SATELLITES DE SIRIUS ET DE PKOCYON. — SYSTÈMES TERNAIRES

Les perturbatioDS de la planète Uranus ont conduit les géomètres à la découverte de la planète troublante, Neptune ; celles de Mercure paraissent devoir rendre décisive une semjjlable conquête dans les régions les plus voisines du Soleil. Ce sont là de grandioses conséquences de la théorie. Eh bien, le génie de Bessel a fait, dans les profondeurs de l'univers sidéral, ce que les Le Verrier et les Adams ont fait dans la région relativement limitée du monde planétaire. Des perturbations observées dans les positions et les mouvements de Sirius, ont conduit le grand astronome de Kœnigsberg à soupçonner la présence d'un corps troublant que le télescope n'avait pu révéler encore, et que, pour cette l'aison, il considéi^ait comme un astre obscur, de nature planétaire. En 1851 , Peters discuta, d'après les vues de Bessel, un grand nombre d'observations de Sirius, et ce savant en conclut que les variations périodiques reconnues s'expliqueraient, si l'on admet que l'étoile décrit en 50 ans une ellipse dont le demigrand axe, vu de la Terre, sous-tcndrait un angle supérieur à 2" A.

Onze ans plus tard, un astronome américain, M. Clarck, se servant d'une nouvelle et puissante lunette de 47 centimètres d'ouverture, aperçut le compagnon de Sirius dont l'angle de position et la distance s'accordaient avec l'orbite calculée par Peters. J. Chacornac àParis, Lassell à Malte, voyaient à leur tour, un ou deux mois après Clarck, l'astre deviné par Bessel; ce n'était donc point un corps obscur, ainsi que l'impossibilité de rien voir jusqu'alors l'avait fait soupçonner au célèbre astronome.

Une découverte semblable a été faite sur Procyon. L'étude du mouvement de cette belle étoile, d'après de nombreuses

observations d'Europe et d'Amérique, a conduit le docteur Anwers à représenter ses variations de position par une orbite à peu près circulaire, que Procyon décrirait en près de 40 années (39\866) dans un plan perpendiculaire au rayon visuel, le rayon de l'orbite étant égal à 0".98. Or, le compagnon jusqu'alors inconnu, dont l'action avait produit les perturbations observées, a été découvert par 0. Struve, et observé en 1873 et 1874.

Cette vérification, par l'observation, de l'existence d'astres jusqu'alors inconnus, existence démontrée et prévue par la seule théorie, est de la plus haute importance. En effet, les recherches de Bessel, de Peters et d'Auwers étaient également basées sur l'hypothèse, que les lois de la gravitation sont les mêmes dans les systèmes sidéraux que dans le système solaire, et qu'ainsi les corps voisins exercent les uns sur les autres des attractions qui leur font décrire, en suivant les lois de Kepler, des orbites elliptiques autour de leur centre de gravité commun. Il y a donc à répéter ici ce que nous avons dit en parlant des orbites des autres étoiles doubles. Si les positions successives des satellites d'abord supposés, puis découverts, s'accordent avec celles que donne la théorie, ■l'hypothèse se trouve justifiée. Or, jusqu'à présent, un tel accord peut être regardé comme réel, dans les limites des erreurs que l'on commet nécessairement dans des mesures si délicates et si difficiles. Sous ces réserves, il est donc permis de regarder comme réalisé l'espoir que W. Struve exprimait, il y a trente ans, dans son remarquable Mémoire sur les étoiles doubles : « Si les lois de la gravitation universelle, disait-il, sont la plus sublime découverte qu'ait faite l'esprit humain dans le cours de plusieurs milliers d'années, nous sommes bien près d'être à même de déterminer si ces lois n'appartiennent qu'au système solaire, ou si elles sont communes à l'univers entier. L'astronomie marche donc vers une nouvelle époque où l'on fera voir que la mécanique céleste ne se borne pas aux

Fig. 280. Orbites décrites par les composantes d'ua système binaire autour du centre de gravité commun. (Rapport des masses = 3:1.

phénomènes du sysième solaire, mais peut s'appliquer aux mouvements des étoiles fixes. » [Rapports sur les mesures

inlcrométrlques d'étoiles doubles, etc.)

Si la gravitation régit les systèmes d'étoiles doubles et multiples, il en résulte une conséquence d'un grand intérêt. On doit pouvoir calculer la masse des étoiles dont la distance est connue, en la comparant à celle de notre propre Soleil. Parmi les systèmes dont les éléments sont calculés et dont les parallaxes

sont déterminées, nous en trouvons quatre , Sirius, la 61" du Cygne, a du Centaure et p d'Ophiucus , dont il est possible d'évaluer approximativement la masse ^ . On trouve ainsi que les deux étoiles de 61« Cygne ont ensemble un peu plus du tiers de la masse du Soleil (0.349), en admettant 0".374 pour la parallaxe et 452 ans pour la période de révolution. En supposant, comme la presque égalité

Fig. 281. Orbites décrites par les composantes d'une étoile double, autour du centre de gravité du système. (Rapport des niasses = 13:1. comme dans le cas de Procyon.)

1. La formule qui donne la somme des masses des composantes relati-

vement à la masse du Soleil est — :^ — - = â^' — ,T étant la période de révo-

de leur éclat rantorise, qu'elles sont toiites deux de mêmes dimensions et de même masse, chacune d'elles est la sixième de la masse solaire. Les masses réunies des deux composantes d'à Centaure sont égales à 0.395, près des quatre dixièmes de la masse du Soleil. Ces deux systèmes sont donc, sous ce rapport, inférieurs au nôtre. Il n'en est pas ainsi de 70/; Ophiucus; en admettant la parallaxe trouvée par Krûger 0".162, ce magnifique système aurait pour masse 3.4, près de trois fois et demie autant que le Soleil. Sirius serait un peu moindre et sa

^Bi

Fig. 282. Orbite apparente et orbite réelle de ; licrevisse, d'après M. 0. Struve.

masse équivaudrait à 3.125, d'api'ès les calculs de M. Wilson. A la vérité, on ne connaît ainsi que la somme des masses des composantes. Pour avoir celles de chacun des soleils d'un système, il faudrait connaître les orbites vraies, c'est-à-dire celles décrites autour du centre de gravité. Or, on ne cherche généralement que l'orbite relative du satellite autour de la principale. Pour Procyon, ces orbites sont connues; on sait que l'étoile principale décrit en 40 ans un cercle de 0".98 de rayon, et que le satellite est à une distance treize fois plus

lution exprimée en années, A et n le demi-grand axe et la parallaxe, exprimés en secondes d'arc; m et m' sont les masses des deux étoiles, et M la masse solaire, ou mieux la somme des masses du Soleil et de la Terre.

754 LE MONDE SIDERAL.

grande. De sorte que, la masse de Procyon étant 80, celle du satellite est 7. En revanche, la parallaxe étant inconnue, on ne connaît point la masse totale rapportée au Soleil. M. 0. Struve a donné d'intéressants détails sur le système

Fig. 283. Système ternaire de Ç Écrevisse. Perturbations du satellite des deiix étoiles principales,

d'après 0. Struve.

X. Écrevisse, dont on a vu plus haut la période de révolution. La figure 282 représente, d'après cet astronome, l'orbite apparente et relative décrite par le satellite autour de l'étoile principale. On voit, par les positions de celui-ci dans la suite des années, comparées à celles de l'orbite conclue, quels

écarts restent entre la théorie et l'observation. La même figure donne l'orbite réelle déduite de l'orbite apparente. Mais "Q Écrevisse n'est pas seulement une étoile double : c'est en réalité un système ternaire, puisqu'une troisième étoile beaucoup plus éloignée que les deux premières, gravite également autour du centre de gravité commun. M. Struve a tracé l'orbite de cette troisième composante (rapportée au centre optique des deux autres, qui diffère peu sans doute du centre de gravité) et il a trouvé, au lieu d'une courbe unique, une série régulière de sinuosités qui dénotent avec certitude l'existence de fortes perturbations. Quelle est la cause de ces perturbations? L'astronome russe croit qu'il faut les attribuer à l'existence d'un corps, satellite encore inconnu du système. Arrivera-t-on à distinguer cet astre perturbateur, comme on l'a fait pour Sirius et Procyon? Est-ce cette fois un corps planétaire, obscur, qu'on ne pourra voir évidemment à cette distance? C'est ce qu'il est difficile de deviner. Sir J. Herschel avait raison de dire, ainsi qu'on l'a vu plus haut, que la spéculation a beau jeu pour imaginer, dans des systèmes solaires aussi complexes, les conditions d'équilibre des corps qui les composent.

§ 4. GROUPES d'étoiles VISIBLES A l'œIL NU. — LES PLÉIADES. LES IIYADES. — PRŒSEPE. — PERSÉE.

Les étoiles visibles à lœil nu sont-elles disséminées au hasard sur la voûte céleste? N'y a-t-il, entre les plus voisines en apparence, aucune connexion réelle ou physique qui permette de les ranger en groupes naturels?

Ces questions sont déjà en partie résolues par ce qu'on sait des systèmes d'étoiles doubles et multiples. Bientôt, en explorant les régions du ciel visibles dans les télescopes, nous aurons à passer en revue une multitude d'associations stellaires.

dans lesquelles les soleils se Irouveut si pressés, si nombreux, et forment des figures si régulières, qu'il est impossible de nier leur dépendance réciproque. Mais, bien avant la découverte de ces îles, de ces archipels de mondes semés avec une profusion si étonnante dans l'infini, la vue simple distinguait un certain nombre de groupes dont les étoiles composantes sont assez rapprochées, pour qu'on ne puisse élever de doute sérieux sur le lien qui les unit. Tel est, par exemple, le groupe des Pléiades. Tels sont encore les groupes connus

sous les noms d'Hyades, de Prœsepe ou de la Crèche, de la Chevelure de Bérénice, de Persée. Tous sont visibles à l'œil nu, et les bonnes vues distinguent avec facilité les principales étoiles desHyades, des Pléiades et de la Chevelure de Bérénice. Argelander, dans son catalogue des étoiles visibles à l'œil nu sur l'horizon de Berlin, inscrit 15 cumuli ou amas d'étoiles, que distingue la vue simple; Heis en compte 4 de plus, ou 19; mais, à part ceux dont nous venons de parler, tous exigent de fortes lunettes pour être décomposés en étoiles. Nous les retrouverons en décrivant les nébuleuses.

Voici d'abord (fig. 284) les Pléiades, situées dans la constellation du Taureau, que l'on distingue si aisément au nord-ouest d'Orion et d'Aldébaran. Sur près de six cents étoiles environ qui forment ce groupe (on en comptait au plus 80 au dernier siècle), six sont visibles sans le secours des lunettes. Il parait certain que jadis on en voyait sept, ce

Fig. 284. Les Pléiades, d'après l'Atlas céleste de Uardine.

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qui semble prouver que l'une d'elles est variable et a diminué d'éclat, ou bien a disparu. Les vues très-perçantes, comme celle de M. Heis, en voient jusqu'à dix, quand le ciel est très-pur.

La plus brillante du groupe, Alcyone, est de troisième grandeur; Electre et Atlas sont de quatrième; Mérope, Maïa et Taygète, de cinquième. Trois autres encore ont reçu des noms particuliers, bien qu'elles soient au-dessous de la limite de visibilité simple : ce sont Pléione, Cœleno et Astérope, de sixième et huitième grandeur. Toutes les autres enfin ne sont visibles qu'à l'aide de lunettes d'une certaine puissance; mais avec une simple longue- vue, il est déjà possible d'en distinguer un grand nombre.

La planche XLIII est la reproduction, à échelle réduite, d'une carte des Pléiades dressée par notre savant compatriote, M. C. Wolf.

Résultat précieux d'une série d'observations faites en 1873, 1874 et 1875, cette carte renferme toutes les étoiles visibles à l'aide d'un télescope de 31 centimètres d'ouverture. Elle est accompagnée d'un catalogue où toutes les positions des étoiles sont données au 10'' de minute d'arc, d'un second catalogue de 53 étoiles principales (celles 4e Bessel) déterminées en grandeur et en position , et ne renferme pas moins de 571 étoiles comprises entre la 3* et la ii" grandeur. Nous y reviendrons plus loin, lorsqu'il sera question des étoiles variables, et de la spectroscopie stellaire. Pour le moment, nous ne devons pas passer sous silence les conclusions tirées par M. Wolf de la comparaison des positions des 53 étoiles de

Fig. 285. Carie des 13 principales étoiles des Pléiades.

Bessel, avec celles qu'il a lui-même trouvées, et qui accusent

un lieu physique enti'e la plupart des étoiles du groupe ' .

Dans nos campagnes, les Pléiades- sont connues sous le

nom de la Poussinière, sans doute parce qu'Alcyone apparaît

dans le groupe , comme une poule entourée de ses poussins.

Les Hyades, qui sont voisines des Pléiades, forment un groupe d'étoiles moins nombreuses et moins pressées que celles-ci. La lumière éclatante d'Aldébaran , qui est, on le sait, de pre-

Fig. 286. Les Hjades, groupe de la conslcllalion niièrC Kraudeur leS rend

du TaureaUj d'après Harding. ^ '

plus difficiles à distinguer à l'œil nu. Elles apparaissent dans la saison des pluies. De là

1. Yoici les propres termes dans lesquels M. Wolf formule ces conclusions : « Les étoiles des Pléiades paraissent former un groupe dont les membres sont physiquement liés les uns aux autres, et de plus il paraît exister dans ce groupe un déplacement relatif des étoiles, qui entraîne la plupart d'entre elles en sens contraire du mouvement diurne, en diminuant un peu leur distance polaire. Ce mouvement vers le nord-est est surtout marqué pour les étoiles situées dans la région nord-est de la carte, et où il atteint près de 0».2 en ascension droite. Quelques étoiles seulement semblent animées d'un mouvement différent; mais, en général, ou bien il est trèspetit, ou bien il affecte des étoiles qui constituent des groupes dont les éléments très-voisins semblent tourner l'un autour de l'autre. La petitesse des déplacements d'une part, de l'autre le petit nombre des étoiles observées par Bessel avec une précision suffisante ne permettent encore de présenter ces conclusions que comme des conjectures, quant au sens et à la grandeur des mouvements ; mais, dès aujourd'hui, il est certain que des déplacements relatifs se sont produits dans les Pléiades. »

2. Les poètes anciens les nommaient aussi Hespérides ou Atlantides. Quant au nom de Pléiades, on s'accorde à lui donner pour étymologie le mot grec irXeTv, qui signifie naviguer, parce que, selon Lalande, au prin-

leur nom d'Hyades, d'un mot grec qui signifie pleuvoir. La liaison des étoiles qui composent ce groupe n'est pas aussi frappante que dans les Pléiades. Néanmoins il parait diificile d'admettre qu'elles soient tout à fait indépendantes. En examinant la position des Pléiades et des Hyades dans le voisinage de la Voie Lactée, en observant que ces deux agglomérations sont situées toutes deux dans le prolongement d'un rameau de la grande zone, on arrive à les considérer comme deux amas d'étoiles appartenant à l'immense strate stellaire qui nous entoure, et dans le sein de laquelle on verra que le Soleil est lui-même plongé.

Dans la Chevelure de Bérénice, la plupart des étoiles du groupe sont visibles à l'oeil nu, et se distinguent parfaitement dans le ciel, un peu à l'est du Lion. Aucune étoile très -brillante , il

est vrai, ne gêne la vue, en effaçant leur éclat par son voisinage.

Les deux groupes suivants, l'un situé dans le Cancer et connu sous le nom de Prœsepe ou de la Crèche, l'autre dans Persée, sont visibles à la vue simple; mais il est impossible d'en distinguer les composantes sans le secours des lunettes.

287. Prœsepe, groupe d'éloiles de la constellation de l'/icrevisse.

temps et vers l'époque où elles se levaient avec le Soleil, commençaient les grandes navigations dans la Méditerranée. D'autres disent que ces étoiles étaient redoutées des marins à cause des pluies et des orages qui semblaient s'élever avec elles, et qu'ils attribuaient à leur influence.

Toutefois un instrument d'une médiocre puissance les décompose aisément, et ils prennent alors l'aspect qu'on leur voit dans les deux figures 287 et 288.

Les groupes que nous venons de décrire forment une transition entre les étoiles disséminées dans la voûte céleste et les

amas plus condensés que leur aspect confus a fait désigner sous le nom général de nébuleuses.

Sans doute, si nous pouvions nous déplacer dans l'espace, et contempler d'un point suffisamment éloigné l'ensemble des étoiles visibles à l'œil nu qui nous semblent isolées, nous les verrions se rassembler, se condenser en un ou plusieurs groupes distincts analogues à ceux des Pléiades; s'il nous était possible, au contraire, de pénétrer au milieu d'im de ces amas si serrés, nous verrions les étoiles dont il est formé s'écarter et se disséminer sur la voûte céleste, et reproduire l'aspect général que nous connaissons à celle-ci.

Pins tard, nous reviendrons sur cette considération d'ensemble de l'Univers visible, et nous verrons quelle idée on doit se former de sa structure générale.

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