E. C. Pickering (1) fut amené assez récemment à envisager une 11° classe d’astres qu'il appella classe R. Celle-ci est formée de quelques dizaines d'étoiles, rangées auparavant dans la classe N et qui s’en distinguent par une plus grande proportion de radiations bleues : au lieu d’être rouges, ces étoiles sont jaunes et leur spectre peut aller jusqu'à l'extrémité de la région visible (À 397). La plus brillante, de 7 grandeur, est S. D. — 10° 5057.

Dans la progression régulière des types spectraux, R se range immédiatement après G et avant N. Après la classe G, il semble y avoir bifurcation (2), une branche conduisant aux classes K et M et l’autre aux classes R et N (3).

11. INDIGES DE COLORATION ET CLASSES SPECTRALES. — La classification spectrale va des étoiles bleues aux rouges. Or nous avons dit que la méthode si expéditive des longueurs d'onde effectives permettait d'arriver aux indices de coloration qui précisent la notion de couleur (4). Qu’une relation existe entre les longueurs d'onde effectives et Les indices de coloration, cela n’a rien de surprenant, d’après la définition même de la longueur d'onde effective. Mais 1l est plus intéressant de noter que les indices de coloration, déterminés soit de cette façon soit directement (par la photographie, avec et

(1) Harvard College Observatory, Circular n9 145, 1er décembre

(2) R. H. Curriss, voir plus haut p. 498.

(3) Une nouvelle classe d'étoiles rouges (telles que r! Gruis, R Cygni et R Andromedæ), généralement variables, vient d’être créée. Très analogues entre elles, ces étoiles ne ressemblent à aucune autre des classes M, R et N. On en a fait la classe S que l’on place aussitôt après K, au même niveau que M (7ransactions du Congrès de 1922, déjà citées, p. 98).

(4) Voir page 60.

sans écran Jaune), font prévoir fort exactement — à part quelques cas exceptionnels — la nature du spectre.

Il y a en effet, entre les classes spectrales (fondées sur l'étude des raies) et les indices en question, une relation nette qui a été mise en évidence par MM. E. S. King (1) (d'après les observations de Harvard), J. Parkhurst (2) (d’après celles de Yerkes) et K. Schwarzschild (3) (d'après les recherches faites

0$ 00 …0s 0 ns 0 à Gôttingen). Les indices correspon-

ÿ dant à chaque classe diffèrent quelque Kt + = peu, bien entendu, suivant les obser- * Len | vateurs : la courbe ci-contre traduit

4 | leur moyenne (fig. 165). On voit que F Etes cette courbe est presque droite : iln’y a

PAT LE aucun inconvénient à la transformer ' | 1 par ajustement graphique en ligne FA HER F droite et à adopter les chiffres suivants,

Fig. 165. —Relationentre en fonction des grandeurs, probable-

à classe spectrale et nt fout aussi exacts que les oril'indice de coloration. .

ginaux (4) :

Classe Bo B; A As ES Je Indice — 0,42 — 0,21 0,00 + 0,21 0,42 + 0 63 Classe G Gs Ko K M

Indice + 0,84 24:05 1,26 + A47 + 4,68

Les étoiles de classe O et N ne figurent pas ici : les premières sont généralement plus bleues que celles de classe B,, alors que les secondes sont caractérisées par des indices au moins égaux à 2 grandeurs et allant parfois jusqu’à 6. Mais ces étoiles sont trop exceptionnelles pour entrer dans une statistique d'ensemble. |

12. Evozurion srezLAIRE. — Plus on étudie les spectres des étoiles et plus on aperçoit la gradation continue des diffé-

(4) Annals of the Harvard College Observatory, t. LIX, no VI, 14912, p. 157.

(2) Astrophysical Journal, t. XXXVI, 1912, p. 218.

(3) Abhandlungen der kgl. Gesellschaft der Wissenschaften zu Gôüttingen, math.-phys. Klasse (N. F.),t. 6, 14910, no 6.

(4) Scneiner et Grarr, Astrophysik, 1921 (Leipzig, Teubner), p. 327.

rents types. Lorsque Les classes elles-mêmes ont été assez nettement caractérisées pour ne pas sembler comporter, sur tel ou tel point, d’intermédiaire, on trouve toujours, en cherchant bien, une ou plusieurs étoiles singulières qui montrent comment la transition a pu s'accomplir. Il en est ainsi, comme on sait, dans l'Histoire Naturelle organique : une fois les classifications faites, quelque animal bizarre, plus ou moins rare, vient presque invariablement à la longue, après de patientes recherches, jouer ici ou là dans la chaîne le rôle du « missing link », du maillon manquant que les premiers investigateurs n'avaient pas réussi à trouver.

On s’est demandé de bonne heure si l’ordre même dans lequel se rangent les spectres représente réellement celui de l’évolution stellaire. Cela semble à priori assez vraisemblable. Les étoiles les plus jeunes (1) seraient celles du type B,les plus chaudes et celles formées des éléments les plus simples, c’est-à-dire de plus faible poids atomique. Il serait alors naturel d'admettre que les éléments chimiques évoluent, eux aussi, parallèlement aux astres et à la manière du monde organique, les corps les plus simples s'étant formés les premiers au cours des âges. — Dans la suite, la température allant en diminuant, des éléments plus complexes apparaïitraient dans les types suivants, par une agrégation continue des édifices atomiques. Les combinaisons chimiques naïtraient enfin à la faveur de l’abaissement de la température et la mort naturelle des étoiles consisterait à n'être plus lumineuses du tout.

13. Orore Évozurir DE Lockyer. — Tout ce qui précède a paru longtemps solide et peu d’astronomes doutaient sérieusement que le véritable cours de l’évolution stellaire fût dans le sens B, A, F, G, K, M. Sir Norman Lockyer proposa cependant vers 1890 une théorie révolutionnaire.

On admet d'ordinaire que les astres vont en se condensant

(1) Nous laissons de côté les étoiles à raies brillantes O et les nébuleuses P et Q, dont la place dans les classifications n’est pas encore bien certaine.

avec Le temps : telle est en effet la conséquence normale de la gravitation qui est, en Astronomie, la force prépondérante. Oril a paru en 1870, sur cette question, un mémoire mathématique très remarquable : l'Américain Homer Lane (1) y démontrait que, dans la condensation adiabatique d’une masse gazeuse sphérique perdant de la chaleur par rayonnement superficiel, la température commence par augmenter. Cela revient à dire qu’au début, plus une étoile perd de la chaleur, plus elle s’échauffe : c’est ce qu’on a appelé le « Paradoxe de Lane ». D'après Lane, ce processus ne se poursuit pas indéfiniment : il arrive un moment où, la densité étant devenue relativement grande, les pertes par rayonnement finissent par l'emporter sur les gains de chaleur résultant de la condensation et l’astre se refroidit alorsdéfinitivement.

Ainsi donc, d’après cette conception, l'évolution stellaire serait double : dans chaque classe spectrale correspondant à une couleur déterminée et par suite à une même température, il faudrait distinguer les étoiles qui se réchauffent et celles qui se refroidissent.

Tels sont les principes qui servent, plus ou moins explicitement, de base aux idées de Lockyer. Il fut avec cela l’un des premiers (2) à croire à la réalité d’une «évolution inorganique » des éléments chimiques, parallèle à l'évolution des astres. Les raies « renforcées » ‘fig. 162) correspondaient, selon lui, à des états moins complexes de la matière (3) : de même qu’en Chimie la chaleur dissocie les molécules des combinaisons, de même elle peut aussi, croyait-il, dissocier les atomes en faisant apparaître ces radiations qu'il attribuait aux éléments primordiaux de chacun des corps simples. Recherchant alors, dans chaque classe spectrale, les étoiles où les

(1) Voir p. 247.

(2) Sir Norman Lockyer, L'Evolution Inorganique, Paris, 1905 (Alcan), trad. française.

(3) Les travaux modernes ont confirmé — mieux qu'on ne parait d'ordinaire le penser — cette induction géniale : les raies renforcées sont propres à l'atome ionisé qui résulte bien d’une sorte de dissociation de l'atome neutre (perte d’un électron). Voir p. 531.

raies renforcées dominaient, il admit que, la matière chimique y étant plus simple, elles étaient plus jeunes : il les rangea donc dans la branche des températures ascendantes de sa classification, pour mettre dans la branche descendante les étoiles où les raies d’are dominent et où la matière semble devenir de plus en plus complexe.

Lockyer en arriva ainsi au tableau suivant, par lequel il synthétisait l'évolution des étoiles :

Oa Où Type Argonien (y Velorum, 6 Puppis) O0

Oes Type Alnitamien IV ;

B « III (4 Orionis) a £ B « ii £ S B « I ; .

B: Type Crucien (8 Grucis) Type Achernarien (4 Eridani) B: 8 5 B3 « Taurien (6 Tauri) « Algolien (6 Persei) Bs 8 2 Bs « Rigelien (B Orionis) « Markabien (x Pegasi) AIRE 5 Az « Cygnien (œ Cygni) « Sirien I (x Canis majoris) A | Ê £ : AN ONERERE Sirien 11 Al = a F8 « Polarien (3 Ursæ minoris) « Procyonien I (x Canis minoris) F; | 2 © G & Aldébarien II «€ Procyonien II G|£ Ex K; « « I (4 Tauri\ « Arcturien (x Bootis) K | E

Ma « Antarien (4 Scorpiii) « Piscien (19 Piscium) N

Nébuleuses gazeuses Éloiles obscures

On le voit, Lockyer plaçait dans sa classification tout au bas de l'échelle les nébuleuses « gazeuses » où il croyait reconnaître des nuages de météorites. Cette idée, assez étrange à première vue, semble pourtant rencontrer dans des travaux tout récents (1) une confirmation inattendue : les nébuleuses obscures — à peu près sûrement constituées par des nuages de matériaux solides — paraissent en effet différer au fond fort peu des brillantes, qui ne doivent vraisemblablement leur éclat qu'aux étoiles du voisinage.

IL est très remarquable que, trente ans après Lockyer, M. H. N. Russell (2) soït parvenu, par une voie tout à fait indépendante, à une classification évolutive dont certains détails d'interprétation se sont sans doute précisés avec le temps (3), mais qui reste dans l'ensemble presque iden tique à celle du savant anglais.

(L) Ceux de M. E. P. Huggce, notamment (voir p. 639).

(2) Voir page 523.

(3) H. N. Russe, Vature, t. CXVI, 1925, p. 209. Nous faisons ici sur tout allusion à l’influence de la diversité des masses stellaires,

14. RELATION ENTRE LES CLASSES SPECTRALES DES ÉTOILES ET LEURS VITESSES DE TRANSLATION. — La classification spectrale semble d’ailleurs bien dominer toutes les branches de l’Astronomie Stellaire : l'exemple qui va suivre suffit à en donner la preuve.

La connaissance de la parallaxe d'une étoile permet de déduire de son mouvement propre séculaire sa vitesse vraie, en kilomètres par seconde, perpendiculairement au rayon visuel ; dans le sens du rayon visuel, cette vitesse n’est autre que la vitesse radiale donnée par le spectroscope.

Or M. W. W. Campbell (1) a découvert il y a une quinzaine d'années, concernant les vitesses stellaires, un fait singulier dont l'importance est, selon toute probabilité, très grande. En examinant les vitesses radiales de 1.050 étoiles et après avoir tenu compte du déplacement solaire vers l’Apex, il est en effet arrivé au tableau suivant, où l'on voit figurer, à côté des classes spectrales, les vitesses radiales moyennes correspondantes :

Classes Special EE B A F G K M Vit. rad. moy. (en km./sec.). . 6,3 10,5 14,4 15,9, 16,8 17,1

J. C. Kapteyn (2) était déjà du reste parvenu, en étudiant seulement 210 étoiles, à des résultats analogues. — En somme, les vitesses radiales des étoiles sont d'autant plus fortes que leur type spectral est plus avancé (3), c'est-à-dire en allant de B vers M.

Ce qui prouve bien qu'il n'y a pas là seulement une pure coïncidence, c’est que l’étude des mouvements propres apparents conduit à la même conclusion pour les vitesses moyennes normales au rayon visuel (Benjamin Boss) (4). On a ainsi trouvé les chiffres que voici, basés sur des mouvements propres d'étoiles de parallaxes connues :

(1) Stellar Motions, New Haven (Conn.), 1913 (Yale University Press), p 207

(2) Astrophysical Journal, t. XXXI, 1910, p. 258.

(3) Les astronomes sont depuis longtemps convenus de n’attacher à ces mots aucun sens de succession dans le temps.

(4) Astronomical Journal, t. XXVII, 1912, p. 83.

WisSses spectrales CM MMM OP A F G K M Vit. norm. au r. vis. (en km./sec.). 6,3 10,2 16,2 18,6 15,1 17,1

De même le catalogue de O0. R. Walkey (1917), contenant 625 étoiles de parallaxes mesurées, et par suite proches de nous, permet d'obtenir des données qui confirment entièrement les précédentes (1). Ainsi donc on peut affirmer sans crainte que les vitesses des étoiles, par rapport à tout l’ensemble de notre système stellaire, vont en croissant à mesure que le type spectral avance.

Quelle est maintenant l'explication de cette étrange constatation ? La première qui vienne à l'esprit est que les choses se passent dans le Ciel comme au sein d’un gaz en équilibre thermique : l’énergie cinétique moyenne est la même pour toutes les molécules et, si le gaz est formé d’un mélange de plusieurs autres, les molécules les plus massives sont celles qui se déplacent le plus lentement. C’est là un des aspects du célèbre Principe de l’Equipartition de l'Energie : son application aux étoiles impliquerait que celles de type spectral avancé sont souvent plus légères, hypothèse qui, nous le verrons, semble exacte. Mais, malgré sa vraisemblance, cette interprétation ne va pas sans soulever quelques difficultés et elle est encore assez discutée. Il se pourrait que le phénomène observé ne fût qu'un effet indirect où d’autres facteurs que la masse — la grandeur absolue par exemple — joueraient un rôle prépondérant. Tel est d’ailleurs, selon toute probabilité, le cas en ce qui concerne plusieurs relations (2) du même genre sur lesquelles, précisément pour ce motif, nous ne croyons pas devoir insister davantage.

15. Le «TERME K ». — Nous dirons ici un mot d’un autre phénomène curieux qui a fait couler beaucoup d’encre. Au cours de ses recherches sur les vitesses radiales, M. W. W.

(4) C. V. L. Caaruer, /ntroduction to Stellar Statistics, Hambourg, 1921, p. 45.

(2) Voir notamment pour de semblables relations : F. Henroreau, Les Etoiles simples (déjà cité). pp. 92 et 152.

Campbell (1) a remarqué vers 1911 que lorsqu'on retranchait des vitesses radiales des étoiles de la classe B celle du Système Solaire, le nombre des vitesses positives excédait celui des négatives, contrairement à ce qu'on aurait pu conjecturer a priori : un résidu positif d'un peu plus de + 4 km./sec. (le « terme K »} apparaissait ainsi dans la moyenne.

Si le principe de Doppler intervenait seul, ceci reviendrait à admettre que tout le système des étoiles de classe B qui nous entourent s'éloigne en bloc de nous avec une vitesse de À km./sec., indépendamment bien entendu des vitesses individuelles, d’orientations variées, des divers astres. Cette interprétation a paru, à tort ou à raison, bien invraisemblable eton en a cherché d'autres.

On a songé par exemple à des effets de pression qui décaleraient systématiquement vers le rouge — toute question de vitesse mise à part — les raies des étoiles à Hélium par rapport à celles des éléments terrestres servant de comparaison. Le fait que dans la Nébuleuse d’Orion, où se trouvent plongées tant d'étoiles de type B, la moyenne de leurs vitesses radiales est de 22,5 km./sec., alors que celle de la matière nébulaire est (en moyenne toujours) de 17,4km./sec., semble corroborer cette hypothèse : on retrouve ainsi à peu de chose près, et avec son signe, l’écart à expliquer (2).

Il a cependant paru intéressant de rechercher si les étoiles des autres classes ne donneraient pas lieu à des constatations analogues. Les classes A, Fet G n'ont, dans la limite des erreurs admissibles, rien révélé de semblable. Par contre M. W.Gyllenberg. à l’aide de nombreuses observations (3), trouve un résidu de + 3,6 km./sec. pour les étoiles de la classe K et + 5,3 km./sec. pour la classe M. Il se pourrait, après tout, que nous dussions en revenir à la première hypo-

(1) Stellar Motions, déjà cité, p. 201.

(2) La valeur de cette remarque ne doit pas être exagérée : les vitesses radiales de la matière nébulaire sont, dans la Nébuleuse d’Orion, très variables d’un point à un autre.

(3) H. Lupenporrr, Newcomb-Engelmanns Populüre Astronomie (déjà citée), p. 607.

thèse et mettre tous ces écarts sur le compte de l’inégale distribution dans le Ciel des étoiles de diverses classes, combinée avec des mouvements d'ensemble différents. Mais,

répétons-le, la question est encore ouverte et tout cela reste assez mystérieux.