LV.S liTUlLl^S

l^^^nTons manipuler, si la tliëorlc Iransrormiste est t«acte. En tout cas, les calculs de la mathématique la plus Lranscendautc ne peuvunt résoudre le problème, c'est seulement de l'observation cl de l'expérimentation qu'OD doit attendre des éclaircissements.

A. propos de l'évolution des atomes, je dois citer les travaux récents de M. Crookes, qui viennent de faire faire ,ua pas important à celte théorie (I). Il a prouvé expert- 'mentalement que certains métaux, comme l'^ltrium, sont composes d'atomes qui, bien que semblables d'une ma- 'iiière générale, diCTérent les uns des autres sous certains {wints de vue. Ces corps élémentaires sont donc Formés d'un nombre variable de sous-cléments ou de niéla-éléinenls, suivant l'expression du savant anglais. Ces différcn- Cn, dont on ignore la cause, peuvent être rapprocliccs des nodifications que les agents physiques font subi r par ciem • pie au phosphore et au souTre, et qui consistent dans l'appBrition de nouvelles propriétés et la disparition de certaines autres, sans que cependant il y ait transmutation tomplète. Ainsi, tout porte â croire que l'espèce, dans les *lr(i3 minéraux, n'est pas plus fis* qu'elle ne l'est dans les ttres organisés, comme nous le démontrerons plus loin.

Distance ; graupament; i wnpDtîtion chimique. — Étoiles variables. — Ëtoiles doubles, triplei, etc. — Conséquences possibles da la rencoutre de deux corps célestei.

Les étoiles, ces corps célestes lumineux par eux-mêmes, sont pour ainsi dire innombrables, et les distances qui

(1) Ètémenls el mHa-éléments, clies GaulIjier-ViUara etflla.lBRS.

ns LA PHYSICO-CHIMIE.

les séparent, se mesurent, comme nous Favons dit, par dizaines et centaines de millions de lieues. Il en est qui sont tellement éloignées de nous que leur lumière doR mettre des siècles à nous parvenir, malgré une vitesse de plus de 300 000 kilomètres par seconde. Encore il ne 8*agit là que d'une appréciation générale, qui, n*étant basée le plus souvent que sur leur intensité lumineuse, r&i toute mesure précise impossible. De plus, leurvolume?ariant à Tintini, les plus petites peuvent nous paraître àdes distances énormes, et les plus grosses sensiblement rapprochées de nous, alors que l'inverse est peut-être h vérité.

La disposition générale des étoiles est très difficile i apprécier à cause des erreurs de perspective. Aussi ne faut-il accorder, à ce point de vue, aucune importance à ces dessins variés qu'elles paraissent représenter, et que Ton nonmic constellations. Les astres qui les composent n'ont le plus souvent aucune relation de situation. Ces constellations sont des survivances des erreurs de l'antiquité, qui n'ont de valeur aujourd'hui que comme points de repère pour les recherches et les désignations astronomiques.

En réalité, les étoiles sont groupées par amas plus ou moins nombreux, d'une forme approximativement lenticulaire, lien esl qui paraissent décrire des lignes parallèles dessinant des spirales concentriques. D'autres, comme ceux du Toucan et du Gcnlaurc, nous ont donné longtemps rillusion d'une nébuleuse. Mais le plus important de tous est la voie lactée, dont nous faisons partie comme presque toutes les étoiles des premières grandeurs. Notre soleil n'est pas très éloigné de son centre ; aussi parait-elle former autour de nous une zone plus ou moins compacte.

Toutes les étoiles donnent un spectre continu; mais il ne s'en suit pas pour cela qu'elles soient toutes au même

■é de concentration. C'«t maemn à tamA \s devons les qaelfim iommim ^mewm BujeL Nous l« sAffeercoa AinfM ^ lov < a chimique et ie itnr hnâsc

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141 LA PflYSICO-CHIMIB.

mouvoir dans Tespace suivant une direction qui est la ré« sultante de tous les mouvements de translation de leurs atomes. Bien que ces mouvements aient lieu dans toutes les directions, ils ne peuvent se neutraliser exactement et la masse doit se déplacer dans un sens ou dans rautre, avec une vitesse variable, proportionnelle au nombfB d'atomes qui suivent la direction prédominante.

Dans les étoiles condensées, les atomes sont groupés en solides, liquides et gaz, et leur libre parcours est nul dant les deux premiers états, presque nul dans le troisième. Mais la force de translation dont ils sont animés nen existe pas moins, et c'est l'agglomération qui doit en profiter. Gertainement,comme dans les nébuleuses, un granl nombre de ces mouvements sont neutralisés ; néanmoim il y en a beaucoup qui ne le sont pas, et qui imposent à la masse un déplacement dans leur direction. Un astre, si condensé qu'il soit, doit donc toujours progresser dans un sens ou dans un autre, et sa rapidité varier proportionnellement au nombre de mouvements restés libres.

La cause du déplacement des étoiles dans l'espace est donc légitimement induite de l'observation du mouvement de translation inhérent aux atomes dont elles sont composées. Leur vitesse s'induit de la même observation. Nous savons que les atomes se meuvent à raison de 500 à 2 000 mètres par seconde ; il est donc tout naturel qu'un corps céleste, composé d'une quantité innombrable d'atomes, puisse atteindre une vitesse variant entre 30 et 80 kilomètres pendant le même espace de temps. Si j'étais mathématicien, je pourrais, par de savants calculs algébriques, établir les rapports qui peuvent exister entre le mouvement de translation d'un astre et la résultante de ceux de ses atomes; mais comme les bases numériques de ces opérations feront encore longtemps défaut, ce travail stérile

LES ÉTOlLIiS. 141

le fcrail quedoiioer un cachet pédantesque k mon exposé, A propos du syalème solaire, nous verrons d'autre» sotnpliirations surgir et s'expliquer de la même manière. I La composition cliimîque des étoiles, ou du moins de l'atmosphère qui les environne, est mieux connue que celle des nébuleuses. La présence du sodium et du magnésium a èlé signalée dans la plupart; puis vienneiit, dans l'mvlre de fréquence, le calcium el le bismuth. L'hydrogène manque dans quelques-unes ; mais c'est un fait rare. EdQd, ou y a trouvé parfois le fer, le mercure et l'antimoine. Ces études, du reste, sont loin d'être complètes.

Une question se pose ici tout naturellement. Pourquoi, ^11 s ces masses gazeuses pérîslellaires, comme dans les nébuleuses, tous les corps simples se présentent-ils isolés, ilRs aucune apparence de combinaison? La réponse en est facile. Il est vrai que l'attraction, ou mieux la cohélioi), j est très faible. Mais la quantité d'étlicr interposée éloigne trop les atomes les uns des autres pour que rafiinité puisse entrahicr leur a(;glutination plus ou moins intime. La chaleur, qui dans nos laboratoires produit des comliinui^ons, les défait également lorsqu'elle est poussée au delà de certaines limites, et nous savons qu'elle ne produit ce dernier résultat qu'en agrandissant les intervalles moléculaires par un apport continu d'éthcr. La seule diffifenee, c'est que, dans les nébuleuses et les atniosplières petit tel lai res, l'éther existe primitivement au lieu d'y être introduit consécutivement. Ce n'est que par les progrès de l'attraction, qui expulse l'éther et rapproche les atomes, ^ue les combinaisons deviennent possibles.

La composition chimique des noyaux condensés des étoiles sont peut-être en relalion avec celle de leur atmosphère; mais nous possédons peu de données précises lur ce sujet. Les voici lelles quelles.

14i LA PBTSICO-CHIUIE.

Nous iTODs TU que tout corps solide ou liquide, à Tétat iscandescent. émet ]a synthèse des diverses Tibrations lu< mix>eu«es dont ses atomes sont animés. Ils sont groupés le plus souvent en sept catégories, qui vibrent chacune une di*s couleurs du spectre : violet, indigo, bleu, vert, jaune, crante et rouge. Mais il peut arriver que certaines calé* fories soient plus nombreuses; alors la Inmière n'est plus parfaitement blanche, elle prend une teinte en rapport avec la catégorie prédominante. Les expériences de laiioraloire en présentent quelques exemples ; mais, dans la rioilos. 00 fait ressort d'une manière bien plus prononcée. 11 on est qui émettent des teintes plus ou moins franches de bleu, de vert, de jaune et de rouge. Toutes donneal des spectres différents, et la couleur spéciale de cbaqne étoile concorde avec la manière dont la lumière est répartie dans chaque région de son spectre. Or, il se pour- rait que la coloration soit due à la prédominance d'un corps siiv.plo quelconque. C'est a Texpérimentation à élucider iClte question intéressante.

Voici ce que nous savons au sujet du degré de condeosa: ion de ces astres.

Le Pore Secchi, à Rome, a soumis au speclroscope plus de trois cents étoiles des plus brillantes, et de ce travail considérable est résulté un classement des plus intéressants. Los unes d'une teinte blanc jaunâtre, comme celle do notre soleil, donnent comme lui un spectre où les raies d'absorption fourmillent : leur atmosphère contient donc encore une foule d'éléments non condensés. Le spectre des étoiles blanches, comme Sirius, Vega et autres, ne présente plus que les raies de Thydrogène, du sodium et du niagnéfiuin ; leur atmosphère est par conséquent singulièrcnieiit réduite; mais leur noyau condensé produit en* Drc dans toutes ses parties des vibrations lumineuses très

LES ÉTOILES. i4i

iftienses. Une troisième catégorie, de teinle orangée, montre des lacunes obscures qui doivent représenter un «Baibliss^ment de certains groupes chromatogènes, lacunes que l'on rencontre spécialement dans la région du Irien; néanmoins les raies d'absorption n'y font pas complètement défaut. Enfin, les étoiles rouges offrent un spec^ m des plus appauvris ; elles sont sans doute à une période voisine de leur extinction.

Au point de vue photochimique, ces diverses catégories présentent des différences faciles à prévoir : les blanches «t les jaunes pâles impressionnent instantanément les plaides photographiques, tandis que les orangées et surtout 9ii rouges nécessitent un temps de pose relativement con- Mérable.

Passons maintenant aux étoiles variables. Parmi elles, 51 eo est qui, ayant apparu soudain avec une grande in- Hnsité, se sont éteintes graduellement en quelques mois. Vautres présentent une périodicité dans leur variation ^d'éclat. Elles changent de deux à neuf grandeurs, les unes ■en cinq à sept jours, le plus grand nombre en quelques mois; mais aucune périodicité exactement mesurée n'at- Éânt deux années. Enfin, il en est qui, suivies depuis ptombre de siècles par les astronomes, présentent une dilÉûnution graduelle d'intensité lumineuse qui doit coïnjibder avec les progrès réguliers de la concentration de leors éléments. Cette condensation doit alterner avec des mouvements d'expansion dans les étoiles à variations périodiques. Quant aux étoiles éphémères, leur explicalion tst encore à trouver.

Il me reste à parler des étoiles doubles, dont les nébuleuses jumelles nous ont montré l'origine. Il va sans dire qu'il ne s'agit pas ici de celles que la perspective seule rapproche, ni de celles qui, relativement, voisines suivent

une direction parallèle, mais d'astres jumeaux s Influençant réciproquement.

Généralement, Tune est plus grosse que l'autre ; cependant il en est qui paraissent sensiblement égales ; mail Ton sait ce que valent ces appréciations à des distances aussi considérables, puisqu'elles ne sont basées que sur rintcnsité lumineuse. Le tait intéressant, c'est que, dans ces associations, la plus petite des deux composantes décrit autour de Tautre une courbe fermée plus ou moins elliptique. Son mouvement de translation, de rectiligneest devenu circulaire ; un lien l'attache donc à sa congénère, comme la corde de la fronde lie la pierre à la main da frondeur. Ce lien ne peut être que Tattraction. La masse des atomes qui composent le corps central attire sans cesse ceux de l'astre périphérique, et, si ces derniers devenaient immobiles, leur union se ferait avec une rapidité qui s'accélérerait en raison inverse du carré des distances. Maiscet arrêt est impossible, le mouvement des particules élémentaires étant continu et indéfini. Elles sont donc forcées de décrire un cercle fermé, tant que l'attraction centripète ne sera pas modifiée. Si elle disparaissait, Téloile satellite reprendrait sa direction recti ligne en suivant une tangente à la courbe qu'elle décrivait; si, au contraire, la force attractive augmentait, la courbe se transformerait en une spirale dont le nombre des tours serait en proportion in- j verse de cette augmentation, et la fusion des deux masses | se produirait.

Nous avons vu, en traitant des phénomènes physicochimiques, que l'attraction était réciproque entre le* atomes comme entre les masses agglomérées qu'ils forment, mais que, dans cette dernière circonstance, elle était proportionnelle à ces masses. Il en résulte donc que Tastre central a nécessairement une masse plus considérable que