CHÂP. VI. — APPARENCE DES COMÈTES

La qœae est totijours opposée au soleil , c'est là xtn caractère oonstant; mais die ne va pas toujours à la smte de la tdte , oomine on serait porté à le croire , il arrive parfois que dans le mouveoient die mardie la première. On remarque aussi que dans certaines drconstanœs eUe se courbe , que même eQe sembk ^prouTer une sorte de dislocation partielle ou totale.

La comètes périodiques conduiront sans doute à la solution de ^peiquesHons des nombreux problèmes qui se rapportent à la coosûtution de ces astres; jusqu'à présent on a constaté seulement que l'édat paraiît moindre à chaque apparition nouf ▼die.

iSS. Bas étMmm et é» lear dtetwaee à fai terre — Le simple aspect de la Toàte céleste ^ pendant une belle nuit, nous doaod ridée de la grandeur, de la magnificence , de Tordre et de la jtal^ffî*^ : nous avons je ^e sais quel sentiment de la distance incommensurable qui nous sépare des étoiles; nous admirons Féclatante profusion avec laquelle elles sont répandues dans les profondeurs de Tespace; nous sommes étonnés de lliarmonie du HKMrvement qui emporte d'orient en occident cet eosemUe infini, comme s'il n*était qn^un seul objet; enfin, nous recoiw "^'figons bientôt que dans cette rotation universdle, chaque étoile semble conserver sa position invariable par rapport aux étoiles sans nombre qui l'environnent. Aussi , les ti^aditions àe la plus haute antiquité nous apprennent que ces astres sont fixes y et ne peuvent être confondus avec les planètes et les comètes, astres errants j qui paraissent traverser les espaces stellaires.

On distingue lçs«étoiles par leur grandeur : les plus brillantes «ont dites de première grandeur, il y en a 1& ou 20 seulement; ^Ues qui viennent ensuite, de deuxième grandeur; puis de troisième grandeur, etc., jusqu'à la sixième grandeur qui est à peu >rès le terme, de ce qu^une vue ordinaire peut distinguer dans le sel par une belle nuit très-obscure. Mais les lunettes font voir ine foule d'étoiles que l'œil nu ne peut découvrir, et l'on coniaue ainsi cette diviâon jusqu'à la dixième grandeur ou même osqu^à la seizième grandeur. Cette classification , d'abord trèsrtMtraîre, a été plus ou moins régularisée dans ces demies emps.

Hipparque n'aVait compté que 1022 étoiles dans la portion vi«

sîble du ciel ; Hevelius , le dernier des astronomes qui ait observé sans le secours des lunettes , en avait compté à Dan* tzig 1633,

M. Argelander, qui a dresse depuis peu le catalogue le plus complet, a compté, sur les huit dixièmes de la T0i\te céleste 3256 étoiles visibles à Toeil nu ; en ajoutant les 844 qui paraissent couvrir la zone de 64* autour du pôle arctique , on arrive à la sonmie totale de 4100 étoiles visibles, sans télescope, sorledel entier, pour une vue de portée moyenne.

Le tableau suivant {^Etudes éC astronomie stellaire^ de M. Struve, page 66) contient le nombre des étoiles de première, deuxième,.., neuvième grandeur, comprises dans la zone de 30**, savoir — 16 et + 16 de déclinaison, divisée en 24 heures. Il résulte d'une discussion ayant pour base les propres observations de M. Struve et les observations antérieures de Bessel , Argelander, Piazzi, etc.

Ainsi dans cette zone il y a plus de 62 000 étoiles en négli' géant le nombre inmiense de celles qui ont un éclat moiiMb^ que celui de la neuvième grandeur.

On remarque une grande inégalité de distribution : la sixièffii heure, qui est la plus riche, en contient presque trois fois au tant que les heures I, II, III, XII, XIII, qui sont les plu pauvres.

Si, au lieu de s'arrêter à la neuvième grandeur <m oompt

GHAP. VI. — ÉTOILES. 293

toutes les étoiles TÎsibles dans le télescope de 20 pieds de W.Herschel, oa arrÎTe, pour la zone dont il s'agit, au nombre de 6 millions et pour la sphère céleste entière au nombre de 20 minions.

Ces résultats font assez comprendre rinunense progrès que les lunettes, en moins de deux siècles, nous oût fait faire dans la coonaissance du ciel.

Quant à la distance qui nous sépare des étoiles, nous n'avons gu'unseul moyen de Texplorer, c'est de chercher si les étoiles ont me paralleuve ; c'est-^-dire , si elles éprouvent quelque déplacement sensible, quand on les observe à six mois de distancée, ou des deux extrémités d'un diamètre de Torbite de la terre. On a constaté d* abord qu'il n'y a aucune étoile parmi celles qui oûtété observées, pour laquelle cette parallaxe s'élève seulemeat à 2', car les instruments la donneraient avec certitude ; il en résulte que les étoiles sont tellement reculées dans les pro^ fondeurs du ciel^ qu'il n^y en a pas une dont la distance à la terre ne soit plus grande que 200 000 fois la distance de la terre au soleil. En effet, si des deux extrémités du diamètre de Toibite de la terre , les deux rayons visuels dirigés à une étoile font entre eux un angle plus petit que 2", c'est une preuve que <%diamète, vu de l'étoile ne sous-tendrait pas 2'', et que le rayon delorbite, ou la distance de la terre au soleil, ne sous-tendrait pas 1', donc rétoile ou le sommet de cet angle est éloigné au mobs de 200 000 fois la distance de la terre au soleil ;. car l'àrç <ie 1* est à peu près 200 000 fois plus petit que le rayon ou que ^ distance au sommet de Tangle qu'il mesure.

Cependant des observations récentes, faites dans trois observatoires de Russie, à Abo , à Dorpat et à Poulkova , et discutées par M. Struve , conduisent à ce résultat : que les étoiles de prenûère grandeur ont une parallaxe de 0',2 et qu'elles sont en t^nséquence à 986 000 ou approximativement à 1 million de fois la distance de la terre au soleil.

M. Struve , par d'autres considérations fondées sur la distribution des étoÙes dans la sphère céleste, et sur leur nombre relatif, à raison de la grandeur à laquelle elles appartiennent , est conduit à cette autre conséquence : que les étoiles sont d'autant plus éloignées qu'elles ont moins d'éclat; celles de sixième grandeur, par exemple , les dernières visibles à Pœil nu , étant

8 fois plus éloignées que celles de première grandeur, et les dep-^ nières étoiles visibles au télescope de W. Herscfael étai^ 325 fois plus éloignées; par conséquent à jone distance de la terre égale à 225 millions de fois la distance de la terre au soleil.^

On ne dent pas s'étonner que les étoiles, vues au télescope avec les grossissements les plus considérables^ ne paraissent que cotnme des points lumineux, si déliés qn^âs n^ont aocmi diamètre sensible ; car si le soleil était 2 millions de fois plus loin de nous, il ne pourrait paraître, dans nos meilleurs instruments , que comme un point sans étendue. L'inten«té de sa lumière se*

"^ ^'Q"^;?;;^' = 400000^000000 ^ ^ correspondrait à peu près à celle d'une étoile de huitième ou de neuvième grandeur; car, il résulte des expériences de Wollaston que Fintensité de la lumière de Sinus ^* ^ôôôoôôôôô ^® ^^® ^^ soleil; et Ton s'est efforcé de classer les étoiles de manière que Vintensité de Tétoile d une certaine grandeur est i de celle de la grandeur jurécédente ; ainsi Tétoile de neuvième grandeur a une intensité ^ = ^ <fe celle de Sinus qui est la plus éclatante des étoiles de première grandeur , et par conséquent une intensité si^ootooooooo ^^ ^^^ du soleil , c'est-à-dii'C , un peu plus faible que celle que prendrait pour nous le soleil transporté 2 millions de fois plus loin.

Nous devons signaler encore deux phénomènes remarquables, celui des étoiles périodiques et celui des étoiles temporaires. On appelle étoiles périodiques celles dont l'éclat augmente ou diminue suivant des périodes à peu près régulières; telle est, par exemple, j4lgol ou p de Persée. Son éclat ordinaire appartient â la deuxième grandeur; mais , de temps à autre , il diminue et se réduit à la quatrième grandeur dans l'espace de S** |, puis il se relève aussi rapidement pour repasser à la deuxième grandeur, qu'il conserve sans altération pendant 2^ et 14*. Ainsi sa période est d'environ 2i 21**.

M. Arago, en appliquant à ces écrits sa méthode polarisoopique si remarquable, arrive à cette conclusion : que leur Uunière a, par rapport à la polarisation, tous les caractères de la lumière solaire ; ce qui confirme l'opinion que les étoiles sont des soleils et qu'il y en a dont la distance est telle qu'elle met plusieurs siècles pour se propager jusqu'^à nous ÇÀnnuaire 1852).

Mê^ iwynçjiCT

ClAP. TL — tT(MIJS.

damae le tableau snvant à» étoiles périoilîques