MOUVEMENTS DES ÉTOILES DANS LE SENS 00 RAYON VISUEL

L'idée de constater et de mesurer le mouvement d'un corps lumineux par les modifications que peut apporter ce mouvement à la nature de sa lumière, a été émise pour la première fois par notre savant compatriote M. Fizeau [Annales de physique et de chimie, t. XIX, 4" série). Essayons de faire comprendre la nature de ces modifications, en les comparant aux variations de hauteur que subit le son émis par un corps

sonore, lorsque ce dernier s'éloigne de l'observateur ou au contraire s'en approche. On sait que le sifilet d'une locomotive, lorsque passe devant vous un train de grande vitesse, donne un son plus aigu tant que la machine s'approche, puis un son plus grave quand elle s'éloigne. La raison de cette modification est aisée à comprendre. Les ondes sonores, dans la première période, arrivent à l'oreille dans un temps donné, une seconde je suppose, en plus grand nombre que si le corps sonore était en repos ; le sou paraîtra donc formé par un plus grand nombre de vibrations, et par suite plus aigu ; dans la seconde période au contraire, les vibrations arriveront moins nombreuses dans le même temps, et la hauteur du son sera diminuée. Virtuellement, les longueurs d'onde sont augmentées dans le second cas, et diminuées dans le premier.

Ce qui arrive pour les ondes sonores doit arriver pareillement pour les ondes lumineuses. Seulement, pour qu'une modification puisse être constatée, il faut que la vitesse du corps qui s'approche ou qui s'éloigne ne soit pas une fraction tout à fait insensible de la vitesse de la lumière, parce que c'est le rapport des deux vitesses qui mesure l'allongement ou raccourcissement des longueurs d'onde'. Il y a d'ailleurs entre le son et la lumière une différence qui aurait pu rendre impossible la constatation dont il s'agit : un son unique a une hauteur déterminée, dépendant du nombre des vibrations du corps sonore ou de la longueur de l'onde ; la lumière, à moins d'être absolument monochromatique, est au contraire com-

1 . M. Doppler a appelé le premier l'attention sur le rapport qui doit exister entre les couleurs des étoiles et leurs mouvements. Selon lui, toutes les étoiles sont blanches; seulement celles qui s'éloignent paraissent rouges, et celles qui se rapprochent ont une lumière tirant sur le vert ou le bleu. Mais, ainsi que le fait remarquer M. Fizeau, avec raison croyons-nous, la lumière blanche renfermant des rayons plus réfrangibles que le violet et moins réfrangibles que le rouge, l'effet du mouvement rendrait sensibles à l'œil les uns ou les autres de ces rayons, les couleurs disparues se reproduiraient, et en résumé la couleur résultante ne paraîtrait point modifiée.

posée d'une multitude d'ondes de longueurs différentes. Comment démêler l'une quelconque d'entre elles, et mesurer ses variations? C'est l'analyse spectrale qui a permis de lever cette grave difficulté. Supposons qu'en étudiant le spectre de la lumière d'une étoile, on puisse arriver à y reconnaître des raies, et à en identifier quelques-unes aux raies d'une substance terrestre métallique, du magnésium ou du sodium, par exemple. On verra bientôt qu'une semblable étude a été menée à bonne fin. Cela posé, que l'observateur emploie le même spectroscope à analyser la lumière de l'étoile et simultanément la lumière artificielle du sodium ou du magnésium. Cette comparaison pourra lui permettre de voir s'il existe une différence de réfrangibilité apparente entre deux raies qui doivent avoir la même position sur les spectres en cas de repos. Si une telle déviation existe, si l'on peut mesurer un déplacement vers le violet ou vers le rouge, on en conclura que l'étoile se rapproche ou s'éloigne de laTeiTe, et il sera possible de mesurer la vitesse de ce mouvement. MM. Huggins et Miller, Maxwell, Secchi ont appliqué cette méthode, et n'ont pu, tout d'abord, constater de déplacement égal à celui des deux composantes de la raie double D. Un tel déplacement (en le supposant équivalent à une différence de longueur d'onde de 4 dix-millionièmes de millimètre) correspondrait à une vitesse de 304 kilomètres par seconde, dix fois aussi grande que celle de la Terre dans son orbite.

Mais, en poursuivant ces recherches, en perfectionnant les procédés d'observation, M. Huggins parvint, en 1868, à constater un très-léger changement de réfrangibilité dans lune des lignes du spectre de Sirius, et ses mesures lui montrèrent que cette étoile s'éloigne de la Terre avec une vitesse qui, pendant le cours des observations, varia de 26 à 36 milles anglais, ou de 42 à 58 kilomètres, par seconde. 11 faut déduire de ces nombres la vitesse de la Terre dans son orbite, vitesse qui pendant la durée des observations varia (dans le sens du

rayon visuel) de 16 à 23 kilomètres par seconde. Restait, pour le mouvement particulier à Sirius, une vitesse d'éloignemont comprise entre 18 et 22 milles ou 29 et 35 kilomètres par seconde. Cette différence entre des résultats obtenus à trois mois d'intervalle, peuvent s'expliquer, pensait M. Huggins, par la variation de vitesse selon le rayon visuel, si le mouvement de Sirius a lieu dans une orbite elliptique, ainsi que cela résulte des recherches de Peters, dont il sera question plus loin.

M. Huggins a appliqué cette méthode délicate et difficile à un certain nombre d'étoiles ; mais des doutes ayant été élevés sur la rigueur de la méthode (par le P . Secchi , qui l'avait adoptée cependant un des premiers), il était intéressant de savoir si des recherches indépendantes aboutiraient à des résultats concordants. Le tableau qui suit répond à ce désir. Il montre, dans deux colonnes différentes, la vitesse dont s'éloignent où s'approchent de la Terre les étoiles étudiées, d'une part par M. Huggins, de l'autre par MM. Christie et Maimder, astronomes de l'Observatoire de Greenwich.

iMOUVEMENTS DES ÉTOILES DANS LE SENS DU RAYON VISUEL.

D'api-ès Huggins. D'après Cliristie.

Vitesse en kilomètres. Vitesse en kilomètres.

a Andromède — — 56

Aldébaran + ? -^

La Chèvre ^. . . -f- ( 20

Rigel '. . . + +

Bételgeuze 4-35 -j- 121

Sirius -(- 29 à 35 -(-40

Castor -j- 37 à 45 4-40

Procyon -+- -|- 64

Pollux — 79 —

Régulus 4- 19 à 27 -f- 48

Y Lion — ? — 102

p Grande-Ourse -(- 27 à 34 -)- 38

a Grande-Ourse — 74 à 97 —

1. Le signe H- indique une augmentation de distance: l'étoile s'éloigne de la Terre ; le signe — une diminution : l'étoile se rapproche. Le sens du mouvement a été seul constaté pour quelques étoiles. ? marque les observations douteuses.

p Lion -f- —

Y Grande-Ourse + 27 à 34 + ?

Êpi + +

r, Grande-Ourse -j- ? —

Arcturus — 88 — 62

£ Bouvier — —

a Couronne -(- -)- 58

Wéga — 71 à 87 — 62

a Cygne — 63 — 65

a Pégase — — 40

L'accord est satisfaisant, comme on peut le voir. Le sens des mouvements mesurés ne diffère que pour deux étoiles, et encore les observations de M. Huggins étaient douteuses. Quant aux vitesses, il y a des divergences, qui sont assez sensibles dans les mouvements de Bételgeuze, de Régulus et d' Arcturus; mais les autres ne s'éloignent guère des erreurs probables d'observation dans une recherche aussi délicate. Et puis, n'est-il pas possible qu'elles proviennent en partie des variations du mouvement, si ce mouvement n'est pas rectiligne^ ?

1. Soient, à une époque donnée, S la position du Soleil, E celle d'une étoile, SS' le chemin parcouru en 1 seconde par le système solaire (chemin projeté sur le plan où se meut l'étoile). Le mouvement propre de l'étoile lui fait parcourir en une seconde, dans un sens perpendiculaire au rayon visuel, le chemin E«, et l'on a trouvé par le déplacement des lignes de son spectre, que son mouvement l'éloigné de la Terre d'une quantité Efi en une seconde. Pour avoir le chemin réel parcouru par l'étoile dans l'espace, il est clair qu'il faudrait combiner les composantes du mouvement solaire avec ceux de l'étoile; dans le cas de la figure, la composante Ea doit être diminuée de an = Se, et la composante Eè augmentée de bm = S(/. La diagonale EE' du rectangle ^^E??^E' donnera le mouvement vrai en grandeur et en direction. Mais EE' n'est que la corde de l'arc parcouru : la courbe décrite, si le mouvement Fig. 266. Vitesse réelle d'une n'est pas rectiligne, s'obtiendrait par la cométoile. Composition de ses i ■ ■ i< i • r ■. - i • . n

mouvements propres et de ^in^ison d observations laites a des intervalles

celui du Soleil. suffisamment grands.

MOUVEME.NTS PROPRES DES ETOILES. 721

En tout cas, nous voilà en possession d'un élément nouveau, essentiel à la connaissance des vrais mouvements des étoiles. On peut en faire l'application à quelques-unes des étoiles dont la parallaxe et le mouvement propre annuels sont connus, et dont nous venons de trouver la vitesse dans le sens du rayon visuel. On obtient les résultats suivants. Sirius s'éloigne du système solaire avec une vitesse approchée de 56 kilomètres par seconde; la Chèvre nous fuit à raison de 51 kilomètres. Au contraire, Wéga et Arcturus se rapprochent du Soleil ou de la Terre ; elles parcourent par seconde, la première 61 et la seconde 100 kilomètres. La plus faible de ces vitesses dépasse des f celle de la Terre dans son orbite et vaut près de sept fois celle du Soleil ; la plus forte atteint près de quatre fois celle de notre planète et plus de treize fois celle du système solaire.

On voit de combien il s'en faut que les étoiles ^^e,y des anciens astronomes soient immobiles, puisque c'est parmi elles qu'il faut chercher les plus rapides des mouvements célestes connus. Le repos n'est donc nulle part dans l'Univers ; aucun de ses points n'échappe à cette grande loi du mouvement universel. Une conséquence évidente de cette perpétuelle mobilité des astres, c'est que le mouvement vrai, absolu, de chacun d'eux dans l'espace, ne peut être connu ni dans sa vitesse, ni dans sa direction, ni dans la forme de la trajectoire décrite, puisqu'aucun point de repère fixe ne permet de rapporter ce mouvement à une commune origine.

Il est donc certain que nous ne connaîtrons jamais d'une manière absolue la route que nous suivons dans l'espace, et nous en pouvons dire autant de tous les corps du monde solaire. La Lune circule autour de la Terre, mais l'ellipse qu'elle décrit ne nous donne qu'un mouvement relatif; car en même temps la Terre tourne autour du Soleil, et, ce dernier supposé immobile, il en résulte déjà que notre satellite décrit une courbe à inflexions variées, une espèce de cyclo'ide que

LE MONDE SIDERAL.

les perturbations planétaires compliquent encore. Mais puisque le Soleil se meut, la courbe de l'orbite lunaire est ellemême entraînée dans ce mouvement, et sa forme réelle dans l'espace se complique de nouveau. Qui sait où s'arrête cet enchevêtrement des courbes, cette combinaison d'orbites, dont la dernière connue n'est sans doute qu'apparente? Le Soleil, nous le verrons plus loin, est dans la Voie Lactée, qui paraît être une agglomération de systèmes de mondes, et il est pro-

Fig. 267. Trajectoires réelles décrites par les planètes, en vertu du raouvemenl de translation dans l'espace du système solaire.

bable qu'il fait partie de l'un de ces systèmes particuliers; mais l'ensemble des astres qui composent ce système est sollicité par les gravitations de tous les autres, il en résulte sans doute un mouvement d'ensemble, peut-être dans le plan principal de la grande nébuleuse. La Voie Lactée elle-même, avec ses millions d'étoiles, qu'est-elle dans l'Univers visible, sinon un archipel dans l'Océan? mais un archipel en marche, qui vogue dans les profondeurs infinies, comme toutes les autres voies lactées dont les télescopes ont signalé l'existence. Quand

tt;

la pensée se plonge dans ces abîmes, elle prend le vertige ; elle perd pied avec la science même qui a su lui ouvrir ces perspectives dans l'infini de l'espace et de la durée!

Si les étoiles se meuvent inégalement et dans divers sens, si le Soleil progresse vers un certain point du ciel, qu'en doit-41 résulter à la longue pour l'aspect de la voûte étoilée vue de la

Fig. 268. La constellation d'Orion.

Apparence actuelle.

Fig. 269. La constellation d'Orion dans 36000 ans.

Terre? Une déformation continue qui finira par donner aux constellations d'autres apparences que celles qu'on leur connaît aujourd'hui. « La Croix du Sud, dit Humboldt, ne conservera pas toujours sa forme caractéristique, car ses quatre étoiles marchent en sens différents et avec des vitesses inégales. On ne saurait calculer aujourd'hui combien de myriades d'années doivent s'écouler jusqu'à son entière dislocation \ » Nous

1. Cosmos, III, p. 215. Ces paroles d'Humboldt doivent être aujourd'hui rectifiées ou complétées. Des cartes du ciel ont été dressées d'après les cata-

724 LE MONDE SIDERAL.

pouvons donc être tranquilles et étudier le ciel tel qu'il est, sans craindre une confusion prochaine : laissons à nos arrièreneveux de l'an 9000 le soin de reconnaître la position que possédera alors l'étoile des Chiens de chasse classée sous le n° 1830 dans le catalogue de Groombridge, que son mouvement propre aura entraînée jusqu'au milieu de la Chevelure de Bérénice.

logues des mouvements propres connus, dus à MM. Stone et Main. D'après une carte de ce genre publiée par M. Proctor, nous donnons ici quelques exemples des transformations que subiront les constellations par l'effet del'accumulation des mouvements propres des étoiles dans la suite des siècles. Les constellations de la Grande-Ourse, de Gassiopée, d'Orion sont tracées dans les figures 261 à 264, 268 et 269, d'une part avec leurs formes actuelles, de l'autre avec celles qu'elles auront dans 36 000 ans, si toutefois les mouvements propres dont les étoiles qui les composent sont affectées, conservent pendant ces 360 siècles les directions et les intensités que les flèches indiquent. C'est là, on le comprendra, une réserve nécessaire. M. Faye, s'appuyant sur des observations de plus d'un demi-siècle, affirmait qu'il n'avait pu reconnaître dans le mouvement propre de 1830= Groombridge, a rien qui indiquât un défaut d'uniformité dans la vitesse, ni une altération quelconque dans la direction. Si l'on prolonge indéfiniment, continue notre savant compatriote, l'arc de grand cercle parcouru par l'étoile, de manière à tracer sur la sphère la série des points qu'elle occupera successivement dans la suite des siècles, on arrive à une région remarquable occupée par un amas d'étoiles qu'on nomme la Chevelure de Bérénice. Et l'on peut affirmer que si le mouvement de la 1830" Groombridge ne se ralentit pas, s'il ne change pas de direction, dans 7080 ans, courte période pour des mouvements de ce genre, elle aura parcouru 13° 49' (13° 41' selon Argelander); elle sera au milieu de cet amas d'étoiles dont rien ne la distinguera : ce sera une étoile do 6" grandeur de plus au milieu d'un amas d'étoiles de 5° et de 6= grandeur. »