CÉLESTE
Un des plus bean^i mémoires de feu M. Olbers est celui qu'A a puJt»Ue% en 1823, sur la Transparence de l'espace céleste.'') Nous y rencontrons cette extrême clarté des idées et des expressions, jointe à l'analyse la plus simple, mais exacte, qui distinguent toutes Ie$ productions de ce grand astronome. Olbegrs, en marchant sur les pas die Kant, part de l'idée de l'espace infini, contenant un nombre sans fin de mondes créés, de sol ils, dont chacun, à l'analôgtQ de notre Soleil et des auties étoiles fixes, visibles soit à l'œil nu 4 soit à l'aide du télescope, brille de sa propre lumière. Il démontre que cette idée mène à un aspect du ciel immensément antn que celui que nous avons, savoir d'un ciel resplendissant dans toutes les directions d'un éclat semblable à celui du Solerl. «Féli- « Citons nous, dit*îl, de ce que la nature a arrangé la chose autrea in^nt, et que chaque point de la voûte céleste n'envoie pas de la « lumière solaire isur la Terre. Sans considérer l'éclat insupportable «et la chaleur exorbitante qui régnerait, (car la Toute - puissance «créatrice aurait pu garantir la Terre et ses êtres organisés contre «laétion de cette chaleur, même si elle était 90000 fois plus-grande « que celle que nous sentons à présent) , je ne veux mentionneir «que l'astronomie imparfaite au dernier degré, qui serait encore à «la portée des habitants de la Terre, Nous ne saurions rien du ciel « étoile, nous pourrions à peine découvrir notre Soleil par jses ta* ftches, et à peine distinguer . la Lune et les planètes, comme des «disques plus opaques sur le fond éblouissant du ciel. — Faut -il «donc abandonner l'idée d'une infinité de systèmes d*étoiles fixes, a parce que la voûte céleste ne brille point de l'éclat du Soleil? •iPautr-il restreindre ces mondes à une portion insignifiante de
— sa —
^l'espace infini? — Nullement.» Olbers démontre ensuite qu'il ne faut qu'admettre une transparence tant soit peu imparfaite , de Tespace cëleste, pour concilier l'aspect effectif du ciel avec l'idée d'un monde stellaire infini. Il prouve que, pour ce but, ir suffit de supposer que la lumière émanée d'une étoile perde un 80(K-èmé de son intensité, dans le passage par tme distance ^ale à celle de Sirius au Soleil.
' Dans l'historique de son mémoire, Olbers a cité une erreur du célèbre Halley*^) qui avait nié la conclusion, qu'un nombre infini d'étoiles luisantes produirait un ciel brillant comme le Soleil. Mais je m'étonne de ce qu'il a passé sous silence le nom de l'astronome L. de Cheseaux de Lausanne. Car celui-ci parvintV) déjà en 1744, ou 79 ans plus lot, à un résultat identique en général avec celui de l'astronome de Bremen, en admettant conune très probable que l'espace étoile est rempli de quelque fluide (l'éther), capable d'intercepter, tant soit peu, la lumière.
Les deux auteurs, Cheseaux et Olbers, proposent le même dilemme: ou qu'il faut supposer une sphère finie des étoiles fixes, ou admettre l'extinction de la lumière dans son passage par l'espace céleste. Mais ni l'im ni l'autre n'a pu indiquer un fait positif de la science, qui prouve directement cette extinction; aussi ne la regardent-ils que comme une hypothèse très proba|>le, en faveur d'une spéculation.^
Examinons maintenant si, dans le courant de notre recherche sur la voie lactée,' recherche qui s'étend jusqu'aux régions célestes les plus reculées qu'a pu atteindre le télescope, nous n'avons pas rencontré un phénomène qui soit en relation avec l'extinction, de la lumière.
Sir W. Herschel a déterminé le pouvoir pénétratif, la portée du télescope dont il s'est servi dans ses jauges, et l'exprime par le chifire 61,18. Voyez p. il, et Note 59. Souvenons nous, que
ce chiffire signifie, qu*à l'aide de ce tâescope, il a pu voir des étoiles 61,18 fois plus distantes que les dernières ëloiles qu'il apeHcevait à la vue simple. H y a cependant dans ce chifire quelque chose de vague ^ car il suppose l'ouverture de la pupille exactement =0,2 pouce anglais. Ajoutons y, que la comparaison du télescope airec Toeil devient encore inexacte , en cas que l'oeil produit une image moins précise sur la rétine, que le télescope. C'est ce qui. a lieu pour les personnes qui ont la vue baisse, et probablement aussi, à un moindre degré, pour des individus doués d'une vue aussi perçante que Herschel, qui voyait une partie considérable des âoiles de 7-^me grandeur. La force de l'oeil nu n'est donc pas propre à servir d'unité dans Ja mesure de la force du télescopé. J'ai remédié à ce défaut, en substituant à .l'oeil une petite lunette achromatique, de 0,211 pouce d'ouverture, grossissant 3 fois. Ce module herschélien introduit dans l'oeil exactement la même quantité de lumière, qui passe directement pax l'ouverture de la pupille, laige de 0,2 pouce; mais il fait une image précise, indé* pendamment de. la nature de l'oeil, soit myope, soit presbyte.
La portée du télescope de Herschel, par conséquent, est exprir mëe par 61,18, si l'unité correspond à la portée de la petite lunette module. Or j*ai trouvé, dans des expériences réitérées, que par ce module j'aperçois, dans toutes les directions, presque le double du nombre d'étoiles qui sont consignées dans les cartes de M. Argelander, ou, plus exactement, qu'il montre en général 183 étoiles, sur une portion de la voûte céleste qui en contient 100 dans rUranométrie. Nous aurons donc, en prenant pour unité la distance des dernières étoiles 6A. , ou le rayon de la sphère qui renfermé toutes les étoiles, que mon ami de Bonn a vues à l'oeil nu, le rayon visuel du module herschélien = 1/1,83 = 1,2231, ou égal 'à 1,2231.8,8726 = 10,852 fois la distance moyenne d'ime étoile de première grandeur. Herschel a déterminé, par des expériences pho«
tômétriqued directe^, qoe ce rayon égale 12 fois la distance des ëtoi* les de première grandeur, voyez p. 41. Il se pr^ehle ici un accord remarquable entre deux chi£Gres obtenus par deux voies tout à fait indépendantes. Enfin nous obtenons la portée du télescope de 'vingt
pieds =61,18yi,83 = 74-,83 fois la distance des étoiles 6A., ou 7i,83 . 8,8726 =3 663,94 fois la distancé moyenne des étoiles de première grandetu*.
Comparons à présent à cette portée du télescope =74,89, déterminée par la voie théorique, celle que nous a indiquée re:itanieti des jauges herschéliennes est du dénombrement des étoiles d'après Bessel et M. Argelander. La distance des dernières étoiles dé Herscbel, comparée au rayon des étoiles 6A., a été évaluée ±=25,672, p. 80. Nous voyons donc que la portée du télescope de 'Herschel, déterminée par l'observation du ciel, dépasse à peiné un tSèrs de la portée qui correspond à sa force optique. G>mment expli<quer ce fait? Je ne vois point d'autre explication ique celle d'admettre, que l'intensité dé la lumière décroit en plus grande proportion que la raison inverae dés carrés des distances^ ce qui veut dire qu'il existe une perte, dé lumière, une extinction, dans lé passage de la Inmièrre pat l'espace céleste.
Pour mieux juger tout le poids de cette argumentation , calculons le nombre d'étoiles que le champ du télescope herschélien, de 20 pieds, aurait dû montrer, au milieu de la voie lactée, s'il eût atteint effectivement une distance de 74,83 fois celle des dernières
étoiles de M. Argelander. Ce nombre est I22,0o/^^V==3021.
Voilà donc . que le télescope na fait appercevoir . que la 2JMëme partie des étoiles, qu'il aurait dû montrer par sa force optique. On pourrait faire l'objection que le nombre de i22 étoiles visibles au milieu de la voie lactée, p. 71, est peui^êtr^iropiaible. Mais chai-
- iW -
risfidbs même U plus riche de toutes les 683 jauge ^ herschëliennes^*) elle nous ofire 588 étoiles, ou pas même un cinquième et 3021. Peut-éti») dira-tron, y a*t-il une diminution dé densité ;daiis le plan principal, . vers les limites de la voie lactée. Mais que savons-nous de ces limites? La voie lactée nous est absolument insondable.^ Quelle est donc la probabilité que le Soleil se trouve près du centre d'un disque, dont Tétendue nous est entièrement inconnue. Souvenons nous enfin, que l'examen des étoiles herscbéliennes a conduit à la même loi pioyenne du décrôissement de densité, dan3 le sens perpendiculaire au plan principal, qui a lieu dans le voisinage du Soleil, jusqu'à la distance des étoiles de 8-ème et 9-ème grandeur. Par toutes ces considérations, j'ose avancer que nous avons découvert un fait, dans lequel rextinçtiQQ, 4p la .lu^ère des étoiles s'est manifestée presque indubitablement.
n nous i^ste à déterminer, par. nos données, . la valeur -niSP^'
rique de l'extinction. En retenant l'unité du rayon des étoiles de
*■ .' :■ • i : . • = "T . • u V • «rr ^'
sixième grandeur, si^mosons quç la lumière ,, dsois si^a passage ..par cette unité de distance, diminue de l'unité d'intensité, à l'intensité exprimée par une fraction X- Nous aurons ^équatfon*^^
74,83*. A"'*^* =25,672*, qy& donné A==:0,îfâ0fll3, et une pei^fc> = l -^2i±:0,07d97,^ô^^^ È pour cent de Tinten'sité.
' Lé tableau, p. 81, donne le rayon des étoiles 6A. éffal ^ S',8726 fois la distance moyenne des étoiles de première grandeiur. Désig- ÂoÀs donc p^ X' etf/ les coefficients de l'extîûction pour dette dcrnière distance , et nous aurons . \,
a' =1/0*92003 — p,9?p65l et /t' = 0,fll093W, ^ ,. ^ c. à d. la lumière, dans son passage par ime distance égale à celle d'une étoile de |H*émière grandeur, est sujette à tine ëxtiiïctidnà pkh près d'un centième, ou jsUe perd j^ij de son intensité-*^) '
Désormais , Tëclat apparent =:: { d'une étoile est une foifttion de sa distance et de Textinction. Sans considérer celle^ noua
avons ({) = -^, formule qui doit être remplacée par
qui indique que Féclat des étoiles décroît en plus grande proportion, que la raison inverse des carrés des distances.
Pour gagner un coup d*oeil général j ai calculé là table .suivante.
Éclat relatif
Distance
JTSB
Coefficient de rexlinctioti,
sans considérer l'extinction,
eu égard
à l'extino-
, tion,
Nombre
d'étoiles
réunies qui
prodnisent
le même
éclat.
dist.moy.d. et. 1 A.
rayon « a «
distmoy.K a 2 «
rayon a « a
distmoy.a a 3 a
rayon « a a
distjnoy^a a 4 a
rayon a a «
dist.moy.« a 5 c
rayon a a «
dist.moy.a a 6 «
rayon a a a
rayon
tt
rayon « a H.
On voit, dans la seconde colonne, leffet de lextinction. Elle nest que de 0,01 pour la distance des étoiles de première grandeur; elle-
monte à 8 poiir cent pour le rayon des étoiles 6A., à 30 pour cent pour celui des étoiles 9B., et à 88 pour cent pour le rayon H. des étoiles herschélîennes. Cette diminution continue plus loin d*un pas extrêmement rapide. Nous avons en effet:
jl = 0,01, ou une extinction de 0,99, pour la distance a:= 490^26, ' A =0,001 a 0,999 « x=: 735,40,
A =«,0001 ft 0,9999 « a:= 980,53,
L'affiiiblissement éfi Téclat des étoiles et la limitation de la portée des télescopes sont les suites directes de l'extinction. Nous voyons p. e., par la comparaison des chiffres des colonnes 3 et 4 du tableau^ que la diminution de l'éclat apparent, par suite de l'extinc* tkm, est
pour les dernières étoiles de 6-ème grandeur, de 7 pour cent,
a 9-ème « 29 «
La limitation de la portée des télescopes se prononce dans les chiffres suivants.
^ Portë«lhëo^ Portée calcii-
m .1 j n u 1 Portée selon . ' .. ' lée, en ésard
Télescope de Herschel. Herschel, "^'^J*^- à iVxtiSc-
* tion,
de 7 pieds 243 219,8 123,2
premier tt 20 « 468 423,2 183,2
second <( 20 « , vue de côté, 734 663,8 227,8
K « 20 « , vue de front, 900 813,9 250,7
Il est évident que les bornes du firmament, visibles à Taid^des
télescopes les plus puissants, se rétrécissent considérablement par
suite de l'extinction. Car si notre détermination en est asses exacte^
le tëlescqpe de Ml pieds cesse de nous montrer les étoiles «itiiéee au delà -de 368 fob la distance des toiles de première grandeur, ^tanidi| que, sans entinction, cette limite serait à la distance de 20f8 unités. Nous en tirons la conclusion importante, (jue raugmentatioii , de'là^force optique, ou du diamètre d'un télescope, n*avàlice qui^ •peu la limite de la vision. Prenons p. e. un télescope à vue d^ £nont,'d'un miroir de 6 pieds de diamètre, comme le télescope co-« kMs&l de Lord Rosse, nous' trouverons sa portée p = 422, àeulo»-^
ment d^un sixième *plus forte que celle du grand télescope d
Herschel. Elle serait ;» = 3120 , ou (/7)==:âUe, si l'extiiicticHr: n'evistaît pas. L'avantage que possèdent les grands télescopes ,• e^ bien celui d'étendre aussi les bornes de laTue, mais principalemexn de nous donner des images d'une intensité plus grande, et qui a^}^ mettent l'emploi àià^ grossissements plus forts. Ils nous donnent plu5 de détails et de nuances,. que les télescopes de moindre dimensioD. Il nous faut encore faire une conclusion. Herschel, dans ses deux mémoires de 181? et 1818, évalue à l'aide de la portée des télescopes, les distances entre certains amas d'étoiles et nébuleuses et le Soleil, en les exprimant par celle des étoiles de première grandeur, comme unité. Toutes ces distances sont trop grandes, en admettant l'extinction et sa valeur trouvée. Nous avons cité, p. H qu'il p\ace Tanças d'étoiles 75 de Messier, à ime distance ^= 731 Elle «sCf réduit à 208. Herschel dit que le télescope de 20 piec mcmifprait encore cet amas, mais sous là forme d'ime nébulei noi^ ^fésoluble,:s'il se trouvait à la distance de 13707 unités^ le lesdope. de M pieds même à la distance de 35175 unités. Ces c freS' doivent étte remplacés maintenant par 633 et 787, ou pai vingtième et un quarantième de la valeur donnée par Herse Je «pr&enterai dans la note le tableau de toutes les distance* qi^i se trouvent dans les deux mémoires de Herschel de l( 1818, et leurs valeurs p , correspiondantes à notre recherche.'')
Nous avons recoiinu une distribution des étoiles à peu près uniforme et proportionnelle à l'espdce; le long dû' plan prhiictpa). Ex* aminons maintenant, -en quelle proportion les étoiles dfe^ difféireiktes classes contribuent à l'éclat apparent de la voie lactée, i Nous supposerons, dans cette recherche, une étendue ÎAfinie de la voie lactée, dans la direction du plan principa][. Car si elle ne l'est pas en effet, la différence de l'éclat devient, presque insensible, parce que les étoiles les plu3. éloignées contribuent extrêmement peu à l'éclat apparent, à cause de l'extinction, de la lumière. Voici les chiffres donnés par le calcul.*®®)
Étoiles des clai»sefi
là SB.
là9B.
là H.
, i;àoo
'■ ^Portion de .l'éclat du ipilieu de la voie liBCtée. '
Qjl2683 0,208U 0,298*5 .0^,88230 ; 1,00000
Ëloîleg des cl/asses
. 9B.àH.
iPortion de l'éclat
du milieu de la
voie 'lactée-.- '
ogoisao o^oaisi
Sommiez li.0a600.
De ce tableau nous tirons les conséquences suivantes.
1. En admettant l'extinction, l'éclat de la voie lactée' sans bornes n'est plus infini. Il se réduit à 3,3 fois l'éclat que produisent 1rs étoiles des grandeurs 1 à9B., situées dans cette direction, ou à 12,5 fois celui qui appartient aux étoiles visibles à l'oeil nii. Les étoiles situées au delà de la portée du télescope herschélien de 20 pieds, ne contribuent que de 12 pour cent à l'éclat total de la voie lactée.
En soustrayant la contribution des étoiles visibles à 1 oeil nu, nous obtenons le chiffre 0,92007 qui exprime la lueur du' fond du ciel, pour le milieu de la voie lactée.
Nous pouvons comparer avec l'éclat de la voie lactée, celï^
que présente la voûte céleste, dans la direction des pôles de cet%^,
strate. EUi retenant Tunité d*éclat du milieu de la voie lactée, noi^
avons :
^ Éclat de la voûte cé-
ÉloUes des classes leste dans la direction du pjftle* *
fàCA. 0,06535
1à9B. 0,Ui68
Ces chiffres, comparés soit entre eux soit aux chiffres antérieurs; \ nous offirent les considérations additionnelles que voici.
4. L*éclat total du ciel dans la direction des pôles n*est que de 0,22 pour cent de celui, qui a lieu dans la voie lactée centrale. Nous avons bien n<^ligé ici les étoiles situées au delà de U portée du télescope herschélien, dans la direction du pôle; matii nous savons que le nombre en est extrêmement petit, et l'influence sur Téclat tout à fait insensible.
5. Le rapport entre les portions de Téclat, produites par les étoiles des différentes classes, dans les deux directions, celle de h voie lactée et celle du pôle, varie essentiellement, car noiu avons :
pour les étoiles 1 à 6A. le rapport 1,000 : 0,818
9B.àH. « 1,000:0,124.
6. La lueur du fond du ciel, abstraction faite des étoiles visibles à l'oeil nu, s exprime ici par le chiffre 0,21705— 0,06535=0.15170; ce qui montre, en le comparant à 0,92007, que le fond du ciel dans la direction du pôle n'a pas même un sixième de la lueur de la voie lactée.
Toutes ces conclusions sont admirablement conformes à l'apparence gàiérale de la voûte céleste.
Pour faire avancer notre connaissance de la constitution de la ^oie lactée, il est à dësirer que les intensités relatives, soit des ^ioiles, dans les différentes classes de grandeur apparente, soit du fond du ciel, dans les différentes directions, fussent déterminées par la voie purement photométrique. L'observation astronomique -aura Clément à contribuer à une étude ultérieure de la voie lao»tée, en suivant le chemin, indiqué et pris par Herschel. Il faudra étendre les jauges sur une plus grande portion de la voûte céleste, les combiner aux évaluations des grandeurs apparentes, et surtout les faire dans des grands cercles perpendiculaires à la direction de la voie lactée. G*est ainsi que l'observation fournira les détails pour l'examen de la bifurcation de la Voie. Enfin il faudra faire des jauges avec des télescopes puissants, mais de portées considérablement différentes, ou avec le même télescope, en employant tantftt Touverture entière, tantôt une ouverture réduite à une portion aliquote.
