DISTANCES DES ÉTOILES DES DIVERS ORDRES DE GRANDEUR

En nous bornant aux nombres qui précèdent, nous voyons que c'est une étoile de première grandeur qui marque la limite inférieure des distances stellaires. Quatre autres étoiles du même ordre s'enfoncent à des distances beaucoup plus grandes dans l'espace, 6, 7 et même 20 fois aussi considérables. On pourrait en déduire une moyenne pour la distance des étoiles de cette grandeur, et l'on trouverait près de 3 millions de rayons de l'orbite terrestre coiTespondant à la parallaxe 0".H4; en laissant de côté la Chèvre comme avant une distance exceptionnellement grande, on aurait encore plus de 1 million de rayons, avec la parallaxe moyenne 0".182. Mais on comprend que le nombre des données est trop petit pour qu'on puisse regarder ces résultats même comme approchés.

Il n'est pas douteux que, s'il était possible de multiplier ces mesures délicates, en les appliquant à des étoiles de même grandeur apparente, on arriverait à déterminer les moyennes distances des étoiles des divers ordres. Mais, aux mesures directes, encore trop peu nombreuses et dès lors insuffisantes, on a suppléé par des considérations spéculatives, qui ont un haut degré de probabilité.

W. Herschel est entré le premier dans cette voie; dans ses

recherches, il s'est appuyé sur la loi physique de la décroissance de l'intensité lumineuse proportionnelle aux carrés des distances, loi d'après laquelle une étoile qui s'éloignerait aux distances successives 2, 3, 4, 5.... deviendrait 4, 9, 16, 25.... fois moins brillante. Considérant en outre la totalité des étoiles visibles à l'œil nu, ou perceptibles à l'aide des télescopes, comme étant uniformément réparties dans l'espace sous le rapport de l'éclat intrinsèque, il en tira la conséquence qu'en moyenne les étoiles des divers ordres de grandeur ne sont inégales en éclat que par le fait des inégalités de leurs distances à notre système : du rapport entre les intensités lumineuses de deux étoiles d'un ordre quelconque, il put donc déduire le rapport de leurs distances. Prenant enfin pour unité la moyenne distance des étoiles de première grandeur, et se basant sur les expériences de photométrie comparatives qu'il fit sur un grand nombre d'étoiles, depuis Sirius, Wéga et la Chèvre, jusqu'aux dernières étoiles visibles à l'œil nu, l'illustre astronome formula ainsi ses vues sur les distances stellaires :

« Les étoiles de 6'' grandeur sont 1 2 fois plus éloignées que les étoiles de première grandeur : en d'autres termes, une étoile de première grandeur, Arcturus si l'on veut, reculée dans l'espace à 12 fois sa distance actuelle, serait encore visible à l'œil nu. Telle est la portée de la vue simple .

« Le télescope de 20 pieds (employé par Herschel, pour ses jauges célestes) pénètre dans l'espace à une distance 61 fois aussi grande que l'œil nu ; il atteint des étoiles 734 fois aussi éloignées que les étoiles de première grandeur. Avec la vue de front « front-view » le même instrument a une pénétration égale à 7o, et montre des étoiles distantes de 900 unités.

« Enfin, le grand télescope de 40 pieds (celui à l'aide duquel il découvrit les 6' et T satellites de Saturne) a un pouvoir

égal à 195, c'est-à-dire pénètre dans l'espace jusqu'à une distance de 2300 unités'. »

Des recherches analogues ont été entreprises parW.Struve. Voici les résultats qu'a obtenus ce savant astronome, en appliquant les principes posés plus haut à l'examen des dénombrements d'étoiles de diverses grandeurs provenant soit des jauges d'Herschel, soit des catalogues d'Argelander et de Bessel. Ayant fait la remarque que les nombres auxquels il parvient sont moins forts que ceux d'Herschel, et que ceux-ci sont basés sur l'hypothèse que la lumière des étoiles ne subit aucune extinction en traversant l'espace, Struve en conclut que cette hypothèse n'est pas exacte; il fut ainsi conduit à admettre, conformément aux vues de Chéseaux et d'Olbers, qu'une telle perte de lumière existe réellement. En un mot, l'intensité des lumières stellaires décroît plus rapidement que ne l'indique la loi du rapport inverse des carrés des distances. Struve parvient alors, en se basant uniquement sur l'observation, sans employer, comme il le dit avec raison, aucune hypothèse arbitraii^e, à établir les distances moyennes relatives des étoiles des divers ordres d'éclat. Il formule ainsi lui-même les principales conclusions de son travail :

« Les dernières étoiles visibles à l'œil nu (catal. d'Argelander) sont à une distance qui est presque 9 fois (8.8726) la distance moyenne des étoiles de première grandeur ;

« Les dernières étoiles de 9° grandeur, observées par Bessel dans ses zones, sont à la distance de 37.73 unités, ou 4.2S fois aussi éloignées que les dernières étoiles visibles à l'œil nu ;

« Enfin, les plus petites étoiles qu'Herschel a observées à

1. Ces nombres supposent que la lumière des étoiles ne subit aucune extinction dans, son passage au travers des espaces célestes. Les recherches de W. Struve, dont nous parlons plus bas, montrent qu'une telle extinction existe en effet, qu'elle affaiblit l'éclat de 0.01 pour une distance égale à celle des étoiles de 1" grandeur, de 0.08 pour celles de 6', de 0.88 pour les dernières étoiles visibles dans le télescope de 20 pieds.

l'aide de son télescope de 20 pieds sont à une distance de 227.8 unités, ou 25.67 fois plus éloignées que les dernières étoiles visibles à l'œil nu. »

Dans tout cela, il ne s'agissait que des rapports entre les distances moyennes des étoiles de diverses grandeurs : il restait à exprimer chacune de ces distances en unités connues, mesurées, par exemple en rayons de l'orbite terrestre. C'est ce que les mesures récemment effectuées des parallaxes ont permis de faire en traduisant les rapports dont on vient de parler eu grandeurs réelles. Une étude comparative des parallaxes de 35 étoiles, faite en 1846 par Peters, a amené cet astronome à la conclusion suivante :

« La parallaxe moyenne des étoiles de 2" grandeur est égale à 0'''.1 16. »

Introduisant ce nombre dans ses rapports , W . Struve est arrivé en définitive aux résultats consignés dans le tableau ci-dessous.