PES

dant trois mois, son éclat augmente graduellement jusqu'à repasse r pa r son maximum, et recommencer ensuite le cycle deses variations.

Il y a ainsi beaucoup d'étoiles à éclat variable, soit dont la périodicité est reconnue, soit dont la périodicité est irrégulière.

Notre Soleil, luimême, avec sa période d'activité de onze ans et quelquechose,doitètre rangé dans la catégorie des étoiles variables.

Comment expliquer ces variations d'éclat périodiques? La spectroscopie estarrivée à point pour fournir la raison de cet état de choses. La plupart de ces étoiles « variables » ont un

compagnon », moins brillant que l'étoile principale, qui gravite autour d'elles et qui vient s'interposer périodiquement, au cours de son mouvement de translation, sur le trajet des rayons lumineux qu'elles nous envoient. Ainsi peuvent s'expliquer, et les variations d'éclat, et les variations de coloration; ainsi s’explique aussi la périodicité de ces mêmes variations. Nous avons donné avec quelques détails, au $ 153, l'explication des variations d'éclat de l'étoile double À lgol 5 de Persée).

Toutefois, comme nous l'avons vu, les étoiles multiples ne sont pas les seuls soleils de l’espace dont l'éclat varie périodiquement. Nous avons cité l'exemple de Mira Ceti; il faut bien admettre que toutes les étoiles doivent, au fond, se comporter comme notre Soleil, qui présente une période undécennale de rayonnement maximum. Certaines étoiles, comme Mira Ceti, ont des périodes d'environ une année; d’autres, comme les étoiles analogues à à de Céphée, présentent des variations formidables au cours de périodes très courtes (quelques jours ou quelques semaines).

Et il semble résulter des dernières observations, qu'il y ait une relation constante entre la longueur de la période et l'éclat absolu de l'étoile. Ainsi, dans les étoiles du type Céphéide (analogues à à de Céphée), si la période de fluctuation d'éclat est d'un jour, l'éclat réel est 100 fois supérieur à celui du Soleil; si la période est de 4 jours, cet éclat est 400 fois plus grand; la période devient-elle de 10 jours, l'éclat atteint 1500 fois la valeur de celui de notre astre central.

Nous verrons au chapitre XIV une méthode nouvelle qui permet de déduire les distances des étoiles de la comparaison entre leur éclat réel et leur éclat apparent. La loi précédente nous met donc à mème de fixer la distance de toutes les étoiles du type Céphéide répandues dans l’espace.

Or, les résultats de l'application de cette méthode sont tout à fait curieux. L'astronome Shapley, de l'observatoire du Mont Wilson, qui s'est consacré à ce genre de déterminations, a fait voir que certaines étoiles étaient beaucoup plus lointaines qu'on se le figurait il y a seulement vingt ans. Aujourd'hui, des distances de 50 ou 100 années-lumière sont chose courante.

Variable 4 courfe periode

Type d'Algol

Tynpe de f8 Lyre

Tyne de Variable 3 longue période

Type d'Efoile temporaire

Courbes d'ECLAT de différentes étoiles VARIABLES.

De ces distances, on déduit les valeurs des parallaxes que l'on ne peut, naturellem t, pas mesurer : on en a calculé qui tom bent à un cing-mi re de seconde! Et certaines de ces Céphéides seraient sit s à des distances de plus de 200000 années-

lumière! D'ailleurs, a ine conscience toute scientifique, les auteurs de ces travaux Iimettent une « incertitude » de 20 pour 100 sur les nombres qu'ils nent

Quelle peut êtr( s variations périodiques d'éclat de ces étoiles simples? I t, peut-être, comme le sug-

ÉTOILES VARTABEES

gère l'abbé Moreux, la chercher dans les phénomènes de la radio-activité.

Les physiciens anglais ont calculé l'effet qui résulterait, pour la Terre, de la présence, dans sa masse, de deux milliardièmes de radium pour une partie de matière; au bout de cent années, cette quantité minuscule de radium aurait dù élever de 1 800 degrés la température du noyau central. I] n’est donc nullement invraisemblable de supposer dans la masse du Soleil (qui, ne l’oublions pas, n’est qu'une éforle du ciel) un phénomène analogue.

Dans une couche basse, voisine de la photosphère, par suite de la très haute température, les corps doivent être, non seulement dissociés, mais encore désagrégés en leurs constituants ultimes, et l'énergie de désagrégation doit y atteindre des valeurs inconcevables. Toutefois, les poussées doivent être contre-balancées par les hautes pressions résultant de l’accumulation des couches supérieures.

Mais cet équilibre, essentiellement précaire, doit se détruire fréquemment. A un instant donné, l'enveloppe éclate sous l'effort de la pression interne, au moment du maximum des taches. Alors l’activité rayonnante est maximum, et les jets de la couronne, les « jets coronaux », envahissent jusqu'aux pôles de l’astre du jour.

Les mêmes phénomènes doivent, selon toute probabilité, se passer dans une masse gazeuse qui se condense pour former une étoile.

Dès que la masse arrive à la période de l’incandescence, elle perd de la chaleur par suite de son rayonnement incessant. On sait que cette perte est proportionnelle à la quatrième puissance de la température (loi de Stefan) et elle doit être plus forte que l'apport de chaleur fourni par la désagrégation des substances radio-actives sous-Jacentes.

Mais ce rayonnement ne refroidit que les couches tout à fait superficielles. Petit à petit, la chaleur s'accumule dans les couches sous-jacentes, grâce aux énormes pressions auxquelles elles sont soumises. Puis, quand cette chaleur sera suffisante, elle amènera une désintégration des atomes, qui seront, une fois de plus, désagrégés et briseront ainsi l'enveloppe qui les tenait captifs.

Et l'on comprend qu'il n'y ait aucune raison pour que ce processus ne continue pas, jusqu'au moment où la masse, n'ayant plus de chaleur à perdre par rayonnement, la contraction cessera de se produire.

Mais, jusqu'à ce jour, les périodes que l’on peut appeler « explosives » se succéderont à intervalles croissants, au fur et à mesure que l'enveloppe extérieure verra sa solidité s’accroitre elle-même.

Cette explication cadre bien avec les faits. Les étoiles à fluctuation rapide atteignent vite leur maximum et, beaucoup plus lentement, leur minimum. Ce sont, selon toute vraisemblance, des soleils plus jeunes que le nôtre. Quant aux étoiles à fluctuation lente, comme Mira Ceti, ce sont des étoiles plus agées, plus près de leur fin, appartenant au type spectral de la IIIe ou de la IVe série du P. Secchi; leur ardeur d'antan ne

Hypothese d'ARRHENIUS

: le choc de deux CORPS CELESTES

se manifeste plus que par desspasmes périodiques, mais très espaces.

A coté de ces étoiles « variables », il ad les étoiles

nouvelles », celles qui apparaissent tout à coup dans une région du ciel qui en était, jusqu'alors, dépourvue.

Quelle est la cause de ces apparitions

soudaines, rigoureusement consta-

tées aujourd'hui par la comparaison des clichés photographiques, obtenus après l'apparition, avec ceux obtenus antérieurement, et sur lesquels l'étoile en question fait défaut?

On avait essayé d'attribuer à l'étoile ainsi révélée subitement une vitesse de translation énorme, qui l'aurait rapidement amenée, de régions du ciel trop éloignées pour qu'elle füt visible, à des régions plus rapprochées où nous pouvions l'apercevoir et l'observer. Mais, si l’on applique le calcul à une étoile nouvelle, on trouve qu'il faudrait qu'elle fût animée d'une vitesse 70 fois plus grande que celle de la propagation de la lumière, c'est-à-dire 200 000 fois plus grande que celle des mouvements des étoiles les plus rapides que l’on connait actuellement. Et ceci serait en contradiction avec la théorie de la relativité, d'après laquelle aucun corps matériel ne pourrait avoir une vitesse supérieure à celle de la lumière.

On peut encore, avec Arrhenius, supposer que, au cours des pérégrinations des corps célestes, deux soleils « éteints », deux astres « morts » se rencontrent; avec les vitesses dont ils sont animés, vitesses encore accrues par l'accroissement énorme de leur attraction à mesure qu'ils se rapprocheront l'un de l’autre, la force vive développée par le choc se transforme en chaleur et en développe une quantité suffisante pour volatiliser toute leur matière constituée, et même pour la désagréger en ses atomes ultimes : hélium et hydrogène.

C'est ainsi que pourrait s'exp'iquer l'apparition de la nova Persei, le 21 février 1901 ; la nébulosité qui entoura cette étoile pendant les premiers temps de son apparition confirmait absolument ces vues théoriques.

Ainsi s'explique aussi l'apparition de la nova, vue dans la constellation de l'Aigle pendant les derniers mois de la guerre, et dans laquelle l’ardente confiance de nos héroïques poilus voyait l'annonce de la victoire prochaine. Ainsi s'explique également l'apparition de l'étoile nouvelle qui, en 1920, s'est montrée tout à coup dans la constellation du Cygne.

Quand nous assistons à l'apparition d'une étoile nouvelle, nous serions donc les témoins lointains de la résurrection d'un monde.

Une explication, très rationnelle, de l'apparition des étoiles nouvelles a été proposée par M. Deslandres, l'éminent directeur de l'observatoire d’Astrophy sique de Meudon. Pour mieux en saisir la portée, il n'est pas inutile de donner quelques détails sur les circonstances qui accompagnent et qui suivent l'apparition d’une nova.

D'abord à peine visible, comme un très faible objet télescopique, une étoile nouvelle atteint en un temps très court (quelques jours, ordinairement) un éclat remarquable. Après quoi sa lumière va en diminuant d'une manière lente et progressive, en présentant des fluctuations plus où moins régulières, et, finalement, au bout d’un an ou deux, la nova est redescendue

NÉBULOSITÉ environnant la Nova de Persée.

{D'après une photographie de l'observatoire Yerkes, le 13 novembre 1901.)

au rang des faibles étoiles télescopiques.

Au début de leur période de visibilité, les étoiles nouvelles ont un spectre stellaire ordinaire, mais coupé de lignes som bres et peu nombreuses et fortement déplacées de leur position normale,

Au moment du maximum d'éclat, le spectre se transforme; les lignes brillantes des protubérances solaires, surtout celles