SCINTILLATION DES ÉTOILES. FIXITE APPARENTE

Nul spectacle, disais-je au début de cet ouvrage, n'est à la fois aussi touchant et aussi grandiose que celui du ciel par une belle nuit. Si l'on a soin de choisir pour observatoire une station bien à découvert, comme l'est une plaine unie, le sommet d'une colline ou encore l'horizon de la mer; et si l'atmosphère un peu humide possède toute sa transparence et sa pureté, on voit des milliers de points lumineux étinceler de toutes parts, accomplissant lentement et avec ensemble leur marche silencieuse. Le contraste de l'obscurité qui règne à la surface de la Terre avec cette voûte resplendissante donne une profondeur indéfinie à l'océan céleste qui surplombe nos têtes. Mais laissons là la magnificence du spectacle, pour l'étudier lui-même dans ses plus minutieux détails.

Commençons par nous occuper des apparences.

Un premier caractère commun à toutes les étoiles, c'est un changement d'éclat, incessant et très-rapide, qui a reçu le nom de sciiililiation ' . Ce phénomène est accompagné de va-

1. Arago définit ainsi le phénomène : « Pour une personne regardant le ciel à V œil nu, la scintillation consiste en des changements d'éclat des étoiles

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riations de couleurs également brusques, qui ont la même cause que les disparitions et réapparitions successives de la lumière. Toutes les étoiles scintillent, quel que soit leur éclat, du moins dans nos régions tempérées. Mais l'intensité de ce mouvement lumineux n'est pas la même pour toutes, et d'ailleurs elle varie à la fois avec le degré de pureté du ciel, avec l'élévation des étoiles au-dessus de l'horizon, et avec la basse température des nuits ; pour les petites étoiles, elle est assez forte pour amener par moments leur disparition complète. Selon Arago , la scintillation est due à la différence de vitesse des rayons de diverses couleurs traversant les couches atmosphériques, inégalement chaudes, denses ou humides \ Aussi dans les régions tropicales, où les couches atmosphériques sont plus homogènes, n'observe-t-on plus de scintillation pour les étoiles dont la hauteur au-

très-souvent renouvelés. Ces changements sont ordinairement, sont presque toujours accompagnés de variations de couleurs et de quelques effets secondaires, conséquences immédiates de toute augmentation ou diminution d'intensité, tels que des altérations considérables dans le diamètre apparent des astres, ou dans les longueurs des rayons divergents qui paraissent s'élancer de leur centre, suivant diverses directions.» On observe la scintillation dans les lunettes ; Simon Marins, Nicholson, Arago ont donné divers procédés pour étudier de cette façon le phénomène, dont les phases deviennent alors beaucoup plus rapides et plus tranchées qu'à l'œil nu. Nicholson a pu constater que la lumière de Sirius change distinctement de couleur, avant d'arriver à l'œil, au moins trente fois par seconde (on trouvera plus loin d'autres curieux résultats de ce genre, obtenus par M. Montigny). Ainsi que nous le disons plus loin, c'est à François Arago qu'est due la théorie partout admise aujourd'hui de la scintillation : elle est basée sur la théorie des interférences et consiste à attribuer les changements d'éclat et de couleur de la lumière d'une étoile aux chemins inégaux qu'ont parcourus les ondes lumineuses dans leur trajet au sein de l'atmosphère. Il en résulte des destructions alternatives partielles dans la partie rouge, verte, bleue, etc., du faisceau lumineux et par suite des variations d'éclat et de couleur. (Voy. dans l'Annuaire du Bureau des Longitudes pour 1852, la notice d' Arago sur la scintillation, et les notes de MM. Wolf et Montigny, Comptes rendus^ 1868.)

1 . La scintillation est généralement plus forte aux époques oiî les temps d'orage et de pluie sont proches. Les vents violents, le temps alternativement serein et couvert, sont favorables au phénomène.

dessus de l'horizon dépasse 15", ou le sixième de la distance de l'horizon au zénith. « Cette circonstance, dit Humboldt, donne à la voûte céleste de ces contrées un caractère particulier de calme et de douceur. » Quant aux planètes, elles scintillent peu ou point ; il est rare qu'on observe des traces de ce phénomène dans Saturne et dans Jupiter, mais il est plus sensible pour Mars, et souvent assez marqué dans Vénus et surtout dans-Mercure. Cette différence suffit souvent, dans nos climats, pour donner un premier moyen de distinguer une planète d'une étoile, lorsqu'on n'est pas très-familier avec la configuration des groupes célestes.

Un autre caractère spécifique des étoiles, c'est que leurs diamètres sont sans dimensions appréciables. A l'œil nu, cette distinction serait insuffisante, puisque, la Lune et le Soleil exceptés, les planètes les plus considérables n'ont pas non plus de diamètres sensibles. Mais, tandis que le grossissement des instruments d'optique nous montre les planètes principales sous la forme de disques nettement terminés, les lunettes les plus puissantes ne font jamais voir une étoile que comme un point lumineux, dont les dimensions sont d'autant plus faibles, que le grossissement est plus fort et l'instrument plus parfait. La distance qui nous sépare de ces astres est si grande, qu'il n'y a pas lieu de nous étonner d'un tel résultat. Wollaston atïïrmait que le diamètre apparent de la plus brillante étoile du ciel, de Sirius, ne vaut pas la cinquantième pairie d'une seconde d'arc. Mais hâtonsnous de dire que ce résultat laisserait encore une belle marge aux dimensions réelles de cette étoile, puisque, à la distance où elle se trouve de nous, un diamètre apparent aussi petit représenterait néanmoins un diamètre réel de 6 750000 lieues : c'est encore près de 20 fois le diamètre de notre Soleil. Nous reviendrons sur ce point. Mais il faut ajouter que l'absence de dimensions apparentes appréciables ne suffirait pas pour distinguer absolument les étoiles des pla-

nètes, puisqu'un certain nombre de celles-ci n'apparaissent elles-mêmes dans les télescopes que comme de simples points lumineux. Arrivons donc au caractère spécifique permanent, dont la constatation empêchera toujours de confondre une étoile avec l'un des astres qui font partie de notre groupe solaire. Ce caractère, le voici :

Les étpiles proprement dites conservent entre elles, à trèspeu de chose près, leurs distances relatives'. Elles forment donc, sur la voûte céleste, des groupes apparents d'une configuration presque invariable : il faut des années, quelquefois des siècles pour constater leur changement de position, et encore n'est-ce qu'à l'aide de mesures extrêmement délicates. Une planète au contraire se déplace rapidement en traversant ces groupes, au point que dans l'intervalle d'une nuit ce déplacement est très-sensible. De là l'ancienne dénomination à' étoiles fixes , par opposition aux étoiles errantes ou planètes. Il faut toutefois se garder de donner à cette dénomination de fixes une rigueur absolue qu'elle n'a pas, et l'on verra bientôt que les étoiles se meuvent réellement avec une rapidité qui ne le cède en rien à celle qui anime les astres de notre système. L'immense éloignement est seul cause de cette immobilité apparente, qui n'existe plus dès que des observations précises embrassent un intervalle de temps suffisant.

I 2. CLASSIFICATION DES ÉTOILES PAR ORDRE DE GRANDEUR. PIIOTOMÉTRIE STELLAIRE.

Un fait qui frappe tout le monde, c'est la grande diversité d'éclat des étoiles qui parsèment le ciel. On y remarque tous les degrés d'intensité, depuis la lumière éblouissante de Sirius jusqu'à la lumière à peine perceptible des dernières étoiles visibles à l'œil nu. D'où vient cette différence d'éclat? C'est

ce qu'on ne saurait dire d'aucune étoile en particulier; mais il est facile de comprendre qu'elle peut résulter de circonstances multiples, telles que le plus ou moins gi"and éloignement, les dimensions réelles et variées des astres, enfin l'éclat intrinsèque de la lumière propre à chacun d'eux. Quoi qu'il en soit, les astronomes, sans se préoccuper d'abord des causes inconnues qui peuvent influer sur l'intensité de la lumière stellaire, ont partagé les étoiles en classes ou grandeurs. Quand on parle d'une étoile de première, de seconde, de ■ cinquième grandeur, il est donc bien entendu que cette façon de parler est tout entière relative à l'intensité apparente, et qu'il n'en faut rien préjuger, ni sur les dimensions réelles de l'astre, ni sur sa distance, ni même sur son éclat intrinsèque ^ .

D'ailleurs, comme les étoiles rangées par ordre d'éclat formei'aient une progression décroissant par degrés insensibles, les classes adoptées sont toutes de convention et dès lors arbitraires. Les six premières grandeurs comprennent toutes les étoiles visibles à l'œil nu. Mais l'emploi des télescopes les plus puissants permet aujourd'hui d'apercevoir des étoiles d'un éclat beaucoup plus faible, et qui peut descendre jusqu'à la M' et la IS*" grandeur. En vérité la progression n'a pas de limite inférieure; elle s'étend de plus en plus, à mesure que les progrès de l'optique augmentent le pouvoir de pénétration des instruments.

Pour se faire une idée des intensités lumineuses respectives des étoiles des six premiers ordres de grandeur, suivant l'échelle adoptée par les astronomes, on n'a qu'à jeter les ^ yeux sur la figure 258, où les étoiles sont figurées par des

1. Ce que nous disons ici d'une étoile particulière n'est plus vrai rigoureusement, quand on considère l'ensemble des étoiles. On verra plus loin que le calcul des probabilités permet, dans ce cas, de déduire de l'éclat des étoiles d'une certaine grandeur des conséquences sur leur distance moyenne.

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disques dont la surface est en raison de leur éclat. Mais, je le répète, il ne faut pas croire que les étoiles rangées dans une même classe soient toutes pour cela de même intensité. C'est ainsi, on va le voir, que la lumière de Sirius vaut quatre fois au moins celle de l'étoile Alpha de la constellation du Centaure ; et cependant, l'ime et l'autre sont mises par les astronomes au nombre des étoiles de première grandeur. Aussi s'est-on trouvé dans l'obligation d'adopter des classes intermédiaires, qu'on distingue par les numéros d'ordre des classes voisines principales. Ainsi entre la i"

Fig. 258. Éclat relatif des étoiles types des six premières grandeurs (les surfaces des disques étant proportionnelles aux intensités).

et la 2^ grandeur, il y a les étoiles de 1.2 et de 2.1 grandeur; entre la 2^ et la 3% celles de 2.3 et de 3.2, etc. \ Voici les noms des vingt et une étoiles les plus brillantes

, 1. C'est à cette série qu'on donne le nom d'échelle vulgaire, qui comprend ainsi trois degrés pour chaque ordre de grandeur, à l'exception du \" ordre, lequel n'a que deux degrés (pour la régularité nous proposerions d'y joindre 1.0 renfermant les étoiles de première grandeur les plus brillantes). Sir J. Herschel, ayant fait à l'astromètre des mesures comparatives d'intensité des étoiles des diverses grandeurs, exprima les grandeurs décroissantes par les nombres ordinaires suivis d'une partie décimale. En procédant ainsi, il reconnut qu'en additionnant la partie décimale constante 0.414 à tous les nombres de la série, les intensités correspondant aux grandeurs successives 1", 2", 3", etc., seraient précisément celles que prendrait la lumière d'une étoile de premier ordre (l'étoile a du Centaure étant choisie comme unité ou étoile normale de première grandeur), dans l'hypothèse où cette étoile s'éloignerait aux distances 1,2, 3, etc. La nouvelle échelle ainsi obtenue est ce que l'on nomme Véchelle photométrique des grandeurs, d'ailleurs peu différente de l'échelle vulgaire. Le D'' Galle fait ressortir en ces termes l'avantage de l'échelle photométrique : « Si l'on élève au carré, dit-il, le nombre qui re-

des deux hémisphères, qu'on a coutuiùe de considérer comme formant la première classe : elles sont ici rangées par ordre d'éclat :

1 Sirius. 8 Wéga. 15 An tarés.

2 Êta d'Argo'. 9 Procyon. 16 Atair.

3 Canopus. 10 Betelgeuse^ 17 L'Epi de la Vierge.

4 Alpha du Centaure. 11 Acliernar. 18 Fomalhaut.

5 Arcturus. 12 Aldebaran. 19 Bêta de la Croix.

6 Rigel. 13 Bêta du Centaure. 20 Régulus.

7 La Chèvre. 14 Alpha de la Croix. 21 Pollux.

La classification des étoiles par ordre de grandeur suffit aux besoins ordinaires de la science, c'est-à-dire à la distinction et à la désignation de telle ou telle étoile observée. Il n'en est plus de même, si l'on aborde certains problèmes relatifs à l'état physique des astres, par exemple à leur variabilité. En ce cas, il serait très-impoiiant d'avoir des moyens rigoureux d'évaluation de l'intensité lumineuse de chaque étoile à une époque donnée. L'échelle photométrique de sir J. Herschel répond en partie à cet objet. Arago a donné une méthode et commencé des expériences dans le même but ; un physicien contemporain, M. Seidel, a également étudié cette question de photométrie stellaire, et tout récemment un savant français, M. Trépied, a repris la méthode d' Arago, en cherchant à tenir compte des circonstances atmosphériques, de la hauteur des étoiles observées, etc. Les résultats obtenus ne sont pas concordants autant qu'il serait désirable. C'est une étude aussi déli-

présente la grandeur photométrique d'une étoile, on obtient l'inverse du rapport de la quantité de lumière à celle de a du Centaure. Par exemple, x d'Orion ayant 3 pour grandeur photométrique, émet 9 fois moins de lumière que a du Centaure ; et en même temps ce nombre 3 indique que x d'Orion doit être 3 fois plus éloigné de nous que a du Centaure, si ces deux étoiles sont des astres d'égale grandeur linéaire et d'égal éclat. »

1. On verra plus loin que l'éclat de cette étoile a subi d'étonnantes transformations; elle est descendue récemment à la sixième grandeur.