DISTRIBUTION DANS LE CIEL. DES MÉTÉORITES

Quelque grand que paraisse le nombre des comètes, il n’esl rien absolument eu comparaison de celui des étoiles fixes, quoique 2,000 seulement environ de ces corps soient visibles à l’œil nu ; mais quand on examine le ciel avec un télescope, leur nombre ne parait limité que par rimpcrfeclion de l'instrument. Sir Wdliain Herschcl a évaiué à 5o,ooo le nombre d’étoiles qui, en une heure de ^ temps, et dans une certaine zone, de 2° de largeur, avaient passé dans le champ de son télescope; ce lait, toutefois, est cité comme exemple de l’accumulation extraordinaire d’étoiles qui existe dans certaines parties du

firmament. L’un dans l’autre, l’étendue totale des cicux doit offrir à la vision télescopique environ cent millions

{SfiCt. XXXV r. ] J>lSTAi\CE OES BTOIl*?. 431

Les étoiles sont classées selon leur éclat apparent, et les places des plus remarquables, parmi celles visibles à l’œil nu , sont déterminées avec une grande précision, et consignées dans des tables, non seulement pour la détermination des positions géographiques au moyen de leurs occultations, mas encore pour servir comme points de repère pour indiquer les places des comètes, et autres pbéuomènes célestes. Le nombre total des étoiles enregistrées s’élève à 15,000 ou 20,000 environ. La distance des étoiles Gxes est trop grande pour qu’on puisse apercevoir en elles un disque sensible; mais selon toute probabilité, elles sont sphériques., cette forme étant celle qu'elles doivent avoir si la gravitai ion pénètre tout l’espace, ce qu’il est permis de supposer, depuis que sir John lierscbcl a prouvé que cette force s’étend aux syslèmcsbinaires d’étoiles. A. v.ec un bon télescope, les étoiles ne paraissent que comme un point lumineux; leurs occultations produites par la lune sont donc instantanées. Leur scintillation provient tics cliaitgcmens subits qu’éprouve le pouvoir réfringent de Pair; ces changenu-ns ne seraient pas sensibles si elles avaient des disques comme les planètes. Les diamètres appareils des étoiles ne peuvent rien nous apprendre île leurs distances relatives entre elles, ni par rapport a nous. Leur parallaxe annuelle étant insensible, prouve que nous devons être au moins à 100 millions de mill ons de milles (36 b illions, 21.3 billions de lieues) des plus rapprochées. Beaucoup d’entre elles, cependant, doivent être infiniment plus éloignées encore; car de deux étoiles qui semblent se toucher , l’une peut être bien au-dcla de l’autre, dans la profondeur de l’espace. Suivant les observations de sir John Herscbel , la lumière de Sirius est 3a4 fois plus considérable que celle d’une étoile de sixième grandeur; or donc , si nous supposons que ces deux étoiles soient de la même grandeur , leur distance à la terre doit être daus le rapport de 57,3. à x ,

4!S EXTINCTION DE CERTAINES ÉTOILES. [Sect. XXXVI.]

la lumière diminuant comme le carré de la distance du corps lumineux augmente.

L’on ne sait rien de la grandeur absolue des étoiles fixes , mais la quantité de lumière émise par plusieurs d’entre elles indique qu’elles doivent être beaucoup plus grandes que le soleil. Le docteur Wollaston a déterminé le rapport approximatif de la lumière d’une botigic à celle du soleil, de la lune, et des étoiles, en comparant leurs images respectives, réfléchies par de petits globes de verre, remplis de mercure, d'où l'on a déduit le rapport qui existe entre les quantités de lumière émises par les corps célestes eux-mêmes., A l’aide de cette méthode, cet habile physicien a trouvé que la lumière du soleil est à peu près vingt millions de millions de fois plus grande que celle de Sirius, qui de toutes les étoiles fixes est la plus brillante, et celle que l’on suppose la plus voisine de nous. Si la parallaxe de Sirius n’était que d'une demi-seconde , sa distance à la terre serait égale à 5a5,/|8i fois celle du soleil à la terre; et Sirius, par conséquent, situé à la place du soleil, nous paraîtrait 3,7 fois aussi grand que cet astre, et nous donnerait 1 3,8 lois plus de lumière. Dans le grand nombre des étoiles fixes, beaucoup doivent être infiniment plus grandes que Sirius.

Plusieurs étoiles ont disparu des cieux , l’étoile \i. de la Vierge semble être de ce nombre; le 9 mai 1828, elle échappa aux recherches de sir John Herschel , qui depuis ne l’a jamais retrouvée , quoiqu'il ait eu fréquemment occasion d’observer la partie du ciel où pendant si longtemps elle avait été vue. Il est arrivé quelquefois que des étoiles après avoir paru lout-à-ioup, et brillé d’un éclat très vif, aient disparu subilemeut. L’on cite plusieurs exemples de ces étoiles passagères ; un entre autres , qui eut lieu l’an 120 de notre ère, détermina, dit-on, Hipparque, former le premier catalogue d’étoiles. Eu 38y, ane

■[SeCt. XXXVI.] EXTINCTION DE CERTAINES ÉTOILES. 453

autre étoile parut subitement près de l’Aigle, et disparut après avoir brillé pendant trois semaines d’un éclat aussi vif que Vénus. Le 10 octobre 1604, une étoile brillante se montra tout-à-coup dans la constellation du Serpentaire, et resla visible pendant un an; plus récemment, en 1670, une étoile nouvelle fut découverte dans la tête du Cygne; au bout d'un certain temps, elle devint invisible, puis reparut, el après avoirsubi plusieurs variations de lumière, elle disparut sans qu’on l’ait jamais revue depuis. Il y avait alors deux ans qu’on l’avait aperçue pour la première fois. En 1572, on découvrit dans Cassiopée une étoile nouvelle; son éclat augmenta rapidement jusqu’à ce qu’il eût surpassé celui même de Jupiter; il diminua ensuite graduellement; et cette étoile , après avoir présenté toutes les variétés de teintes qui indiquent les différentes périodes de la combustion , disparut sans changer de position , seize mois après sa découverte. L’on ne saurait imaginer rien de plus terrible qu’une conflagration qui , d’une telle distance, pourrait être visible. On croit cependant que cette étoile peut être périodique, et identique à celles qui parurent en 9^5 et 1264. Parmi les multitudes innombrables d’étoiles parsemées dans les cieux, il en est probablement beaucoup qui disparaissent et reparaissent alternativement ; les périodes de treize d’entre elles ont été déjà passablement déterminées. La plus remarquable de ces étoiles est Omicron, de la constellation de la baleine. Elle parait environ douze fois en onze ans ; son éclat est variable; elle offre quelquefois l’apparence d’une étoile de deuxième grandeur, mais elle n’acquiert pas toujours la même intensité d’éclat, et ne suit pas non plus constamment une marche uniforme dans l’augmentation ou la diminution de sa clarté. Selon Hévélius, elle ne parut pas du tout pendant quatre ans. •y de l’Hydre disparait et reparaît aussi tous les 494 j°urs; •et sir John Herschel cite comme un exemple très singulier

ÉTOILES VARIABLES. f SeCt. XXXVI.]

de périodicité , l’étoile Algol ou {3 de Persée , qui conserve

l'apparence d’une étoile de deuxième grandeur pendant deux jours et quatorze secondes; son éclat commence alors subitement à diminuer, et en trois heures et demie environ, elle se trouve réduite à l’apparence d’une étoile de quatrième grandeur ; mais sa lumière augmente ensuite de nouveau ,'et en trois heures et demie à peu près , elle a regagné son éclat habituel. Toutes ces vicissitudes s’accomplissent en deux jours, vingt heures et quarante-huit minutes. La cause des variations qui s’opèrent dans la plupart des étoiles périodiques est inconnue; mais d’après les changemens d’ Algol, M. Goodrick a conjecturé qu’elles peuvent être occasionées par la révolution de quelque corps opaque s’interposant entre nous et l’étoile, et obstruant ainsi une partie de sa lumière. Sir John Herschel est frappé du haut degré d’activité manifesté par ces changemens dans des régions où, « sans de telles

* preuves, nous pourrions supposer que tout est privé de

* vie. » Il observe que notre propre soleil emploie un temps égal à neuf fois la période d’Algol pour accomplir une révolution sur son axe; tandis que , d’un autre côté, le temps périodique d’un corps opaque satellite qui serait assez grand pour produire un pareil obscurcissement passager du soleil, vu d’une étoile fixe, ne serait pas égal à quatorze heures.

Plusieurs milliers d’étoiles qui semblent n’être que des points brillans, sont en réalité, et aiusi qu’on en acquiert la certitude en les examinant attentivement, des systèmes de deux soleils, ou même plus, dont quelques uns tournent autour d’un centre commun. Ces étoiles binaires et multiples sont extrêmement éloignées ; et exigent par conséquent les télescopes les plus puissans pour pouvoir être vues séparément. Le premier catalogue d’étoiles doubles dans lequel les places et les positions relatives de ces astres

ÏSeCt. XXXVI.] ÉTOILES DOUBLES. J&5

aient été déterminées, est dû à l’habileté et au génie industrieux de sir William Herschel, à qui l’astronoime est

redevable de tant de découvertes brillantes, et qui le premier , conçut l’idée de la combinaison des étoiles doubles en systèmes binaires et multiples — idée complètement établie par ses propres observations, et confirmée récemment par celles de son fils. Les mouvemens de révolution de plusieurs de ces étoiles, autour d’un centre commun ont été établis, et leurs périodes déterminées avec une exactitude remarquable. Depuis leur première découverte, quelques unes ont déjà accompli une l'évolution presque entière, et l’une d’elles, n de la couronne, est actuellement très avancée dans sa seconde période. Ces systèmes intéressans présentent ainsi une espèce de chronomètre sidéral, à l’aide duquel la chronologie des cieux sera signalée aux siècles futurs par des époques déduites de leurs propres mouvemens, et non sujettes aux erreurs provenant des perturbations planétaires , telles que celles qui ont lieu dans notre système.

En observant la position relative des étoiles d’un système binaire, la distance qui les sépare, et l’angle de position , c’est-à-dire l’angle que le méridien ou un parallèle à l’équateur fait avec la ligne joignant les deux étoiles se trouvent mesurés. Les différentes valeurs de l’angle de position indiquent si l’étoile satellite se meut de l’est à l’ouest, ou de l’ouest à l’est; si son mouvement est uniforme ou variable, et en quels points ce mouvement est le plus grand ou le plus petit. Les mesures des distances indiquent 91 les deux étoiles vont en se rapprochant ou en s’éloignant l’une de l’autre. Au moyen de ces élémens on a pu déterminer la forme et la nature de l’orbite. Si les observations étaient d’une exactitude parfaite, quatre ■valeurs de l’angle de position et des distances correspondantes à des époques données , suffiraient pour- déterminer

436 SYSTÈMES BINAIRES. [SeCt. XXXVI. J

la forme et la position de la courbe décrite par l'étoile satellite; mais l'on n'arrive presque jamais au degré de précision nécessaire pour cela. On s’assure de l'exactitude de chaque résultat, en prenant la moyenne d’un grand nombre des meilleures observations , et en faisant disparaître l’erreur par leur comparaison mutuelle. Les distances qui séparent les étoiles sont si petites, quelles ne peuvent être mesurées avec la même exactitude que les angles de position; ainsi, pour déterminer l’orbite d’une étoile indépendamment de la distance, il est nécessaire de supposer, ce qui, du reste, est l’hypothèse la plus probable, que les étoiles sont sujettes à la loi de la gravitation, et que par conséquent, l’une des deux étoiles décrit une ellipse autour de l’autre, supposée en repos, quoique non nécessairement au foyer. L’on construit ainsi graphiquement une courbe, à l’aide des angles de position et des temps correspondais d’observation. Les vitesses angulaires des étoiles s’obtiennent en tirant des tangentes à cette courbe à intervalles déterminés, d’où l’on connaît, pour chaque angle de position , les distances apparentes ou rayons vecteurs de l’étoile satellite; ces distances apparentes étant, selon les lois du mouvement elliptique , égales aux racines carrées des vitesses angulaires apparentes. Les angles de position calculés d’après une ligne donnée, et les distances correspondantes des deux étoiles, étant une fois connus , on peut tirer une autre courbe qui représentera sur le papier l’orbite réelle de l’étoile projetée sur la surface visible du ciel ; de sorte que les élémens elliptiques de l’orbite vraie et sa position dans l’espace, se trouveront déterminés par un système combiné de mesures et de calculs. Mais comme cette orbite a été obtenue dans l’hypothèse que la gravitation étend son pouvoir jusqu’à ces régions éloignées, ce qu’on ne peut savoir à priori , il faut qu’elle soit comparée au plus grand

[ Scct. XXXVI. ] SYSTÈME DE y DE LA VIEROK. 437

nombre d’observations possible, pour pouvoir établir jusqu’à quel point l’ellipse calculée s’accorde avec la courbe réellement décrite par l’étoile.

C’est à l’aide de ce procédé quesirJohn Herschel a découvert que plusieurs de ces systèmes d’étoiles sont sujets aux mêmes lois de mouvement que notre système de planètes : il a déterminé les élémens de leurs orbites elliptiques, cl calculé les périodes de leur révolution. L’une des étoiles de y de la Vierge accomplit sa révolution autour de l’autre en 629 ans; le temps périodique de a de la Couronne est de 287 ans; celui de Castor de 253 ans, et celui de t du Bouvier de 1600 ans; le professeur Encke a fixé celui de 70 d’Ophiuchus à 80 ans; et M. Savary, qui a le mérite d’avoir, le premier, déterminé par l’observation les élémens elliptiques de l’orbite d’une étoile binaire, a prouvé que la révolution de £ de l’Ourse s’accomplit en 58 ans. y de la Vierge consiste en deux étoiles d’une grandeur à peu près égale. Elles étaient si éloignées l’une de l’autre, vers le commencement et le milieu du siècle dernier , que Bradley , et Mayer, dans son catalogue, les indiquent comme deux étoiles distinctes. Aujourd’hui, elles sont tellement rapprochées, que même avec de très bons télescopes, elles paraissent ne former qu’une seule étoile, tant soit peu allongée. Une suite d’observations continuées depuis lecommencement du siècle actuel, a mis sir John Herschel à même île déterminer la forme et la position de l’orbite elliptique de l’étoile satellite , avec une exactitude vraiment surprenante. Suivant son calcul, elle doit être arrivée à son périhélie, le 18 août 1 834- La proximité réelle des deux étoiles doit alors avoir été extrême, et la vitesse angulaire apparente assez grande pour pouvoir décrire lin angle de f>8° en une seule année. Les observations faites par sir John Herschel, au cap de Bonne -Espérance, et celles du capitaine Smylh , faites en Angleterre, s’accordent à

438 MOUVEMENT DES ÉTOILES DOUBLES. [ StCt XXSVI.]

prouver qu’une augmentation de vitesse avait lieu dans le mouvement de l’étoile satellite à mesure quelle approchait de son périhélie. D'après les lois du mouvement elliptique , la vitesse angulaire de cette étoile satellite doit à présent diminuer graduellement , jusqu’à ce qu’elle arrive à son aphélie, ce qui aura lieu dam 3i4 ans environ. L’étoile satellite de «de la Couronne a dû atteindre son périhélie vers et celle de Castor l’atteindra

en i855.

Il arrive quelquefois que l’orbite d'une étoile satellite se présente de champ à la terre, comme dans w du Serpentaire. L’étoile satellite semble alors se mouvoir en ligne droite t et osciller de chaque côté de l’étoile principale. Cinq observations sont nécessaires dans ce cas, et suffisent pour la détermination de son orbite , pourvu toutefois qu’elles soient parfaitement exactes. A l’époque où sir William Herschel observait le système en question , les deux étoiles se trouvaient séparées d’une manière très distincte; tandis •qu’au jourd’hui, l’une d'elles est si complètement projetée soi* l’autre , que M. Struve ne peut , même avec son grand télescope , apercevoir entre elles la plus petite séparation.. Les deux étoiles de Ç d’Orion qui , du temps de sir William Herschel, paraissaient au contraire n’en former qu’une seule, sont actuellement séparées. Si cette libration était due à la parallaxe, elle serait annuelle, par suite de la révolution de la terre; mais comme il faut plusieurs années pour qu’elle soit sensible, on ne peut l’attribuer qu’à un mouvement orbiculaire réel vu obliquement.. Pavmi les étoiles triples, nous citerons Ç du Cancer , dont deux font l’office de satellites par rapport à la troisième. L’on remarque qn’en général les ellipses dans lesquelles les étoiles satellites des systèmes binaires accomplissent leur» révolutions, sont beaucoup plus allongées que les orbites de» planètes. Sir John Herschel, sir James South, elle

[ Sect. XXXVI. ] NOMBRE DBS ÉTOILES DOUBLES. 439

professeur Struve de Dorpat, ont beaucoup augmenté le catalogue primitif d’étoiles doubles de sir William Herschel , et l’ont fait monter à plus de 3,ooo , dont 3o ou 40 sont reconnues comme formant des systèmes binaires ou tournans. Mr. Dunlop, de son côté, a fait un catalogue de ît53 étoiles doubles dans l’hémisphère austral. Le mouvement de Mercure, qui est plus rapide que celui d’aucune autre planète, est de 107,000 milles ^38,747 lieues françaises) par heure; la vitesse périhélie de la comète de 1680 était au moins de 888,000 milles (3i8,f>74 lieues) patheure ; mais si les deux étoiles de § de l’Eridan ou de £ de l’Ourse sont aussi éloignées l’une de l’autre que l’étoile fixe la plus voisine du soleil est éloignée de cet astre, la vitesse des étoiles satellites doit surpasser tout ce que l’imagination peut concevoir. La découverte du mouvement elliptique des étoiles doubles est du plus grand intérêt, puisqu’elle montre que la gravitation n’est pas particulière à notre système planétaire, mais que dans les régions les plus éloignées de l'univers des systèmes de soleils obéissent aussi à ses lois.

Parmi les multitudes de petites étoiles, soit doubles, soit simples, qui brillent dans le ciel, il est possible que quelques unes soient assez près de nous pour présenter des mouvemens parallactiques distincts, provenant de la révolution de la terre dans son orbite. De deux étoiles qui en apparence se touchent, l’une peut être bien loin derrière l’autre dans l’espace. Vues de la terre, dans un certain point de son orbite, elles peuvent sembler près l’une de l’autre; tandis que, observées de nouveau quand la terre est daus une autre position, elle peuvent au contraire paraître excessivement éloignées. C’est ainsi que deux objets terrestres paraissent n’en faire qu’un lorsqu’ils sont vus sur le prolongement de la même ligne, tandis que leur éloignement devient sensible lorsque l’observateur change de place.

440 COULEURS DES ÉTOILES DOUBLES. [SeCt. XXXVI. |

Dans ce cas, les étoiles n’auraient qu'un mouvement apparent, et non un mouvement réel; l'une d’elles semblerait osciller annuellement en ligne droite de chaque côté del’autre, — mouvement que l’on ne pourrait confondre avec celui d’uri système binaire , dans lequel une des étoiles décrit une ellipse autour de l’autre , ou dans lequel , si le bord de l’orbite est tourné vers la terre , les oscillations mettent des années entières à s’accomplir. Une telle parallaxe ne parait pas encore avoir été prouvée, de sorte que la distance réelle des étoiles reste toujours un sujet de conjectures.

Les étoiles doubles sont de nuances différentes , et le plus ordinairement elles présentent le phénomène du contraste des couleurs complémentaires. En général, la grande étoile est jaune, orange ou rouge; et la petite, bleue, pourpre ou verte. Quelquefois une étoile blanche est combinée avec une pourpre ou une bleue; mais il arrive plus, rarement qu’elle le soit avec une rouge. Dans beauconp de cas, ces apparences sont dues à l’iniluence du contraste sur le jugement que nous portons des couleurs. Quand, par exemple, on observe une étoile double, dont la plus grandeest d’un rouge foncé, presque couleur de sang, et la plus petite d’un beau vert , celle-ci perd sa couleur quand la première est cachée par les fils métalliques disposés en croix dans le télescope; mais , dans un grand nombre d'exemples, les couleurs sont trop fortement prononcées pour être purement imaginaires. Sir John Herschel, dans un des articles insérés par lui dans les Philosophical Transactions , observe comme un fait très remarquable, que, malgré que les étoiles rouges soient assez communes, l'on n’a point eu d’exemple encore d’étoiles simples bleues, vertes, oupourpres.

Outre les révolutions de certaines étoiles les unes auteur des autres , il est quelques systèmes binaires qui sont

[Sect. XXXVI.] MOUVEMENS PROPRES DES ÉTOILES. 44 f

entraînés dans l’espace, par un mouvement commun auxdeux étoiles dont ils se composent, vers quelque point inconnu du firmament. Les deux étoiles deGi du Cygne, qui sont à peu près égales, et qui sont restées pendant cinquante ans à la distance de i5 " environ l’une de l’autre,, se sont déplacées de 4* 2.V' durant cette période, par suite d’un mouvement qui pendant plusieurs siècles doit paraître uniforme et rectiligne : car, lors même que ce mouvement s’accomplirait suivant une courbe, un arc aussi petit de cette courbe devrait évidemment nous paraître une ligne droite. Les étoiles simples ont aussi des mouveinens propres, mais ces mouvemens sont tellement petits, que celui de p de Cassiopée, qui n’est que de Par an >

est le plus grand de tous ceux observés jusqu’ici. Les distances énormes des étoiles nous font paraître très petits des mouvemens qui, en réalité, sont très grands. Sir William Herschel supposait que, parmi certaines irrégularités, les mouvemens des étoiles ont une tendance générale vers un point du ciel diamétralement opposé à Ç d’IIercule, et il attribuait celte tendance à un mouvement du système solaire en sens contraire. S’il en était réellement ainsi, les étoiles sembleraient, d’après les effets de la perspective, diverger dans la direction vers laquelle nous tendons, et converger dans l’espace que nous abandonnons; il y aurait en outre dans ces mouvemens appareils une régularité que le temps finirait par déceler; mais si le système solaire et toutes les étoiles qui sont visibles pour nous étaient emportés dans l’espace par un mouvement commun , comme des vaisseaux entraînés par un courant, il nous serait impossible, à nous qui suivons le mouvement général , d’en déterminer la direction. L’on ne peut mettre en doute le mouvement progressif du soleil et des étoiles; mais l’astronomie sidérale n’est pas, à beaucoup près, assez avancée

AMAS D’ÉTOILBS. [ S«t. XXXTI.]

pour pouvoir déterminer les rapports qui existent entre le*

inouveinens de ces corps.

Les étoiles sont répandues très irrégulièrement dans le firmament ; elles abondent tellement en de certaines places, qu’elles semblent presque se toucher, tandis que dans d’autres elles ne sont que très légèrement clairsemées. Un petit nombre de groupes plus condensés forment des objets magnifiques , et offrent , même à la vue simple , un coup d’œil admirable. Les Pléiades et la constellation de la Chevelure de Bérénice sont de tous ces groupes les plus dignes de remarque; mais la plupart de ces amas d’étoiles présentent à l'œil nu l’apparence de légers nuages blancs ou de vapeurs : telle est la voie lactée qui , ainsi que sir William Herschel l’a prouvé, doit son éclat à la lumière diffuse des myriades d’étoiles dont elle est composée. La plupart de ces étoiles paraissent extrêmement petites à cause de leurs distances énormes; et elles sont si nombreuses, que, d'après l’estimation du même astronome, il en passa 5o,ooo au moins dans le champ de son télescoep en une heure de temps, et dans une zone de 2° de largeur. Cette portion singulière des cieux , qui fait partie de notre firmament , consiste en une couche d’étoiles très étendue, mais d’une épaisseur très petite, comparativement à sa longueur et à sa largeur; la terre est placée à peu près au milieu de l’épaisseur de cette couche, près du point où elle se divise en deux branches. Plusieurs amas d’étoiles, examinés à l’œil nu, ou avec un télescope ordinaire, ressemblent à des nuages blancs, ou & des comètes rondes sans queues; mais sir John Herschel a trouvé que,vusà travers un instrument puissant, leur aspect devient comparable à un espace globulaire , qui, rempli d'étoiles , et isolé dans les cieux, semble former uue société indépendante de tous les autres corps célestes, et soumise