GRANDEURS ABSOLUES DES ÉTOILES ÉTOILES NAINES ET GÉANTES

1. GRANDEURS ABSOLUES. — Jusqu'à présent, toutes les fois que nous avons parlé de grandeurs stellaires, il ne s'agissait que de grandeurs apparentes déduites directement de l’observation. Mais dans la grandeur apparente ainsi déterminée entrent deux facteurs : 1° la grandeur que nous semblerait avoir l'étoile si elle était placée à une certaine distance prise pour unité, la même pour toutes. — Cette grandeur-là ne dépend que des caractères intrinsèques de l'étoile (dimensions réelles, température, pouvoir émissif de la surface, etc.) : on l'appelle la grandeur absolue; 2 la diminution d’éclat due à la distance où se trouve effectivement l'étoile. — De deux étoiles de même grandeur absolue, si l’une est V2,512 —1,58 fois plus loin que l'autre, la première nous paraîtra (d’après la définition même des grandeurs (1)), d'une grandeur moins brillante que la seconde.

Comme distance unité à laquelle on rapporte toutes les grandeurs absolues, on choisit généralement celle où une étoile hypothétique aurait une parallaxe annuelle de 0”,1, soit 2.062.650 fois la distance du Soleil à la Terre. Certains auteurs emploient le parsec, distance où la parallaxe d’une étoile atteindrait 1”; mais, aucune étoile ne se trouvant en fait aussi proche de nous, la première convention est plus fréquemmentutilisée. Nous adopterons donc comme distanceunité 10 parsecs.

(1) Voir page 10,

Dans ce cas, entre la grandeur absolue M d'une étoile, sa grandeur apparente » et sa parallaxe 7, on a la relation :

M= mm +5 + 5 log 7.

En effet, + étant exprimée en secondes, l'intensité lumineuse de l'étoile telle qu'on l'observe étant [, son intensité à lä distance où x serait égale à 0/,1 deviendrait I (=). De la relation générale :

# [ m — m,—= — 2,5 log De.

on déduit donc :

| RE UN M— m, — — 2,5 log LE ou encore, par soustraction :

M = on + 5 + 5 log = CA que de

Ainsi donc, pour toutes les étoiles de parallaxe connue, on peut calculer la grandeur absolue. Et réciproquement, si, par un moyen quelconque, on arrive à connaitre la grandeur absolue d'une étoile de parallaxe inconnue, on peut déduire cette parallaxe de la formule ci-dessus.

Tel est Le point de départ de la méthode spectroscopique de M. W.S. Adams.

2. Méraons ve W. S. ADAMS POUR LA MESURE DES PARALLAXES. — La méthode repose sur ce fait qu'il existe, dans beaucoup de spectres stellaires, des couples de raies dont les intensités relatives sont fonctions de la grandeur absolue. Lockyer avait déjà remarqué certains caractères des étoiles intrinsèquement très brillantes, notamment la faiblesse de leur spectre ultra-violet, mais la première tentative pour trouver des raies spectrales variant d'intensité avec la grandeur absolue est due à E. Hertzsprung (1): elle portait sur la raie À 4077 du Strontium. Au Mont Wilson, Kohlschütter fit en 1914 quelques essais analogues et on en déduisit un certain nombre de grandeurs absolues (2). On ne se propo-

(4) Voir le $ suivant.

(2) W.S. Apams et A. Kouzsceuütrer, As{rophysical Journal, t. XL,

Cours d'Astronomie. — BosLei-1n. 33

sait alors que de chercher des étoiles vraisemblablement peu éloignées afin d'en étudier les parallaxes par les procédés habituels. C’est seulement quelques temps après que M. Walter S. Adams (1), allant plus loin, voulut s'affranchir des anciennes méthodes et, à la suite de recherches systématiques, mit sur pied le nouveau procédé.

Prenons par exemple les deux étoiles 61, Cygni et a Tauri, de même classe spectrale (K, et K;, respectivement). Leurs parallaxes, mesurées directement, sont 0”,31 et 0”,07 ; leurs grandeurs apparentes 5,6 et 1,1. Les grandeurs absolues correspondantes, calculées à l’aide de la formule M = mn + 5 + 5 log x, sont 8,0 et 0,4, c'està-dire que « Tauri est par elle-même 1.100 fois plus lumineuse que 61, Cygni : on doit s'attendre à ce qu'une pareille disproportion se répercute sur les spectres.

Effectivement, la raie À 4455 du Calcium, très intense dans 61, Cygni l’est peu en comparaison dans « Tauri. Le contraire a lieu pour la raie du Strontium À 4216. — Il ya bien là une preuve de conditions physiques différentes : À 4455 Ca est une raie d'arc, alors que À 4216 Sr est une raie d’étincelle, de celles que Lockyer appelait renforcées (enhanced). La première s’observe quand la température est relativement peu élevée, la seconde lorsqu'elle est très haute. Mais on aperçoit aussi À 4216 Sr — point important suggéré par les travaux d'Huggins — quand la densité du gaz absorbant est très faible (par exemple dans la chromosphère solaire) nous verrons bientôt que telle est, très probablement, la raison de son apparition dans + Tauri, étoile que nous avons toute raison de croire extrêmement peu dense.

Revenons aux faits. Ainsi la grande luminosité intrinsèque de « Tauri se traduit par la forte valeur du rapport

4216 Sr :

7455 GC : Partant de là,

M. W.S. Adams examina un certain nombre d'étoiles de type K dont les parallaxes étaient connues directement et aussi par suite Les grandeurs absolues : il en déduisit, pour

des intensités des deux raies

(1) W.S. Anams, Proceedings of the National Academy of Sciences of Washinglon, t. 2, 1916, p. 145.

les étoiles de cette classe, une courbe représentant le rapport des intensités des deux raies en question en fonction de la grandeur absolue. Les étoiles à parallaxes connues ont alors été réparties suivant leur classe en 5 groupes : de FF; de F, à G;; de G à Kj;. de K; à K,; M, et pour chaque groupe une courbe analogue a été construite. C’est à l’aide de ces courbes que s’effectue la détermination des parallaxes.

On procédait au début de la façon suivante. Sur un bon cliché spectral de l'étoile étudiée, on choisissait une raie que les recherches antérieures avaient montrée insensible aux variations de l’éclat absolu et on lui rapportait isolément chacune des deux raies servant de critère (par exemple À 4216 Sr et À 4455 Ca), en opérant à l'estime, un peu comme lorsqu'il s’agit d’évaluerdes grandeurs stellaires : l’expérience prouve que ce procédé grossier réussit. On préfère pourtant maintenant, comme à l'Observatoire Lockyer de Sidmouth, mesurer l’opacité relative des raies au moyen d’un photomètre à coin. — Le rapport des intensités des raies une fois déterminé, la courbe correspondant au type de l’étoile donne sans peine la grandeur absolue et partant la parallaxe.

La méthode ci-dessus n’est guère applicable aux étoiles des classes À et B qui ont peu de raies ou en ont de trop larges (comme celles de Hydrogène). Pour la classe À, MM. W.S. Adams et A. H. Joy (1) préfèrent se fonder sur l'aspect général des raies et sur leur degré de finesse, les statistiques ayant montré que les étoiles à raies fines ont un plus grand éclat absolu que celles à raies diffuses. Les parallaxes de 544 étoiles de ce type ont été évaluées ainsi et publiées en 1922. Un procédé analogue a été peu après appliqué à 300 étoiles de type B par les mêmes auteurs (2). É

Pour les étoiles de classe B (étoiles à Hélium), presque toutes très lointaines et pour lesquelles le besoin d’une méthode à la fois nouvelle et précise se faisait le plus vive-

(4) Astrophysical Journal, t. LVI, 1922, p. 242. (2) Astrophysical Journal, t. LVIT, 1923, p. 294 et Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXV, 1933, p. 120.

ment sentir, M. D. L. Edwards (1) (de l'Observatoire de Sidmouth, Angleterre) s’est adressé aux raies de l'Hélium qu'il a comparées à celles de l’'Hydrogène : les couples Les meilleurs lui ont paruêtre À 4144 H, et H5 d’une part, À 4388 et H, d'autre part. La figure 166 représente une des courbes obtenues à l'aide d'étoiles de grandeur absolue déjà connue

cette courbe, d’ailleurs sensiblement linéaire, est tout à fait analogue à celles employées par M. Adams pour d’autres types spectraux ; c'est grâce à elle que de l'intensité relative des raies on peut, inversement, déduire l'éclat absolu.

$ & Ÿ S D Ce) Le $ à D RE \ D "SI

MR UE NET RO AA re2 Se Grandeurs ebso/ves

Fig. 166.

Dans tout cela les inégalités du développement photographique ont, bien entendu, une influence, qu'on diminue en utilisant plusieurs clichés. Malgré cette cause d'erreur, les résultats de la méthode spectroscopique, souvent vérifiés après coup par le procédé direct, ont été trouvés excellents. L'erreur relative finale ne dépasse pas 20 0/0 de la parallaxe trouvée : la méthode ancienne ne donne en général pas mieux et avec bien plus d'efforts. En quelques années, plus de 3.000 parallaxes ont été ainsi publiées, alors que celles mesurées directement au cours de trois quarts de siècle ne dépassaient pas quelques centaines. — Mais surtout la

(1) Monthly Notices, {. LXXXII, 1922, p. 47 et ©. LXXXIV, 1924, p. 366.

méthode direcie ne peut donner que les parallaxes d'étoiles relativement voisines de nous : la nouvelle s'applique au contraire à /oules indistinctement et nous apporte ainsi — avantage capital — de précieuses informations sur une foule d’astres qui nous seraient inaccessibles autrement. Notre connaissance du monde sidéral se trouve done, par cette découverte, singulièrement accrue.

3. Eroices Naixes £T GÉaNTES. — Bien avant ces recherches, l’astronome danois E. Hertzsprung (1) avait noté que les étoiles des classes B et À ont en général des parallaxes insensibles et de faibles mouvements propres : elles sont le plus souvent très lointaines et doivent posséder de grands éclats absolus. Le contraire semble avoir lieu pour les étoiles rouges, selon toute probabilité en majorité faiblement lumineuses par elles-mêmes. Les étoiles blanches étaient donc selon lui des « géantes » et beaucoup de rouges des « naines », appellations aujourd'hui universellement adoptées et qui ont été introduites dans la Science par M. Hertzsprung.

M. Hertzsprung remarqua aussi que les géantes présentent généralement des raies d'étincelle (« renforcées »), alors que dans le spectre des naines les raies d’are dominent. Lockyer aurait donc classé les premières dans la branche ascendante de l'évolution des températures et les secondes parmi les astres en voie de refroidissement. Ces vues contenaient en germe les idées émises plus tard sur la marche du développement des étoiles ; mais c'est M. Russell qui leur a donné, en les précisant, leur forme classique (2).

À. Travaux DE M. H. N. Russezz. —. M. Russell a rassemblé toutes les étoiles dont les parallaxes directes étaient relativement bien connues en 1913 et il en a déduit leurs

(4) Astronomische Nachrichten, t. 1179, 1909, n9 4296, p. 373, et Zeitschrift für wissenschaftliche Photographie, t. NT, 1905, p. 429 et t. V, 1907, p. 86.

(2) The Observatory, t. XXXVI, 1913, p. 324 et t. XXXVII, 1914,

Classes Spectrales

Grandeurs absolues.

Fig. 167. — Diagramme des grandeurs absolues et des types spectraux (Points noirs : Parallaxes directes ; Petits cercles : Parallaxes indirectes ou spectroscopiques) (d’après M. H. D. Curtis, 1922).

grandeurs absolues (à la distance de 10 parsecs). Il les a ensuite réparties suivant leurs spectres sur un diagramme où les classes spectrales figurent les abscisses et les grandeurs absolues:les ordonnées. Le résultat obtenu a été analogue à la figure ci-jointe (fig. 167). On y voit que :

1° I! ne semble pas y avoir d'étoiles de faible grandeur : absolue dans les classes B et A (1) : on n'y trouve que des étoiles intrinsèquement très brillantes.

2 Il ne semble pas y avoir d'étoiles rouges de grandeur absolue moyenne : les étoiles jaune foncé, rougeâtres ou rouges des classes K et M tendent au contraire à se grouper en deux catégories, celles de érès grand éclat absolu et celles de /rès faible éclat absolu, les Géants et les Nains.

Le diagramme primitif de Russell ne portait que sur 200 ou 300 étoiles et les caractères ci-dessus— le dernier surtout — n'y apparaissaient pas avec une netteté très accentuée : les erreurs à craindre sur les parallaxes directes sont en effet considérables et se répercutent sur les grandeurs absolues qu'on en déduit. Fort heureusement les recherches de M. W.S. Adams sont arrivées à point nommé pour enrichir la statistique de nombreuses parallaxes nouvelles — ou plutôt de nouvelles grandeurs absolues puisqu'on les obtient maintenant directement. Disposant alors de 2.500 étoiles, MM. W. S. Adams et À. H. Joy (2) ont alors refait Le diagramme de M. Russell et les conclusions de celui-ci ont été entièrement corroborées.

Un point mérite cependant d’être signalé. La méthode d'Adams permet d'atteindre des parallaxes beaucoup plus faibles que la méthode trigonométrique : elle a, de ce chef, grandement accru ici le nombre des étoiles rouges géantes. Celles-ci ne pouvaient être que très rares dans le travail primitif, d’abord parce que les étoiles rouges ne sont ellesmêmes pas très nombreuses (3,3 0/0 des étoiles d'éclat supérieur à la 8° grandeur), mais surtout parce que les étoi-

(1) En fait on en a trouvé depuis : les «nains blancs » (v. p. 560) ; mais leur éclat absolu est toujours excessivement faible, sans offrir d’intermédiaires.

(2) Popular Astronomy, L. XXIX, 1921, p. 141.

les géantes ne peuvent guère être que des astres lointains dont la parallaxe directe est rarement bien connue. Le travail d’Adams, fondé sur sur de belles étoiles, favorise au contraire les géantes. Ainsi, sur 204 étoiles des types K, à K,, 135, soit 66 0/0 y sont des géantes. Dans la classe M, la proportion est plus élevée encore : sur 148 étoiles, 127, soit 86 0/0 sont des géantes. Parmi les étoiles jaune foncé et rouges accessibles au spectroscope, les géantes forment donc la grosse majorité. Dans l’ensemble par contre, la prépondérance des étoiles naines est écrasante, et d'autant plus que leur éclat apparent et plus faible.

5. INFORMATIONS FOURNIES PAR LES ÉTOILES DOUBLES. — Les travaux de H. N. Russell et de W. $S. Adams ne portaient que sur les étoiles simples ; encore ne concernaient-ils pas les étoiles des classes B et À, auxquelles, nous l'avons dit, la méthode spectroscopique de détermination des grandeurs absolues était encore inapplicable. Or l'étude des étoiles doubles à permis de combler cette lacune.

On peut, ainsi que nous le verrons bientôt, déterminer, dans certains cas, les parallaxes des étoiles doubles, soit en combinant les observations visuelles et spectroscopiques soit, moins rigoureusement, mais beaucoup plus souvent, moyennant certaines hypothèses peu éloignées de la vérité. MM. J. Jackson et H. FH. Furner (4) ont étudié ainsi 556 couples de types compris entre B et K,; et leur statistique, qui s'étend par suite aux étoiles blanches, a pleinement mis en évidence la division en nains et géants annoncée par Russell et Adams tandis qu'elle confirmait par ailleurs tous leurs résultats. Ceux-ci sont donc valables pour les étoiles doubles comme pour les étoiles simples.

6. Diamèrres Er Densirés. — D'où vient maintenant que, dans un même type spectral, certaines étoiles soient beaucoup plus brillantes que d’autres? Comment expliquer par exemple que, dans la classe M, d’une étoile de 10° gran-

(1) Monthly Notices, t. LXXXI, 1920, p. 2.

deur à une de grandeur — 2, en apparence semblablement constituées, la luminosité puisse varier de 1 à 65.000 ? Les noms mêmes de « nains » et de « géants » suggèrent l’idée d’une différence de volume. Sans trop insister sur les notions de cause et d'effet, qui en pareille matière perdent un peu de leur netteté, nous allons voir qu'en fait cette intuition est conforme à la réalité.

Si l’on admet que les lois du rayonnement des corps noirs s'appliquent aux astres, la connaissance de l'éclat absolu d’une étoile, combinée avec celle de son type spectral, permet d'évaluer approximativement son diamètre.

Prenons en éffet le Soleil comme terme de comparaison : soit >, son rayon, r celui de l'étoile. Soient encore I, et 1 les intensités lumineuses absolues (1) des deux astres (déduites des grandeurs absolues par la formule de Pogson), E, et E leurs éclats par unité de surface rayonnante pour une longueur d'onde À, T, et T leurs températures effectives absolues. On a évidemment, d'après la loi de Planck (p. 221) :

PASS — (ex — 1) (er 1)

D'autre part :

[ob Er RENE" (: TRAIT ( EAU ALU à

Mais la connaissance du type spectral fournit une évaluation de la température absolue T : elle nous donne en effet ÀÂm, la longueur d'onde dominante, liée à T par la loi de Wien Àn T — constante. En choisissant alors convenable-

à ’ : : 2 E ment À (2), on détermine donc approximativement =: on

, , Re . x ° \ déduit de là —et partant le diamètre. Des diamètres on

déduit facilement les volumes et, si les masses sont connues,

on en tire les densités. ù Ainsi par exemple Antarès (4 Scorpii), étoile géante rouge

de classe M, est 3.400 fois plus lumineux que le Soleil.

(1) La grandeur absolue du Soleil est + 4,85 (H. N. RusseLz, Astrophysical Journal, t. XLWI, 1916, p. 101).

(2) On a trouvé à Harvard 0,529 z comme représentant le mieux l'influence moyenne des diverses radiations (Russe, p.733, vide infra).

522 COURS D’ASTRONOMIE Sa température effective peut, d’après sa couleur, être évaluée à 3.100° abs., celle du Soleil étant, comme on sait, voisine de 6.000. L’éclat d'Antarès par unité de surface est done à peu près le 1/70° de celui du Soleil. Le calcul qui précède permet de conclure de là que le rayon de l'étoile vaut 490 fois celui du Soleil et que son volume est 117 millions de fois plus grand. Si l’on admet (1) que la masse d’Antarès est 30 fois supérieure à la masse du Soleil, on voit que sa densité doit être 4.10° fois plus faible.

Antarès diffère donc davantage du Soleil à cet égard que l'air à 1/100° d’atmosphère du Platine. Ces calculs ne sont pas nouveaux : l’étude des étoiles doubles les avaient déjà sug-

gérés et les densités excessivement faibles qu'on avait obtenues avaient beaucoup surpris. Or celles-ci viennent d’être confirmées par une toute autre voie : Les diamètres apparents des étoiles, mesurés directement par M. A. Michelson (2), concordent en effet avec ceux (3) que MM. Ch. Nordmann, H. N. Russell et A. S. Eddington ont déduits des considérations ci-dessus. En voici quelques exemples :

Diamètres évalués Diamètres

Etoile CAS CN TE

La méthode précédente d'évaluation des diamètres stellaires, au moyen des éclats absolus et des types spectraux, se trouve donc par là corroborée, et avec elle, indirectement,

(1) H. N. Russezz, R. S. Ducan, J. Q. Srewant, Astronomy, Boston 1927 (Ginn) t. IL, p. 740.

(2) Voir plus baut page 110.

(3) A. Danron, Bulletin de la Socièté Astronomique de France, t. 35, 1921, p. 416.

les hypothèses qui lui servent de base. Les lois du rayonnement des corps noirs peuvent donc, sans grandes chances d'erreur importante, être appliquées aux étoiles.

7. L’Evozurion sreccaire D’après M. Russezz. — Tels sont les faits; voyons ce qu'en a tiré M. Russell. L'illustre savantaméricain les a d’abord rapprochés de la théorie mathématique de Lane (1), d’après laquelle une masse gazeuse en équilibre adiabatique, se condensant sous l'influence de la gravitation, commence par se réchauffer jusqu'au moment où l'énergie intérieure cesse de compenser les pertes par rayonnement (2). Une fois parvenue à sa température maximum, elle se refroidit ensuite de plus en plus.

Les étoiles rouges géantes seraient de la sorte les plus jeunes, comme l’attestent leur couleur (indice de température peu élevée) et leur faible densité. L'évolution se poursuivrait alors, au rebours de l’ordre habituel, jusqu'à la classe B, puis, la condensation continuant, elle redescendrait la pente inverse des températures, jusqu'aux nains rouges de plus en plus obscurs. L'ordre naturel serait ainsi le suivant :

géants nains

PAC 0 À B BA NPC

A. et B. désigneraient ces étoiles à raies d'Hydrogène minces et à raies renforcées d'étincelle (comme 4 Cygni) que M. Hertzsprung a étudiées et que Lockyer plaçait lui aussi dans sa branche ascendante. — Chaque étoile passerait ainsi deux fois, au cours de son existence, par le même type spectral : Antarès serait une étoile jeune ; Sirius, à son apogée, commencerait à décroître ; le Soleil atteindrait la fin de son âge mür et l'étoile projectile de Barnard (3) l'extrême limite de la vieillesse.

(4) American Journal of Science, 2e série, t. L, 1870, p. 57.

(2) Voir p. 247 et aussi p. 526

(3) C’est, en grandeur absolue, l’une des plus faibles connues (gr. abs. —+ 13,8). Elle n'a guère, sous ce rapport, d'autre rivale que l’étoile de M. R. T. A. Innes, voisine d'x Centauri.

C'est en somme, à d’assez nombreux détails près, la confirmation des idées émises — sans bases toujours très consistantes, 1l est vrai — par Lockyer il y a 35 ans.

8. INFLUENCE DE LA Masse. — LEs « AvOoRTONS ». — Quand on se reporte au diagramme (fig. 167), on ne peut manquer de remarquer le nombre élevé des étoiles des classes K, G et F qui, par leur éclat absolu, occupent un rang intermédiaire entre les Naines et les Géantes : il semblerait que ces astres, après avoir tout d’abord évolué normalement, aient tourné court, comme si quelque obstacle avait interrompu leur ascension vers la classe B. — D'autre part, les étoiles de cette dernière classe, les plus chaudes, sont en même temps celles dont la masse moyenne est la plus grande et l'on est ainsi naturellement conduit à songer à ce facteur.

Or la théorie de l'équilibre radiatif des masses gazeuses (1) a montré que la pression de radiation, exercée par la lumière sur les corps qu'elle frappe, a une grande importance dans les astres : cette force a pour effet de rendre instables ceux dont la masse dépasse une certaine valeur, relativement peu élevée. Quant aux étoiles dont la masse est trop faible, elles ne peuvent acquérir assez de luminosité pour être visibles.

Ces deux raisons — l'instabilité des trop grandes masses et l'impuissance énergétique des trop petites — sont sans doute les motifs profonds pour lesquels les masses stellaires oscillent entre d'aussi étroites limites (2). Elles nous font toucher du doigt, pour ainsi dire, ce fait que les étoiles forment bien une catégorie de corps unique et nettement définie, au même titre que la plupart des organismes susceptibles d'évoluer. Mais la remarque relative aux astres trop petits a une autre conséquence : elle nous laisse entrevoir que certaines étoiles dont la masse était trop faible ne peuvent parvenir aux stades supérieurs. Il en va d'elles comme des êtres vivants : ceux qui n'ont pas en eux la réserve d'énergie suffisante ne réussissent pas à se dévelop-

(1) Voir plus loin page 545. (2) V. page 571.

per et deviennent des avortons. On prévoit ainsi l'existence d'étoiles qui commencent à redescendre l'échelle des températures avant d'en avoir atteint le sommet. Ce qui le donne à penser, c'est que les étoiles du type B — celles parvenues à leur apogée et aussi les plus massives — sont relativement peu nombreuses, moins de 12 0/0 de tout l'ensemble. A moins que le stade B ne soit très court comparé aux autres, cela prouve que peu d'étoiles ont la masse suffisante pour y parvenir. Par contre, la multitude des étoiles de faible éclat absolu peut tenir à la fois à la stabilité de la période descendante comme au fait évident que toutes les étoiles — et non pas seulement quelques privilégiées — traversent les stades correspondants.

9. CRITIQUES ET OBJECTIONS. — Dans tout ce que nous venons de dire, il est nécessaire de distinguer nettement la part des faits établis et celle de l'interprétation. Les recherches statistiques de MM. Russell et Adäms ne démontrent positivement qu’une seule chose, savoir que dans chaque classe spectrale il existe deux catégories d'étoiles, les unes peu lumineuses par elles-mêmes, les autres intrinsèquement très brillantes. Elles ne nous prouvent pas que chaque étoile parcourt effectivement la série d'étapes que nous avons décrite, pas plus qu'elle ne nous disent dans quel sens (1) se fait cette évolution.

Il se pourrait que les étoiles se formassent petit à petit, par l’agglomération de météorites errant isolées dans l’espace intersidéral et dont l'existence parait établie (2) : les étoiles naines seraient alors les plus jeunes et les géantes les plus anciennement constituées (3)... Disons seulement que M. Russell a jugé plus logique et plus conforme à l’ensemble des données scientifiques actuelles d'admettre qu'à l’origine la matière cosmique se trouve çà et là dans un état diffus peu lumineux et relativement froid. L'agglomération de cette matière doit alors se poursuivre progressivement, sous

(1) 3. H. Jeans, Nature, t. CNII, 1921, p. 557. (2) Le ne Bulletin Astronomique. t. XXVIII, 1911, p. 241. (3) \ . Mac Muzaw, Scientia, t. XVII, 1923, po. 3 et 103.

l’action nécessaire de la gravitation, en donnant naissance aux étoiles des différents âges (1).

On a d’autre part semblé admettre implicitement plus haut que la masse d’un astre influe peu sur sa luminosité : s'il en était autrement, une statistique d'étoiles de masses différentes ne pourrait guère retracer l’histoire d’une même étoile, à moins que la masse de celle-ci ft elle-méme variable. Or les travaux récents de M. Eddington ont établi que la grandeur absolue d’une étoile est fonction de sa masse (2), les étoiles très brillantes possédant, ainsi d’ailleurs qu'on le soupçonnait déjà, les plus grandes masses. Les dernières recherches théoriques du même auteur ont également montré que les étoiles denses ne cessent jamais de se comporter comme si elles étaient formées de gaz parfaits (3). Leur faible masse suffit à rendre compte de leur peu d'éclat : le coude brusque que manifeste, vers le stade B, la marche de l’évolution stellaire admise par M. Russell n’a donc pas pour cause, comme on l’avait cru d’abord, une excessive condensation de la matière, qui arrêterait la contraction.

Mais tout ceci n’est nullement en contradiction avec la théorie de M. Russell. Les masses stellaires peuvent fort bien aller en diminuant avec le temps, puisque les astres rayonnent continuellement de l'énergie et que cette énergie a de la masse (4). Dans le cas surtout où la destruction de leurs électrons (5) serait la principale source de leur énergie, les étoiles brüleraient constamment leur propre matière et leur masse devrait décroître inéluctablement. Il est alors naturel de penser qu'à mesure que l’étoile se contracte, sa température centrale va en croissant mais aussi son opacité

(1) Le peu d'écart des masses stellaires est, a-t-on dit aussi, plus facile à expliquer dans l'hypothèse de la contraction d’une masse gazeuse que dans celle d'un accroissement progressif des étoiles à partir de météorites errantes solides (A. S. EpninGron, Vature, t. CXI, 1923, p. 18).

(2) Monthly Notices, t. LXXXIV, 1924, p. 311. — Voir plus loin p. 556.

(3) 1bidem, p. 320.

(4) D’après les idées actuelles sur la Dynamique. — Voir J. BosLer, Thèse, Paris, 1912 (Gauthier-Villars), p. 88.

(D) Voir là-dessus : J. Boszer, L’Evolution des Etoiles, Paris, 1993 (Presses Universitaires de France), p. 95.

pour le rayonnement : un stade de température effective maximum doit s’ensuivre. La masse diminuant sans cesse et la contraction continuant, la température ne peut plus alors que diminuer (1).

(1) Telle semble’être du moins, dans ses grandes lignes, la marche de l’Evolution stellaire normale. — On trouvera plus loin (Chap. IV) une discussion plus détaillée des nombreuses énigmes — non encore résolues pour la plupart — soulevées par l'immense problème que nous n’avons fait ici qu'aborder.