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diverses étoiles: mais lesmétliodes pliotométriqnes sont encore aujourd’hui fort imparfaites. Voici pourtant, d’après J. Herscliel, un tableau donnant l’éclat relatif de dix-sept étoiles de première grandeur, celui de a du Centaure étant pris pour unité :

Sirius;

<ft Argo

Cariopus

a Centaure. . . ,

Arciurus

Rigel

La Chèvre.. . .

a Lyre

Procyon

a Orion

0, Eridan

Aldébaran

S Centaure

a Croix

Antarcs

a .\igle

pi de la Vierge. . .

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 imc base que l’on peut mesurer, et à observer le point successivement des deux extrémités de cette base : on 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 trigoi.ométriquernent les autres côtés qui sont les distances du point aux deux stations.

Pour appliquer ce procédé à l’étoile, on l’observe de deux points différents 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 la 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 à 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 parallaxe 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 observée au cap de Bonne-Espérance par Henderson et par Maclear. C’est donc l’étoile la plus voisine de nous parmi celles dont on a cherché la parallaxe. Sa distance est 200000 fois 36 millions de lieues, ou 7 millions de millions de lieues. Ce nombre est 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 70000 lieues par seconde, qui lui fait traverser l’orbite de la terre en 17 minutes J, nous trouverons que la lumière met 3 ans ~ à nous arriver de a du Centaure, et si cette étoile venait

s’éteindre tout à coup, on la verrait briller au ciel encore pendant plus de 3 ans. On peut encore donner une idée sensible de la distance des étoiles par la 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 qu’on donne un centimètre de rayon à l’orbite de la terre, l’étoile devra être placée à tme demi-lieue.

Il existe quelques autres étoiles dont la distance est assez bien connue. Et d’abord la 61® du Cygne, petite étoile double, étudiée avec beaucoup de soin par Bessel, qui lui a trouvé une parallaxe de 0",34, ou | de seconde. Cette parallaxe correspond à une distance 600000 fois plus grande que celle de la terre au soleil, et que la lumière parcourrait en 0 ans Le procédé suivi par Bessel n’est pas celui que nous avons indiqué en commençant. Il consistait à comparer la 61® du Cygne à une petite étoile voisine, à l’aide d’un puissant instrument, Vhéliomètre de Frauenhofer. Les positions relatives de ces deux étoiles étant tracées chaque jour, on reconnaît au bout d’un an que la 61® a décrit autour de l’autre étoile une petite ellipse, qu’on appelle V ellipse parai lactique, toute semblable à celle que la terre décrit autour du so-

leil. Celte 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 astronomes se sont-ils occupés avec grand soin, d’après Bradley, h 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 61*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 connue, on aurait immédiatement ses dimensions. Mais cette détermination n’est pas possible; le diamètre 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 à 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 de 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 de seconde. Il ne faut pas croire pour cela que les dimensions absolues des étoiles sont petites, caF, vu la distance où elles se trouvent, il leur faudrait une énorme grandeur pour que leur diamètre apparent fût sensible. Ainsi le soleil reculé à la distance de a du Centaure ne présenterait qu’un diamètre de -rfâ de seconde, et paraîtrait comme un simple point brillant.

J. Herschel a trouvé que la lune dans son plein est 27 000 fois plus brillante que a du Centaure, et le soleil 800000 fois plus brillant que la lune ; le soleil nous envoie donc 22 000 millions de fois plus de lumière que a du Centaure. Transporté 200000 fois plus loin, à la distance de cette étoile, l’éclat du soleil serait diminué dans le rapport inverse du carré 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-à-dire comme de grands corps lumineux par eux-mêmes, et probablement entourés de planètes qui sont invisibles pour nous, de môme que la terre est sans doute invisible à la distance des étoiles.

Mouvements propres des étoiles. — Ces astres ne sont pas réellement fixes dans le ciel, comme le croyaient les anciens. Ils se déplacent constamment, et de quantités qui deviennent sensibles avec le temps. Ainsi Arcturus, p. de Cassiopée, la 61* du Cygne, se sont déplacées depuis mille ans d’un arc plus considérable que le diamètre delà lune. Une étoile de septième grandeur delà Grande Ourse, la 1830® du catalogue de Groombridge, parcourt 7" par an ; si son mouvement se continuait pendant 7 000 ans dans la môme direction avec la môme vitesse, elle quitterait la Grande Ourse et se trouverait dans la Chevelurede Bérénice. Les distances mutuelles des étoiles doivent donc s’altérer à la longue, et la figure des constellations ne se conservera pas toujours.

Bemarquons, de plus, que ces déplacements qui ne deviennent sensibles pour nous qu’aprèsde longs siècles sont réellement immenses, vu la grande distance où ils s’effectuent. Ainsi le mouvement propre de la 61* du Cygne, qui est de .6'' par an, correspond à un déplacement absolu de 370 millions de lieues.

Ces mouvements ont été constatés et mesurés pour un grand nombre d’étoiles. Ils affectent toutes les directions possibles. Toutefois, leur étude attentive a conduit Herschel à y reconnaître un mouvement commun; en général, les étoiles tendent à se rapprocher d’un même point du ciel. 11 était naturel de considérer ce fait comme une apparence due à un mouvement du système planétaire eu sens opposé. Déjà en 1748, dans son Mémoire sur la nutation, Bi’adley avait en'revu ce mouvement

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propre du soleil, et indiqué la marche à suivre pour le constater. Herscliel a pu affirmer d’une manière assez précise que notre système se dirige vers la constellation d’Hercule. Les recherches postérieures ont confirmé ce résultat, 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 -f-35". Quant à la vitesse de translation, Bessel 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 fixe dans l’espace ; le soleil, pas plus que la terre, 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, Nébuleuses, 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 à fait invisible pendant un certain temps et reparaisse ensuite.

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

Mais le plus curieux exemple d’étoile changeante est celui qu’a présenté de nos jours y) 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 remonter jusqu’à la première, en 1827. 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 Herscliel. Bientôt elle s’affaiblit et devint inférieure à Arcturus, tout en restant encore, en avril 1838, 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 peu diminué. Ces changements rapides d’intensité sont encore inexpliqués, et se rattachent sans doute à la môme cause que les étoiles temporaires.

Quant aux étoiles périodiques, les plus curieuses sont

0 de la Baleine, et p de Persée ou Algol, o de la Baleine reste de deuxièmeou troisième grandeur pendant 15 jours, puis diminue rapidement d’éclat et finit par disparaître ; après être restée 5 mois invisible, elle reparaît, mais sans repasser toujours exactement par les mômes phases. La période de ces alternatives est d’environ 332 jours ou 1 1 mois. Elle a atteint son éclat maximum du 15 décembre 1857 au 3 janvier 1858.

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 à la quatrième. Ce qui est remarquable, c’est qu’elle ne change pas d’éclat peu à peu; elle reste constamment de deuxième grandeur pendant 2j 13**, tandis qu'elle emploie seulement 3 heures | pour descendre à la quatrième 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 1 1** 18“ du soir. Au moyen de cette date et de la durée de la période, on pourra calculer d’avance les phases de cette étoile remarquable.

On peut citer beaucoup d’autres étoiles périodiques :

1 du Cygne, étoile de cinquième grandeur, est invisible pendant 354 jours et visible pendant 52 jours; (3 de la Lyre passe de la troisième à la cinquième grandeur en 12i 21** ; ô de Céphée, en 5j 8“ 49”‘, passe de la quatrième à la cinquième grandeur.

Ces variations d’éclat ne sont pas toujours très-régulières, et on en ignore la cause. Les uns ont pensé qu’une étoile pouvait n’ôtre pas également brillante sur toute sa surface, de sorte qu’en tournant sur elle- môme elle nous présentait successivement sa face lumineuse et sa face

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obscure. D’autres attribuent ce phénomène à la production sur l’étoile de taches analogues aux taches du soleil, mais de 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, viennent à passer devant eux et nous interceptent une partie de leur lumière.

Étoiles doubles. — Beaucoup d’étoiles 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 doubles; 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, 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 une 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 6000 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 ^ d’Hercule dont les deux étoiles accomplissent leur révolution en 36 ans, | de la Grande-Ourse, eu 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 par siècles ou par milliers d’années

En 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 Çd’Hercule a présenté, en 1 794 et en 1830, cette particularité 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 d’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 diverses particularités qui conduiront peut-être (un jour à des conséquences importantes.

Il existe encore dans le ciel des systèmes plus compliqués que les étoiles doubles, ce sont les étoiles multiples : I de la Balance, X, du Cancer, sont triples ou composées de trois corps formant système ; e de la Lyre est quadruple. Il faudra bien du temps pour étudier les mouvements de pareils systèmes ; on n’a guère pu jusqu’ici qu’en constater l’existence.

L’observation des étoiles doubles exige de bons et puissants instruments, et, à cause de cela, elle semble réservée aux grands observatoires. Elle a lourni , en outre, à l’astronomie mathématique d’intéressantes questions à résoudre. L’astronome français Savpy a, le premier, donné une méthode propre à déduire d’un petit nombre d’observations d’une étoile double, l’orbite que décrit l’étoile satellite. Il a supposé que les deux astres s’attirent proportionnellement à leurs masses et en raison inverse du carré de leur distance, c’est-à-dire qu’il a étendu aux mouvements stellaires la grande loi de la gravitation établie par Newton pour les mouvements des

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planètes. 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 môme loi règne dans les systèmes d’étoiles et dans notre système solaire : la gravitation newtonienne 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 ces astres.

L’étude des étoiles doubles, outre l’intérêt de curiosité qu’elle présente, doit conduire à 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 déterminé 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, est 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 recherches de Bessel, de Kœnigsberg. Cet astronome a constaté, en effet, que Sfrius 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 télescopes de M. Foucault ont permis de séparer nettement Sirius de l’étoile dite compagnon de Sirius, étoile si ingénieusement devinée par Bessel. Suivant les conjectures de cet astronome et par analogie avec ce qui a lieu dans notre système, il serait peut-être plus naturel déconsidérer cet astre comme une planète de 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 môme 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 réserve certainement bien d’autres découvertes non moins dignes d’intérêt (voyez Ciel, Gonstell.\tions).

Etoiles nouvelles ou temporaires. — A diverses époques on a constaté que des étoiles avaient paru subitement dans le ciel et avaient disparu de même. Ainsi, 126 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 1264, on vit entre Géphée et Cassiopée, tout près de la Voie lactée, une étoile nouvelle. Enfin, le 11 novembre 1572, et dans la môme partie du ciel, fut observée par Tycho-Brahé une étoile blanche, égalant en éclat Vénus et Jupiter; elle passa ensuite au jaune, puis au rouge, enfin redevint blanche ; mais en môme temps son éclat diminuait, et elle finit par disparaître sans s’être déplacée dans le ciel.

Voici comment Tycho-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 zénith, 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, ainsi qu’à tous les passants, s’ils voyaient comme moi l’étoile qui venait d’apparaître tout à coup. J’appris plus tard qu’en Allemagne des voituriers et d’autres gens du peuple avaient prévenu les astronomes d’une grande apparition dau.s le !

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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 possible de la terre. Des personnes douées d’une bonne vue pouvaient distinguer cette étoile pendant le jour, môme en plein midi, quand le ciel était pur. La nuit, par un ciel couvert, lorsque toutes les autres étoilei étaient voilées, l’étoile nouvelle 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 diminuer; elle était alors égale à Jupiter. En janvier 1573, elle devint moins brillante que Jupiter; en avril et mai, éclat des étoites de deuxième grandeur ; en octobre et novembre, de quatrième ; le passage de la cinquième à la sixième eut lieu de décembre 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 1604, 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 môme genre ont eu lieu depuis, mais 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 disparaît 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 filantes 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 paraissent se mouvoir dans le ciel suivant toutes les directions possibles.

On les a longtemps considérées comme 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 11 au 12 novembre 1799, M. de Humboldt observa une véritable pluie d’étoiles filantes à Gumana, dans l’Amérique du Sud. Du 12 au 13 novembre 1832, on apercevait en Europe un phénomène analogue, mais avec moins d’intensité. Cette 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. Une autre époque remarquable est celle du 10 août.

Pour se rendre compte de ces retours périodiques, on a supposé que ces astéroïdes ne seraient pas répandus au hasard dans le système solaire, mais que leur ensemble formerait un anneau continu dans l’intérieur duquel ils suivraient une direction commune. Cet anneau couperait l’orbite terrestre, et, aux époques où la terre le traverse, elle serait enveloppée par le courant de ces petits corps. Mais on conçoit que le phénomène peut ne pas se produire chaque année, puisqu’il dépend de la rencontre en un môme point du courant et de la terre. Ainsi la périodicité du phénomène paraît constatée, mais il est loin de se reproduire toujours avec la même régularité, et il semble même, depuis quelques années, que les maxima d’août et de novembre tendent à diminuer d’intensité.

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