MOUVEMENTS DES ÉTOILES
plan ; et 1l existe une orientation du plan de projection pour laquelle cette somme est maximum. L'orientation du plan du maximum des aires est invariable par rapport aux axes des principes de la mécanique.
Abstraction faite de l’action des étoiles et dés nébuleuses, les conditions de ce théorème se réalisent dans le système solaire, qui n’est alors soumis à aucune force extérieure. Nous allons voir, de plus, que ces conditions subsistent pratiquement lorsqu’on tient compte de lattraction des masses étrangères au système solaire.
En effet, ces masses sont si éloignées des points qui constituent le système solaire que leurs attractions sur ces points sont sensiblement parallèles et proportionnelles aux masses de ceux-ci. Ces forces extérieures au système se composent donc en une force unique appliquée au centre de gravité du système, et leur moment résultant par rapport à ce point est égal à zéro.
L'application du théorème des aires au système solaire détermine donc dans Punivers la direction d’un plan invariable ; cette orientation se calcule en fonction des masses du système solaire, des éléments de leurs orbites et des constantes de leur rotation.
Ici deux cas peuvent se présenter : par rapport aux axes de la mécanique, le mouvement du Soleil est rechiigne et uniforme, ou bien quelconque.
Si le mouvement du Soleil est rectiligne et uniforme (ou nul), nous aurons un système de repère vérifiant les principes de la mécanique en adoptant, par exemple, pour plan XY le plan passant par le centre du Soleil et ayant la direction invariable qui vient d’être définie.
Si le mouvement du Soleil n’est pas recüligne el uniforme, le système de repère dans lequel le plan XY, par exemple, passant par le centre du Soleil, possède la direction invariable qui vient d’être définie, constitue seulement un système de repère en translation par rapport au système que nous cherchions. Nous verrons ce qu'on peut dire actuellement du mouvement du Soleil.
Quoi qu’il en soit, c’est à ce système de repère que vont se
rapporter les déplacements et les vitesses des étoiles. Complétons sa définition en lui donnant pour origine le centre du Soleil, et pour axe Z la perpendiculaire à la direction plane invariable.
Vitesses des étoiles. — Appelons p la mesure en secondes de la parallaxe annuelle d’une étoile, w la mesure dans la même unité de son déplacement angulaire annuel, et a le rayon moyen de l'orbite terrestre. Le déplacement annuel de cette étoile, perpendiculaire à sa direction héliocentrique est, à très peu près,
ue d’où, facilement, la vitesse correspondante.
Pour avoir la vitesse vraie de l'étoile, 1l faut encore connaître sa vitesse dans le sens de sa direction héliocentrique. On sait comment ce problème est résolu par l’examen du spectre et le déplacement des raies dont la longueur d’onde est connue quand : la source est au repos. Ainsi, le glissement vers le rouge de la raie F de l’hydrogène dans le spectre de Sirius témoigne de l'éloignement de cette étoile avec une vitesse de 47 km. par seconde. De même, Aldébaran s’éloigne avec une vitesse de 48 km. par seconde.
L'ensemble des observations permet aujourd'hui de reconnaitre dans les étoiles deux grands courants, qui tendent à diffuser l’un dans l’autre comme le feraient deux courants gazeux qui se pénétreraient.
Vitesses des nébuleuses. — La vitesse radiale d’une nébuleuse se détermine au spectroscope suivant le même principe que la vitesse radiale d’une étoile, sauf une difficulté nouvelle. La raie principale des spectres de nébuleuses appartient à un élément dont la longueur d’onde est inconnue lorsque la source est au repos. Jusqu'ici on a pris pour cette longueur d’onde la moyenne des longueurs d’onde mesurées sur les spectres d’un grand nombre de nébuleuses. On a trouvé des vitesses radiales du même ordre
MOUVEMENT DU SOLEIL ca
de grandeur que ceiles des étoiles. — On peut aujourd’hui reprendre cette étude au moyen de la vraie longueur d’onde de la raie verte des nébuleuses, obtenue dans les belles recherches récentes sur la grande nébuleuse d’Orion.
