ÉTOILES MULTIPLES

' beaucoup plus éloigné que l'antre, de sorte que les deux points lumineux se projettent en un même point du ciel par un simple effet de perspective. On donne aux étoiles doubles qui se trouvent dans ce cas ^ le nom de couples optiqiLes. Mais si les deux étoiles sont à des distances à peu près égales de nous, leur rapprochement est réel et tout fait présumer qu'elles forment un véritable système et que les composantes sont liées ensemble par des rapports vraiment physiques. On nomme couples physiques les étoiles doubles de ce genre.

Les couples physiques se reconnaissent à divers caractères : on peut assurer que les deux composantes d'une étoile double forment un système réel, quand l'observation a permis de constater le mouvement de circulation de Tune d'elles autour de l'autre ; ou encore, quand les deux composantes ont un mouvement propre de même amplitude et dans la même direction.

Quant aux couples optiques, ils se distinguent des autres, soit par l'absence d'un mouvement de circulation, soit par la divergence des mouvements propres, soit par le fait qu'une des composantes possède un tel mouvement sans que l'autre composante y participe.

Sur 6000 étoiles doubles connues, les astronomes ont déjà reconnu 650 systèmes physiques, c'est-à-dire 6^0 groupes de soleils tournant l'un et l'autre autour d'un centre commun.

Les éléments de plusieurs de ces systèmes ont été complètement déterminés. C'est à l'astronome français Savary, qu'on doit la première détermination de ce genre , appliquée à l'étoile double l de la Grande-Ourse. La durée de la révolution de ce système étant de 61 ans; il en résulte que depuis 1782, époque ob l'étoile a été reconnue double, une révolution totale s'est accomplie et qu'un tiers de la seconde période vient de se terminer encore sous nos yeux.

Voici les durées des révolutions de plusieurs étoiles doubles :

C d'Hercule 36 années

Ç de l'Écrevisse .... 59 — l de la (jrande-Ourse • . 61 —

w de la Couronne boréale , 66 —

a du Centaure 78 —

pd'Ophiucus ...... 92 —

Y de la Vierge 150 —

61« du Cygne. . • . . 452 —

La plupart des orbites ont une excentricité considérable ; mais toutes bout elliptiques , et il parait certain que les lois des mouvements sont identiques à celles qui président aux révolutions de notre système planétaire, d'où il faudrait conclure que la gravitation est une force véritablement universelle, qui régit les mondes sidéraux comme notre monde solaire.

Les distances de quelques-uns de ces systèmes étant connus, on a pu calculer approximativement les dimensions réelles des orbites. C'est ainsi qu'on évalue à 410 millions de lieues le rayon moyen de l'orbite décrite par l'une des étoiles qui composent a du Centaure, et à 1700 millions de lieues la distance des composantes de la 61 ** du Cygne.

Parmi les étoiles doubles, il faut citer encore Sirius, dont le satellite avait été soupçonné avant que les instruments l'eussent découvert. La théorie avait assigné à la révolution de ce soleil une durée de 50 années, qui parait être en par-

Fjg. 144. — Étoile septuple Thêta; trapèze d'Orion.

fait accord avec les récentes observations du satellite. Quelques savants ont émis l'opinion que ce satellite n'est pas un

ÉTOILES MULTIPLIS. 301

soleil, mais une planète fort volumineuse éclairée par la lumière de Sirius.

On ne connaît pas seulement des étoiles doublés, mais des étoiles triples , quadruples, etc. ; et jusqu'à des étoiles septuples: telle est la fameuse étoile 6 de la constellation d'Ôrion, qui, simple à l'œil nu, se décompose en 4 étoiles formant un trapèze lorsqu'on l'observe avec une lunette d'une suffisante puissance. Les grands télescopes ont montré d'abord deux, puis trois très-petites étoiles situées dans les limites du trapèze, ce qui porte à 7 le nombre des étoiles de ce groupe.

D'après Humboldt, il est probable qu'elles forment uû système, car elles sont toutes affectées du même mouvement propre.

Les étoiles composantes d'un couple sont rarement égales en éclat; mais c'est surtout dans les couples optiques qu'on remarque les inégalités les plus grandes dans Tintensité de la lumière, ce qui provient sans doute le plus souvent de la différence des distances. On réserve le nom de satellites, dans les couples physiques, aux plus faibles des étoiles composantes.

Indépendamment des différences d'éclat, les. étoiles multiples présentent souvent aussi des différenced de couleur. Parmi 596 étoiles doubles brillantes observées par W. Struve, cet astronome a compté :

375 couples dont les composantes ont la même couleur à la même intensité ;

101 couples où la même couleur est d'une intensité différente ;

120 couples de couleurs totalement différentes. Parmi les étoiles de même couleur, les plus nombreuses sont les blanches, et sur les 475 étoiles de cette sorte, Struve a observé :

295 couples oh les deux composantes sont blanches;

118 couples, où elles sont jaunes ou rougeâires ;

63 couples, oîi elles sont bleufttres.

Toutes les nuances du spectre se rencontrent dans les étoiles doubles colorées. Le blanc s'y trouve associé avec le rouge clair ou sombre, l'orangé, le pourpre, le rubis. Là, c'est une étoile vertQ avçQ une composante rou^e de sanç foncé ; ici, up

soleil principal orangé, accompagné d'un satellite pourpre ou bleu indigo. L'étoile triple y d'Andromède est formée d'un soleil rouge orangé et de deux satellites dont la lumière est couleur vert d'émeraude.

D'ailleurs un assez grand nombre d'étoiles simples sont aussi colorées.

Sinus, Wéga, Régulus, l'Épi sont parfaitement blanches ; mais Beteigeuze d*Orion, Aldebaran, Ârcturus, Antarès, Mira sont rouges ; Procyon, la Chèvre et la Polaire sont jaunes ; l'étoile Êta de la Lyre est d'une couleur bleue prononcée.

ORODPBS d'étoiles ; LES PLÉIADES. — AMAS STELLAIRES CD NÉBDLBtiSRS RÉSOLUBLES. — NÉBULEUSES IRRÉDUCTIBLES DE FORMES DIVERSES. — NÉBULEUSES PLANÉTAIRES ET ÉTOILES NÉBULEUSES. — VOIE LACTÉE ; LE SOLEIL EST UNE DES ÉTOILES DE LA VOIE LACTÉE.

L'observation, à l'œil nu, de la voûte étoilée, suffit pour faire remarquer que les étoiles des diverses grandeurs ne sont pas également disséminées dans toutes les régions du ciel. Certaines de ces régions sont pauvres en étoiles; d'autres au contraire sont riches en étoiles très-brillantes, et ailleurs encore on trouve des accumulations très-marquées d'une multitude d'étoiles d'un faible éclat. La zone lumineuse connue sous le nom de Voie Lactée, que nous allons décrire, tranche notamment avec toutes les autres zones célestes par le nombre considérable des points brillants qui la composent.

Mais en dehors de cette zone, on aperçoit un certain nombre de groupes, dont les étoiles composantes sont si rapprochées qu'on ne peut s'empêcher de les considérer comme des associations unies par un lien naturel.

Le plus remarquable de ces groupes est celui des Pléiades, situé dans la constellation du Taureau. On y compte six étoiles visibles à l'œil nu dont la plus brillante, Alcyone, est

Je troisième grandeur. Mais le télescope en fait découvrir environ quatre-vingts disséminées sur un très-petit espace.

Fig. 145. Les Pléiades.

Les Hyades, dans le voisinage d'Âldebaran, la Crèche ou Prœsepe dans le Cancer, et le groupe de Persée forment des associations d'étoiles analogues à celle des Pléiades, et comme celle-ci aisément reconnaissables à l'œil nu.

Dans la constellation d'Andromède, entre le carré de Pégase et Cassiopée, les bonnes vues distinguent, quand le ciel est bien pur et la nuit bien profonde, une masse lumineuse, un petit nuage blanchâtre de forme ovale allongée, mais où la vue ne peut distinguer aucune étoile.

C'est une nébuleuse^ bien connue des astronomes sous le nom de nébuleuse d'Andromède, et célèbre dans la science, parce que c'est la première qui ait attiré la sérieuse attention des observateurs. C'est à Simon Marius, en 1612, qu'est due l'observation et la description de ce nuage céleste.

Depuis cette époque y on a découvert un nombre considé-

rable d'objets analogues, la plupart invisibles à Toeil nu, et d'ailleors très-variés de dimensions, de^ formes et d'éclat. On connaît aujourd'hui plus de 5000 nébuleuses^ çà et là disséminées dans toutes les régions du ciel.

Du reste, la distribution des nébuleuses est très-inégale dans l'hémisphère céleste boréal, ainsi que dans les parties de l'hémisphère austral visibles dans les latitudes de la zone tempérée septentrionale. C'est dans une zone qui embrasse à peine la huitième partie de la voûte céleste, que se trouve la plus grande accumulation de nébuleuses. Les constellations du Lion, de la Grande-Ourse, de la Girafe et du Dragon, celles du Bouvier, de la Chevelure de Bérénice, des Chiens de Chasse, mais principalement de la Vierge, forment cette zone, qui s'étend d'ailleurs jusqu'au milieu du Centaure et qui est connue sous le nom de région nébuleuse de la Vierge.

A peu près à l'opposé du ciel, une autre agglomération de

Fig. i4é. Amas stellaire de la Balança.

nébuleuses embrasse Andromède, Pégase, les Poissons et s'étend plus loin que la première dans là ]partie australe 'd^^ U vQÛte céleste.

Circonstance remarquable : les régions voisines de la Voie Lactée sont les plus pauvres en nébuleuses, tandis que les deux régions les plus riches s'étendent aux deux pôles de cette grande ceinture, où les étoiles sont si nombreuses et si condensées.

Les nébuleuses sont plus uniformément répartie!» dans la zone céleste qui environne le pôle sud : elles y sont aussi moins nombreuses. En revanche, on y admire deux magnifiques agglomérations qui contiennent à elles seules près de

Fig. 147. Amas d*Hercale.

400 nébuleuses : elles sont connues sous le nom de Nuées de Magellan.

Sur le nombre total des nébuleuses aujourd'hui recensées, on en compte 400, à peu près la douzième partie que les télescopes sont parvenus à décomposer en étoiles. Ce sont les nébuleuses résolubles ou amas stellaires.

La forme des amas est généralement arrondie ; quand on les examine à l'aide d'instruments puissants, on voit qu'ils sont formés d'une multitude d'étoiles, le plus souvent fortement condensées vers le centre de l'agglomération. Les amas de la Balance, d'Hercule, et d'Oméga dp Centaure que

306 CHAPITRE VllI. LES ÉTOILES.

nous reproduisons ici, d'après les dessins originaux de J. Herschel, sont des exemples frappants de cette condensation , qui laisse supposer une forme globulaire ou sphérique. D'ailleurs Taccroissement d'éclat du bord au centre est souvent plus rapide que ne permet de l'admettre une égale ilistribiition des étoiles à l'intérieur des amas stellaires. On en a conclu qu'outre la condensation apparente ou purement optique, il existe une condensation réelle qui s'est sans doute produite à la longue, sous l'influence des forces centrales, résultantes des attractions isolées de tous les soleils qui composent de tels systèmes.

Fig. 148. Amas stellaire d'Oméga da Centaare.

Le nombre des étoiles que renferment les amas de forme globulaire est souvent prodigieux. Herscbel a calculé que plusieurs amas ne renferment pas moins de 5000 étoiles agglomérées dans un espace dont les dimensions apparentes sont k peine la 10"** partie de la surface du disque lunaire.

On trouve aussi des amas stellaires dont la forme est très-

irrégnlière, mais ce sont les moins nombreux et les moins riches en étoiles.

Parmi les nébuleases qui n'ont pu être encore décomposées, et qu'on nomme pour cette raison nébuleuses irré^ d%u>tibleSf il en est un certain nombre cependant où les plus puissants télescopes ont permis de distinguer un certain nombre d'étoiles disséminées sur un fond nébuleux.

Fig. 149. Mébuleose d'Andromède.

Telle est la nébuleuse d'Andromède, dont la forme allongée et la |ueur uniforme condensée au centre l'avaient fait comparer par Simon Marins, c à la flamme d'une chandelle vue à travers une feuille de corne transparente. » L'astronome américain G. P. Bond l'a en partie décomposée en étoiles ; il en a compté plus de 1500. La nébuleuse Dumb-bell, du Renard, la grande nébuleuse irréguliëre d'Orion, sont encore dans le même cas. Les télescopes y distinguent un certain nombre d'étoiles, mais les masses nébuleuses sur lesquelles

elles se pi^jettent résistent jusqu^à présent à toute décomposition, dans les télescopes les plus puissants. ' Enfin d'autres nébuleuses, et ce sont les pins nombreuses, sont complètement irréductibles, quelle que soit la puissance

Flg 150. Nébuleuse du Taureau.

des télescopes employés jusqu'ici par les observateurs. Elles apparaissent dans les instruments comme des masses vaporeuses confuses, ne laissant soupçonner en aucune façon l'existence de points lumineux distincts.

Pour expliquer cette apparence, on a supposé qu'il existe

dans les profondeurs de l'espace des agglomérations de

matière diffuse, probablement gazeuze, plus ou moins con-

Fig. 151. Néboleuse de la Dorade.

densëe, brillant d'une lumière qui lui est propre. Comme un certain nombre de nébuleuses irréductibles, au lieu de présenter un éclat uniforme, laissent voir quelques points plus

àlo

luinineuz, on en a conclu qn*en ces points la matière, sons l'influence de la force attractive, se condensait réellement, pour donner naissance dans la suite des siècles à de yérîtiables étoiles^ à des soleils.

mmÊ^M

Cette hypothèse a paru d'abord un peu hasardée quand on a pu constater que le nombre des nébuleuses résolubles augmentait avec la puissance des instruments d'optique. Mais J'analyse spectrale appliquée à la lumière des nébulosités par

des astronomes contemporains (MM. Huggîns et Miller, en Angleterre, Secchi à Rome) paraît devoir donner gain de

i-ig. i53. Kebuleuse spirale des Gaiens de chasse d'après lord Rosse.

cause à l'opinion qui admet Texistenoe d'une matière diffuse.

Ontre la forme globulaire des amas stellaires on constate dans les nébuleuses les configurations les plus variées, elliptiques, plus ou moins allongées, annulaires, rectilignes, spirales. Les nébuleuses d'Orion, de la Dorade, du Navire présentent les configurations les plus bizarres, et leurs masses

informes semblent des nuages tourmentés et déchiquetés par la tempête.

Il en est aussi un assez grand nombre qui affectent la forme de spirales à une ou à plusieurs branches, et où l'on voit en divers points des centres très-marqués de condensation lumi-

neuse. Nous donnons ici quelques échantillons curieux de ces formes diverses.

Enfin, il faut noter encore les nébuleuses planétaires^ ainsi nommées, parce qu'elles se montrent sous la forme d'un disque dont l'intensité lumineuse est égale aux bords et au centre; puis les étoiles nébuleuses, qui ne diffèrent des nébuleuses planétaires que par la présence d'une étoile occupant le centre du disque, ou de deux et trois étoiles symétriquement placées sur le cercle ou sur l'ovale nébuleux.

Ftg. 155. Ëtoiies nébulenses.

Plusieurs nébuleuses planétaires, observées par lord Rosse avec son télescope géant, ont paru sous un aspect tout différent de celui que leur donnent des instruments moins puissants, de sorte qu'il y a tout lieu de penser que ce genre de nébuleuses ne diffère pas réellement des nébuleuses globulaires, ovales, etc.

On a observé des nébuleuses doubles, composées de deux nébuleuses voisines, soit séparées, soit liées par des fragments de nébulosité

814 CSHAPITRE Vin. LES ÉTOILES.

Tout le monde a pu observer, par les nuits sereines et sans lune, la longue zone blanchâtre connue sous le nom de

Mg. 1S6. Nébuleuse double, d'après lord Ro8«e/

Chemin de Saint-Jacques ou de Voie Lactée, qui divise la voûte étoilée en deux segments presque égaux.

L'apparence générale de la Voie Lactée est celle d'une longue traînée nébuleuse, qui suit à très-peu près la circonférence d*un grand cercle de la voûte céleste. De prime abord, on remarque qu'elle se divise en deux branches principales sur près de la moitié de sa longueur totale. Sa largeur est très-variable : tantôt elle se resserre au point de ne plus occuper que six à huit fois le diamètre lunaire; tantôt elle se répand sur une étendue quatre fois plus large.

Quand on examine la Voie Lactée à l'aide des télescopes, la nébulosité se résout généralement en une multitude d'étoiles très-rapprochées les unes des autres, mais fort irrégulièrement condensées. Les amas stellaires de formes irrégulières y sont surtout très-nombreux : il n'en est pas de même des amas de forme globulaire, qui ne se trouvent guère que dans la partie la plus brillante de la zone australe. « Si quelques régions, dit Humboldt, présentent de grandsespaces où la lumière est uniformément répartie, il vient, immédiatement après, d'autres régions où des espaces brillants, du plus vif éclat, alternent avec des espaces