Les amas d'ëtoiles et les nébuteuses

6. La constitution du ciel {the construcUon of the heavenày La voie lactée etc.

Ces six objets forment les six sections de Tastronomie stellaire daprës Herschel.

0* HévscheL Système de la voie lacstée* de 1785*

Nous nous occuperons, par priffërence, de la dernière de ces sections , et il s'agit pour nous de donner un expose des vues di Sir W. Herschel smr l'arrangement de la voie lactëe. Les premiè res vues générales sont déposées par Herschel dans les deux mé moires de 1784 et 1785, on the construction of tlie heavens. Conuni l'opinion qu'il y énonce, a été le plus clairement reproduite, dan l'astronomie de son célèbre fils, Sir John Herschel, je donnerai ici U traduction yeii)ale des paragraphes 585 et 586 de cet ouvrage , qu la contiennent*') :

(585) jK Si la comparaison des grandeurs apparentes des étoiles ave « leurs, nombres ne conduit à aucune conclusion définitive , il e- (( est autrement , aussitôt que nous les considérons en connexic^ (( avec la distribution locale sur le ciel. En nous bornant aux trod (c ou quatre classes brillantes d'éclat , nous trouverons en effe ic que les étoiles sont distribuées sur la sphère avec une unifox (I mité supportable. Mais en considérant le total des étoiles visible ft à l'oeil nu, nous apercevrons, dans le nombre, un accroisse H ment grand et rapide en proportion que nous approchons de <f bords de la voie lactée. Et quand nous venons aux grandeur K télescopiques , nous trouvons les étoiles accumulées au delà S M toute imagination , le long de l'étendue de ce cercle et de 1 M branche qui s'en sépare. C'est ainsi qu'en effet la lumière total wde la voie lactée n'est composée que d'étoiles, dont la grandeu u moyenne pourra être taxée de la dixième ou onzième classe, m

(586) <x Ces phénomènes s'accordent avec l'hypothèse , que les étoile les de notre ârmament, au lieu d'être disséminées sans loi, dans « tontes les directions de l'espace , forment plutôt une strate dont fc l'épaisseur est petite, en comparaison avec la longueur et la larwgenr. Dans cette strate, la Terre occupe ime place peu éloignée «c du milieu de l'épaisseur , et voisine^^) de l'endroit , où elle se « subdivise en deux lames principales , inclinées d'un petit angle «fune à l'autre. Car il est clair que , si l'oeil est placé ainsi, « et si nous supposons que les étoiles sont distribuées assez uni* « formément dans l'espace qu'elles occupent , la densité apparente « sera la plus petite , dans une direction du rayon visuel perpen- M dicnlaire à la lame , et la plus grande dans la direction de la « lai^ur. En même temps la densité augmenterait rapidement, en ^ passant d'une direction à l'autre, exactement comme nous voyons << qu'un brouillard léger dans l'atmosphère se condense , près de ^ Thorizon, en un banc nébuleux distinct, uniquement par l'aug- « luentation rapide de la longueiu* du rayon visuel. Or c'est pré- ^ cisément ainsi que la constitution du firmament étoile est ën- *vîsagée par Sir William Herschel, dont les télescopes puîs- ^ sants ont effectué une analyse complète de cette zone miraculeuse, ••et démontra le fait qu'elle est entièrement composée d'étoiles. — ^ Les distances inmienses, où les dernières régions doivent se trou- ^ver, suffisent pour expliquer l'abondance extrême des étoiles de ^ petites grandeurs que l'on observe dans la voie lactée. » Il faut nous rendre compte maintenant de la voie , soit d'observation, soit de spéculation, qui a conduit le grand astronome de wtough aux vues sur la forme et l'étendue de la voie lactée, que '^^Us venons d'indiquer. Cette recherche mènera en outre aux détails ''^^éressants du système de Herschel.

En supposant les étoiles en général également espacées entre el- ^^> le nombre des étoiles qui se présentent dans le champ d'une

même liinette^ doit être à peu près le même dans les différentes di< rectioDs possibles, en cas que l'espace qui contient les ëtôiles, s*ë* tend partout à la même distance , c. à d. en cas que les étoiles visibles dans la lunette sont réunies dans une spbère dont l'oeil oc* cupe à peu près le centre. Supposons, en second lieu, une strate d'étoiles ^[alement espacées entre elles , de la forme d'un disque cylindrique et d'une épaisseur petite en comparaison du diamètre Dans ce cas, l'oeil placé au centre du disque, si les bords du disqui lui sont accessibles à l'aide de^ la lunette , rencontrera dans la direction d'un diamètre un grand lîombre d'étoiles , et dans celle d^ l'axe un petit nombre. Il s'en suit, que les dénombrements des étot les visibles dans les différentes directions conduiront à déterminei soit la forme extérieure de la strate stellaire , soit le lieu qu'occupl'oeil à Imtérieur. Mettons p. e. qu'en dedans d'un petit cercle d. la voûte céleste, de 15 minutes de diamètre, on compte dans im direction 10 étoiles visibles , et dans une autre 80 étoiles visibles toujours à l'aide du même instrument, les deux rayons visuels se ront en proportion de 1 à 2 , ou des racines cubiques de 1 et 8.

En outre, on est en état de trouver, à l'aide des nombres absolus (10 et 80 dans l'exemple) et de la grandeur relative du cliam| de la lunette (15' dans l'exemple) par rapport à là voûte célesti totale, la longueur de chaque rayon visuel, comparée à la dis tance moyenne entre le Soleil et les étoiles de première grandeur distance qu'on doit supposer identique avec la distance moyenne i présumer entre un couple quelconque d'étoiles voisines.*')

Voilà la célèbre méthode dc;^ jaugeages du ciel ou des jauge< d'iétoiles {Gaging of the heas^ens^ star-gages), dontHerschel a f ai un si vaste usage, en employant . dans ce but son télescope de l6,{ pouces d'ouverture, grossissant 157 fois, et qui avait un champ d< 15 minutes 4 secondes de diamètre.**) Ce champ montre chaque foii un 833000*ième de la voûte céleste entière , et il faudrait au deU

d'iin million de dénombrements successifs pour jauger selon H erse lie 1 le ciel entier. Les jauges que cet astronome a publiées, s'ë-* tendent depuis -{• 45^ jusqu'à — 30^ de déclinaison. Cette grande sone contient au delà de 500000 champs de lunette , dont environ 3400 ont été explores par H erse bel. Il en a déduit, en réunissant plusieurs cbamps Toisiiis à un résultat , 683 jauges moyennes. Ces jauges nous offrent, cbaque fois, le nombre des étoiles visibles dans le champ , nombre qui est extrêmement variable selon les directions. Car il y a une jauge où le nombre n'est qu'une fractrou de l'iuiité^ et une autre où il s*élève au maximum de 588 étoiles. A l'aide d'une table, l'auteur déduit du nombre des étoiles, la longueur du rayon visuel correspondant, exprimée en distances d'une étoile de première grandeur, et c'est ainsi que pour la jauge de 0,5 il a le rayon visuel = 46 , et pour celle de 588 le rayon = 497 iU3iités , près de onze fois plus grand que l'autre.

On voit facilement, que si les jauges étaient prises dans toutes les

directions, l'on sérail en éiat de modeler la forme solide de la strate

^yrec d'autant plus de précision et de détails, que le nombre des

Jauges est plus considérable. Mais comme les jauges circumpolaires,

H>it boréales soit antarctiques, manquent dans son tableau, Herschel

se contente d'une section de la voie lactée , et parvient au résultat

final «que notre nébuleuse est un amas très étendu et ra-

i^ifié, qui se compose de beaucoup de millions d'étoiles.u

Etant inclinée de 35® vers l'équateur céleste quelle coupe sous 304^2*

^^ l^^Vi^ d'ascension droite , la section passe à une très petite di-

^touce**) des pôles de cette trace ; elle coupe la voie lactée sous des

^^gles droits , d'un côté dans ses deux branches qui traversent la

constellation de l'Aigle, et du côté opposé, dans la partie australe du

*^ïcorne vers le grand Chien. Elle passe successivement par les con-

^Uations suivantes : l'Aigle , le Verseau, le Poisson austral, la Ba-

leine, TËriclâii, le Lièvre, le Licorne, l'Hydre, le Lion, la Chevelure, les Chiens de chasse, le Bouvier, la Couronne et l'Hercule.

La fohne de la section est représentée dans le mémoire de Herschel par un dessin, répété depuis dans un grand nombre d*oa- Trages astronomiques. Les contours en sont en effet très bizarres e irr^uliers. Le lieu du Soleil, est peu éloigné du centre de gravita de la figure. Les étoiles visibles à l'oeil nu se trouvent toutes l'intérieur d'un petit cercle qui entoure le lieu du Soleil. L'axe M plus long de la figure a une étendue de 850 unités = distanci» d'une étoile de première grandeur. Cetfe ligne passe près du li du Soleil. Dans une direction à peu près perpendiculaire, noi avons la plus petite dimension de la strate à travers le Soleil. L' paisseur n'est ici que de f55 unités. Donc, notre nâ)uleuse sen Sy^ fois plus étendue dans une direction que dans l'autre^^). points les plus distants de la voie lactée, dans les deux branches parées, se présentent dans la constellation de l'Aigle, où nous avojc des distances de 497 et de 420 unités. Entre ces deux points e^K trêmes est situé un golfe vide, dont le recoin est à une dîstaa<^ ^n Soleil de^ 220 unités. Du côté opposé, le maximum de la di stance est = 352, dans la partie de la voie lactée au dessus dl^ grand Chien. Les deux rayons visibles les plus courts, à partir cX^ Soleil, sont de 75 unités du côté de la Chevelure, et de 80, d'i côté de la Baleine.

Pour fixer les idées, j'anticipe ici une des données que nous fou.:it nira la seconde section de ce rapport. On y verra, que la distan^^ moyenne des étoiles de première grandeur est approximativeme:^ connue , aujourd'hui , et qu'elle s'élève à près d'un million de ra^i' ons de l'orbite de la Terre. Par conséquent, selon le système c3 Herschel, les étoiles du bord de notre strate, dans la constel lation de l'Aigle, seraient à la distance énorme de 480 millions ^ fois la distance du Soleil à la Teq^e, espace que la lumière pa^

court en 7570 ans. L* étendue la plus grande de la voie lactée, entre les bords du côte de l'Aigle et du Licorne s'élèverait à près de 817 millions de rayons de notre orbite, et la lumière emploierait un temps de 12920 ans pour parcourir cette ligne. Vers la fin de son mémoire de f785, Herschel expose que son ■ télescope lui a indiqué d'autres nébuleuses et qui ne peuvent être autre chose que des voies lactées, comme la nôtre, mais de dimension probablement beaucoup plus grande. Ce sont les nébuleuses d'une étendue apparente considérable, et en même temps non résolubles dans son télescope. Il en cite 10, et parmi ce nombre les grandes nébuleuses d'Orion et celle d'Andromède. La première nous parait dans les télescopes à peu près de la grandeu/ du disque lunaire, mais < de forme très irrégulière; la seconde, plus régulière et oblongue, ayant VU degrés dans une dimension et 16 ininutes dans l'autre, surpasse le disque apparent de la Lune de ^aucoup. Cette dernière nébuleuse est selon Herschel la plus voisine de la nôtre, dans une distance qu'il taxe à environ 2000 fois ^lle des étoiles de première grandeur*^). Il conjecture enfin que '^8 nébuleuses planétaires d'un petit diamètre^*), de forme circon- ^^^ite et d'une liunière uniforme, sont des nébuleuses, ou voies 'dotées, placées à une immense distance de nou$, et dont les étoiles ^ont condensées et accumulées au plus haut degré.

10» HevMdheL OUiqae du système de 1789 1 basëe sur rétade des mëmoirei postérieurs.

L'explication que donne Herschel des phénomènes de la voie

^^otëe, d'après le système que nous venons d'exposer, serait d'une ri-

S^^ieur géométrique, si toutefois les deux antécédents qu'elle

'appose, étaient exacts ou du moins approximativement

justes. L'un est celui de la distribution à peu près égale des étoiles

^^^^8 l'espace: l'autre, encore plus important, consiste en ce que Her-

schel a du supposer, (jnk l'aide de son télescope de 30 pieds, il i effectivement atteint partout les limites de notre strate. Sans poc distinctement cette dernière condition à la tête de sa recherche, la touche cependant dans le courant de son exposition, en indiqua cpie son télescope porte probablement loin* au delà des limites la voie lactée*^.)

Une des qualités des plus distinguées du caractère de Hersch

et qui contribua le plus éminenunent aux succès de ses travail

c'était la persévérance. Nous vayons que les grandes questions

l'astronomie stellaire l'ont occupé pendant la durée totale de 50 a

de sa carrière scientifique: qu'il a tâché, sans relâche, d'augmenter

matériaux, à l'aide de l'observation, et d'élargir et de corriger i

vues par une spéculation toujours plus profonde. Nous n'avons f£

mentionner ici, la marche de ses recherches sur les étoiles donbl*

Nous voyons que ses premières observations, relatives à ces coti

célestes, datent de 1774. Ses dernières observations publiées se

de 1804^ son dernier mémoire qui en traite, est ide 1821^^). Osera

on juger lés vues de Herschel sur les étoiles doubles, uniqu

ment par son traité sur les parallaxes de 1781, qui précède s*

premier catalogue de ces étoiles? Certainement non! Il faut, <

contraire, étudier le développeikient successif des idées de He

schel, dans la siïite des mémoires qui s'y rapportent. Eln 1781, 1

étoiles doubles lui présentent un phénomène accidentel, sans eau

physique, mais propre à la recherche des parallaxes. En 1783

1784, il pense les employer à la recherche du mouvement du SoU

dans 1 espace, par l'effet d'une parallaxe séculaire. En 18Q2 enfin,

reconnaît les systèmes binaires et multiples, réunis par une gt

vilation réciproque; il observe le mouvement autour du cent

de gravité et même les périodes des révolutions. Quelle différeU

énorme entre les vues de 1781 et de 1802! Remarquons enfin €f

ces progrès ne sont pas dus exclusivement à la persévérance et

talent du grand astronome, mais également à une seconde (jùalitë, non moins intéressante de son esprit, de ne jamais se laisser déterminer par une préoccupation, d'être toujours disposé à abandonner une opinion, aussitôt quil s y voit engagé par une expérience prolongée et par im raisonnement plus mûr.

Nous voîlà donc obligés de poursuivre les vues de Herscliel sur ]a voie lactée, par tous ses mémoires postérieurs aux deux, sur lesquels nous avons basé l'exposé précédent. Celte étudie est d'autant plus indispensable, que Herse bel avait annoncé son premier système avec une extrême réserve, en admettant d'abord la possibilité d*une réforme future de ce système, au moins partielle^*). Il y a douze mémoires postérieurs à 1785, jusqu'en 1818, qui se rapportent, plus ou moins directement à l'arrangement de la voie lactée ^^). L'examen de ces riches matériaux nous mettra à même dé jviger sur les progrès et les modifications successives des vues de Rerschel. Les r&ultats se réunissent, quant aux bases de l'ancien système, dans les points suivants.

1- Nous voyons, en premier lieu, que Herse bel parvînt enfin à abandonner entièrement l'hypothèse d'une distribution égale des étoiles dans l'espace. Déjà en 179t>, il s'exprime de la manière suivante:

«L'hypothèse d'une égale' grandeur et d'une distribution ré-

«gulière des étoiles, que nous ayons employée , est trop éloignée'

«de l'exacte vérité, pour servir de base à cette recherche.

«Les étoflea de la première et de la seconde classe, examinées

«scrupuleusement, prouvent jusqu'à l'évidence, que pour élre

^ exact, il faut les supposer, au moins à un certain degré, de dif^

t férentes grandeurs, ou placées à différentes distances. Toute» les

K deux variations ont certainement lieu. Cette seule considération

' H suffit complètement pour démontrer que , quelque vraie que

H soit pentetre l'hypothèse des grandeurs et de la distribution

« ^les, sous un point de vue général , elle ne peut être d auci « service , lorsq^ s*agit d'une grande pr^jsion. »

Ce sont les premiers doutes prononcés par Herschel, s r^le distribution des étoiles, mais qui ne la rejettent j encore entièrement pour un usage général, p. e. dans la r cherche de la forme totale de la voie lactée.

Nous trouvons aussi quil adhère, encore en 1799, à Tancii système. Car dans son mémoire sur la pénétration , il prouve Ta cord entre les distances extrêmes de la voie lactée qu il a trouve par deux méthodes tout à fait dijQTérentes entre elles, savoir ce! des jauges, et celle de la pénétration de son télescope. Ce n« quen 1802 que son jugement se fixa, comme nous le voyons ^ le passage suivant de Tintroduction du dernier catalogue de n buleuses:

Cl Aujourd'hui (now), je suis persuadé, par suite d*unelong' « insjjection et par un examen continuel , que la voie laci «est composée d'étoiles distribuées tout autrement, que cell « qui nous entourent. »

Enfin il se prononce sans réserve dans les mémoires de IS et I8l7, dont npus n'avons qu'à citer les deux passages suivan

(1811) ttSi quelqu'un remarque, que dans ce nouvel arrangemei «je ne suis par tout à fait d'acôord avec ce que j'ai dît da «des écrits antérieurs, sur plusieurs objets que j'ai examin «par mes observations: il faut que j'avoue franchement, qu' «continuant mes revues (sweeps) du ciel, itton ^^%pinion s «l'arrangement des étoiles et sur leurs grandeurs apparenti «ainsi que sur plusieurs autres parties, a éprouvé un chang «ment graduel. En ejQTet, en consi .'érant la nouveauté usuj< « nous ne pourrons être surpris de ce que beaucoup de parti «que nous avons crues hors de doute, se sont manifestées to

— aa —

«autre chose, dans Fexamen, que ce que j avais supposé trop « hardiment.

a Par exemple , la distribution égale des étoiles dans l'espace «pourrait être admise en certains calculs. Mais si nous examinons «la Toie lactéje, ou les amas resserrés d'étoiles dont mescata-- «logues présentent un si grand nombre, cette distribution «égale doit être abandonnée.»

(1817) «Quant aux jauges que j avais prises pour des jauges de di-

«stances, en supposant une distribution égale, jai à remarquer

«à pr&ent, que quoiqu'un plus grand nombre dVtoiles dans

«le champ (de la lunette) soit en général une indication de

«leur plus-grande distance^ ces jauges se rapportent, en

«réalité, plus directement à la condensation des

«étoiles. Elles nous en donnent une notice précieuse et qui

«démontre la richesse différente en étoiles, dans les

«différentes régions du ciel.» ^

Voilà donc la première des deux bases du système de 17&5

anâmtie, par l'auteur lui même.

3* Voyons maintenant la seconde base, savoir, que dans les jauges il ait atteint e£fectivement les limites extrêmes de la voit; lac-

tée. Il paraît que le jugement deHerschel, sur cet objet, ne se soit fixé que dans ses deux mémoires de 1817 et 1818. Il cite en premier lieu (mém. 1817), 6 jauges dans lesquelles il Ha point réussi à résoudre la voie lactée, même avec son télescope de vingt pieds, amélioré par la vue de front (front vievr). Nous savons qu'il supposait la limite extrême de la voie lactée, reconnue en 1785, pour la constellation de TAigle, à laie distance de 497 unités (distances de Sirius). Il dît maintenant, en i817:

«Par ces observations, il est clair, que rextrème limite de <Ja pénétration du télescope; de vingt pieds, n'était pas en état

a de sonder la profondeur de la Toie lactée. Or, les âoilea a sont au dessus de la forée de cet instrument, dohrent être pli «distantes que le 900*me ordre des distances ji

Puis, il ajoute qu'il faut supposer qu'avec le tëlescepe ^^He W pieds la limite visible de la voie lactëe s'éteo^^J jusqu'à l'ordre 2300-me, et qu'à cette distance, la méi^^ne

incertitude a lieu pour cet instrument, qui se manifestait po or

une distance de plus de 90O unitës, dans le télescope de vii^^gt pieds. Enfin, dans te mémoire de 1818 , il cite encore quatre janga^vg, où il s'est convaincu que son instrument n'atteignait point la -^in de la strate; et il termine cette discussion par le passage sumaant:

«Dans ces dix observations, nous voyons que les jauges aB>j)-

«pliqmées à la voie lactëe ont ëtë arrêtées, dans leur progi~^s, «par la petitesse et la faiblesse extrêmie des étoiles. Il ne relate « cependant aucun doute sur l'étendue progressive de la r^îon « étoilée. Car^ si dans tme des observations une nébulosité faible «avait été soupçonnée, l'application d'un grossissement plus fort «démontrait, que l'apparence douteuse était produite parleociL^— «lange de nombre d'étoiles, trop petites pour être vues àTaicE^ « du grossissement plus faible. Nous pouvons donc faire la cora— «clusion, que si nos jauges cessent de résoudre la voie lact^^ «en étoiles, ce n'est point parce que la nature en est douteus^^ «mais parce qu'elle est insondable (fathomless).»

Par ces thèses Herschel a anéanti la seconde base de s^'^ système antérieur.

3. Nous parvenons donc au résultat peut être inattendu^ mab ïncat^^ testable, que le système de Henschel, énoncé en 178^' sur l'arrangement de la voie lactée, s'écroule: »- * toutes parts, d'après les recherches ultérieures. "- Fauteur; et que Herschel lui même l'a entièreme abandonné.

V fai vMe hMtëe et le» animes ipavMetf de VmÊtranom mie steUalre, depuis 1789 Jns^pi^'eit 1818.

Q serait incompatible avec l'esprit de HerscheK de supposer

I ait dëtruit son premier système sur la voie lactëe, sans le placer par de nouvelles vues, bas^s sur la combinaison de ses erches toujours plus étendues. Remarquons ici d'abord qu'il existe K périodes différentes dans les vues générales de Herschel l'astronomie stellaire, et qui sont séparées par>une époque sige. Je nommerais la^premi^e de ces périodes, celle des vues iques, et la seccmde, celle des vues physiques.

^our caractériser la première période, qui date du commen* snt de son activité astronomique, nous avons les dièses suies.

rcs étoiles doubles et multiples pressentent en général .un phé- K)mène de projection, ou optique. Elles sont cependant dun aut intérêt pour la science, en ofirant le moyen le plus propre K>ur la détermination de la parallaxe des étoiles fixes, ainsi que iu mouvement propre du Soleil.

a voie lactée est le produit d'une projection des étoiles égalelent espacées, mais dont il y a des rangées plus longues dans ine direction que dans une autre.

n prenant pour point de départ, que le nombre des étoiles isibles, la jauge, détermine la longueur du rayon visuel: il st possible de déterminer la forme de la voie lactée, par le énombrement partiel des étoiles, dans les différentes directions, ne dépendance physique ne se manifeste, dans le ciel étoile, ne dans les riches groupes d'étoiles, et 4ans les amas d'étoiles

II nébuleuses résolubles, conformément à la démonstration donée par Michel 1, à l'aide de la théorie des probabilités.**).

5. Les nébuleuses ^on résolubles ne sont autre chose que des am très distants d'étoiles; c*est le même phénomène mais sous ui apparence différente.

On pourrait dire que Tannée 1785, où Herschel donna s( analyse de la forme de la voie lactée, est le point culminant < la première période.

La transition de la première période à la seconde sest accon

pUe graduellement. En 1791, nous rencontrons pour la première fo

ridée d'une nébulosité réunie à une étoile, sans quelle soit c

^nature stellaire, et la déduction très concluante, qu'il est inadmi

sible de supposer que toute nébulosité visible soit le produit d'ui

réunion d'étoiles. Cependant Herschel doute encore, dans leméo

mémoire, de la dépendance réciproque des étoiles doubles, como

€ Bootis. En 1794, il s'exprime déjà assez distinctement sur va

concentration d'étoiles dans certaines parties de la voie lactée, sa.

cependant contester l'exactitude générale de soii ancien systèm

Il y adhère même jusqu'en 1799, comme nous l'avons déjà indiq^

plus haut. Les nouvelles vues générales sur le ciel stellaire s

prennent une forme décidée, que depuis 1802, par la découvei'

brillante, et dont il fait l'annonce dans l'introduction du dernier cr

talogue de nébuleuses, par ces mots:

«Bientôt je présenterai une série d'observationss sur les étorl «doubles, qui démontrera que plusieurs d'entre elles ont eff& activement changé leiu* position relative, en sens progressif «qui indique une circulation périodique de lune autour ^ «l'autre, dans un mouvement soit direct soit rétrogarde. » L'année suivante, 1803, parut l'immortel mémoire sur les chang'* ments dans les positions relatives des étoiles doubles. La crise, po^a ainsi dire, s'était achevée. L'explication presque purement optiqm des phénomènes stellaires dut être abandonnée, dès que l'action ph^ sique était rigoureusement démontrée dans les étoiles doubles.

— aï —

La s^onde période, celle des vues physiques, établie drpais cette époque, contient les 5 thèses fondamentales que voici, i* Les étoiles doubles et multiples sont en grande partie des systèmes binaires etc. de corps célestes, réunis par une gravitation mutuelle.

2. Dans la voie lactée, nous voyons partout les efi^\& d'ime concen^ tration des étoiles, soit plus grande, soit plus petite^ Le dénombrement des étoiles dans les jauges ne peut plus servir à déterminer la profondem: du rayon visuel;* car il indique, en.

^ ^[ard aux grandeurs apparentes, Tétat relatif de condensation.

3. La distance relative des différentes étoiles doit être évaluée par la voie photométrique, c. à. d. par la comparaison de Téclat des étoiles**).

4. Il y a*iine dépendance physique, analogue à celle qui' est démontrée pour les étoiles binaires et multiples, dans les nébuleuses doubles, triples etc., et pareillement entre certaines étoiles et les nel>ulosités qui les entourent dune manière particulière. Il existe donc une matière nébuleuse luisante qui n'est pas de nature stellaire. Elle est très généralement répandue dans Tespace céleste, soit en état de diffusion, soit de condensatiou successive, jusqu'à Fétat d'étoile fixe. ;5. Quant aux nébuleuses résolubles, il n'existe aucune incertitude, et il est certain qu'un grand nombre d'amas d'étoiles placés à une très grande distance, offrent l'aspect de nébuleuses non résolubles.

Les vues générales de la seconde période, sur la voie lactée, sont indiquées dans ces thèses. Voyons si. nous serons en état d'en donner des détails. Remarquons d'abord que, dès 1802, il n'est plus question de la figure de la voie lactée, dans les recherches de Herschel. Elle n'est plus une strate limitée, car elle est insondable, et il devient impossible d'en embrasser la totalité. Herschel en ex-

aminé les poprtioDt accescibles k b yp€ fartîftée, et am^are portions ef^pre ^llçs e| ay^çc 4V|i4qm posons 4? b ▼Qole cd^fte.

Je proif ^'il ^i^ mtéie^aant 4e poipiWÎYie ]f? 4é¥^oppçmec=:^ des idées de ^erschel spr la voie lad^e » d^in^ lef did^nuils pi^^ moires successifs depuis 1802. Le premier eiposë gënénd fl^ t^pon^e d9i>s 1^ de^er ca|alc^^ dfë nëJn^eiises , de 1892. U j bit UMif ënumjéra^ion i^s p^^ties q^i entrent d^nf )a consU^i^çtioD du ciel, et qui sont les survantes.

|. Les étpiles isolées Le Soleil e§t de çiett^ diiss^.^') 2. Les ^toiles doubles, ou çy^mes stellaires l^in^ires. ^ Les systèi|a.ef stellaires pli|S compliques, f. La voie lactée. Nous sommes conduits, dit îlt par Icis étoiles quadruples et multiples, à la considération de la Toi^ lactée. CJette iounepiç collection d étoiles n est point uuifonue ^ elU porte partout une tendance ^ la ^ncen^atipn , à se former en fiyaims condensa vers le milieu (clustering cQ^eçt.ions). La condensation (compression) dans ses partie augpiçpte en proportion de Imtei^ité de son édat

5. Les groupes d'étoiles. Le§ étoiles sont réunies ici en dedans d*ufie certaine figure , mais sans concentration yerç un point.

6. Les amas d'étoiles (clusters)^^), qui se distinguent e^^sentielliment des groupe , en ce qu'ils sont roud^ e^ noontsent une çpndensf^ion graduelle et plus rapide vers le centre. Au pombre des ^mas, il faut compte^ une partie des né|)u}euses qui sont des amas placés à une distance énorme. Aussi ces péhuleuses sont-rcUes les objets les plu^ éloignés que Iç télescope nous puiijse f^irç voir.

Nous laissons de côté fout ce qui regarde les nébuleuses diffuses et les étoiles nébuleuses. Cestsur ceU^ partie de l'a^rofiomie stell^iire que Herscbel traite largement d|uas un grand mémoire de 181J , daus lequel il développa se& idées brijlfu^t^s sur

la fonoAtton des étoiles, qui passent successivement de l*ëtat d'une nébulosité diffiise , par une concentration graduelle , à l'état final d'une étoile fixe* On sait, que dans ces idées il s est rencontré aTec les spéculations de Kant^^), et avec les vues de l'illustre Laplace sur la formation du systèmÉ solaire , conçues en suivant la note opposée ^ et que ce grand géomètre a reconnu l'extrême vraisemblance de la classification .philosophique des nébuleuses , à laquelle Herschel était parvenu, après qu'il en eut achevé la recherche sur la voûte céleste visible à Slough.^^)

Dans le mémoire de 1814, sur la partie sidérale du ciel ^t sa connexion avec la partie nébuleuse, nous rencontrons la remarque suivante:

«Si les amas (clustèrs) sont situés dans des parties très riches du «ciel, ils sont en général de forme irrégulière, et très imparfaite tement concentrés. Les amas qui sont à l'intérieur, ou près de « la voie lactée , doivent être regardés comme autant de portions « de la grande masse^ étant rassemblés par l'action du pouvoir de « concentration dont ils prouvent l'existence. » Herçchel cite à cette occasion:

20 aggrégations d'étoiles, qui montrent une tendance à la forme d'amas,

112 amas irr^uliçrs, 15 amas de forme indéterminée, 6 amas de forme et de nature particulières, 41 amas considérablement comprimés, 39 amas régulièrement condensés.

Cette énumeration, bas^ sur le complet de ses observations, contient en tout 233 amas , dont il y a 146 dans la voie lactée, 63 près de la voie lactée, 24 distantes de la voie lactée.

Toufi ces amas dîfiirent essentiellement de ceux d*une aut.:^^ classe, nommes par lui amas globulaires, (globular clustex^^^^ et quil regarde comme^ les objets les plus intéressants du ci^^]. Il en cite, en premier lieu, 14 luisants, et ajoute deux classes miniatures successives, au nombre de 16. Le total fait 30 globulaires, dont 11 dans la voie lactée, 6 voisins et 14 ailleim^ns. On voit tout de suite, que les amas globulaires ne se trouvent po ni t en telle prépondérance dans la voie lactée , que ceux qui sont de forme plus ou moins irrégulière.

En réunissant les amas trouvés par H erse bel, et en considérant que les amas .dits voisins de la voie lactée , y appartiennent également , car ils se trouvent dans les parties moins riches jet les bords de cette trace , nous avons un nombre total de 263 dont

225 sont dans la voie lactée, 38 hors de la voie lactée.

En supposant une largeur moyenne de iO degrés de la voie 1 tée, elle prend, dans son étendue totale, visible à Slough, un zième de la voûte céleste , et un neuvième de la partie du finn^*-" ment visible à Herschel. Nous apprenons donc, par ces énumé*"^^" tions, que la voie lactée est 54 fois plus abondante en amas d'étoil que les autres parties du ciel.*') Il faut donc regarder la voie lac

. comme une collection immense d'amas d'étoiles, si3tout irrégulièrement condensés.

Plusieurs de ces^ amas se groupent de nouveau, et forment aitc^ les nuances de la voie lactée , que nous voyons à l'oeil nu. Hf? ^ schel cite 18 nuances remarquables sur une étendue totale d'en%^ viron 130 degrés, dans les deux branches' de la voie lactée, dep le Sagittaire jusqu'à la queue du Cygne , et au delà dans sa con nuation simple jusqu'à la constellation de Persée.**)

Le mémoire de 1817 se rapporte directement à Tarrangeme

dL ^s corps célestes dans l'espace et à Tëtendue et Tëtat Aê

I «k voie lactëe. Herschel y fait un grand usage du principe de

l*^galisation de Téclat des ëtoiles, pour parvenir, par la voie photo-

^trique , à une comparaison entre les dasses de grandeur appa-

ute et leâ ordres de distance. Par les expériences photomëtriques

Haites sur nombre d'e'toiles, depuis Sirius, Gapella et a Ly»

rste jusqu'aux étoiles de sixième grandeur , il établit que les der-

ni^res étoiles de sixième grandeur sont 12 fois plus éloignées, que

\^s étoiles de première grandeur.. La vue simple porte donc à la

cLjîfitance de 12 unités = distances moyennes des étoiles de première

gr-sndeur. En combinant ce résultat avec les données de ses recher-

citacs sur la pénétration des télescopes,**) il trouve que dans son

tc^lescope de vingt pieds, employé dans es jauges et qui pénètre

^ :M fois plus loin dans l'espace que l'oeil nu , les dernières étoiles

v^î:sibles sont à la distance de 61 fois 12, ou de 7 34' unités. Leménié

télescope, doué par la vue de front d'une pénétration = 75, portait

\sL ime k 900 unités. Son grand télescope de 40 pieds qui avait une péné-

tx^sttion de 195, étendait par conséquent la visibilité des étoiles jusqu'à

Ifii distance de 2300 unités. Ayant achevé ces préparatifs, Herc bel exa-

nrxîne l'arrangement de la voie lactée , et parvient aux thèses suivantes.

1 - La voie lactée, vue à l'oeil nu, présente la forme d'une succession

de morceaux luisants (taches, patches) différenunent condensés

et entremêlés d'autres morceaux d'une teinte plus faible. (C'est

ici qu'il fait l'énumération détaillée des 18 nuances de la voie

lactée , indiquées en 1814).

^' La largeur de la voie lactée est très inégale. Il y a des endroits,

où elle ne dépasse guère 5 degrés. En d'autres, elle va à 16 de*

grés. Dans une partie de sa trace , elle présente une branche

réparée de l20® de long (ît runs in a divided clustering

strea'm). Les deux branches entre le Serpentaire et Antinous

» étendent en large au delà de 22 degrés.

2. Ptirs fl exttnine l'aspect ide la voie lactée, que prétextent les t^ lescopes d'une pénétration graduellement croissante, d/epuîs 2 fo£i jusqu'à 27 fois la force naturelle de l'oeil. Il compare lef obtenus entre eux et ayec ses jauges de 1785 > et d'autres, £ui plus tard avec l'instrument amélioré, d'une pénétration de 75. parvient ainsi à la certitude que l'étendue visible de la voie Ia< tée augmente avec la force de l'instrument employé, qu'il lui impossible de reconnaître par ses moyens la fin de la voie lact^^^ que même le télescope de W pieds n'aide qu'à étendre la reco: naissance de la voie lactée, qui est insondable.

4. L'éclat des étoiles d'Orion nous indique une portion de la lactée très voisine de l'endroit du Soleil. Dans la direction cSLma Licorne, près de l'équateur, il y a une interruption ou un vi d'étoiles, entre le Soleil et les parties plus distantes de la lactée. Un autre vide se trouve, à partir du Soleil, ve^ la co

^ ronne de Céphéé.

5. Supposons une largeur apparente de 5 degrés de la roie lact^ dans %^ parties Soignées de 900 unités (distances de SiriiA.<^]^i

* nous aurons pour la largeur linéaire une valeur de 78 unit^5^' Donc, la voie lactée déborde de beaucoup l'étendue de la vue sixx»-pie, même en large. Dans la direction-de ses pôles, elle s'étexA^ jusqu'à trois fois la distance des dernières étoiles visibles à l'œil* ttD'oàsuit que non seulement notre Soleil, mais to «tes les. étoiles que nous pouvons voir à l'oeil/ so a profondément plongées dans la voie lactée et eo fo «ment une portion intégrante.»

Il nous reste l'analyse du dernier des mémoires de Herscb^ publié en 1818, et qui a un double but

de déterminer les distances relatives des ama& d^ toiles (clusters);

et de rechercher jusqu'à quelle profondeur le téL

«copp pëpètre dans l'iespacef <j[uand il est dirigé sur les Qhjfits fiélç,9Us àfi nature douteuse.

0» yoit que ç^ mémoire e»t eu liaison très intiiue avec la repb^çfee d4e ia voie lactée; car il a été prouvé que les amas d étoiles fffï fyfip/^ul Ifi^ parliez con^tituafttes. lierscbel examine, en suivant la vpie phpippiétrique , indiquée dans le mémoire précédent de |8t7, 1(^ différentes forces de pénétration qu'il faut employer pour la résolution dçs awas en éipile^• Il examine spécialement 47 an^as, dont 3} «ont dan^ la voie lactée, 19 dsms d'autres régions du ciel. J^ minimum dç la distance d'un ama^ est de 144 unités (distances de Sinus), et le maximum de 980 unités, dans l'une et l'autre classe. Tous les amas de la voie lactée sont donc en dedans des limites visibles de la voîç lactée, et en font partie. Les distances des amas d'étoile^ qui se voient hors de la voie lactée sont ^ peu près les mêmes, que celles des amas de cette trace.

Le mémoire de 1818 se termine par quelques considérations générales, et dont voici à peu près le contenu :

« Dans la profondeur des ridions célestes , nous avons reconnu, «jusqu'à présent, deux principes différents, le principe nébuleux a et le principe sidéral. La lumière de la matière nébuleuse est «comparativement très faible, et, à l'exception de quelques cas, «invisible à l'oeil nu. Elle est en général largement (widely) a répandue sur une grande étendue de l'espace , en se soustrayant « ainsi, à la vue,' par son -extrême faiblesse. La lumière des étoittles, au contraire, est comparativement très brillante et concen- « trée dans un pointT » La réunion des étoiles forme les amas qui, placés à une distance suffisamment grande , doivent offrir l'aspect des nébuleuses non résolubles. «Or, il est extrêmement protu bable que quelques unes des nébuleuses cométiques, plusieurs « parmi les nébuleuses planétaires et un nombre considérable « de nébuleuses stellaires , sont des amas déguisés d'étoiles, étant

tt plongées aussi profondément dans lespace, que le pouvoir jau^— =: (t géant du tëlescope n ait pu jusqu ici les atteindi*e. >• Les amas d\ toiles sont les objets les plus distants que les télescopes nous indiquent) par le concours de la lumière d'un grand nombre d'étoiles,^

réunies dans un champ étroit. La 75-ème des nébuleuses de

Connaissance des temps est un amas dont la distance se trouvi = 734- unités. Elle est invisible à Toeil nu, qui la verrait si dislance était r^uite au quart, ou à 184 unités. Le télescope d< 20 pieds la montrerait encore, mais conmie nébuleuse lion n lub!e, à la distance de 13707 unités, et le télescope de 40 p» même à la distance de 35175 fois celle de Sirius. Heureux mortel que fut Herschel, de jouir, à Tage de 80 an^. £ d'une pénétration de l'esprit et d'une clarté du jugement qui le firei composer ses deux derniers mémoires, remplis d'une spéculatii sublime et profonde !

12. Progprài de rastronomie steUaire députe W. Herscliel Jnsqu^à Tëpoque actuelle.

, .Dans l'analyse précédente des travaux de Herschel relatifs ^ la voie lactée, il a été indispensable de toucher en partie aussi L^^^ recherches qu'il a faites dans les autres sections de l'astronomie st^ 1**" laire. Jetons maintenant un coup d'oeil général sur l'historique i^^^ progi'ès que la science stellaire à faits, depuis le décès decetastr^> — nome jusque vers l'époque actuelle, en suivant les six sectîo:»f^^ indiquées p. 23.

|. Les idées de Herschel sur le corps opaque du Soleil, ■entôiL^'^ d'une enveloppe . luisante et composée de plusieurs couches, ^^* généralement adoptée, étant déduite des phénomènes observ^^» jiar des considérations géométriques. Mais laissons le Soleil ^^ côté, comme appartenant au système particulier dont il est 1^

corps central. Quant aux phënomènes des étoiles changeantes, ils ont ëtë l'objet des études soignées de plusieurs astronomes, surtout de Westphal, d'Olbers, de Sir J. Herschel et de M. Argelander. •°) Ce savant astronome nous adonné en outre ,son bel atlas céleste, accompagné d'un catalogue. Dans cet excellent ouvrage, toutes les étoiles visibles à l'oeil nu, à Bonn, ont été indiquées pour la première fois avec une exacte notation de la grandeur apparente , donnée d'après un examen réitéré et comparatif, fait sur le ciel. Ce travail et les quatre catalogues de Herschel sur l'éclat comparatif des étoiles se i*v iront de base aux recherches^ futures sur la périodicité séculaire dans l'éclat apparent des étoiles**).

2. Quant à la parallaxe des étoiles fixes, ]es efforts de Herschel

avaient été sans résultat. C'est qu'à cette époque, les micromètres étaient encore trop imparfaits pour les observations précises que cette recherche délicate réclame. Mais enfin les efforts dès astronomes ont été couronnés d'un succès réel. L'astronomie de nos jours se glorifie de marquer l'époque, où l'échelle des distances du monde stellaire a été reconnue, au moins pour quelques cas spéciaux. Nous reviendrons sur cette matière dans la seconde partie de ce rapport.

3. Le mouvement propre apparent d'une étoile fixe est le résultat du mouvement réel de l'étoile, et du mouvement parallactique que produit le déplacement du Soleil dans l'espace, s'il existe. La science avait à découvrir ce déplacement, dont l'effet sur chaque étoile était caché par le mouvement réel de cette dernière. Cette séparation était tellement épineuse, que Bessel, dans ces célèbres Fundamenta qui fournirent les premières connaissances précises sur les mouvements apparents d'un grand nombre d'étoiles, n'a pas cru pouvoir donner son assentiment à l'opinion énoncée par Sir W. Herschel sur le déplacement du

système solaire dansf h direction de la constellation d'Hei^cnl opinion qui it'atafit étéhAHit cpteéat unnondirtf coitiparàtirenie petit de don<iëeâ. Il a été réêervék M. Argelander de la r&ilitë du mocnreâtent du Soleil hors dé contestâtioA^ et d* déterminer la direction, à laide d'mie belle sërie d'observation sur les lieux d^im gndid' nombre d'ëtoiles, faite à Abo, et qii compara aux lieut trouves par Bradley, pour Tëpoquede 175^ L'Acadëïnie, après avoir publie, dans ses Mémoires, le trâVi de M. Argelander sur le mouvement propre du Soleil, â devoir en recïoimattre le haut mërite, en lui décernant, en 1836^ prix Dëmidoff. Depuis , un s»econd pas a été fait d^ns cette cherche par M. O. Struve qpi, profitant des positions d*ifiQL nombre d'ëtoiles déterminées, pour 1825, à Dorpat, a rëussr d.** valuer aussi la vitesse angulaire du mouvement solanre, vu dé distance moyenne des étoiles de première grandeur f etde v^ât^S. la direction de ce mouvement, donnée par M. Argelander.

Naguère le grand Bessel, enlevé depuis à la science, av2 tenté de donner une nouvelle direction à la ^eçberdhe d mouvements propres des étoiles. Le déplacement d'tine étoile dans l'espace doit dévier de la ligne droite, par ^uite A^ l'attraction qu!exercent les autres corps célestes sur l'étoîï* en mouvement. Cette thèse est incontestable, depuis que 1*

science : a reconnu qne la gravitation existe au delà dealtotiteiB d«^ système solaire, s'étant manifestée, selon Herschel, dans la concert" tration des étoiles en amas , et le plus distincfenient dftnd les oibit^^ des éloiles^ doubles. Jusqu'ici, tous les mouvements propret des ^to^" les ont été regardéscomme faits en ligne droite, et l'oit su^fOB^^^ que les déviations produites par l'attraction étaienlltrop petites, pot^ devenir sensibles , dans le court espace de 75 ans écoulés d^" puis Bradley jusqu'à l'époque des observations d'Abo; ouqme 1^^ périodes des étoiles mouvantes étaient d'une durée extrêmem^i^^

grande. Bessel cmt ponyoir démontrer (jue dana dfeux des étoiles dont le mouYement propre a été reconnu, Siriuset Procyon, le mouyement rectiligne n'existe pas, et que par conséquent l'effet de l'attraction sj étaàt d^à manifeste. Par suite d'une analyse e^iacte, i) reconnut que la cause de cette attracticm ne peut être dierchëe, qse dans nm corps de grande masse et assez voisin de l'étoile. Or, coimne un tel corps n'était p<xnt vieillie, il se vit engagé à admettre pour chacune des deux étoiles un grand corps opdque , autour duquel l'étoîle décrit son orbite. La conclusion est de toute rigueur. Voilà donc une immense perspective qui s'ouvre à la science. Mars i'avoue, qu'il me paraît permis de révoquer encore en doute le fait ^'Im mouvement no» uniforme attesté par l'observation, etd'attri> b^ner la déviation apparente à TmipeFfection des observations. En tôvt cas, c'est uAcAget cpi mérite la plus haute attention, et qui ^Hms engage à augmenter au possible l'exactitude des observations ^ni déterminent les lieux apparents des étoiles *^).

M. Maedler de Dorpat a envisagé, depuis, le çiouvement propre

des étoiles sous im point de vue opposé. Il croit que les Pléiades

^Minent le groupe central du système de la voie lactée, et que la

plus brillante étoile de ce groupe, Alcyone, peut être regardée

comme soleil central de la voie lactée, autour ducjuel toutes les

Aoiles se meuvent avec une vitesse moyenne angulaire identique,

quelle^ que soit la distance linéaire au corps central, et l'inclinaison

dv l'orbite. Une hypothèse analogue a été énoncée par Sir J. Her-

achel en K33 ^*), comme, celle qui rend possible la stabilité du

Sfsième d'un amas globulaire, daHs lequel im très grand nombre

d'éttiiles, de même grandeur et uniformément espacées, se trouvent

i^unites. En reconnaissant la har<]Uesse de l'application de cette

hypothèse au système de la voie lactée entière, je croîs qu'elle est

beaucoup trop hasardée pour l'état actuel de la science, et qu'elle

est exposëe à des objections très graves , soit théoriques, soitd côte des phénomènes célestes.

4. Dans la partie de Tastronomie slellaire qui regarde les étoil doubles et multiples, les progrès es plus brillants ont élé faits, dt puis Fessor pris par Herschel. Les matériaux se sont immenséme accrus, la théorie est parvenue à déterminer les éléments des o bîtes d*un nombre considérable de systèmes binaires, et les p riodes des révolutions^ ella a reconnu que tous ces mouvemen s'exécutent d'après les lois kepplériennes, ou que les lois c la gravitation, établies dans le système solaire, sont des lois g nérales de l'univers visible. Par des moyens instnunentaux pui sants, accordés parla munificence Impériale, deux desobse: yatoires Russes, ceux de Dorpat et de Poulkova, peuvent : vanter davoir le plus efficacement contribué à ces progrès. & John Herschel, dans son séjour au Gap, a étendu la recherd des étoiles doubles jusqu'aux régions célestes antarctiques. Elnf presque tous les observatoires du monde, soit publics soit pE vés, et qui sont en possession de télescopes d'une force distii guée, vouent aujourd'hui une partie de leur activité à l'explor tion ultérieure des phénomènes que nous présentent les systèm. stellaires composés.**)

5. L'étude du ciel nébuleux parait être le domaine presque exclus des Herschel. Les vastes travaux du père ont été répétés e majeure partie par Sir John Herschel qui publia, en 183 son nouveau catalogue contenant les positions et les description soignées de 2308 amas et nébuleuses, dont 1800 à peu près som identiques avec les nébuleuses de Sir W. Herschel, et 500 noi: velles. Par ce grand travail, exécuté dans les veilles de 8 année consécutives, le nombre des nébuleuses revues en Europe s'élèv à environ 3000. La connaissance des nébuleuses de. la portio de la voûte céleste qui ne se voit pas en Europe, restait long

tetaps imparfaite. Le nombre de i2 amas et n^uleuses, reconnues par les faibles lunettes de Laçai lie, ne ùii augmente qu'en 1827, parla publicalion que fit Dunlop, d'un catalogue de 629 nëbnleuses et amas observes à Paramatta , en Nouvelle Hollande, à l'aide d'un tëlescope newtcmien de 9 pouces d ouverture. C'est par ce travail que nous avons reçu les premières notices exactes sur les deux nuëes, dites de Magellan. Le petit nuage, selon Dunlop, est probablement un bel ëchantillon de la nébulosité dont esl composée la partie éloignée de la voie lactée. Le grand nuage, dit-il, ressemble, en éclat, à la partie de la voie lactée, visible dans l'EiCU de Sobjeski. Ces indications confirment l'opinion de Laçai lie qui regardait les deux nuées coïnme portions détachées de la voie lactée.

Un excellent résumé des phénomènes des amas et des nébuleuses du ciel a été donné dans l'astronomie de Sir J. Herschel, en 1833, époque où il avait achevé son catalogue. Noos espérons que cet illustre astronome nous donnera bîenlôt, SCS vues- détaillées sur cette partie de l'astronomie stellaire, car c'est lui qui y est spécialement appelé, comme étant le seul parmi les astronomes qui ait examiné la voûte céleste entière. Tout le monde sait que Sir J. Herschel a fait au Gap un séjour de i ans, pour y compléter les travaux qui immortalisent le nom de Herschel, en les étendant sur les parties du ciel invisibles en Europe. Cest avec la plus vive impatience que les astronomes attendent les publications sur les travaux du Gap, que ce savant a annoncées, depuis son retour en 1838. 6. Quant à Texplication de la voie lactée , la science est restée à peu près statîonnaire, depuis le décès de Sir W. Herschel. Mais on peut demander, pourquoi les astronomes ont-ils maintenu généralement l'ancien système sur la voie lactée, énoncé en

1785, quoiqu'il eût été entièrement abandonné par l'auteur lur-

même, comme nous layons dëmontré. Je croîs q

chercher Texplication dans deux circonstances. C'ëtail entier, imposant par la hardiesse et la précision gëc sa construction « et que l'auteur n'avait jamais rëv< totalité. Dans ses traités, publiés depuis 1802, on que des vues partielles, mais qui suffisent, en L entre elles, à comprendre l'idée 6nale du gran< Nulle part les matériaux complets ne sont "plus in que pour un succès réel dans l'explication de la C'est pourquoi nous nous félicitons du surcroît i que fourniront les travaux de Sit. John Hersche pliqué la méthode des jfiuges aux régions célestes où il a fait' le dénombrement de 70000 étoiles champs de son télescope.**)