XIX

En regardant la dernière colonne qui se rapporte à la totalité sfi étoiles des grandeurs 1 à 9, nous voyons que les chiffires vont [à croissant, depuis l'heure I jusqu'à rheureVI^ puis en diminuant Lsqu'à rheure XIII. Ici commence une seconde augmentation qui éteint le second maxîmiun à Theure XVIII, doù se manifeste la ^eonde diminution jusqu'à l'heure 0. Cette marche des chiffres DUS engage à diviser la Zone totale en 6 riions, chacune de .4 eïires, dont deux riches en étoiles, quatre pauvres. Les deux ^ons riches embrassent les heures V à VIII jet XVII à XX.

L'on reconnaît encore mieux la marche générale de la distribuon des étoiles, en comparant, dans les différentes classes de l'éclat,

nombre des étoiles d'une heure quelconque au nombre moyen ^ toutes les 24 heures. Nous avons e\i p. e., en tout, 37739 étoiles 2 neuvième grandeur, ce qui donne, pour chaque heure, un nom- :*« moyen de 1572 étoiles. Mais dans l'heure t, il existe 1084 oiles, et dans J'heure VI, il en est 3318. Ces deux nombres divins par 1572, donnent 0,689 et 2,110, chiffires qui expriment les ensités des deux heures, relatives à la densité moyenne. Une talc de ces densités a été donnée dans l'introduction du catalogue.

J'ai représenté ces densités même graphiquement, dans une des blanches ajoutées à l'ouvrage, pour 5 différentes divisions de l'éclat, savoir pour les grandeurs 1 à 5, 6, 7, 8 et 9. Une ligne courbe indique , dans chaque classe , la marche de la densité exprimée par ordonnée, dont l'abcisse exprime les heures de l'ascension droite. U ressemblance des courbes, pour les grandeur 7,8 et 9, est frap- [>ante, dans toutes les heures de l'ascension droite^ elle existe aussi, )our les grandeurs 1 à 6, mais im peu modifiée, surtout dans les lemières heures de l'ascension droite.

Pour gagner des idées plus complètes, il fallait avoir une chelle des distances relatives, entre le Soleil et les étoiles des diffrentes classes de grandeur. Nous verrons, plus tard, que l'on est

autorise d'admettre approximativement une distribution des âoiles, proportionDeUe aux espaces, dans les deux n^ons riches de notre Zone. En prenant maintenant pour unité des distances le rayon = a, d'une sphère qui renferme toutes les étoiles visible» à Toeil no, selon M. Argelander, nous parvenpns aux rayons suivants des ^phè* res dont les surfaces sëparent les étoiles d'une classe, de celles de la suivante, ou aux distances extrêmes des étoiles de cha<pie classe de l'éclat^*):

grandeur apparente ISA. 6« 7B. 8B. 9B.

rayon 0,7126a a 1,6113a 2,5560a 3,93S0ci.

C'est donc une sphère d'un rayon à peU près 4 fois plus grand que la distance extrême des étoiles visibles à l'oeil nu, q^i est l'objet de notre étude, non pas dans sa totalité, mais dans une pcHtion située des deux côtés de l'équateur céleste, et qui nest terminée par deux surfaces . coniques inclinées de 15® à l'équateur, et dont le sommet est placé dans le Soleil. Eai considérant maintenant que nous avons fait abstraction des déclinaisons, dans notre recherche sur la distribution des étoiles, les chiflQres obtenus des densités peuvent être regardés comme valables, pour un disque équatoréal, d'une épaisseur indéterminée , et dont le rayon est égal à celui ^ de la sphère totale.

Une seconde planche ajoutée à la préface du catalogue représente ce disque équatoréal, avec les densités relatives, exprimées par l'intensîtc de l'ombre. Le Soleil occupe le centre de la figure. Les rayons des cercles qui terminent les difiérentes classes de l'éclat sont indiqua également en bas de la figure. La périphérie extérieure du disque est donc à la distance extrême des étoiles de d-ème grandeur. Le cercle qui renferme les étoiles visibles à l'oeil nu, se distingue dans la figure. C'est en dedans de ce cercle que nous voyons le plus de détail de la distribution des étoiles, par suite naturelle du petit éloignement. Cependant les parties du disque, situées au deU

de cette partie centrale, sont les plus propres pour juger des lois générales de la distribution^ car c'est là que l'influence des irrégularités accidentelles est moins sensible.

En combinant à présent tous les matériaux dont je viens de donner l'exposition, nous parvenons aux thèses suivantes sur la distribution des étoiles dans le disque équatoréal. ^ I. Le Solçil qui occupe le centre du disque, est entouré, de tous côtes, d'étoiles des 9 classes d'éclat. Mais il se manifeste une inégalité frappante dans la distribution des étoiles, et qui consiste en une condensation graduelle vers une ligne principale, qui est à peu près un diamètre, situé entre les points 6^ 40' et 18 40 de la périphérie. C'est sur ces deux directions, que tombent les plus grandes densités, soit générales, soit des clasfies 7, 8 et 9 de l'éclat. •• Les plus petites densités tombent sur le diamètre situé entre les points 1^ 30' et 13^ 30^ de la périphérie. Ce diamètiv fait un angle de 199 avec celui des plus gnmdes densités. Nous ne pouvons admettre, pour la condensation, d'autre loi que celle, qu'en divisant le disque en bandes parallèles au diamètre principal, la densité dans ces bandes successives diminue, des deux côtés du diamètre principal , avec la distance à ce diamètre. Si nous comparons, pour les étoiles de 9-ème grandeur, la moyenne = 1,751 des deux plus grandes densités, des heures yi et XVIII, avec la moyenne = 0,686 des deux plus petites densités, des heures I et XIII, nous recevons la fiaction 0,686: 1,751=:: 0,392, pour la densité d'une bande qui est éloignée au. diamètre principal de la distance moyenne des étoiles de neuyième grandeur = 3,415a, en supposant que la densité = 1 a lieu aux environs du diamètre principal. 4. La n^ularité de la distribution des étoiles, parallèlement au diamètre principal, se prononce le plus distinctement dans le

fait, que la moitié du disque oflGre toujours à peu près un mém^ nombre d*ëtoiles, quelle que soit la position du diamètre qu^^ fait la division. Prenons p. e. les étoiles des grandeurs 1 à S^ comme celles dont les chiffres sont les plus exacts, nous auroi^c: les sommes suivantes dans les demi-disques successifs, en comme çant {^r celui qui comjn^nd les étoiles depuis 0^ à 11^ incl.,et

5.. L'aspect de la figure nous indique, que la ligne des plus gr& des densités ne passe pas exactement par le Soleil, mais à petite distance, à peu près de 0,1a, de cet astre, du côté de 0^^ 40 . En tirant ici par la figure une corde, parallèle au diamètr^^ entre les points 6^ 40' et 18 40' de la périphérie, dans cett^ distance =0,1 a du centre, le point du milieu de cette cord^ sera le centre de gravité d'un cercle , décrit de ce point avec un rayon égal à celui du disque, eu ^ard aux différentes densités des étoiles. Le Soleil est donc situé dans la direction de 12^ 40 d ascension droite, à partir de ce nouveau centre. L effet de cette petite excentricité du Soleil se prononce aussi dans la distribution des étoiles visibles à l'oeil nu. Pour celles ci, 1^ deux maxima de la densité ne sont plus en ligne droite, mais l'un tombe sur 5 SO' et l'autre sur 20^ 30', ce qui indique que le Soleil se trouve dans la direction de j (5^ 30' -|- 20^ 3Q') j= 13^ , à partir du point de milieu du diamètre principal. On peut même évaluer approximativjement, par Tangle = 225^ compris entre les deux directions des maxima, la distance du Soleil au diamètre principal, qui se trouve = 0,19a.

£ii prenant une moyenne des deux déterminations, nous avons le Soleil situé Vters 12* 50 , ou vers la constellation de la Vierge, dans une distance = 0,15a, cpii est à peu près ëgale au rayon de la sphère qui sëpare les étoiles de première et de seconde grandeur.

La ligne de la plus grande densitë n'est cependant pas tout à fait une ligne droite, elle présente quelques inflexions, et il y a, près de cette ligne, des lacunes et des accumulations extraordinaires. C'est ainsi que nous voyons, dans la constellation d'Orion, Tine richesse remarquable d'étoiles visibles à Toeil nu, tandis que, du côté du Serpentaire, les étoiles des grandeurs i à 6 sont très rares, comme si elles s'étaient réunies toutes du côté d'Orion. Il y a de ces petites anomalies locales aussi dans les autres classes d'éclat 5 et il parait, que l'angle de 78®, compris entre la direction de la plus grande dbnsité et celle de la plus petite, s'explique par ces anomalies, car sans cela il aurait du être de 90^ Les thèses précédentes forment le résultat d'une recherche basée uniquement sur les zones de Bessel et sur l'Uranométrie de M. Irgelander. Il s'agit maintenant de comparer ce résultat au phénomène de la voie lactée.

Nous savons que la voie lactée n'est pas tout à fait un grand ercle du ciel. Car en prenant partout sa trace moyenne, elle aporoche d'un cercle parallèle, distant à peu près de 92® de son pôle »oréal, situé sur les bords de la Cheveliu-e et des Chiens, en 12* ;8' d'ascension droite et +.31,5® de déclinaison. L'équateur est oupé, d'un côté par la double branche de la Voie , près de la ueue du Serpent, en 18^ 36', sous un angle moyen de 55®. C'est B noeud ascendant. L'autre intersection, par le noeud descendant, lieu en 6^ 40', sous un angle de 60,6®. Entre ces deux noeuds, i voie lactée décrit sa moitié boréale , qui s'élève à sa plus grande

déclinaison moyenne de 53,5^» dan« la constellation de Gassiop&r , sous 0^ M', tandis que la moitië auftrale et invisible ches nou...^ en grande partie, descend jusqu'à — * 63^ de déclinaison moy enn^ ^ sous 12^ 40\ dans la constellation de la Croix. Or il est clair, qLz^<

• la trace moyenne de la voie lactée ne correspond point à un pl^^jQ exact, conune il y a une distance de 180^ entre ses points d*inte^. section avec l'équateur, et de 170^,5 seulement, dans le sens diu cercle de déclinaison, perpendiculaire à la Voie.

Il a été indiqué, dans la première de nos thèses p. S9, qœ^ la bande de la plus grande densité du disque équatoréal s'éten<^V dans la direction du diamètre situé entre 6^ 40 et 18^ 44) d*as— -^ cension droite. Ce diamètre coïncide presque absolument avec les ^ deux directions moyennes de la voie lactée dans l'équateur, et qui

' tombent sur 6^ 40 et 18^ 40 . La considération du disque équatoréal nous a indiqué uçe position un peu excentrique du Soleil, vers la constellation de la Yiergç, par rapport à la ligne de la plus grande condensation. Cette position est paiement indiquée dans la voie lactée, par le lieu du pple borâd dont la projectîcm sur l'équateur tombe sur 12^ 38\ vu que la distance moyemie entre ce pôle et la voie lactée est plus grande que 90^.

Il est donc hors de doute que le phénomène de la condensation des étoiles, vers une ligne principale -an disque équatoréal, est le plus étroitement lié avec la nature de la voie lactée, ou plutôt, que cette condensation et l'aspect de la voie lactée isont des phénomènes identiques. . .

On pourrait demander pourquoi, dans notre recherche du disque équatoréal, la bifurcation d^ la voie lactée, aux environs de 18^ 40 , n'a pas été reconnue. Mais c'est une suite naturelle de ce que notre recherche du disque n^ s'est point faite dans tous les détails, mais par heures entières d'ascension droite, et que la voie lac-

téo et r^uateur 9e couptnt soui un aDf(le de 60^. Cette dernière circooitaiict explique aussi, pourquoi .la rondenaatîoo relatiYe des <itoiles dans le disque, telle que D<ms lavons ënoncëe, est plus petite que celle qui aujrait été reconnue, si nous avions pu examiner un disque perpendiculaire à la voie lactëe, dans des divisions analogues.

Herschel a prouvé, en 1817, que la voie lactëe est insondable,

même pour son télescope de 40 pieds. La même incertitude, sur les

limites des étoiles visibles, existe dans toutes les. autres directions

de la voûte céleste, donc aussi vers les pôles de la Voie. Nulle

part nous ne sommes en état de distinguer les dernières étoiles. Il

s'en suit, que si nous regardons toutes les étoiles fixes qui

.entourent le Soleil, comme formant un grand système,

<^ elui de la voie lactée, nous sommes en parfaite igno-

l'aiice sur son étendue, et que nous n*avons pas la moin-.

dre idée sur la forme extérieure de cet immense système.

n est a présumer que la diminution 4e la densité des bandes

^uatoréales, en raison de la distance croissante à la ligne princi*

X^e, continue encore au delà des limites de notre disque, terminé

par les étoiles extrêmes de neuvième grandeur. Les jauges de W.

Herschel dont il a l^té question p. 26, nous ofirént le moyen

dexaminer ce point.

Parmi les 683 jauges, il y a 266 qui tombent sur notre Zone, située entre — 15® et + 15® de déclinaison. Par une moyenne du dénombrement de plusieurs champs voisins, chaque jauge donne le nombre d'étoiles, visibles dans le champ de la Linette de vingt pieds, pour une direction indiquée. Voyez p. 27. Les changements dé ce nombre, d après les différentes heures d'ascension droite, se manifeste dans le tableau suivant.

Table des densités en étoUes* selon les Janyes de Herscliel, pour la Zone entre — 19® et -{- IS® de

déclinaison*

Heures

Nombre moyen d'étoiles visibles dans le champ.