LA TEMPÉRATURE

Sir Norman Lockyer a proposé une classification toute nouvelle des étoiles, basée sur l'aspect de leur spectre. Il distingue, en eflet, parmi leurs spectres, trois types diflérents :

Le spectre des /lammes, qui est un spectre de bandes;

Le spectre de l'arc, formé par des raies fines;

Le spectre de l'éfincelle, formé de nouvelles raies et par certaines raies de l’arc renforcées.

L'origine de cette distinction est la suivante : si l'on place un métal successivement dans une flamme et dans l’are électrique plus chaud, on voit le spectre du corps s'enrichir en raies. Si l'on fait éclater l'étincelle d'induction entre deux fragments du métal, la température de l’étincelle étant encore supérieure à celle de l'arc, on voit apparaitre de nouvellesraies, pendantque certaines raies de l'arc se renforcent et que d'autres disparaissent.

Du fait qu'un même métal peut, suivant la température à laquelle il est porté, émettre, soit les raies de l'arc, soit les raies renforcées, sir Norman Lockyer croit pouvoir conclure que le corps considéré s'est désagrégé, aux très hautes températures, en corps plus simples qui n'existent pas à l'état libre aux températures usuelles. Il nomme prolométaux ou protoéléments les formes atomiques qui correspondent aux raies renforcées. Les protoéléments seraient, dans ces conditions, des éléments simples en voie de formation.

La classification de sir N. Lockyer, à la fois thermique et chimique, peut être schématisée par deux droites dirigées en sens inverse, suivant la marche des températures stellaires, et se réunissant au maximum, représenté par l'étoile y des voiles du Navire (Argo). En suivant de bas en haut l'une des droites, on traverse des catégories à températures croissantes jusqu'au

Argon'en AlniFamien

Achernien AIg olien Markabien

Crucien Taurien Rigelien Cycrien

S'rien

Procyonienr Arcfurien Piscien

Pol/arien Aldebarien Anl/arien

F1G, 125. — CLASSIFICATION de sir N. LOCKYER.

maximum, puis, suivant l'autre droite, on redescend de haut en bas à travers des catégories à températures décroissantes (fig. 125). Les groupes de gauche correspondent donc à des étoiles dont la température vaen s'élevant,les groupes de droite à des étoiles dont la température va en s'abaissant.

Le sommet (groupe argonien) est caractérisé par des étoiles dont le spectre, à raies très fines, serait celui du prolohydrogène. Un peu au-dessous sont les types crucien, taurien, algolien.., où apparaissent d’abord l'hydrogène et l'hélium (étoiles gazeuses), puis l'oxygène et l'azote. Plus bas (types rigelien et markabien), le spectre présente les raies des prolomélaux (protocalcium, protomagnésium). Plus bas encore, les raies métalliques apparaissent de plus en plus (types cycnien, arcturien.) au détriment des raies gazeuses : c'est dans le type arcturien que se placerait notre Soleil, dont le spectre ne présente plus les raies de l'oxygène ni celles de l'azote. Enfin, tout en bas (types antarien et piscien), on trouve les étoiles à spectres de bandes.

Si l’on descendait plus bas encore, on trouverait, à gauche, les nébuleuses; à droite, les étoiles éteintes.

Au cours de ces dernières années, de nombreuses recherches sur la température des étoiles ont été faites, en particulier par M. Ch. Nordmann.

Le principe de la Méthode de M. Nordmann, dont il a poursuivi l'application avec la collaboration de M, Le Morvan, à l'observatoire de Paris, est le suivant : On observe successivement, à travers trois écrans monochromatiques, les proportions de lumière rouge, de lumière verte, de lumiére bleue d'une

ÉTOTLES to

Appareil PHOTOMETRIQUE de Ch. Nordmann, adapté à l'oculaire d'un équatorial coudé.

étoile, et, par application de certaines lois physiques, on arrive à en déduire sa température. Une étoile qui ne donne que des rayons rouges est relativement froide. Une étoile riche en rayons bleus sera une étoile très chaude. Notre Soleil se classe timidement dans la classe « moyenne » des étoiles jaunes, avec ses à 320 degrés.

Il s'agissait, par la comparaison des spectres, de déduire les températures.

Ces études ont donné les résultats suivants : pour le type antarien : 2900; pour le type soleil:5320°; pour le type aldébarien : 4260°; pour le type polaire : S000°; pour le type procynien : 12509; pour le type sirien : 12 000° à 14 500°; pour le type algolien : 13 300° à 18 500°; pour le type crucien : 15 200°; pour le type faurien : plus de 40 000.

Maintenant ces dernières températures sont-elles matériellement possibles? et, de mème qu'il n'existe pas de température qui puisse être inférieure à —273 degrés (zéro absolu), n'existetil pas de limite supérieure aux températures?

Enfin, par l'aspect et le déplacement des raies spectrales on peut arriver à des notions assez nettes des conditions de pression dans l'atmosphère de l'étoile étudiée. Ainsi l’astronome anglais Adams vient de montrer que, dans l'atmosphère de Sirius, la pression était douze fois plus forte que celle de la photosphère solaire. Cela confirme l'hypothèse que Sirius est une simple masse gazeuse sans surface définie de condensation. D'après les vues du comte A. de Gramont, de l’Institut, les étoiles dites « très chaudes » sont, en réalité, des étoiles à décharges électriques intenses et à basses pressions.

La classification spectrale des étoiles que nous venons de donner n’est certes pas définitive. Déjà les huit classes paraissent insuffisantes, et il suffit de lire les belles notices que le comte de Gramont a consacrées à ce sujet dans l'Annuatre du Bureau des longiludes de 1922, pour voir que de nouvelles classifications ont été récemment proposées et admises, notamment celle de miss Cannon, de l'observatoire Harvard. Mais leur complication fait qu’elles ne sauraient être définitives, et, finalement, on en revient toujours, comme grands points de repère, aux quatre types du P, Secchi. Il se passe, en cette matière, quelque chose d’analogue à ce qui a lieu en météorologie pour la classification des nuages. Les météorologistes ont

cherché à classer tous les types possibles: mais, à cause mème du grand nombre de ces types, on finit toujours par les encadrer entre les quatre types de la classification de Howard : les cirrus, les cumulus, les stratus et les nimbus.

197%, Etoiles géantes et étoiles naines. — Les diflérences d'éclat que les étoiles présentent à nos yeux ne sont pas simplement des apparences, tenant, par exemple, aux distances inégales qui les séparent de nous. Certes, ces différences de

Antares

ZO7 fois le dismètre du Soleil

Vorumes //5.000.000. Soleil \57. 000.000 000. Terre

Befelgeuse 300 Pois /e diam. du So!

Vo/.-27 000.000. Solei/

Arcturus

e) LOT El TT)

TRE LEE le Soleil

ORDRE DE GRANDEUR des DIMENSIONS de quelques étoiles par rapport à celles du SOLEIL (le Soleil, a l'échelle du dessin, est fisuré par le point blanc au centre du petit carré; son diametre est un sixième de millimètre).

distance sont un facteur important de la différence d'éclat, puisque l'intensité de la lumière varie en raison inverse du carré de la distance qu'elle a à parcourir ; et, tandis qu'il faut S minutes à un rayon du Soleil pour arriver à la Terre, tandis qu'il faut 4 ans et demi à la lumière rayonnée par x du Cenlaure pour frapper nos yeux, ces distances ne sont rien à côté

de celles qui nous séparent de ces étoiles dont les rayons mettent 10000 et 100 000 ans à parvenir jusqu'à nous.

Mais, indépendamment du facteur «distance », il y a d’autres ca 15 l'inégalité d'aspect des étoiles. Si nous pouvions les pl Fi { à la méme distance de notre œil, elles nous apparait it dissemblables, comme éclat, comme couleur, comm omme dimensions. Et, pourtant, nous sa- VOns au} les posscdent vraisemblablement toutes, da peu Pr"«

\u point rature, les différences sont énormes. Notre Soleil le, possède une température superfi-

cielle interm« I 100 et 6 000 degrés. Mais Wega, de la Lyre, atteint et les étoiles du type taurien dépassent 40 000

D'autre part, on a ) miner les masses des étoiles, ou