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laitue, etc., dont on lie ensemble les feuilles, afin de les soustraire à l'influence de l'air et de la lumière.

Vétiolcment produit dans l'espèce Imniaine un pliéno- Diène qui a quelque analogie avec ce qui vient d'ùlre dit i on remarque, en elTet, que la privation de la lumière et de la quantité d'air nécessaire amène une décoloration de la peau avec relàchenicnt du tissu cellulaire, bouffissure, prédominance du système lymphatique; cet état peut conduire à Vanéniie. à la cachexie, à la chlorose, surtoutsi les causes qui l'ont déterminé continuent à agir (voyez Kespikation).

ETiOLOGIK (Médecine), du grecfli/i'a, cause, et logos, discours. — On appelle ainsi cette partie de la médecine qui enseigne à connaître les causes des maladies. Etablir l'étiologie d'une maladie interne ou externe, c'est rechercher les causes qui peuvent lui avoir donné naissance. Celles-ci peuvent être distinguées en prochaines ou éloignées, en prédisposantes ou occasionnelles, ea internes ou externes. 1° Les causes prochaines sont celles en vertu desquelles la maladie existe; elles sont, suivant Boerhaave, causes suffisantes de toute maladie; elles doivent être considérées, suivant Pariset, comme ne ditVérant pas de l'état maladif. Les causes éloignées sont celles qui, agissant sur réconomio vivante, y déterminent la disposition dont le résultat est la cause prochaine. 2° L'oisiveté, la bonne chère, disposent aux atlections goutteuses, apoplectiques ; voiU'i pourquoi on les appelle causes prédisposantes, pour les distinguer des causes efficientes ou occasionnelles qui, agissant tout !i coup sur une organisation prédisposée, y déterminent la maladie. 3° Les causes internes se trouvent dans l'état p.irticulier de nos tissus, de nos fluides, dans l'organisation de nos parties, dans la manière dont elles remplissent leurs fonctions, etc. Ces causes sont donc toutes celles qui naissent au dedans de nous, par un dérangement accidentel du jeu de nos organes. Les causes externes dérivent de l'action de toutes les choses qui constituent la matière de l'hygiène, de toutes celles qui sont appliquées à notre économie ; ce sont toutes celles qui procèdent du dehors. Si l'on veut bien prendre la peine de développer le cadre que nous ne pouvons qu'indiquer ici, on verra combien sont nombreuses et diverses les causes des maladies ; combien il importe au médecin de les rechercher avec soin pou.- se diriger dans le traitement, et combien il est urgent de les éloigner et de les détruire, lorsque cela est possible. I" — ^.

ETIQUE (Médecine). — Ce mot, qui doit être banni du langage médical, est employé généralement par le vulgaire comme synonyme de trés-muigre, décharné, et, dans ce cas même, il est plutôt appliqué aux animaux domestiques; ainsi ou dit un chien, un cheval étiques. Dans tous les cas, il faut se g.arder de dire fièvre étique pour fièvre hectique (voyez HtciiQtE).

ETJSIE (Médecine). — Dans le langage vulgaire, ce mot désigne un amaigrissement extrême qui survient souvent à la suite du rachitisme chez les enfants, mais qu'on observe plus particulièrement dans la phthisie jiulmonaire, et comme conséquence des plaies qui produisent une sujipuration très-abondante; il est synonyme de consomption, et son état se lie le pins souvent à la fièvre hectique.

ETOILE (Botanique).— Ce nom a été donné par Paulet h plusieurs espèces de Cliam/iii/nons ; ainsi l'ii. yiisee&l un agaric ; l'E. polaire, un mousseron ; \'E. de terre est la vesse de loup étoilée, etc.

Etoile ixanciib (Botanique). — C'est VOrnithoyalle en ontbclle, vulgairement ikuiie d'onze heures.

Etoile d'eau (Botanique). — Nom vulgaire des Callitriches.

Etok.e nu BEiicEB (Botanique). — C'est la Dumasonie étoilée .

Etoile des «ois (Botanique). — On a donné ce nom à \si Stetlaire des /jOIs.

Etoile du matin (Botanique). — Nom vulgaire de linéiques Liserons dont les fleurs s'épanouissent le matin, et surtout au Liuron nil {fConvolvulus uil. Lin.).

Etoile de mlii (Zoologie). — Nom vulgaire des .istéries .

ETOILE (Zoologie). — Cille épithètc a été employée pour désigner plubieur» C8))èces ù'Oi^enux do dilVérents genres; ainsi Buffon l'o applii(uéO à un héron, \o Uutor lirun de la Caroline; Ltvaillanl, à un Gobe-mouche d'Afrique, etc.

Eroiit (Chirurgie). — Nom d'un hniidnKC denllné ù Diaiuieuirun appareil appliqué sur le sommet dn thorax, dont on se servait autrefois pour contenir les Irilclnrcs

de la clavicule. Il est à peu près abandonné aujourd'hui pour cet usage. On distingue Véloilé simple et l'étoile ' double. Le premier, qni diffère peu du spica, peut servir ;\ peu près dans les mêmes circonstances. Il se fait avec une bande de G à 8 mètres de longueur, roulée à un seul chef. L'étoile double se fait avec une bande de 10 à 1',' mètres, roulée à un ou deux chefs. Pour .ivoir une idée exacte de ces band.iges trop longs à décrire ici, consultez les traités spéciaux sur la matière.

Etoile I Botanique). — Se dit de certains organes disposés en étoile ou en forme d'étoile. Les poils étoiles sont ceux qni produisent des rameaux simples partant, en divergeant, d'un centre commun, comme dans le ciste à feuilles de polium, la guimauve et le croton pénicillé. La corolle est étoilée quand elle est en roue avec les divisions frès-aiguës. Dans une espèce de lampsane, le calice est aussi étoile. Le stigmate est disposé en étoile ou étoile dans l'asaret, la pyrole ;\ une fleur et les garcinies. Les carpelles soudés du damasone figurent par leur réunion la forme exacte d'une étoile. Enfin, un grand nombre de plantes ont pour nom spécifique stetlatiis (étoile), qui fait allusion à la forme de quelqu'une de leurs parties. La disposition des feuilles en étoile (verticilles) des rubiacées avait valu, de la part de Linné, le nom d'éloilées ;\ la famille des Rubiacées.

ÉTOILÉE (Zoologie). — i\om spécifique d'une espèce de Poisson, du genre Haie (Bam asterias, Rondel).

ETOILES (.\stronomie). — Parmi les astres que nous apercevons dans le ciel, les étoiles se distinguent en ce que leurs distances mutuelles restent sensiblement les mêmes; leurs configurations n'ont pas changé depuis les plus anciennes observations. Les planètes que l'on pourrait, au premier abord, confondre avec elles éprouvent, au contraire, des déplacements progressifs qu'avec un peu d'attention on ne tarde pas à reconnaître. Vues à la lunette, les étoiles se distinguent encore à ce que leur diamètre n'augmente pas, tandis que les planètes paraissent grossies. C'est que le diamètre des étoiles est réelleuieiit insensible : leurs dimensions apparentes sont purement factices et dues à l'imperfection de notre œil et des instruments. L'absence de scintillation peut aussi quelquefois servir à reconnaître les planètes; mais ce car.ictère n'est pas infaillible, car Vénus et surtoutMercure scintillent fortement.

On a classé les étoiles par groupes ou constellations, qui ont reçu des noms particuliers. On les range aussi d'après leur grandeur ou leur éclat. Les six premières grandeurs contiennent environ 5000 étoiles visibles ii l'œil nu, et qu'on peut décomposer en :

20 étoiles lie l""* grandeur.

Cette classifica'.ion est, du reste, assez avbitraire, car il n'y a pas de démarcation tranchée entre une grandeur et la suivante. On a pourtant remarqué qu'en moyenne une éioile d'une certaine grandeur est deux fois et demie plus brillante que celle de la grandeur au-dessous.

A l'aide des lunettes, on découvre dans le ciel un bien plus grand nombre d'étoiles, et d'autant plus que la lunette est plus puissante; on a ainsi prolongé la série des grandeurs jusqu'à la seizième. Ilerschel évaluait à plus de vingt millions le nombre des étoiles visibles avec son télescope de 20 pieds dans toute l'étendue du ciel.

Les ea/o/o.</!<e»- d'étoiles renferment la désignation des étoiles avec leur signe, leur grandeur et leurs coordonnées astronomiques, c'est-il-dire leur ascension droite et leur déclinaison. A l'aide d'un catalogue, on peut construire un globe céleste sur leipiel les étoiles seront rapportées. Par des |irocédés analogues à ceux de la construction des caries géographiques, on construit aussi dvs planisphères célestes qui servent utilement à étudier le ciel.

La lumière des étoiles est généralement blanche ou blanc-bleuâtre ; mais quelques-unes, telles que Arctnrus, Anlarès, Aldébar.in, a d'Orion, ont une lumière rougeitrc. Proryon, a de l'Aigle, a et (5 de la Petite Ourse, sont jtiunâtres. Enfin , on rencontre parmi les étoiles doubles plusieurs étoiles bleues ou vertes. On a un exemple d'un rliangemeni de couleur dans Sirius, qui est blanc anjoiu'd'hui, tandis que Ptolémée le cite comme rouge. ,

Il serait important de pouvoir comparer leclaC des

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diverses étoiles: mais les niélhodos pliotnmùti-iqucs sont encore aujourd'hui fort imparl'nites. Voici pourlaiit, d'après J. Herscliel, un tableau donnant l'iiclat relatif de dix-sept étoiles de première grandeur, celui do a du Centaure étant pris pour iinilé :

■n Argo

Cauopus. ..

a Ceulaure.

Arcturus. . .

ïariab.

Ri|

La Ctièvrc 0,51

a. Lvre 0,51

Proc\on 0,51

er.e,

de la Vi

Distance des étoiles. — Les étoiles sont excessivement éloignées de la terre. Pour évaluer cette distance, ou tout au moins pour s'en faire une idée, on emploie la méthode que la géométrie indique pour trouver la distance d'un point inaccessible. Elle consiste à prendre une base que l'on peut mesurer, et à observer le point successivement des deux extrémités de cette base : ou obtient ainsi deux angles adjacents au côté connu dans le triangle qui a son sommet au point en question ; et ce triangle étant déterminé, on pourra en évaluer trigo- Lométriquement les autres cotés qui sont les distances du point aux deux stations.

Pour appliquer ce procédé à l'étoile, on l'observe de deux points diflërents de la surface de la terre. Mais, si éloignés que l'on choisisse ces deux points, on n'a jamais pu constater ainsi dans la position apparente de l'étoile .un changement appréciable pour nos instruments les plus délicats. Cela prouve que les rayons visuels dirigés des différents points de (a terre vers une même étoile sont sensiblement parallèles, de sorte que la distance qui nous sépare de l'étoile est infiniment grande par rapport aux dimensions du globe. Bien plus, comme la terre n'est pas immobile au centre de la sphère céleste, mais qu'elle décrit annuellement une orbite dont le diamètre est de plus de 70 millions de lieues, en observant l'étoile à six mois d'intervalle on arrive i ce résultat que la distance des étoiles à la terre est excessivement grande, même par rapport à cette longueur de 70 millions de lieues. On appelle parai/axe annuelle d'une étoile, l'angle sous lequel, de l'étoile, on verrait le demi-diamètre de l'orbite terrestre. Si cet angle était seulement d'une seconde, la distance de l'étoile serait 200000 fois plus grande que ce demi-diamètre.

Jusqu'ici une seule étoile a présenté une parallaxe presque égale à 1"; c'est a du Centaure, de première grandeur, qui est visible dans l'hémisphère austral, et a été cbseivée au cap de Bonne-Espérance par Henderson et par Maclcar. C'est donc l'étoile la plus voisine de nous parmi celles dont on a cherché la parallaxe. Sa distance est 200000 fois 35 millions de lieues, ou 7 millions de millions de lieues. Ce nombre e?t trop grand pour qu'on puisse s'en faire une idée nette, car il est hors de toute proportion avec ceux que nous avons l'habitude d'apprécier. Prenons pour unité de longueur le chemin que la lumière parcourt en un an, avec sa vitesse de "OOOll lieues par seconde, qui lui fait traverser l'orbite de la terre en 17 minules ;, nous trouverons que la lumière metSans î ànous arriver de a du Centaure, et si cette étoile venait ft s'éteindre tout à coup, on la verrait briller au ciel encore pondant plus de ;i ans. On peut encore donner une idée sensible de la distance des étoiles par lu comparaison suivante : Si l'on veut représenter en petit les distances relatives de la terre au soleil et à l'étoile la plus voisine de nous, et qn'oii donne un centimètre de rayon à l'orbite de la terre, l'étoile devra ôtre placée ,'i vne demi-licue.

Il existe quelques autres étoiles dont la distance est assez bien connue. Et d'abord la CI* du Cygne, petite étoile double, étudiée avec beaucoup de soin par Bessel, qui lui a trouvé une parallaxe de 0",S4, ou \ de seconde. Cette parallaxe corrc^pond \ une distance COOiiOo fois plus grande que celle de la terre au soleil, et nue la lumière parcourrait en 0 ans \. Le proréilé suivi par lîessel n'est pas celui que nous avons indiqué en ('(unnieneant. Il consistait à comparer la «r du Cvgu" à une petite étoile voisine, à l'aide d'un puissant instrument, Vltclinmètre de Frauenholér. Les pjsitions relatives do ces deux étoiles étant tracées chaque jour, on reconnaît an bout d un an que la (II" a décrit autour de l'autre étoile mie petite ellipse, qu'on appelle Vellifise parnllactinui; toute semblable à celle que la terre décrit autour du so-

leil. Cette orbite apparente est due uniquement au changement de position de l'observateur emporté par la terre dans son mouvement annuel. La détermination de la parallaxe n'est donc pas seulement un moyen d'évaluer la distance des étoiles, elle est encore la preuve la plus directe et la plus irrécusable du mouvement de translation de la terre. Aussi les .istronomes se sont-ils occupés avec grand soin, d'après Bradiey, .'i déterminer les parallaxes stellaires; mais ce n'est que de nos jours qu'on est arrivé sur ce point à quelques résultats décisifs.

La parallaxe de la Lyre déterminée par W. Struve, et celle de Sirius par Henderson, sont seulement égales à 0",'2 ; cela correspond à une distance que la lumière mettrait 15 ans à parcourir. On voit, par ces exemples, que les étoiles les plus brillantes ne sont pas nécessairement les plus voisines de nous; car la Cl^du Cygne est seulement de sixième grandeur, et elle est pourtant moins éloignée que Sirius.

Dimension des étoiles. — Si l'on pouvait déterminer le diamètre apparent d'une étoile dont la distance est cormue, on aurai' immédiatement ses dimensions. Mais cettedétermination n'estpaspossibh;; lediamètre qu'elles présentent à l'œil nu est purement factice et dû à une sorte d'irradiation. Meilleure est la lunette, plus l'étoile tend. A se réduire à un simple point brillant. Les occultations d'étoiles par la lune montrent que le petit diamètre qui subsiste toujours dans les meilleurs instruments est réellement insensible; l'étoile disparaît tout à coup quand le bord do la lune vient à l'atteindre, tandis que si son disque avait une grandeur appréciable, on verrait son éclat décroître peu à peu. On conclut de ce genre d'observations que le diamètre apparent des plus belles étoiles est inférieur à ,-V de seconde. Il ne faut pas croire pour cela que les dimensions absolues des étoiles sont petites, car, vu la distance où elles se trouvent, il leur faudrait une énorme grandeur pour que leur diamètre apparent fiU sensible. Ainsi le soleil reculé à la diôtance de a du Centaure ne présenterait qu'un diamètre de xh fie seconde, et paraîtrait comme un simple point brillant.

J. Herscliel a trouvé que la lune dans son plein est 27 000 lois plus brillante que a du Centaure, et le soleil SOO 000 fois plus brillant que la lune; le soleil nous envoie donc 22 000 millions de fois plus de lumière que a du Centaure. Transporté 200liOO Ibis plus loin, à la distance de cette étoile, l'éclat du soleil serait diminué dans le rapport inverse du carié des distances, il serait 40000 millions de fois plus faible. En réalité, le soleil paraîtrait donc deux fois moins brillant que l'étoile a du Centaure.

Ces considérations conduisent à regarder le soleil comme une étoile, et, par analogie, les étoiles comme des soleils analogues au nôtre, c'est-i-dire comme de grands corps lumineux par eux-mêmes, et probablement entourés de planètes qui sont invisibles pour nous, de même que la terre est sans doute invisitjle à la distance des l'toiles.

Mouvements pi'opres des étoiles. — Ces astres ne sont pas réellement /ï,res' dans le ciel, comme le croyaient les anciens. Ils se déplacent constamment, et de quantités qui deviennent sensibles avec le temps. Ainsi Arcturus, \j. de Cassiopée, la 61' du Cygne, se sont déplacées depuis mille ansd'un arc plus considérable que lediamètre delà lune. Une étoile de septième grandeur delà Grande Ourse, la ISaO' du catalogue de Gfoombridge, parcourt 7" par an; si son niouvemimt se continuait pendant 7 000 ans dans la même direction avec la même vitesse, elle quitterait la Grande Ourse et se trouverait dans la Chevelurcdc Bérénice. Lesdistanccs mutuelles des étoiles doivent donc s'altérer à la longue, et la ligure des constellations ne se conservera pas toujours.

liemarqiions, de plus, que ces déplacements qui ne deviennent sensibles pour nous qu'api es de longs siècles sont réellement immenses, vu la grande distance où ils s'effectuent. Ainsi le mouvement propre de la (il* du Cygne, qui est de 5" par an, correspond à un déplacement absolu de .'170 millions de lieues.

Ces mouvements ont été constatés et mesurés pour un grand nonihre d'étoiles. Ils affectent toutes les directions piissjljles. Toutefois, leur étude attentive a conduit llerschel à y recoimailre un mouvement commun; en général, les étoiles tendent ;\ se r:i|ipn)eher d'un même point du ciel. 11 ét.ait naturel de oousidi'rer ce fait comme une apparence due ;\ un luoiiveuient du système planétaire en sens opposé. Déjà en 1748, dans son Mémoire sur la nutation, Bradiey avait entrevu ce mouvement

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propre du foleil, et indiqué la marclie à suivre pour le constater. Herschel a pu affirmer d'une manière assez précise que notre système se dirige vers la constellation d'Hercule. Les recherches postérieures ont confirmé ce résuliat, en fixant plus exactement le point vers lequel le soleil se transporte. L'ascension droite de ce point est d'environ 26», et sa déclinaison de -\- 36°. Quant à la vitesse de translation, Bossel l'estime au double de la vitesse de la terre autour du soleil, soit 14 lieues par seconde. Mais cette direction est-elle constante, ou bien le soleil décrit-il une courbe autour d'un astre inconnu? De longues observations pourront seules nous l'apprendre. C'est déjà beaucoup d'avoir constaté que le centre des mouvements planétaires n'est pas tixe dans l'espace; le soleil, pas plus que la tirre, ne jouit de cette immobilité que les systèmes anciens leur attribuaient, et qui n'appartient probablement à aucun des corps de la nature (voyez Soleil, 'Voie lactée, Nébu- LEt'SEs, Constellations).

Etoiles changeantes. — On a remarqué que l'éclat de plusieurs étoiles varie avec le temps. Quand ces changements d'éclat présentent une période, on dit que l'étoile est périodique. Ce changement peut consister en un passage d'une grandeur à une autre, mais il peut arriver aussi que l'étoile devienne tout ù fait invisible pendant un certain temps et reparaisse ensuite.

Parmi les étoiles dont l'éclat a varié sans qu'on ait pir reconnaître, dans ces variations, de lois ou de périodes, nous citerons S de la Grande Ourse, qui est aujourd'hui de beaucoup inférieure aux autres étoiles de cette constellation, tandis qu'elle est mentionnée dans les ancieinies cartes comme égale à p et à y.

Mais le plus curieux exemple d'étoile changeante est celui qu'a présenté de nos jours v] d'Argo ou du Navire, constellation du ciel austral. En 1677, Halley, à Sainte- Hélène, la rangeait parmi les étoiles de quatrième grandeur. En 1751, Lacaille, au cap de Bonne-Espérance, la trouvait déjà de deuxième grandeur. Plus tard, elle est redescendue à la quatrième grandeur pour remcuiter jusqu'à la première, en 18'.i7. Après une nouvelle diminution, elle s'est élevée à la fin de 1837 au-dessus des étoiles de première grandeur, sauf Canopus et Sirius, ainsi que l'a constaté John Herschel. Bientôt elle s'afTaiblit et devint inférieure à Arcturus, tout en restant encore, en avril IS38, plus brillante qu'Aldébaran. Elle continue à décroître jusqu'en mars 1843, sans tomber au-dessous de la première grandeur; puis elle a augmenté de nouveau : en avril 1843 elle surpassait Canopus, et devint presque égale à Sirius. L'étoile a conservé cet éclat extraordinaire jusqu'au commencement de 1850. Depuis lors, elle a un pi'u diminué. Ces changements rapides d'intensité sont encore inexpliqués, et se rattachent sans doute à la même cause que les étoiles temporaires.

Quant aux étoiles périodiques, les plus curieuses sont 0 de la Baleine, et p de Perséeou Algol, o de lu Baleine reste de deuxième ou troisième grandeur pendant 16 jours, puis diminue rapidi;ment d'éclat et finit par disparaître ; après être restée 5 mois invisible, elle reparaît, mais sans repasser toujours exactement parles mêmes phases. La période de ces alternatives est d'envii'on 33'-! jours ou 1 1 mois. Elle a atteint son éclat maximum du 16 décembre IS67 au 3 janvier 18.')8.

La période des variations d'Algol est de 2i 20" 49". Cette étoile ne disparaît jamais, mais son éclat s'abaisse de la deuxième grandeur h la qualJ-ième. V.& qui est remarquable, c'est qu'elle ne change pas d'éclat peu à peu; elle reste consiamment de deuxième grandeur pendant îj IS", tandis quelle emploie seulement 3 heures -; pour descendre à la quatrièmes grandeur, et autant pour revenir à la deuxième ; aussi peut-on saisir assez exactement l'instant du minimum. Algol a été à son minimum le 14 février 1857, à 11" 18"" du soir. Au moyen de cette date et de la durée de la période, ou pourra calculer d'avance les phases de cette étoile remarciuable.

On peut citer beaucoup d'autres étoiles ))ériodlques : •/ du Cygne, étoile de cinquième grandeur, est invisible pendant 364 jours et visible pendant Wi jours; H de la Lyre passe de la troisième à la cinquième granJeur en Vit 21"; 5 de Cépliéo, en 5J 8" 40™, passe de la quatrième à la cinquième grandeur.

Ces variations d'éclat ne sont pas toujours très l'égulières, cl on en ignore la cause. Les uns oui pensé qu'une étoile pouvait n'être pas égalcuient brillanlis sur toute sa liurfacc, do «orto qu'en tournant sur cllr-nième elle nous présentait succ(!ssiveincnt sa fucc lumineuse et sa face

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ODScure. D'autres attribuent ce phénomène à la production sur l'étoile de taches analogues aux taches du soleil, mais du dimensions plus grandes. Une autre hypothèse est qu'il existe autour de ces astres de gros satellites ou des anneaux plus ou moins opaques, qui, de temps en temps, vieiment à passer devant eux et nous interceptent une partie de leur lumière.

ÉTOILES DOUBLES. — Bcaucoup d'étoilcs qui, à l'œil nu ou avec de faibles lunettes, paraissent formées d'un seul corps se dédoublent en deux étoiles très-voisines l'une de l'autre, lorsqu'on les observe avec de forts grossissements. On les appelle étoiles doithles; telles sont Castor ou a des Gémeaux, qui est composée de deux étoiles de troisième et de quatrième grandeur presque en contact, a du Centaure, fi d'Orion, la Polaire, etc. Ce rapprochement apparent de deux étoiles, qui ne permet pas de les distinguer l'une de l'autre à la vue simple, peut tenir à deux causes : ou bien à ce qu'elles sont réellement voisines, ou seulement à un effet de perspective, l'une d'elles se trouvant, par rapport à nous, presque derrière l'autre, mais à nne grande distance. Lorsque les deux soleils qui constituent une étoile double sont en effet très-voisins, la théorie de la gravitation exige et l'observation vérifie qu'ils forment un système dans lequel la plus petite étoile circule autour de la plus grande, comme les planètes autour du soleil, ou, plus exactement, elles se meuvent l'une et l'autre autour de leur centre commun de gravité. C'est 'William Herschel qui a mis hors de doute ce fait, l'un des plus importants de l'astronomie stellaire.

Grâce aux travaux de Herschel, de Struve et d'autres astronomes, on connaît aujourd'hui plus de GOGO étoiles doubles ; mais, sur ce nombre, beaucoup ne sont doubles qu'optiquement, c'est-à-dire se trouvent placées par hasard sur une même ligne visuelle, sans qu'il existe entre elles aucune sorte de dépendance. Quant aux autres, leurs mouvements sont en général si lents, qu'il faudra une longue suite d'observations pour en reconnaître les lois et la durée. Bien que la découverte d'Herschel ne remonte qu'à 1782, il existe cependant plusieurs systèmes binaires dont la période a pu déjà être déterminée. Nous citerons î d'Hercule dont les deux étoiles accomplissent leur révolution en 36 ans, i. de la Grande-Ourse, en 61 ans. Y) de la Couronne, en 67 ans; mais il est probable que, pour le plus grand nombre, la durée de la révolution se comptera p.ar siècles ou par milliers d'années

Eu vertu du mouvement circulatoire dont nous venons de parler, les positions relatives des deux étoiles composantes changent sans cesse et peuvent offrir de apparences très-variées; il arrivera, par exemple, que celle qui était à droite vienne à gauche, ou réciproquement. C'est ainsi que ^d'Hercule a présenté, en 1794 et en 1830, cette partirularité que l'étoile satellite a passé au-devant de la principale, ou, du moins, elle s'en est tellement rapprochée qu'il y a eu occultation, et pendant quelque temps l'étoile a paru simple.

Dans un groupe binaire, les deux astres composants ont souvent des intensités différentes; souvent aussi ils sont diversement colorés : y d'Andromède est formée de deux étoiles, l'une rouge, l'autre verte; l'étoile verte est elle-même composée de deux étoiles qui ne peuvent être aperçues qu'avec un télescope de 30 centimètres, de sorte qu'en réalité, y ^'Andromède est une étoile triple. Dans a du Lion, la grande étoile est blanche et la petite bleue. Les astronomes ont soin de noter ces divcises particularités qui conduiront peut-être |un jour à des conséquences importantes.

H existe encore dans le ciel des systèmes plus compliqués que les étoiles doubles, ce sont les étoiles multiples : i do la Balance, !; du Cancer, sont triples ou composées de trois corps formant système; £ de la Lyre est quadruple. 11 fanilia bien ilii ti-mps pour étudier les mouvements de paiciK sysi, mes ; on n'a guère pu jusqu'ici qu'en constater l'cMsie-nee.

L'observation des étoiles doubles exige de bons et puissants instruments, et, à cause de cela, elle semble réservée aux grands observatoires. Elle a fourni, en outre, à l'astronomie matbémalique d'intéressantes questions i résoudre. L'aslronnme fianeais Savary a, le premier, donné une méthode |U(i|irc à déduire d'un petit nombre il'nli ii vMlinus d'une ituile ilmiblo, l'orbito que décrit reioii, :ii, iin,-. Il a sup|iosé c|ue les deux astres s'atliri-ni |ii ii|Miiieinnilleinenl à lem-s masses et en raison inviiNe- du carré de leur distance, c'est-à-dirc qu'il a étendu aux mouvements siellaites la grande loi delà gravitation établie par Newton pour les mouvements des

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plant'tes. S'il en est ainsi, l'orbite décrite par une étoile doit être une ellipse ayant pour foyer l'autre étoile. Rien jusqu'à présent n'est venu contredire cette hypothèse, et il est permis de croire que la même loi règne dans les systèmes d'étoiles et dans notre système solaire ; la gravitation newtonicnne pourra en toute rigueur être dite universelle. On trouvera dans de récents mémoires de M. Yvon Villarceau, des méthodes plus avantageuses que celle de Savary pour le calcul des éléments d'étoiles doubles, et l'application qu'il en a faite à un certain nombre de CCS astres.

L'étude des étoiles doubles, outre l'intérêt de curiosité qu'elle présente, doit conduire h une connaissance plus approfondie du système du monde, notamment pour ce qui concerne la masse des étoiles. Ainsi le rapport entre la masse d'une étoile double et celle du soleil sera connu dès que l'on aura déteiminé la loi de son mouvement et sa distance à la terre. Par exemple, l'étoile a du Centaure, l'une des plus belles du ciel austral, esf formée de deux astres, l'un de première et l'autre de troisième grandeur; sa distance est environ 200000 fois celle du soleil à la terre; la durée de la révolution de l'étoile satellite est de 78 ans; de là on a pu conclure que la masse des deux astres réunis ne forme pas la moitié de la masse du soleil.

Sirius, la plus brillante étoile du ciel, peut être rangée au nombre des étoiles doubles, depuis les recherclies de Bessel, de Kœnigsberg. Cet astronome a constaté, eu effet, que Sirius possède un petit mouvement d'oscillation qu'il expliquait en admettant qu'il est soumis à l'attraction d'un corps de dimensions considérables, mais que l'on ne voit pas. Depuis cette époque le perfectionnement des instruments d'optique, en particulier la construction des admirables téle.-copes de M. Foucault ont permis de séparer nettement Sirius de l'étoile dite compagnon de Sirius, étoile si ingijnieusemeut devinée par Bessel. Suivant les conjectures de cet astronome et par analogie avec ce qui a lieu dans notre systùme, il serait peut-être plus naturel déconsidérer cet astre comme une planète do Sirius; mais tandis que notre plus grosse planète, Jupiter, n'est pas la millième partie de la masse du soleil, la planète de Sirius lui est comparable, sinon plus grande. Quoi qu'il en soit, et alors même qu'on ne l'aurait jamais aperçu, on pourra déterminer l'orbite de l'astre obscur, fixer sa masse, enfin suivre, sans le voir, son mouvement dans le ciel.

On jugera, par cet exemple, à quelles découvertes imprévues peut amener l'étude des petits déplacements des étoiles, ces astres qu'on a si longtemps considérés comme immobiles, et que les anciens regardaient comme invariablement fixés à la voûte du ciel. Il y a à peine un siècle que les moyens d'observation ont atteint un degré de précision suffisant pour mesurer ces déplacements, et déjà des résultats inespérés ont récompensé les travaux entrepris dans cette voie. L'astronomie sidérale nous ré.seiTe certainement bien d'autres découvertes non moins dignes d'intérêt (voyez Ciel, Co.xstelutions).

Etoiles nolvelles ou tempokaihes. — A diverses époques on a constaté que des étoiles avaient paru subitement dans le ciel et avaient disparu de même. Ainsi, 125 ans avant Jésus-Christ, Hipparque observa un phénomène de ce genre. En 389, une étoile parut près de a de l'Aigle, brillant de l'éclat de Vénus ; elle disparut trois semaines après, sans laisser de traces. En 945 et I2()i, on vit entre Céphéc et Cassiopée, tout près de la Voie lactée, une étoile nouvelle. Enfin, le 11 novembre 1572, et dans la même partie du ciel, fut observée par Tyclio-Brahé une étoile blanche, égalant en éclat Vénus et Jupiter; elle passa ensuite au jaune, puis au rouge, enfin redevint blanche; mais en même temps son éclat diminuait, et elle finit par disparaître sans s'être déplacée dans le ciel.

Voici comment Ïyclio-Brahé raconte la découverte de ce nouvel astre. « Un soir que je considérais, comme à l'ordinaire, la voûte céleste dont l'aspect m'est si familier, je vis avec un étonnement indicible, près du zénitli, dans Cassiopée, une étoile radieuse, d'une grandeur extraordinaire. Frappé de surprise, je ne savais si j'en devais croire mes yeux. Pour me convaincre qu'il n'y avait point d'illusion, et pour recueillir le témoignage d'autres personnes, je fis sortir les ouvriers occupés dans mon laboratoire, et je leur demandai, ain^i qu'à tous les passants, s'ils voyaient comme moi l'étoile qui venait d'apparaître tout à coup. J'appris plus tard qu'on Allemagne des voituriers et d'autres gens du peuple avaient prévenu les astronomes d'une grande apparitiou dans le

ciel, ce qui a fourni l'occasion de renouveler les railleries accoutumées contre les hommes de science. L'étoile nouvelle était dépourvue de queue, aucune nébulosité ne l'entourait; elle ressemblait de tous points aux autres étoiles; seulement elle scintillait encore plus que les étoiles de première grandeur. Son éclat surpassait celui de Sirius, de la Lyre, de Jupiter; on ne pouvait le comparer qu'à celui de Vénus, quand elle est le plus près l)Ossible de la terre. Des personnes dourcs d'une bonne vue pouvaient distinguer cette étoile pendant le jour, même en plein midi, quand le ciel était pur. La nuit, par un ciel couvert, lorsque toutes les autres étoilej étaient voilées, l'étoile nonvellfi est restée plusieurs fois visible à travers des nuages assez épais. Les distances de cette étoile à d'autres étoiles de Cassiopée, que je mesurai l'année suivante avec le plus grand soin, m'ont convaincu de sa complète immobilité. A partir du mois de décembre 1572, son éclat commença à diminner; elle était alors égale à Jupiter. En janvier 1573, elle devint moins brillante que Jupiter; en avril et mai, éclat des étoiles de deuxième grandeur ; en octobre et novembre, de quatrième ; le passage de la cinquième à la sixième eut lieu de décenibie 1573 à février 1574. Le mois suivant, l'étoile disparut sans laisser de trace visible, après avoir brillé dix-sept mois. « Les lunettes n'étaient pas alors connues.

Le 10 octobre ICOi, une étoile nouvelle fut découverte dans le Serpentaire; elle avait l'éclat de Jupiter et disparut au bout de seize mois. D'autres apparitions du même genre ont eu lieu depuis, m.'iis elles ont été moins remarquables.

Un phénomène inverse consiste dans la disparition d'étoiles bien constatées et enregistrées dans les catalogues. Laplace expliquait ces apparitions et disparitions par des incendies ou combustions extraordinaires dans l'étoile, et, à l'appui de cette hypothèse, il signalait les changements de coloration observés dans les étoiles temporaires. D'autres astronomes supposent que les étoiles nouvelles pourraient bien être périodiques ; mais le temps seul pourra décider cette question (voyez Etoiles changeantes).

Etoiles filantes. — Ce phénomène consiste dans l'apparition subite d'un point lumineux, semblable à une étoile qui traverse le ciel avec rapidité et disparait bientôt; souvent l'étoile filante laisse après elle une traînée lumineuse qui persiste pendant quelques secondes. L'opinion la plus généralement admise aujourd'hui consiste à considérer les étoiles fil.antes comme des astéroïdes ou petits corps planétaires qui circulent autour du soleil et sont trop petits pour être aperçus. S'ils pénètrent dans l'atmosphère terrestre avec une grande vitesse, ils peuvent s'enflammer par suite du frottement et devenir visibles. Les étoiles filantes par.aissent se mouvoir dans le ciel suivant toutes les directions possibles.

On les a longtemps considérées comm- des météores, c'est-à-dire des phénomènes ayant une origine atmosphérique. Ce qui a conduit à abandonner cette opinion, c'est qu'on a reconnu dans leur apparition une certaine régularité. Ainsi, à certaines époques, ils reviennent en plus grande abondance. Dans la nuit du II au 12 novembre 1799, iM. de Humboldt observa une véritable pluie d'étoiles filantes à Cnmana, dans l'Amérique du Sud. Du 12 au 13 novembre 1832, on apercevait en Europe un phénomène analogue, mais avec moins d'intensité. (;ette époque du 12 au 13 novembre a été plusieurs fois signalée par une apparition extraordinaire d'étoiles filantes : en 1833,01msted et Palmer en observaient en Amérique une pluie tellement abondante, qu'ils les ont comparées à des flocons de neige, et que, pendant neuf heures d'observation, on en compta plus de 240000. Un ' autre époque remarquable est celle du 10 aotit.

l'our se rendre compte de ces retours périodiques, ou a supposé que ces astéroïdes ne seraient pas répandus au luisard dans le système solaire, mais que leur ensemble formerait un anneau continu dans l'intérieur duquel ils suivraient une direction commune. Cet anueaii couperait l'orbite terrestre, et, aux époques oti la terre le traverse, elle serait enveloppée par le courant de ces petits corps. Mais on conçoit que le phénomène peut no pas se produire chaque année, i)uisqu'il dépend de la rencontre en un même point du cour.ant et de la terre. Ainsi la périodicité du phénomène |)araitconst;\tée, mais il est loin de se reproduire toujours avec la même régularité, et il semble même, depuis «piclqucs années, que les maxinia d'août et de novcmbie leudent à diminuer d'intensité.

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