L* ANALYSE SPECTRALE DBS ÉTOILES

le bord solaire (la fente étant parallèle au bord) , on voyait la ligne brillante de la chromosphère qui paraissait comme un filet garni de franges : cette ligne brillante se portait du côté du jaune, en laissant un filet noir du côté du rouge, lorsqu'on visait au'bord équatorial entrant; elle se portait du 'côté du rouge, en laissant un filet noir du côté du jaune , lorsqu'on regardait le bord sortant, c'est-à-dire celui qui s'éloigne de l'observateur.

» Pour bien comprendre le mécanisme de ce déplacement, il faut se rappelerque, lorsqu'on regarde avec la fente élargie, la raie G au dehors du Soleil ne disparaît pas du tout, mais parait comme une bande assez élargie, et dont la lumière principale est due à rillumination de notre propre atmosphère, qui a naturellement un spectre avec les raies à leur place ordinaire. La couche chromosphérique, qui est moins large que la fente (lo secondes environ], se projette sur cette bande noire, comme une ligne brillante, mais elle se trouve placée à droite ou à gauche selon le déplacement dû à son mouvement de translation, qui change un peu la réfrangibilité des rayons. Au pôle, elle parait sensiblement au milieu .

» Il faut ajouter cependant que le fait n'est pas facile à observer, et que les franges dont la chromosphère est garnie cachent souvent le filet noir très-mince , lorsqu'il se projette du côté de leurs expansions. Il faut encore que le spectroscope soit puissant. J'ai employé trois prismes très-dispersifs.

» Au fond, le fait est connu et constaté par plusieurs observateurs en différentes circonstances, et il

ETUDE SPECTTRALB DES MOUVEMEm'â STELLAlRBS. 89

me semble que rexplication donnée est conforme aux théories reçues. »

Telle est la Communication du P. ëecchi sur ce sujet. Dans la séance du i6 mai suivant, M. Fizeàu a présenté les remarques suivantes concernant le déplacement des raies spectrales par le mouvement du corps lumineux ou de Pohservateur :

c Lorsqu'on cherche à constater par l'observation le déplacement des raies spectrales dû au mouvement du corps lumineux, il ne s'agit pas seulement, dit-il, de donner la sanction de l'expérience à une conséquence intéressante déduite depuis longtemps par les physiciens de la théorie des ondulations, mais il s'agit en réalité, ce qui est plus important encore, de donner, s'il est possible, des bases tout à fait certaines et incontestables à une méthode nouvelle d'observation qui permettrait, dans certains cas, aux astronomes de déterminer les vitesses de translation dans l'espace des étoiles les plus éloignées de nous, en mesurant seulement de petits déplacements ou aberrations des raies spectrales de leur lumière. »

Le savant physicien expose ici le principe qui a servi de point de départ à ces considérations. Que l'on suppose , par exemple, un corps lumineux animé d'un mouvement de translation assez rapide pour être comparable à la vitesse de propagation de la lumière ; si ce mouvement est dirigé du corps lumineux vers l'observateur, on voit tout de suite que, dans cette direction, les ondes lumineuses seront plus rapprochées les unes des autres, et que chaque rayon simple aura une longueur d'ondulation plus courte que

40 L*ANALTSB SraCTRALB DES ÉTOILES.

si le corps était en repos. Ce changement dans la longueur d'onde aura pour conséquence une déviation plus grande produite par la réfraction à travers un prisme ; ce qui revient à dire que chaque rayon simple correspondant à une raie brillante ou à une raie obscure éprouvera un déplacement ou une aberration sensible, dans le spectre, relativement à la position que Ton eût observée, si le corps fût resté immobile. Le mouvement étant supposé dirigé vers Tobservateur, le déplacement dont il s'agit doit avoir lieu vers le violet; il aurait lieu vers le rouge si le corps lumineux, se mouvant dans un sens opposéi s'éloignait de l'observateur. Ajoutons encore que des déplacements analogues seraient la conséquence de l'hypothèse inverse, dans laquelle, le corps lumineux étant en repos, le prisme réfringent et l'observateur seraient simultanément en mouvement.

Cependant on doit remarquer que, bien que notre esprit n'aperçoive aucune limite aux vitesses dont les corps en mouvement sont susceptibles d'être animés, il ne parait pas que l'on ait constaté jusqu'ici, même pour les astres dont les mouvements sont le plus rapides, l'existence de vitesses dépassant certaines limites où elles sont encore très-petites par rapport à la vitesse de la lumière. On ne doit donc regarder comme probables que des déplacements peu considérables dans les raies spectrales, même en faisant intervenir les vitesses cosmiques les plus grandes qui aient étéreconnuesjusqu'ici, vitesses qui dépassent à peine ttô? d© ^a vitesse de la lumière (comète de 1680).

Il est facile de conclure de là qu'il n'y a pas lieu

ÉTCTDB SPECTRALE DES MOUVEMENTS STELLAIRES. 4l

de considérer, comme quelques physiciens Tont proposé, des changements de couleur sensibles qui se produiraient dans ces circonstances par des modifications extrêmement grandes des longueurs d'onde ; et, même s'il en était ainsi, les rayons invisibles situés en dehors du spectre, subissant les mômes variations, devraient évidemment annuler cet effet en remplaçant dans le spectre modifié les rayons dont le déplacement aurait pu donner lieu au changement supposé de la couleur.

Ce genre de considérations avait conduit, dès 1848, notre savant compatriote à essayer d'établir une relation entre la situation des raies spectrales et les mouvements dont peuvent être animés la source lumineuse ou l'observateur (*) ; et il était parvenu, en soumettant ces phénomènes au calcul, à plusieurs résultats numériques que nous allons rapporter.

Pour la planète Vénus, l'observateur étant supposé immobile et l'astre se dirigeant vers lyi avec sa vitesse moyenne de translation sur son orbite, le calcul effectué pour la raie D, dans le cas d'un prisme de flint de 60 degrés, a donné un déplacement ou aberration, du côté du violet, de a", 65.

Pour une vitesse égale à celle de la Terre, l'observateur étant seul supposé en mouvement, et considérant le spectre formé par une étoile vers laquelle il se dirige, le calcul a donné pour la même raie D un déplacement ou aberration, du côté du violet, de %\^5,

En exposant ces résultats, l'auteur fit, de plus, re-

(*) Bulletin de la Société Phiîomathique^ décembre 1848, Annales de Chimie et de Physique, 4* série, t. XIX.

i% l'analyse spectrale des étoiles.

marquer que le déplacement des raies par le mouvement du corps lumineux ne dépend que de sa vitesse et nullement de sa distance, et que, par conséquent, les observations de cette nature pourraient conduire à des données sur les vitesses propres des astres les plus éloignés.

En effet, si à la distance où la planète Vénus est située au moment de l'observation il existe réellement dans le spectre un déplacement de la raie D de 2*,65, le même déplacement continuerait à se manifester encore, si l'astre pouvait s'éloigner de nous par degrés, sans cesser d'être visible, jusqu'aux régions occupées par les étoiles doiit la parallaxe est tout à fait insensible. Si donc une étoile donnait un spectre dans lequel la raie D serait déplacée de ^",65 du côté du violet, on en pourrait conclure que l'astre se meut vers nous avec la vitesse bien connue de la planète Vénus.

Ces considérations étaient restées jusque-là purement théoriques, et pour devenir fécondes elles réclamaient manifestement le contrôle de l'observation.

Prévoyant l'importance de ces conséquences, M. Fizeau ajoutait, dans cette même séance du i6 mai 1870 : « Il est permis d'espérer que le moment est venu où il sera possible de décider, par le contrôle d'observations rigoureuses, si la théorie des ondulations a conduit celte fois encore* à des conclusions exactes, et si les astronomes pourront désormais s'appuyer dans leurs recherches sur le phénomène physique rigoureusement démontré du déplacement des raies spectrales par le mouvement. La dernière Communication du P. Secchi renferme, à cet égard, une observation très-

ÉTUDE SPECTRALE DES MOUVEIIENTS STBLLAIRES. 43

importante, qui consiste essentiellement dans le fait suivant :

a Une des raies solaires C ayant été observée, d*abord vers l'extrémité de l'équateur solaire qui, parTefifet de la rotation de Tastre, se meut du Soleil vers Tobser* vateur, et ensuite vers Tautre extrémité de l'équateur solaire (celle qui se meut de l'observateur vers le Soleil ), les situations de cette raie ont été trouvées différentes entre elles et différentes de la situation normale de celte même raie.

> Dans le premier cas (mouvement dirigé vers Fobservateur), la raie a été trouvée déplacée vers le violet d'une petite quantité évaluée à au moins -^ de la distance entre les raies D' et D" ; dans le second cas (mouvement dirigé en sens opposé), la môme raie a été trouvée déplacée vers le rouge.

» Cette observation remarquable parait s'accorder quant -au sens et à l'apparence du phénomène avec Texistence du déplacement cherché; mais elle présente cependant, quant à la valeur numérique assignée au phénomène, un écart considérable avec la valeur théorique, comme on va le voir.

» Ayant en effet calculé, de la même manière que pour la planète Vénus, le déplacement de la raie D*dû au mouvement de rotation du Soleil, j'avais trouvé le déplacement presque insensible o'',t5.

» Or l'intervalle des deux raies D' et D* étant, à trèspeu près, de 20 secondes avec le prisme de flint, le déplacement estimé en fraction de cet intervalle devient

44 l'analyse spectrale des étoiles.

» Le déplacement calculé estdonc moindre que -j^ de rinlervalle des deux raies D' et D*. Il s'agit, il est vrai, de la raie D, et l'observation a porté sur la raie C ; mais il est aisé de s'assurer que les effets produits par ces deux raies voisines diffèrent Xrop peu pour que le raisonnement en soit changé. Or, dans l'observation dont il s'agit, le déplacement a été estimé à au moins •ïV de la distance en ire D' et D" : la valeur observée est donc au moins dix fois trop forte pour s'accorder avec la valeur calculée.

» En résumé, la nouvelle observation, due à notre savant Correspondant, me paraît pouvoir être rapportée, avec une grande probabilité, au phénomène du déplacement des raies par le mouvement ; mais il me semble aussi que rien ne peut être afQrmé à cet égard avant que de nouvelles observations précises et des mesures certaines soient venues compléter ces premiers résultats et permettre d'en tirer des conclusions déûnitives. »

Ces essais de M. Fizeau en 1848, ces réflexions de 1870 étaient le prélude de la belle et insondable découverte dont nous allons nous occuper.

LES UOUVBUENTS DBS ETOILES. 45

BÊMiryVRTB BU BfOUVXHCBIIT BBS AtOILBS DAMS XS SEirS BU aATOH VISUEIt, SOIT QITBLIJBS VàMiMmBKT, SOIT 5;fUnBUSS S'APV&OOBEMT BZ Uk TEliaB.

Les différentes sciences s'entr'aident mutuellement. L'Astronomie doit à l'Optique ces instruments si essentiels sans lesquels elle n'aurait pu faire ses merveilleux progrès modernes. Elle a rendu de son côlé le plus éminent service à l'Optique en lui apprenant par les études de Roemer quelle est la vitesse de la lumière. C'est l'Astronomie encore qui, quaranle-quatre ans plus tard, a conduit à une seconde détermination de cette vitesse dans le remarquable phénomène de l'aberration découvert par Bradley.

Si, au point de vue de ces phénomènes, l'Optique doit beaucoup à l'Astronomie, celle-ci est à son tour redevable à celle-là de notions qu'elle n'aurait pu obtenir sans elle. Les observations astronomiques nous conduisent à déterminer les mouvements et les masses des corps célestes ; mais elles ne pourraient en aucune façon nous faire connaître leur composition chimique. Or, par l'application du spectroscope à l'examen des corps célestes, on est arrivé à reconnaître avec évidence qu'ils sont composés de substances analogues à cellei?

4G l'analyse spectrale des étoiles.

qui consliluent notre planète. Il y a plus , l'analyse optique nous a manifesté Tétai sous lequel la matière existe dans ces astres, ce qui, spécialement dans le cas des nébuleuses, a conduit à la conception d'idées nouvelles sur leur constitution, et à la rectification des spéculations astronomiques anciennes.

Nous sommes accoutumés à appliquer aux étoiles l'épithète defires. Chaque nuit on les revoit dans le même arrangement mutuel ; quand leurs places sont déterminées par des mesures attentives, et quand certaines légères corrections dues à des causes connues sonta ppHquées aux résultats immédiats de l'observation, on trouve qu'elles ont les mêmes distances relatives. Mais quand, au lieu d'années, les observations s'étendent sur des siècles, on constate que la fixité n'est pas réelle. Si nous définissons la fixité une invariabilité de position relativement aux étoiles considérées comme un tout, et si nous comparons la position de chaque étoile individuelle avec celle des étoiles situées dans son voisinage, nous trouvons, comme nous l'avons vu plus haut, qu'elles sont affectées de mouvements propres les emportant dans toutes les directions imaginables. Ce déplacement observé nous paraît, naturellement, s'effectuer suivant une ligne perpendiculaire au rayon visuel. Mais puisque notre Soleil est simplement une étoile, une ligne tirée d'une étoile à lui n'est qu'une ligne menée entre deux étoiles; et, par conséquent, il n'y a pas de raison pour que le mouvement de l'étoile soit, si ce n'est accidentellement, dans une direction perpendiculaire à la ligne joignant l'étoile avec notre Soleil. Il faut donc conclure que les étoiles, y compris

notre propre Soleil, se meuvent au sein de l'espace dans diverses directions, et que c*est seulement la composante transversale de tout le mouvement, ou plutôt du mouvement relativement à notre Soleil, qui nous est révélée par un changement dans la place apparente de rétoile.

Les mouvements propres conclus des positions des étoiles cataloguées sont forcément, disons-nous, perpendiculaires à notre rayon visuel ; mais, comme il n'y a aucune probabilité pour que les étoiles se déplacent dans ce sens-là plutôt que dans toutes les autres directions possibles, il est certain que la plupart des lignés que nous traçons ainsi ne sont que la projection de routes obliques. Nous supposons à notre insu toutes les étoiles placées à la même distance de nous, comme des points brillants sous une voûte. Nous rapportons tous les mouvements observés à des lignes tracées dans un môme plan sphérique le long de cette voûte. Nos routes ainsi tracées sont par conséquent, dans tous les cas où la route réelle de Tétoile n'est pas parallèle à la voûte céleste, plus petites que la route réelle.

Soit, par exemple, l'arc mn [fig, 6) une fraction de la voûte céleste. Considérons les différents cas des mouvements propres des étoiles. Soit Fétoile A se dirigeant vers B. Comme cette trajectoire est parallèle à la voûte céleste, nous pouvons du point 0, où nous sommes, la mesurer tout entière. L'angle que nous mesurons entre le point A' où nous voyions l'étoile il y a cent ans par exemple, et le point B' où nous la voyons aujourd'hui, nous donne exactement la mesure de son mouvement de translation*

48 l' ANALYSE SPECTRALE DBS ÉTOILES.

Mais il n'y a que dans ce cas que le déplacement observé représente exaclement la réalité. Allons tout de suite aux extrêmes pour mieux sentir la différence. Soit l'étoile C, marchant dans la direction D. U est clair que de la station centrale nous n'observerons absolument aucun déplacement, puisque la marche

Fig. 6,

Dëplacâments réels et déplacemenU apparents des étoiles

s'opère dans le sens du rayon visuel. Pour nous, l'étoile C sera donc considérée comme n'ayant aucun mouvement propre.

Ce sont là les deux cas .extrêmes. I) est certain que pour la majorité des étoiles les directions ne sont ni

absolument perpendiculaires à notre rayon visuel ni absolument tracées dans son sens. Considérons donc 3' l'étoile E emportée vers F et 4^ l'étoile 6 emportée vers H, qui représentent le cas le plus général. Pour l'observateur terrestre placé en 0, la route £F se présente sous la ligne E'F', tracée sur la voûte apparente du ciel. Cette dernière ligne est bien moins longue que la route véritable, de sorte que le mouvement propre constaté est inférieur au mouvement réel qui emporte l'étoile en l'éloignant de la Terre. Il en est de même de rétoile G, qui se rapproche de la Terre. La projection G'H' ne peut donner qu'un déplacement inférieur à celui qui fait décrire à Tétoile la ligne oblique 6H.

Quant à notre cinquième exemple, Tétoile I, qui se rap* proche justement dans le sens de notre rayon visuel, ne nous montre pas plus de mouvement propre que l'étoile C no nous en a montré. Pour nous elle parait immobile.

Telles sont les différentes formes que peuvent présenter les mouvements propres des étoiles, et qu'il importait de considérer attentivement pour bien comprendre Tensemble et la variété de ces mouvements.

Maintenant que nous avons étudié ces changements de position, et que nous avens vu comment on les mesure dans leurs projections sur la sphère céleste, une nouvelle question se pose devant notre esprit. Peut-on savoir si une étoile suit exactement une trajectoire parallèle à la voûte du ciel, ou bien si, par une ligne oblique dont nous n'observons que la projection, elle s'éloigno ou se rapproche de la Terre? Étant donnée môme une étoile qui nous paraisse absolument ûxe, exisle-t-il un moyen de découvrir si elle est en moufUuninarion% « VI. 3

5o L*ANALT8B SPECTRALE DES ÉTOILES.

vement dans la direction du rayon visuel, et, dans ce cas, si elle s'éloigne ou si elle se rapproche de la Terre?

Celui qui aurait émis autrefois une pareille question aurait été regardé comme ne jouissant pas de la plénitude de ses facultés intellectuelles, ou tout au moins comme laissant échapper des paroles irréfléchies et indignes d'attention. Deviner si une étoile qui parait immobile s'éloigne ou se rapproche de nous dans le sens du rayon visuel : quelle folie !

Cependant la science humaine vient de faire cette nouvelle conquête sur Tintini. Non-seulement nous pouvons, malgré leur exiguïté et leur imperceptibilité, constater et mesurer les déplacements des étoiles dans le ciel, mais nous pouvons encore constater et mesurer leur mouvement de rapprochement ou d'éloignement, lors môme qu'il est dirigé dans le sens du rayon visuel et ne se manifeste par aucun déplacement dans les observations astronomiques.

Ce sera certainement là l'une des gloires, Tune des inerveilles de la science à notre époque, d'avoir pris ainsi possession des cieux et de s'être emparée du privilège de scruter les mystères inaccessibles qui s'accomplissent dans les profondeurs de l'immensité.

La méthode employée pour arriver à ces constatations n'a aucun rapport avec le procédé de comparaisons par lequel on mesure le mouvement propre annuel; elle est fondée sur les principes de l'Optique et sur l'analyse des rayons de la lumière.

Résumons d'abord la construction des instruments employés dans l'analyse spectrale des faibles corps lumineux. Pour faire sur les étoiles des observations du

LES MOUVEMENTS DES ÉTOILES. 5l

genre de celles dont nous nous occupons ici, il faut adapter un spectroscope d'une disposition spéciale à un équatorial, c'est-à-dire à une lunette astronomique munie d'un mouvement d'horlogerie, lequel la maintient constamment dans la direction de l'astre, direction dont elle tend à s'écarter continuellement sous l'influence du mouvement de rotation de la Terre qui l'entraîne, de telle sorte que l'astre, une fois amené dans le champ de la lunette, y demeure pendant toute la durée de l'observation. Le spectroscope vient prendre la place de l'oculaire de la lunette équatoriale. Une étoile, vue dans une lunette astronomique, apparaît comme un point brillant ; pour obtenir un spectre d'une certaine largeur, il faut donc commencer par transformer ce point en une ligne lumineuse et, pour cela, faire passer le faisceau de rayons que l'objectif a rendu convergents à travers une lentille cylindrique : la tranche lumineuse et très-mince ainsi produite est ensuite reçue dans la fente du spectroscope et s'étale, par son passage à travers une série de prismes, en un long ruban sur lequel on distingue alors nettement les différentes raies spectrales de l'astre que l'on veut étudier. Cela ne suffit point encore : il faut pouvoir comparer ces raies avec celles des différents corps simples dont il s'agit de constater la présence dans ces mondes éloignés. Pour cela on adapte devant la portion inférieure de la fente du spectroscope un petit miroir (*)

{*) Cette disposition se retrouve dans tout spectroscope complet; on fixe ordinairement, devant la moitié inférieure de la fente du spectroscope, un petit prisme à réflexion totale dont la section est un triangle équilatéral.

52 L'ANÀLTSB SPBGTIULB DBS ÉTOILES.

qui réfléchit directement dans Tintérieur de l'appareil les rayons envoyés latéralement par le corps gazeux incandescent dont on veut comparer le spectre avec celui de l'étoile. On obtient ainsi deux spectres superposés, et la coïncidence exacte d'un certain noinbre de raies de ces deux spectres établit, avec une probabilité plus ou moins grande, équivalant parfois à une certitude absolue, la présence de tel ou tel corps dans une étoile fixe ou nébuleuse.

Telle est la base des instruments imaginés par M. Huggîns d'une part, par le P. Secchi d'autre part, et que nous appellerons avec M. Schellen spectroscopes stelUtires (sternspectroscope) ou encore téléspectroscopes, M. Huggins employait pour ces recherches une lunette ayant 8 pouces d'ouverture et 10 pieds de dislance focale. Après avoir traversé l'objectif, les rayons passaient, comme nous l'avons dit, à travers une lentille cylindrique plano-ô'onvexe, formaient leur foyer immédiatement en avant de la fente du spectroscope placée elle-même au foyer principal d'une lentille disposée à l'autre extrémité du tube du spectroscope et destinée à rendre les rayons parallèles avant leur arrivée sur les deux prismes en ûint-glass, donnant chacun une déviation de 6o degrés (*].

On observe le spectre formé de la sorte avec une petite lunette achromatique, laquelle fait du reste une partie intégrante de tous les spectroscopes. Uocu-

{*) On ne peut pas employer un grand nombre de prismes, à cause de la petite quantité de rayons lumineux que Ton a à sa disposition. En étalant davantage le spectre, on affaiblirait trop la lumière.

LES MOUVEMISTfrS DES ÉTOILES. 53

laire de cette petite lunette est faible et ne grossit que cinq ou six fois. Une ouverture latérale, pratiquée dans le grand tube porte-oculaire, tout à côté de la fente du spectroscope, laisse tomber sur le petit prisme à réflexion totale, qui les renvoie dans la fente de Tappareil, les rayons émanant d'un corps quelconque rendu incandescent dans Tétincelle d'induction.

Comme principe, l'appareil du P. Seccbi (dans lequel j'ai eu le plaisir d'observer moi-même à Borne il y a quelques années) est identique à celui de M. Huggins : nous y trouvons la lentille cylindrique, le petit miroir de comparaison destiné à réfléchir les rayons émanant du corps incandescent dont la lumière doit être comparée à celle de Tétoile; seulement ici c'est une lame de verre inclinée à 4^ degrés sur la fente du spectroscope, et qui, étaméo à sa partie inférieure, laisse au contraire passer à sa partie supérieure les rayons de l'astre que Ton observe. La dififérence essentielle entre les deux instruments consiste en ce que l'astronome romain emploie un spectroscope do Hoffmann à vision directe, lequel, tout en dispersant les rayons, ne les fait point dévier de leur di* rection primitive. Il se compose de deux prismes de flintrglass accotés à trois prismes de crown en sens inverse. La petite lunette destinée à donner une image grossie du spectre peut de la sorte être pointée directement sur rétoile. Une seconde ouverture latérale, pratiquée tout à côté de la face inférieure du dernier prisme de crown, laisse passer un mince faisceau lumineux qui, réfléchi par le prisme, donne dans le champ de l'appareil une ligne brillante destinée à ser-

54 l'analyse spectrale des étoiles.

vir de point de repère pour la détermination des lignes

spectrales.

Pour l'étude des corps célestes présentant un diamètre appréciable, tels que les nébuleuses, on emploie des appareils donnant une dispersion plus considérable. Le grand téléspectroscope de M. Huggins se compose de deux systèmes de cinq prismes, flintrglass et crown (spectroscope à vision directe), entre lesquels se trouvent trois prismes disposés comme dans le speetroscope ordinaire. Dans le grand téléspectroscope du P. Secchi, les rayons de Tastre qu'on observe passent d'abord à travers deux prismes donnant chacun une déviation de 60 degrés, puis à travers un système de cinq prismes, semblable à celui que M. Hoffmann emploie dans ses prismes à vision directe.

Arrivons maintenant à l'application de l'examen des spectres stellaires à la question spéciale du mouvement d'éloighement ou de rapprochement des étoiles observées.

L'élévation d'une note de musique dépend, comme nous le savons, du nombre de vibrations qui parviennent à l'oreille dans un temps donné, tel qu'une seconde. Supposez maintenant qu'un corps, comme une cloche qui vibre un nombre donné de fois par seconde, vienne à s'éloigner en môme temps de l'observateur par un air bien calme. Puisque les pulsations successives du son voyagent toutes avec la vitesse du son, mais divergent de centres différents, c'est-à-dire des points successifs du trajet de la cloche, des lieux où elle se trouvait quand ces pulsations ont été excitées pour la première fois, il est évident que les on-

dulations du son seront un peu plus espacées du côté d'où la cloche s'éloigne, et plus resserrées du côté vers lequel elle se dirige que si la cloche était restée en repos. Conséquemment le nombre de vibrations par seconde qui atteignent Foreille d'un observateur placé dans la première de ces directions sera un peu plus petit, et le nombre de celles qui parviennent à un observateur situé dans la direction opposée un peu plus grand que si la cloche était restée en place; de sorte que, pour le premier, le ton sera un peu plus bas, et pour le second un peu plus haut que le ton naturel de la cloche. Pareille chose arrivera si l'observateur se meut au lieu de la cloche, ou si tous deux sont en mouvement ; en réalité, l'effet dépend seulement du mouvement relatif de l'observateur et de la cloche dans la direction d'une ligne joignant Tun et l'autre, ou, en d'autres termes, de la vitesse d'éloignement ou de rapprochement de l'observateur et de la cloche. On peut constater cet effet en se tenant près d'un chemin de fer, quand un train, qui fait entendre le sifflet de vapeur, passe à toute vitesse, ou mieux encore quand Tobservateur se trouve placé sur un train qui se meut simultanément dans une direction opposée.

L'état actuel de la science de l'Optique démontre absolument que la lumière consiste en un mouvement vibratoire propagé au sein d'un milieu élastique remplissant les espaces planétaires et stellaires, milieu qui joue ainsi^ pour la lumière, un rôle semblable à celui de Fair pour le son. Dans cette théorie, à la différence de temps périodique correspond la différence de réfrangibilité. Supposons que nous soyons en possession d'aune

56 l'analyse spectrale des ETOILES.

source de lumière capable, comme la cloche, dans le cas analogue du son, d*exciter dans l'éther, supposé en repos, des vibrations d'une période donnée, correspondant, par conséquent, à une lumière d'une réfrangibilitédéfinie. Alors, précisément comme dans le cas du son, si la source de lumière et l'observateur s'éloignent ou s'approchent l'un de l'autre avec une vitesse assez grande pour être comparable à celle de la lumière, il se produira un abaissement ou une élévation appréciable de réfrangibilité que l'on pourrait découvrir au moyen d'un spectroscope d'un grand pouvoir dispersif.

La vitesse de la lumière est si énorme, environ Sooooo mètres par seconde, qu'on peut facilement imaginer que tout mouvement expérimentalement produit dans une source de lumière peut sembler du repos relativement à elle. Mais la Terre, dans son orbite autour du Soleil, se meut avec une vitesse d'environ 29 kilomètres par seconde; et, dans les mouvements des étoiles qui s'approchent ou s'éloignent de notre Soleil, nous pouvons nous attendre à rencontrer des vitesses analogues à celle-ci. La vitesse orbitale de la Terre n'est, il est vrai, qu'un dix-millième de la vitesse de la lumière; mais l'effet d'une semblable vitesse sur la réfrangibilité de la lumière, qu'il n'est pas bien difficile de calculer, se trouve n'être pas assez insensiblement petit pour échapper à toute chance de manifestation, pourvu seulement que les observations soient conduites avec une extrême délicatesse.

Mais comment trouverons-nous, dans des objets aussi éloignés que les étoiles, une analogie avec la cloche que nous avons prise dans l'exemple tiré du son? Quelle

LES MOUVEMENTS DES ÉTOILES. 5y

certitude pourrons-nous jamais obtenir, quand même un examen de leur lumière nous présenterait des rayons d'une réfrangibilité définie, de l'existence dans ce corps éloigné d'une matière pondérable, vibrant, suivant des périodes connues, non identiques avec celles qui correspondent aux réfrangibilités des rayons définis que nous observons? La réponse à cette question nous ramène aux travaux de Rirchhoff. L'exacte coïncidence de certaines raies obscures dans le spectre solaire avec les raies brillantes de certaines sources artificielles de lumière avait antérieurement été observée dans une ou deux circonstances; mais c'est à Kircbhoff que nous devons la conséquence (tirée d'une extension de la théorie de Prévost, de Genève, sur les échanges) qu'un milieu incandescent qui émet une lumière d'une certaine réfrangibilité particulière agit nécessairement, à cette température du moins, comme un milieu absorbant, éteignant toute lumière de môme réfrangibilité. La conséquence que tirait Kirchhoff de la théorie de Prévost ainsi étendue le conduisit à faire une sérieuse [comparaison des places des raies obscures du spectre K)laire avec celles des raies brillantes produites par es gaz incandescents ou par les vapeurs d'éléments connus. Les coïncidences étaient en bien des cas tellenent remarquables, qu'elles établissaient presque jus- ]u'à la certitude l'existence dans l'atmosphère solaire le plusieurs des éléments connus produisant par leur iclion absorbante les raies obscures qui coïncidaient ivec les raies brillantes observées. Entre autres éléncnts, on peut mentionner T hydrogène, dont le spectre, [uand il est traversé par une décharge électrique,

58 l'analyse spectrale des étoiles.

montre une première raie ou bande brillante en parfaite coïncidence avec la raie obscure C et une seconde avec la raie F.

Or l'analyse spectrale a trouvé que quelques-unes des étoiles montrent dans leurs spectres des raies obscures coïncidant en position avec C et F ; et ce qui fortifie la croyance que cette coïncidence, réelle ou apparente, n'est pas purement fortuite, mais provient d'une source commune, c'est que ces deux raies sont tellement associées l'une à l'autre qu'elles sont toutes deux également présentes ou absentes. La théorie de Kirchhoff indique d^ailleurs que leur cause commune est l'existence de l'hydrogène dans les atmosphères dai Soleil et de certaines étoiles, et l'exercice de son action absorbante sur la lumière émise par les couches infé^ rieures.

Donc, si Ton reçoit à travers un prisme le rayon lumineux qui vient d'une étoile, on voit se dessiner un petit spectre, faible image du spectre solaire. On peut créer un spectre analogue en recevant sur un autre prisme le rayon lumineux provenant d'une lueur électrique traversant un tube rempli de vapeurs ou de gaz. Supposons, par exemple, que l'on ait constaté par les méthodes d'analyse spectrale que le spectre d'une étoile présente les couleurs et les lignes transversales de l'hydrogène. On fait passer l'étincelle électrique par un tube contenant de l'hydrogène, et l'on examine au spectroscope le rayon lumineux émis par le courantj électrique. On trouve alors que le spectre de l'hydrogène a son sosie dans le spectre de l'étoile; si Ton su-l perpose les deux spectres, on trouve qu'ils coïncident

parfoiiement, couleurs sur couleurs, lignes sur lignes. L'étoile, il est vrai, peut avoir, en plus de Thydrogône, d'autres substances, mais cette propriété ne Fempéche pas d'offrir, parfaitement déterminé, le spectre de ce gaz. On peut donc faire la comparaison et la superpo-> sition. On choisit d'ailleurs, pour cet examen, celle des substances offertes par l'étoile qui est la plus apparente dans son spectre, la plus lumineuse, la plus facile à observer.

Gela posé, si l'étoile est immobile, les deux spectres se superposent simplement, sans qu'on remarque rien d'extraordinaire dans cette superposition ; mais si Tétoile s'approche ou s'éloigne, le mouvement se réfléchit dans le spectre d'une singulière fagon. Supposons qu'elle s'approche. Les longueurs d'onde, qai donnent naissance à la diversité des couleurs, diminuent, et la réfrangibilité de chaque couleur augmente. Si donc on observe avec un spectroscope deux sources lumineuses, l'ime fixe (le tube électrique), l'autre mobile (l'étoile), donnant toutes deux, par exemple, la raie si caractéristique du sodium, on verra dans les deux spectres superposés les raies de ce métal qui ne coïncideront pas. La raie D émise par le spectre de l'étoile s'écartera de la raie D émise par le tube, et l'écart se dirigera du côté du violet si l'étoile s'approche de la Terre, du côté du rouge si elle s'en éloigne. L'écart servira non-^ulement à constater que l'étoile s'approche ou s'éloigne, mais encore à déterminer la vitesse.

La première fois qu'on s'est aperçu d'un manque de superposition parfaite dans la comparaison du spectre d'une étoile avec celui d'une source lumineuse terrestre

6o l'analtsb sPEcrnALE des étoiles.

préparée exprès pour celte étude, c'est à propos delà plus brillante étoile du ciel, qui, en effet, paraissait Tastre de la nuit le plus facile à choisir à cause de son éclat pour analyser minutieusement son spectre. Le P. Secchi, à son grand regret, n'arriva pas à constater d'écart appréciable et 6t part à l'Académie des Sciences de son résultat négatif dans la séance du 2 mars 1868; mais, en Angletei^e, M. Huggins y parvint, et en rendit compte à la séance de la Société royale de Londres, le :t3 avril de la même année. Le résultat de ses premières recherches fut de constater que la substance qui produit les fortes raies du spectre de Sirius est bien réellement de l'hydrogène, et qu'en comparant la position de cette raie (F) du spectre de Sirius avec celle du spectre de l'hydrogène, on constate que cette raie ne coïncide pas, qu'elle s'écarte de son prototype, pour s'éloigner vers le rouge, c'est-àdire que sa réfrangibilité diminue. Ainsi la ligne F choisie pour Pobservation ne coïncide pas exactenaent dans le spectre de Sirius avec la raie brillante correspondante d'une étincelle d'hydrogène, que l'on sait concorder en position avec la raie solaire F ; mais elle est un peu moins réfrangible, tout en conservant la même apparence générale. Quelle conclusion faut-il tirer de ce résultat? Assurément il serait très-illogique d'attribuer les raies obscures dans les spectres du Soleil et de Sirius à des causes distinctes, et de regarder leur coïncidence presque exacte comme purement fortuite, quand nous avons dans le mouvement propre une cause vraie, donnant Pexplication de cette légère différence ; et si, comme les travaux de Kirchhoff l'ont

LES MOFVEMÈNTS l^Eâ iTOILBS. 6l

établi d'une manière à peu près certaine, les raies solaires obscures dépendent de l'existence de Thydrogène dans Tatmosphère de notre Soleil, nous sommes portés à conclure que cet élément, avec lequel le chimiste manipulant dans^on laboratoire est si familier, existe et est sujet aux mômes lois physiques dans cette étoile éloignée, tellement éloignée que, si Ton en juge par la valeur très-probable de sa parallaxe annuelle, la lumière qui ferait sept fois le tour de notre Terre en une seconde emploie quatorze ans pour venir de cette étoile à nous. Quelle grande conception de Tunité du plan qui préside à l'univers de pareilles conclusions ne présentent-elles pas à nos esprits!

La longueur d*onde de la lumière, au point traversé par la raie F, est de 486 millionièmes de millimètre* En adoptant pour la vitesse de la lumière le chiffre de 298 000 kilomètres par seconde, on trouve que, la réfrangibilité constatée étant de 0,109 millionièmes de millimètre, ce déplacement correspond à une vitesse de 52 kilomètres ; mais il faut retrancher de cette vitesse celle de la Terre sur son orbite annuelle, laquelle est variable et change chaque jour de direction relativement à Sirius, comme à Tégard de tous les points du ciel. Cette dernière vitesse éloignant la Terre de Sirius, à répoque des observations, d'environ 18 kilomètres par seconde, il reste donc, pour la quantité dont Sirius s'éloigne du système solaire, le chiffre de 34 kilomètres par seconde.

Cette quantité représente-t-elle absolument la vitesse du mouvement personnel de Sirius? La réponse serait affirmative si notre système solaire était en

6tl l'ANALTSB 6PBCTRALE DES ÉTOILES.

repos ; mais, comme il se meut dans Tespace, la quantité d'éloignement dont il s'agit est la résultante des deux mouvements : une partie est due à notre propre translation, Fautre appartient en propre à Sirius. Mais, quelle que soit la part qui appartienne à l'un et à Tautre, la quantité d'éloignement reste la même, l'un des deux corps fût-il même immobile, ce qui n'est pas.

Ainsi, chaque année, la distance qui nous sépare de Sirius augmente de 269 millions de lieues : plus de 700 000 lieues par jour! Et depuis quatre mille ans au moins que l'on admire de la Terre cette magnifique étoile, diamant de notre ciel ; depuis quatre mille aas au moins que les Égyptiens ont choisi cet astre pour régulateur de leur calendrier, depuis quatre mille ans au moins que Ton tient les yeux fixés sur cette étoile, elle n'a pas changé, elle n'a pas diminué d'éclat 1 Elle est toujours la plus brillante de notre ciel. Ses feux étincellent toujours d'une incomparable splendeur, et toujours elle attire nos regards dans la nuit silencieuse comme un soleil radieux et inaltérable. Ces milliers d'années d'observation représentent cependant des centaines de milliards de lieues, et si les chiffres calculés plus haut sont constants, la différence entre la distance de Sirius il y a quatre mille ans et sa distance actuelle pourrait s'élever même à un trillion de lieues, c'est-àdire atteindre les unités de mesures intersidérales, puisque c'est par trillions que nous évaluons ces mesures; et, malgré une pareille différence, Sirius ne paraît pas avoir diminué d'éclat, et trône encore en souverain au milieu des constellations éclipsées 1

LES MOITTEMENTS DBS ÉTOtUBS. 63

Les études d'analyse spectrale qui ont fait connaître le mouvement d'éloignement de Sirius ont pu être déjà appliquées à quelques autres étoiles brillantes, et le résultat, comme on devait s'y attendre, a considérablement varié selon les astres observés. Certaines étoiles s'éloignent de nous avec une rapidité plus ou moins grande, tandis que d'autres s'en rapprochent. Parmi les étoiles qui ont montré des caractères d'éloignement, on remarque plusieurs de celles qui sont, comme Sirius, à Topposite de notre mouvement de translation stellaire» comme Procyon, Bételgeuse, Rigel. Je nomme Procyon en première ligne, quoiqu'on n'ait pu encore déterminer la vitesse de son mouvement, parce qu'en examinant le sens de son mouvement proprQ annuel j'ai remarqué qu'il est exactement dirigé vers la région de l'espace d'où nous venons, et que, selon toute probabilité, notre propre translation doit se réfléchir sur lui d'une manière frappante. Je ne serais pas étonné que les futures recherches de M. Huggins ne missent en évidence, non-seulement son mouvement d'éloignement, qu'il n'a encore présenté que comme douteux, mais encore une vitesse dans ce mouvement non inférieure à celle de Sirius.

Parmi les étoiles qui se rapprochent de nous, on remarque de même celles dont la situation est voisine de la région céleste vers laquelle nous nous dirigeons : comme Arcturus, Véga, a du Cygne. On devait également s'y attendre; mais cette double remarque n'influe en rien sur l'opinion que nous avons manifestée plus haut relativement au déplacement réel de toutes les étoiles dans l'immensité. On a constaté des mou-

64 L'ANAtTSB SPECrnAtE DBS ÉTOILES.

vements d'éloignement ou de rapprochement dans toutes les directions du ciel, aussi bien du côté d'Hercule que du côté opposé. L'influence de notre propre translation sur la perspective générale est sensible ; mais elle n*empéche pas tous les autres soleils de l'espace d'avoir leur personnalité, leur marche distincte et leur destinée particulière.

De plus les études du spcctroscope ont confirmé celles de la lunette méridienne et du cercle mural, en montrant qu'il y a vraiment des mouvements propres communs à des groupes d'étoiles. Ainsi nous avons remarqué, dans notre premier article sur les mouvements propres des sept étoiles de la grande Ourse, que p, 7, ^, ff et ^ sont emportées dans un sens, tandis que a et vi marchent dans un autre ; j^ous avons vu que le déplacement séculaire des cinq premières n'amène pas de modifications dans leur position relative, et que la déformation de la figure provient du mouvement contraire de a et >i. Eh bien , les dernières recherches de M. Huggins confirment ces remarques en nous apprenant que les cinq étoiles dont il s'agît ont un moupement commun d'éioignement de la Terre, tandis qu'au contraire a a un mouvement de rapprochement. De plus rétoile >i semble aussi s'approcher de nous ; mais sa grande distance de a ne permet pas de la considérer comme associée à elle.

Voici, du reste, les principales étoiles dont le mouvement d'éloignement ou de rapprochement a été constaté par la méthode exposée plus haut :

Étoiles qui s'éloignent du Soleil.

Vlteifo metnréo tû kilomètres l>«r seconde,

Sîrius 34

Bételçeuse 35

Rîgel. 24

Castor 4o

Régulus aS

y9 de la Grande Ourse 3o

/3 du Lion ) Vitesse

',-,, / non mesurée.

a de la Vierge

a Couronne

Procyon ,

LaChèyre

Étoiles qui s'approchent du Soleil.

Arcturus 88

Véga 80

Pollux. . . 79

a du Cygne 68

a de la Grande Ourse 85

1} de la Grande Ourse

y du Lion

c du Bouvier 1 vitesse

y du Cygne / «on mesurée.

a de Pégase

a d'Andromède

On voit que, dans toutes ces étoiles, c'est Arcturus qui offre le mouvement le plus rapide. Cet astre se

66 l'analyse spbgtralb des âtoiles.

rapproche de nous avec une vitesse de 88 kilomètres par seconde, soit i 900 000 lieues par jour, 693 millions de lieues par an. La vitesse de rapprochenaent de rétoile a de la Grande Ourse est de 85 kilomètres par seconde, celle de Véga de 80, etc. On remarque à première vue que les vitesses trouvées pour les étoiles qui se rapprochent du Soleil sont deux fois plus considérables que celles des étoiles s'éloignant de nous. Cette différence est-elle due seulement au hasard dn choix? Ce n'est pas probable. Ne pourrait-on pas imaginer, pour expliquer ce fait, que les étoiles vers lesquelles nous marchons viennent elles-mêmes sur nous avec une vitesse sensible, tandis que celles dont nous nous éloignons nous suivent dans lé même sens que nous, mais avec une vitesse moindre que la nôtre?

La vitesse avec laquelle les étoiles s'éloignent ou s'approchent s'accorde très-mal avec la valeur adoptée communément pour le mouvement propre du Soleil, et elle semble indiquer que les estimations des distances des étoiles, sur lesquelles la valeur de ce mouvement est établie, ne méritent pas la confiance qu'on a eue jusqu'à présent en elles. On sait que la vitesse dn mouvement du Soleil a été estimée à 8 kilomètres par seconde ; mais le mouvement avec lequel les étoiles s'éloignent est de ao à 40 kilomètres par seconde, et le rapprochement s'élève à la quantité énorme de 88 kilomètres dans le cas d'Ârcturus. Il suit de là que les évaluations de Struve sur les distances moyennes des plus brillantes étoiles sont certainement trop faibles. Il paraît aussi nécessaire d'augmenter la vitesse adoptée du Soleil dans l'espace.

Les études précédentes montrent aussi que certains assemblages d'étoiles ont un mouvement commun. Ce mouvement commun a déjà été deviné par des astronomes du siècle dernier, notamment par William Hersschel; lequel fît même remarquer que si plus tard on découvrait dans certains assemblages d'étoiles un mouvement commun qui leur soit propre, et si la direction de ce mouvement n'était pas la même que celle du mouvement propre du Soleil , on aurait un nouveau moyen de reconnaître quelles sont les étoiles qui ap» partiennent et quelles sont celles qui n'appartiennent pas au môme système que notre Soleil.

Cette constatation du mouvement universel et perpétuel change entièrement Taspect du monde sidéral. Toutes les théories enseignées aujourd'hui dans les traités d'Astronomie sont renversées. On voit qu'il y a dans le monde des étoiles une complication dans les détails, une variété d'agrégation, de structure, de mouvement, de dépendance mutuelle et enfin, une exubérance de vitalité dont ne se doutaient pas les astronomes il y a quelques années seulement.

L'astronome allemand Vogel a fait à l'Observatoire de Bothkamp des études qui confirment les précé* dentés. Les premiers résultats qu'il obtint sur Sirius, Procyon et la Chèvre s'accordèrent avec ceux de Huggin^ pour montrer que ces astres s'éloignent de nous. Depuis il a étudié, au même point de vue, a de la Lyre, a de l'Aigle et la nébuleuse d'Orion.

Sa méthode d'observation est la suivante :

A l'intérieur de la lunette de Téquatorial on installe un tube de Geissler rempli d'hydrogène, que l'on fixe

68 l'analtsb spectrale des étoiles.

de façon que son axe longitudinal soit perpendiculaire à Taxe optique de la lunette, et que la dernière de ses parties effilées soit à très-peu près au milieu ; quant à la fente du spectroscope, on la dirige normalement à la grande dimension du tube de Geissler. La distance du tube à la fente de Tappareil spectral est de 32 centimètres. Cette méthode d'observation permet d'éviter les causes d'erreurs qui se produisent si aisément dans remploi d'une lumière de comparaison renvoyée dans le spectroscope par un prisme à réflexion totale placé en avant de la fente.

L'appareil employé par l'astronome de Bothkamp dans les travaux qui nous occupent est un spectroscope à vision directe formé d'un ensemble fort dispersif de cinq prismes. La lanette d'observation est munie de plusieurs grossissements dont les plus employés sont ceux de neuf et de vingt-quatre fois ; cette limite supérieure est bien suffisante, vu le grand pouvoir dispersif de l'appareil, pouvQir qu'on peut d'ailleurs augmenter quand on le veut, en ajoutant au premier spectroscope à vision directe de cinq prismes un second spectroscope pareil, mais dont le pouvoir dispersif est moitié du premier, et c'est, du reste, avec ce double appareil que la plupart des observations ont été faites.

Il fallait d'abord se rendrecompte des différences que l'on pouvait rencontrer dans la mesure des longueurs d'onde, en faisant usage des différents grossissements, et déterminer celui d'entre eux qui convenait le mieux. Les observations installées dans ce but ont été faites sur le Soleil, près de la lunette de l'appareil spectral ; à aS centimètres (distance de la vision distincte), en

avant de l'oculaire» était fixée une échelle divisée en millimètres, et Ton déterminait, par une observation siDduItanée faite avec les deux yeux (c'est la méthode connue pour calculer le grossissement d'un microscope), quelle était ladifférence de longueur d'onde, qui dans le voisinage de la ligne F, correspondait à la longueur d'un millimètre. La moyenne d'un grand nombre d'observations a donné les résultats suivants :

DIfférenM de lonvuêor d'onde an millionièmes GroHinemeBU de millimètre.

Ces notions bien comprises, passons aux résultats des observations elles-mêmes :

i** a Lyre (Véga). Les conclusions tirées de trois nuits d'observation indiquent que cette étoile s'approche de nous avec une vitesse de 1 1,37 milles géographiques allemands ou 84 kilomètres par seconde, résultat qui concorde aussi exactement que possible avec la valeur donnée par Huggins.

«&<' a de V Aigle (Àltaïr). — Le déplacement vers le bleu de la raie F du spectre de l'étoile, quoique bien certain, est beaucoup moins considérable que pour Yéga. Il correspond à un mouvement de l'étoile vers la Terre de 6,9 milles par seconde, ou à un mouvement de l'étoile vers le Soleil de 10,4 milles géographiques (75 kilomètres) à la seconde.

V Nébuleuse d'Orion, — Le spectre de celte nébu-

70 L' ANALYSE SPECTRALE DiSS ÉTOILES.

leuse se compose de quatre raies dont les longueur d'ondes sont, en millionièmes de millimètre, 5oo,5; 495,7; 486, I et 434, o (la quatrième de ces lignes est très-faible et analogue à la troisième des raies de Thydrogène) ; la troisième seule a servi à M. Vogel. Comparée avec la ligne de Thydrogène fournie par un tube de Geissler, cette raie a paru déplacée vers le rouge d'une quantité correspondant à une différence de 7 à 8 millionièmes de millimètre. Le jour de Tobservalion (27 janvier 1878), la nébuleuse d'Orion s'éloignait donc de la Terre avec une vitesse de 6 , 2 milles géographiques et, par suite, du Soleil avec une vitesse de a6 kilomètres par seconde.

L'astronome allemand et l'astronome anglais ont obtenu à peu près le même résultat pour le mouvement de la nébuleuse d'Orion. Pendant les années 1 873 et 1874, M. Huggins a continué l'application de la méthode précédente aux nébuleuses; le résultat est que les nébuleuses gazeuses, envisagées comme classe, ne sont pas douées de mouvements propres égaux à ceux des étoiles brillantes.

La détermination du mouvement propre, dans la direction du rayon mené de la Terre à l'étoile, est encore dans son enfance. Il est utile de faire remarquer que , différente de celle du mouvement propre transversal, elle est également applicable aux étoiles de toutes les distances, pourvu qu'elles soient assez brillantes pour rendre les observations possibles. On conçoit que les résultats de ces observations puissent conduire un )our à une détermination du mouvement du système solaire dans Tespace, avec une exactitude

t£S HOUVBMBin^ DES ÉTOILES. 7I

plus grande que celle qui a été déduite des changements de position, parce qu'elle serait fondée sur une induction plus large, et non limitée à des conclusions dérivées des étoiles qui se trouvent dans notre voisinage ; et quand même le système solaire et les étoiles les plus voisines s'en iraient dérivant de compagnie, ainsi que le supposait sir John Herschel, dans un mouvement approximativement commun^ comme des atomes dans un rayon de soleil, il est concevable que ce déplacement commun puisse être mis en évidence par le même moyen. Â quelles vastes spéculations ne sommes-nous pas conduits, relativement aux progrès possibles de nos connaissances, quand nous réunissons ce qui a déjà été accompli dans les différentes branches de la science?

Ârrétons-nous à ces considérations. Ces études commencent à nous révéler la grandeur du mouvement dans l'univers. Sans doute ce n'est encore ici qu'une ébauche grossière de la réalité. Les erreurs inévitables dans l'observation, Pexiguïté de Téchelle qui nous sert de base, les causes diverses qui influent sur les mouvements apparents et réels, sont autant de diflScultés semées sur le terrain, et nous sommes loin de nous former, sur les problèmes de TÂstronomie sidérale^ des conceptions aussi claires que sur ceux de l'Astronomie planétaire; mais, telle qu'elle est, cette synthèse a néanmoins l'avantage de nou» transporter au sein de ces régions lointaines, de cous Caire assister aux évolutions célestes, et d'ouvrir devant nos pensées les horizons changeants de l'avenir, variables avec les métamorphoses séculaires des mondes.

7^ MOUVSMBNTS DB 8IBIV8 ET DU SOLEIL.

BU 90tmCL BAirS Xi*889A0B BT OBIiUZ BB SnUBS.

Le mouvement propre de Sirius, perpendiculairement au rayon visuel, et son mouvement d'éloignement dans le sens du rayon visuel sont l'un et Tautre déterminés, comme nous l'avons vu plus haut, le premier par les mesures de l'astronomie de précision, le second par les révélations de l'analyse spectrale. Nous connaissons donc ces deux éléments pour Tastre le plus important du système sidéral dont le Soleil est membre. Il est intéressant pour nous de nous servir de ces données pour apprécier la marche réelle de cette belle étoile dans Tespace.

A la distance où nous sommes de Sirius, son mouvement propre annuel, qui sous-tend un arc de i'',34, nous indique un déplacement de i6o millions de lieueSj mesuré perpendiculairement au rayon visuel. Comme il s'éloigne, dans le môme intervalle de temps, d'une quantité que nous avons évaluée à à68 millions de lieues, celte vitesse-ci est à la première dans la proportion de 166 à joo. Il en résulte que, quoique l'é- Ijigoement annuel soit bien indiqué par le chiffre que nous venons de répéter, toutefois la marche oblique de l'astre s'élève en réalité à 297 millions de lieues

HOUVEMKNTS DB SIRIUS ET DU SOLKIL. 73

)ar an. Tous ces chiffres, répétons-le, sont donnés

iomme si le mouvement d'éloignement appartenait

Fig. 7.

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