Antarien. . . Étoiles à spectres cannelés. Piscien. . . i

« Les groupes de gauche comprennent les étoiles dont la température est en train d'augmenter, ceux de droite, les étoiles dont la température s'abaisse : deux groupes situés sur la même ligne horizontale renferment des astres dont la température est peu diflférente. En effet, le spectre de deux groupes semblables renferme les mêmes éléments prédominants ; les raies accessoires sont celles des métaux à poids atomiques plus faibles qui vont apparaître dans les étoiles qui se réchauffent, et, au contraire, celles des métaux à poids atomiques plus lourds pour le spectre des étoiles qui se refroidissent.

« La théorie de sir Norman Lockyer, dit M. de Watteville, est certainement très intéressante à cause de sa simphcité et de sa logique. Elle présente, en outre, un caractère de séduisante grandeur par l'unité quelle attribue non seulement à la matière, mais à l'évolution de l'ensemble de tout le monde matériel. .»

C/est ainsi qu'on a la comparaison suivante entre les deux étages Rigelien et Markabien.

Prédominants .: Hydrogène. Protocalcium. Protomagnésium. Hélium. SiUcium.

Accessoires : Asterium. Protofer.

Azote. Carbone. Prototitane.

MARKABIEN.'

Prédominants : Hydrogène. Protocalcium. Prolomagnésium. Hélium. Silicium.

Accessoires : Protofer. Hélium.

Asterium. Prototitane. Protocuivre. Protomanganèse. Proto- .nickel. Protochrôine.

D'ailleurs, les expériences personnelles de M. de Watleville confirment sur plusieurs points cette théorie.

La parallçixe d'at du Centaure. — L'Observatoire Lick a organisé une mission pour faire des observations dans l'hémisphère austral. Les appareils ont été installés à Santiago du Chili dans le courant de 1903, et, le H septembre de la même année, les travaux furent commencés.

Les observations concernant a du Centaure sont particulièrement intéressantes. Elles portent sur les vitesses radiales et ont été effectuées à l'aide d'un spectroscopeà trois prismes, monté sur un télescope CaSsegrain de 0'",94 d'ouverture. On a pu constater une difTérence moyenne d'environ S""",!? dans les vitesses radiales des deux composantes de cette belle étoile double.

Cette différence est probablement due au mouvement orbital relatif des deux composantes ; dans cette hypothèse, on peut déterminer la parallaxe du système parce que l'orbite visuelle du couple est déjà bien connue. Le D'.Palmer a fait le calcul et a obtenu les résultats suivants :

a = 5,46 X 109 kilomètres ; nti X m^ z= 1,9.

est la distance moyenne en kilomètres entre les deux comp antes ; Wj et m^ sont les masses respectives de aj et a, du C taure, la masse du soleil étant prise pour unité.

es masses relatives des composantes seraient sensiblement é{ 'es, la plus brillante étant un peu plus considérable -- dans

le rapport 51/49. Le spectre de la première est du type solaire, tandis que dans celui de la plus faible les lignes du fer sont plus prononcées et la raie d'absorption du calcium beaucoup plus accusée.

Rappelons que la parallaxe trouvée par les méthodes ordinaires est de 0",75.

La parallaxe de pCa^siopéç, — En 1888, le professeur Pritchard, à Oxford, avait déterminé par la méthode photographique la parallaxe de l'étoile p Cassiopée. Il trouva : 0",15 =t 0",02.

M. Kostinsky lit une nouvelle détermination en employant des mesures méridiennes, et trouva comme valeur moyenne : P",i4 ± 0",03.

Une troisième détermination a été faite dernièrement par M. A.-S. Flint, de l'observatoire de Washburne, en se servant d'observations du passage de l'étoile au méridien. M. Flint conclut pour celte parallaxe : 0",10 ± 0",05,

M. Kostinsky, après une discussion complète de ces trois valeurs, est arrivé à cette conclusion que la valeur absolue de la parallaxe de p Cassiopée est très probablement voisine deO'M, et sans doute un peu supérieure à cette valeur.

Lumière de toutes les étoiles, — D'après les recherches de l'astronome américain Simon Newcomb, la lumière de toutes les étoiles reçues par l'œil humain, y compris celle de la voie lactée, équivaudrait à la lumière de 600 étoiles de grandeur 0.

Catalogues d'étoiles. — Le professeur Hussey a publié, dans le numéro 74 du Bulletin de l'Observatoire Lick, son neuvième catalogue d'étoiles doubles découvertes avec les réfracteurs de 12 pouces et de 36 pouces de l'Observatoire et presque toutes mesurées avec ce dernier instrument.

Les catalogues précédents avaient été publiés dans les numéros 480, 485 et 494 de VAstronomical Journal et dans les numéros 12, 21, 27, 57 et 65 des Bulletins de l'Observatoire Li< . Le dernier catalogue renferme deux cents étoiles doub ; nouvelles qui portent les numéros 801 à 1000 inclusivement.

On trouve également dans les Annales de l'Observatoire d'H ■ vard Collège (n° 7, vol. LUI), un second supplément au C2 -

logue provisoire d'étoiles variables publié précédemment dans les mêmes Annales.

Les directeurs de TObservaloire avaient d'abord eu l'intention de publier tous les cinq ans un supplément semblable au supplément déjà paru en 1905 ; mais le programme a dû être changé par suite du grand nombre de variables récemment découvertes.

Ce supplément renferme plus de 400 nouvelles variables, dont la plupart appartiennent aux régions nébuleuses étudiées par miss Leavitt.

Dans le courant de 1904, il a été découvert 503 étoiles variables nouvelles, dont 431 à Harvard, à l'aide de la photographie. Le catalogue par fiches que l'on construit à Harvard comprend à l'heure actuelle environ trente-cinq mille fiches pour les variables seulement.

Castor t étoile quadruple. — En 1896, Bélopolsky découvrait avec le spectroscope que la plus faible des composantes de cette étoile double bien connue s'approchait et s'éloign«nit alternativement du système solaire.

Ce phénomène s'explique en supposant l'existence, très près de celte composante, d'un compagnon invisible, d'une masse suffisante pour forcer la brillante étoile à parcourir une orbite elliptique une fois tous les trois jours.

Or le docteur Curlis a découvert à Lick Observât ory, avec le spectrographeMiUs adapté au réfracteur de 36 pouces, que la plus brillante composante de Castor est également escortée par un compagnon invisible.

La période de révolution n'a pas encore été déterminée.

La coruiante de llaberration» — M. Chandler a publié les résultats très intéressants de recherches faites, depuis une dizaine d'années, sur les diverses valeurs obtenues pour la constante ie l'aberration par des observateurs employant des méthodes litTérentes ^ Après avoir discuté la valeur des méthodes adoptées, ; docteur Chandler accorde plus ou moins de confiance aux ésultats obtenus, et en rejette même un certain nombre comme tant par trop incertains. Des résultats acceptés définitivement, * docteur Chandler obtient comme moyenne générale la valeur

de 20",521 pour la constante de l'aberration, avec une erreur possible de ± 0",005.

En utilisant tous les résultats, on arriverait à une moyenne de 20'\51 7, tandis que la constantede l'aberration utilisée dans la connaissance des temps estde20",'47) d'après les décisions de la conférence internationale des étoiles fondamentales.

Il est probable que le résultat de M. Ghandler est très inexact, car si l'on adopte le chiffre de 20",52, on est conduit par le calcul à admettre pourla parallaxe solaire la valeurde8'\78, chiffre Certainement trop faible d'après les résultats déduits de la parallaxe d'Eros.

D'autre part, le professeur Doolittle, après une laborieuse discussion de plus de 15 000 observations, est arrivé à la valeur 20"5i, pour la constante de l'aberration. D'après lui, de nouvelles recherches ne pourront pas faire varier cette valeur de plusdeO'',01.

La Nova de V Aigle n^ 2. — En juillet 1900 on avait décou- , vert sur une photographie Draper prise le 3 juillet 1899 une ] étoile ayant un spectre à lignes brillantes caractéristiques des j Novae. En faisant de nouvelles recherches, l'étoile fut retrouvée I sur une photographie prise le 21 avril 1899; elle était alors de septième grandeur. Comme le nouvel astre se trouvait dans la constellation de l'Aigle, il reçut le nom de Nova de l'Aigle.

Cette année au mois d'août, Mme Fleming, examinant une photographie de Draper, prise le 18 août, découvrit une seconde Nova dans la même constellation.

A cette époque la grandeur de la Nova était environ 6,5 ; le 21 août elle était 7,5, tandis que le 26 août elle était tombée à 10.

Il a été impossible de retrouver des traces de la nouvelle étoile sur une photographie prise le 10 août, où l'on voit toutes les étoiles jusqu'à la grandeur 9,5.

De même une photographie prise avec le télescope Bruce à Aréquipa le 15 août, avec une exposition de 4 heures, et qv contient des étoiles de 16° grandeur, ne montre aucun astr visible à la place de la Nova.

Il est curieux que la nouvelle étoile se trouve entre deu espaces du ciel vides d'étoiles jusqu'à la quinzième grandeu] au milieu d'une région très riche de la voie lactée.

COSMOLOGIE : ASTRO!(OVIE. 39

La série Harvard renfennedeax ou trois cents photogr^hies de la région : vingt-neuf ont été examinées, mais il fut impossible de retrouver la Nova avant le 18 Août.

D'après le Docteur P. Guthnick, la grandeur, le 5 septembre, était d'environ 10,2, et l'étoile était de couleur jaunâtre.

Le professeur Wolf l'estimait de grandeur de 9,6 le 17 septembre.

Enfin des observations photométriques ont montré qu'elle était de grandeur 10,5 au commencement de septembre, et de grandeur 10,65 le 25 septembre. Les grandeurs étaient estimées d'après les étoiles de comparaison de la révision photométrique Harvard du catalogue B D.

Sur une photi^raphie prise le 16 octobre avec une pose de 56 minutes, l'image de la >'ova est entourée d'un faible halo irrégulier de 1 à 2 secondes de diamètre.

NèlmleuseB.

Faiblesse des nébuleuses planétaires. — M. Gore a cherché par le calcul quelle est la luminosité des surfaces de diverses nébuleuses planétaires, comparée à la luminosité superficielle du soleil et de la lune.

Pour la nébuleuse H. IV. 57, située prés du pôle de l'écliptique, il trouve que sa luminosité superficielle est à celle du soleil comme 1 est à 45196, 7x1 0«.

Pour les nébuleuses h 5565, S 5 et G. C. 7027, les rapports respectifs sont 1 : 245, 5 X 106; 1 : i095, 5x 10«. et 1 : 454xi0«. Ainsi la plus brillante, h. 5565, a une luminosité superficielle

e 400 fois inférieure à celle de la lune.

Nébuleuses noires. — On sait depuis longtemps que les nébuises ont la singulière propriété de se trouver au milieu d'esxes vides d'étoiles et qui paraissent même plus noirs que les ;gions avoisinantes.

La*belle nébuleuse du Cygne, en particulier, montre une structure compliquée de vides et de traînées ; de plus, elle est située au centre d une région particulièrement pauvre, et semble reliée aux plages stellaires voisines par un large canal noir.

D'autre part, certaines nébuleuses elliptiques aplaties sont partagées par une ligne noire suivant leur grand axe ien deux parties égales. L'effet produit sur la plaque photographique est 'e même que s'il existait entre la nébuleuse et la plaque un écran interceptant une partie de la lumière. Ces nébuleuses sont probablement des spirales vues par la tranche, et, d'après M. W. J. Franks, on peut supposer que la bande noire est due au fait que le bord extérieur de la nébuleuse s'est refroidi plus rapidement que la masse centrale encore chaude et lumineuse. Si cette région plus froide se trouve interposée entre la nébuleuse et nous, ce qui arrive quand on voit la nébuleuse par la tranche, elle arrête la lumière par absorption.

Le Docteur Franks explique de même les régions noires que l'oit voit dans les nébuleuses irrégulières, ainsi que les vides qui entourent les grandes nébuleuses : de la matière nébulaire relativement froide intercepte la lumière émanant des parties plus intenses et des petites étoiles qui brillent dans les régions plus éloignées. D'après le même auteur, les nébuleuses seraient vraisemblablement plus proches de nous que les étoiles, et leur énorme grandeur apparente serait en faveur de cette hypothèse.

Photographies monochromatiques de la nébuleuse d'Orion, — A la suite d'études spectrographiques de la nébuleuse d'Orion, le professeur Hartmann, de l'Observatoire de Postdam, conçut l'idée de photographier cette immense formation à l'aide d'écrans ne laissant passer que des radiations bien déterminées.

La première pose fut obtenue au moyen d'un écran absorbant complètement toutes les longueurs d'onde plus courtes que X 4800, mais laissant passer avecHB les principales raies nébulaires N^ et N^.

L'écran employé pour la seconde pose ne se laissait travers que par les radiations comprises entre X 5880 et X 3740, tano que dans le troisième cliché on obtenait surtout les radia^ioi ultra- violettes au voisinage de X 3757.

Cette façon de sélectionner sur différentes plaques des régioi

bien déterminées du spectre a donné les meilleurs résultats, et les conclusions» tirées des travaux de M. Hartmann sont excessivement intéressantes.

On peut remarquer en particulier que la radiation X 5727 est très intense dans toutes les parties de la nébuleuse, et, en certains endroits, elle est même presque la seule enregistrée. Son action photogénique est telle que Timage apparaît dans) beau-

Nébuleuses N. G. C. 6960 et 6992 du Cygne, le 26 juillet 1905, de 9NoO à 12S6.

Observatoire astrophotographique de Nanterre.

(Photographie de M. Quénisset.)

coup de régions où l'œil armé des plus puissants instruments ne peut même soupçonner une nébulosité.

La nébuleuse G.C. 1180, qui entoure c d'Orion, est à peine visible sur la photographie Nj et N^, mais elle apparaît très nettement sur le cliché obtenu en lumière ultra-violette; les photographies HB la montrent encore plus brillante.

Ces actions diverses font croire à la présence d'au moins trois gaz dans la nébuleuse d'Orion : le premier émettrait les principales radiations nébulaires, le second, la radiation de l'hydrogène, et la troisième, celles correspondant à X 5727.

Cet exemple prouve le parti que Ton peut tirer de ces méthodes nouvelles pour Texamen des diverses régions du ciel, et il est à souhaiter que le professeur Hartmann ait de nombreux imitateurs.

COSMOLOGIE : IIÉTÉOROLOGIB.