NOVÆ

de l'hydrogène, apparaissent; puis leur intensité va en diminuant en même temps que diminue celle de l'étoile. Ces raies brillantes sont remarquablement larges et sont bordées de raies

sombres, du côté des longueurs d'onde les plus petites.

\u bout d'un certain temps, quand l'éclat de l'étoile s'est beaucoup atténué, les raies protubérantielles s'effacent, tandis qu apparaiss nt, d’abord faibles, puis de plus en plus visit les, les raies caractéristiques des nébuleuses dans la région verte et

dans la région violette.

Enfin, arrivées à la dernière période de leur évolution, les

nov pres: ntent un spectre analogue à celui du noyau d’une nébuleuse planétaire ou d’une étoile du typ Wolf et Rayet.

Ces faits étant rappelés, M. Deslandres.

Le savant astronome suppose qu'au sein de l'étoile se produit une explosion accompagnée d'une éruption formant, pendant quelque temps, une atmosphère composée principalement d'hyile dont l'atmosphère deviendrait subitement le siège de phénomènes

voici l'explication proposée par

drogène incandescent. Et pour lui la nova serait une ét analogues aux protubérances solaires, mais sur une échelle gigantesque.

Quelques faits récents viennent fortement à l'appui de l’explication donnée par M. Deslandres.

Nous avons rappelé, plus haut, l'apparition, en 1918, d'une nova dans la constellation de l'Aigle. Elle avait été photographiée fréquemment depuis 1888 à l'observatoire du Harvard College, et sa grandeur photographique était d'environ 11. Cette étoile, successivement photographiée à Uccle, à Juvisv, à Alger, a présenté au cours de ces trente années des variations de grandeur apparente comprise entre 8 et 11. On peut donc bien la considérer comme une étoile variable, ayant une constitution particulière; elle serait donc susceptible de bouleversements, d'explosions produisant de violentes éruptions de gaz, d'hydrogène particulièrement. Or, tous les caractères spectraux que nous avons énumérés peuvent s'expliquer, en supposant l'étoile entourée d'une enveloppe de gaz incandescents, projetés au moment de l'explosion et se propageant dans toutes les directions.

Dans le cas de la nova de l’Aigle, de 1918, les raies de l'hydrogène, de l'hélium et celles des nébuleuses ont été élargies ou déplacées, pendant des mois, d'une quantité qui correspondrait à une vitesse de 1250 kilomètres-seconde. \vec cette vitesse, au bout d'un an, l'étoile aurait un rayon de 39 milliards de kilomètres, c'est-à-dire un diamètre égal à 260 fois celui de

La NOVA de l'Aixle, le 10 juin 1918, au moment de son maximum d'éclat

(L'étoile est visible au-dessus de la coupole.)

tte vitesse persistait longtemps, l'étoile ine petite nébuleuse

près l'apparition de la nova de l’Aigle, en

js, ryait, à l'observatoire de Yerkes, que l'étoile

lus l'apparence d'un point, mais celle d'un disque ver-

àâtre, d’un diamètre apparent voisin de 1". À l’observatoire de Lick, en septembre 1919, le diamètre apparent s'était élevé à 2" 4 et, le 9 juin 1920, il atteignait 3",8.

Ces diverses valeurs, ainsi que l’a fait observer le savant astronome belge Stroobant, sont sensiblement proportionnelles aux intervalles de temps écoulés depuis l'apparition de l'étoile.

Celle-ci est donc entourée d'une petite nébuleuse gazeuse qui, depuis le moment de l'explosion, s'étend avec une vitesse constante.

En se basant sur la largeur des bandes d'émission du spectre, on trouve une vitesse d'expansion telle qu’au bout de deux ans, en juin 1920, le diamètre de la nébuleuse devait être un peu plus de mille foisla distance dela Terre au Soleil, ce qui correspond à un éloignement de la Terre de 900 années-lumière.

Cette apparence de « disque », présentée par la nova de l'Aigle aussitôt après son apparition, avait été signalée, dès le mois d'août 1918 (c'est-à-dire deux mois après l'apparition), par M. Stroobant, qui avait constaté que la nouvelle étoile ne se présentait pas avec l'aspect « stellaire », sous la forme d’un point étincelant, mais au contraire avec l'aspect, nettement accusé, d’un disque planétaire.

Quant à l’autre étoile nouvelle, la nova du Cygne, découverte le 20 août 1920, son éclat a subi une recrudescence vers le 12 septembre de la même année; mais il a diminué plus rapidement que celui de la nova de l’Aigle, après avoir augmenté plus lentement.

L'abbé Moreux a présenté à l’Académie des Sciences, tout récemment (20 février 1922), une autre explication des apparences présentées par les novæ. Ces étoiles nouvelles s'entourent généralement de nébulosités rappelant les branches spirales des nébuleuses; on avait émis l'idée qu'une étoile pourrait rencontrer des amas de gaz à basse température, amas qui auraient ainsi amorcé les branches spirales dont on constate l'existence. Mais cette hypothèse se heurte à de graves objections. Pour les éviter, l'abbé Moreux suppose que la pénétration s'effectue non plus dans une masse gazeuse, mais au sein d'un nuage composé de météores, c'est-à-dire de petites masses solides nonélastiques. Dès lors, ces parties constituantes restent soumises aux lois de la gravitation, et le problème relève de la Mécanique céleste.

En le traitant par l'analyse mathématique, l'abbé Moreux trouve pour définir la forme des branches une équation simple : r* ÿ = a, qui n’est autre que celle d'une spirale étudiée par le géomètre Cotes, dès 1722. En partant de cette conception initiale, il a édifié une théorie cosmogonique qui explique l'existence des grosses planètes loin du Soleil, qui légitime la loi de Bode et qui laisse entrevoir, dans des accroissements successifs du Soleil, la cause des excentricités variées des orbites planétaires, grâce à la considération de deux ellipsoides originels : le plus petit, intérieur, emboîté dans l'autre, tournant suivant la mème orientation que la masse centrale; le plus grand, extérieur, ayant son grand axe en coïncidence approchée avec la direction du nuage cosmique.

On voit, par les considérations précédentes, combien l'étude des étoiles temporaires présente d'importance au point de vue de l’évolution stellaire. Cette étude offre donc, pour les astronomes, le plus grand intérêt et il est à souhaiter qu'elle soit poursuivie avec l’aide des puissants instruments dont dispose la Science moderne.

156. Les mouvements propres des étoiles. — Quand on se borne à un premier examen du ciel, les étoiles paraissent conserver entre elles les mêmes distances et les constellations dont elles font partie semblent des figures dont l'aspect est

invariable : c'est pour cela qu'on avait donné aux étoiles, par opposition aux planètes, le qualificatif de fixes.

Mais quand l'astronomie eut à son service des instruments où la puissance s'alliait à la précision des mesures; quand,

surtout, on eut l'idée de comparer des observations faites avec soin à plusieurs années d'intervalle les unes des autres, on constata que les positions relatives des étoiles n'étaient plus rigoureusement les mêmes et qu'elles avaient subi de légers déplacements latéraux. C'était déjà un fait important acquis à