ANALYSE SPECTRALE DE LA LUMIÈRE DES ÉTOILES VARIABLES

L'analyse spectrale de la lumière des étoiles variables ou temporaires ne donne pas de moins intéressants résultats que ceux qui se rapportent aux étoiles simples ou doubles à lumière constante. On a vu plus haut que, d'après Secchi, les étoiles dont le spectre appartient au troisième type, sont généralement variables. Mais il était important de comparer l'état de leurs lumières aux diverses phases de leurs périodes. Considérons, avec cet astronome, deux des plus célèbres, Algol dont la période est courte et régulière, et o de la Baleine, étoile variable à longue période.

« Algol, examinée plusieurs fois, à l'époque de son minimum d'éclat, a toujours montré (comme dans son maximum) le même type, celui d'à de la Lyre. » La conclusion à tirer de cette constance dans le spectre de l'étoile, c'est, selon Secchi, que la variation n'est pas due à un changement réel dans la constitution de l'étoile, ni à un mouvement de rotation qui montrerait et cacherait alternativement une région de l'étoile couverte de taches. L'astronome romain l'attribue aux éclipses d'un corps opaque faisant sa révolution autour de l'étoile en 2 jours 21 heures, dans un plan qui passe par la Terre. « Cette idée, dit M. Delaunay, déjà émise antérieurement, s'accorde d'ailleurs très-bien avec la régularité du phénomène et avec le peu de durée de la phase de diminution (un

peu moins de 7 heures) relativement à la durée totale d'une période. »

Il n'en est pas ainsi de Mira. Son spectre est du troisième type, à cannelures cylindriques parfaitement tranchées, avec les mêmes raies noires que dans celui de l'étoile type a Hercule. « Mais au fur et à mesure, dit Secchi, que l'étoile gagne en éclat, les raies noires du jaune et les premières du vert paraissent diminuer de netteté et devenir moins noires. Ce fait est très-intéressant : il indiquerait ici une source de variabilité différente de celle d' Algol. » Le même savant signale comme remarquable le fait que les étoiles variables à période irrégulière (comme a Orion, a Hercule, Mira, etc.) sont des étoiles du même type, à zones multiples. « Cette constitution spectrale, dit-il, indiquant de vastes atmosphères absorbantes, conduit à penser que leur variabilité vient probablement de crises que subit l'atmosphère dont elles sont environnées. » Nous allons voir de telles crises se manifester dans les étoiles nouvelles ou temporaires , sur une échelle beaucoup plus vaste, mais avec l'absence de toute périodicité régulière.

La récente apparition de l'étoile nouvelle T de la Couronne boréale, a été l'occasion heureuse de ces découvertes. Citons les observateurs eux-mêmes, MM. Huggins et Miller : a Le spectre de l'étoile variable de la Couronne se montre formé de deux spectres superposés, le premier formé de quatre raies brillantes, le second analogue au spectre du Soleil, chacun d'eux résultant de la décomposition d'un faisceau lumineux indépendant de la lumière qui donne naissance à l'autre. Le spectre continu sillonné de groupes de raies obscures, indique la présence d'une photosphère de matière incandescente, presque certainement solide ou liquide, entourée d'une atmosphère de vapeurs plus froides, qui font naître par absorption les groupes des raies sombres. Jusqu'ici, la constitution de cet astre est analogue à celle du Soleil; mais il offre un spectre additionnel formé de raies brillantes. Il y a donc là

une seconde source de lumière spéciale, et cette source doit être un gaz lumineux. En outre, les deux principales raies brillantes de ce spectre nous apprennent que ce gaz était composé surtout d'hydrogène, et leur grand éclat prouve que la température du gaz lumineux a été plus élevée que celle de la photosphère. Ces faits, rapprochés delà soudaineté de l'explosion de lumière dans l'étoile, de sa diminution d'éclat immédiate et si rapide, de sa chute, en douze jours, de la seconde à la huitième grandeur, nous conduisent à admettre que l'astre s'est trouvé subitement enveloppé des flammes de l'hydrogène en combustion. Il se pourrait qu'il eut été le siège de quelque grande convulsion, avec dégagement énorme de gaz mis en liberté. Une grande partie de ce gaz était de l'hydrogène, qui brûlait à la surface de l'étoile en se combinant avec quelque autre élément. Ce gaz enflammé émettait la lumière caractérisée par le spectre des raies brillantes. Le spectre de l'autre portion de la lumière stellaire indiquerait que cette terrible déflagration gazeuse avait surchauffé et rendu plus vivement incandescente la matière solide de la photosphère. Lorsque l'hydrogène libre eut été épuisé, la flamme s'abattit graduellement, la photosphère devint moins lumineuse, et l'étoile revint à son premier état. » — « Nous ne devons pas oublier, ajoute M. Huggins, que la lumière, messager cependant si rapide, exige un certain temps pour venir de l'étoile à nous. Cette grande convulsion physique, nouvelle pour nous, était donc déjà un événement passé relativement à l'étoile ellemême. En 1866, elle était depuis des années déjà dans les conditions nouvelles que lui a faites cette violente catastrophe ! » Cette dernière remarque s'applique à tous les phénomènes du monde sidéral. Les rayons de lumière qui émanent des étoiles nous arrivent, à chaque instant, après avoir accompli des voyages dont la durée se compte par années, nous l'avons vu, et probablement par siècles. Nous ne voyons donc jamais le ciel tel quil est, mais tel quil a été à une multitude

804 LE MONDE SIDERAL.

d'époques différentes. Ainsi que l'a dit Arago, « l'aspect du ciel, à un instant donné, nous raconte pour ainsi dire l'histoire ancienne des astres. »

' Sans doute, les étoiles nouvelles de 1572, de 1604, l'étoile temporaire et si extraordinairement variable -q du Navire sont des soleils qui, comme l'étoile de la Couronne, ont été le théâtre d'immenses conflagrations, où l'hydrogène a pu jouer un rôle important. Ces phénomènes ont désormais pour nous et notre monde solaire un haut intérêt, depuis qu'on a constaté l'existence d'une couche de ce gaz et son incandescence tout autour de la photosphère du Soleil.

Ce paragraphe était écrit, quand une récente et importante découverte est venue nous obliger à le compléter par des détails que nos lecteurs liront, croyons-nous, avec intérêt. Une étoile vient de faire son apparition dans le Cygne. Vue à Athènes pour la première fois par M. Schmidt, le 24 novembre 1876 (près de l'étoile p de la même constellation), l'étoile nouvelle, très-jaune, était alors de la 3" grandeur, plus intense que v) Pégase. M. Paul Henry l'a observée à Paris vers la fin de novembre ; elle lui a paru de S' grandeur et de couleur verdâtr«, presque bleue. Le 2 décembre, M. Cornu, et indépendamment M. Cazin, ont analysé sa lumière. « Dans nue très-courte et demi-éclaircie, dit M. Cornu, j'ai pu observer le spectre de l'étoile pendant quelques instants. Il m'a paru formé en grande partie de lignes brillantes, et, par conséquent, provenir vraisemblablement d'une vapeur ou d'un gaz incandescent. » De nouvelles observations ont permis à notre savant compatriote une étude spectroscopique plus précise, dont voici les principaux résultats.

« Le spectre de l'étoile, dit-il, se compose d'un certain nombre de lignes brillantes, se détachant sur une sorte de fond lumineux, interrompu presque complètement entre le vert et l'indigo, de sorte qu'à première vue, le spectre parait

LES LUMIÎIRES STELLAIRES.

composé de deux parties séparées. » Huit raies brillantes qu'il désigne dans l'ordre de leur éclat par les lettres a, p, y, o, £,

Fig. 297. Position de l'étoile nouvelle du Cygne, d'après les observations de M. J. Schmidt, (grandeur de l'étoile à la date du 24 novembre 1876).

-/; , ■( , G , correspondaient aux longueurs d'onde suivantes (exprimées en millionièmes de millimètre) :

a û y [j C, -fj ^ t

Fig. 298. Spectre de la nouvelle étoile du Cygne, d'après les observations et les mesures de M. Cornu.

a, Y) et £ se trouvent ainsi correspondre presque identiquement avec trois raies de l'hydrogène (C, F et 434). S est la raie du sodium ou peut-être plutôt celle de la raie D3 (hélium) de la

chromosphère solaire ; ,3 correspond à la triple raie h du magnésium ; mais, ce qui est d'un haut intérêt, c'est la coïncidence probable des raies y et 0 avec deux raies, dont l'une (1474 de KirchhofF) est une des raies caractéristiques de la chromosphère et de la couronne, et la seconde appartient aussi à la chromosphère. «En résumé, la lumière de l'étoile parait posséder exactement, dit M. Cornu, la même composition que celle de l'enveloppe du Soleil nommée chromosphère\ »

1. Le savant observateur ajoute : « Malgré tout ce qu'il y aurait de séduisant et de grandiose à tirer de ce fait des inductions relatives à l'état physique de cette étoile nouvelle, à sa température, aux réactions chimiques dont elle peut être le siège, je m'abstiendrai xle tout commentaire et de toute hypothèse à ce sujet. Je crois que nous manquons de données nécessaires pour arriver à une conclusion utile, ou tout au moins susceptible de contrôle. Quelque attrayantes que soient ces hypothèses, il ne faut pas oublier qu'elles sont en dehors de la science, et que loin de la servir, elles risquent fort de l'entraver.»

Tous les esprits sérieux adhéreront aux réserves de M. Cornu. La découverte qu'il a faite, si elle est confirmée par des mesures ultérieures, est par elle-même assez importante, et l'induction qu'il en tire sur l'identité de composition de la lumière de l'étoile nouvelle avec l'atmosphère solaire, est assez aUrayanle pour n'avoir pas besoin de commentaire ; mais nous protestons contre cette idée que les hypothèses entravent la science ; quand elles sont rationnelles, c'est-à-dire quand elles sont basées à la fois sur les faits nouvellement observés et sur les lois mathématiques ou physiques antérieurement démontrées, les hypothèses font partie intégrante de la vraie méthode ; bien loin de faire obstacle à la science, elles sont une cause incessante de progrès scientifiques.