DISTANCES ET MOUVEMENTS DES NÉBULEUSES

Les mêmes questions que nous avons vues posées et en partie résolues pour les étoiles, peuvent se poser pour les nébuleuses : mouvements périodiques annuels apparents dus à l'aberration de la lumière ou au mouvement de la Terre dans son orbite ; mouvements périodiques réels indiquant la révolution mutuelle de deux corps associés en groupes; mouvements progressifs apparents ou réels dus à la translation de notre propre système, ou à la translation propre des nébuleuses dans l'espace.

874 LE MONDE SIDERAL.

Mais c'est à peine si quelques tenlatives ont été faites pour résoudre ces diverses questions. Laugier, en 1847, a étudié les mouvements propres de trois nébuleuses, qui portent les numéros 3, 11 et 28 dans le catalogue de Messier\ et que ce dernier astronome avait observées en 1764. En ramenant à la même époque du 1" janvier 1847 les positions de ces trois amas observées par Messier et les siennes propres, Laugier trouve des différences en ascension droite et en déclinaison assez fortes pour qu'elles ne puissent être attribuées aux erreurs d'observation ; suivant lui, ellesreprésentent en partie les déplacements de ces nébuleuses de 1764 à 1847, c'està-dire pendant un intervalle de 83 ans. Les mouvements propres annuels, mesurés en arc de -grand cercle, sont environ de 1".5 pour chacune d'elles, et par conséquent sont comparables aux mouvements propres des étoiles.

Ces résultats importants ont suggéré la pensée de confectionner des catalogues très-précis des positions d'un certain nombre de nébuleuses; Laugier, en 1854, Schoenfeld et Schultz cette année même, ont publié des recueils de ce genre qui foiirniront pour l'avenir de précieux matériaux.

Les mouvements propres des nébuleuses constatés, on pourrait en déduire leur vitesse de translation dans l'espace, vitesse relative comme celle des étoiles, puisque le mouve-

1. La première, de 5' à 6' de diamètre selon ,1. Herschel, est un amas globulaire des Chiens de chasse, dont le centre est très-brillant, et qui renferme plus de mille étoiles de la IP à la 15* grandeur. La seconde, située dans l'Êcu de Sobieski, a 10' à 12' de diamètre; Messier l'a décomposée en un grand nombre d'étoiles de 1 1' grandeur, excepté une, qui est de 9°. Enfin, la troisième, dans le Sagittaire, est également un amas, très-riche et excessivement condensé au centre, dont les composantes sont de 14* à 15= grandeur. Les mouvements propres constatés par Laugier sont :

En asc. dr. En déclinaison.

3M —1' 7" +l'liO"

IIM f l'55" — l'20"

CONSTITUTION DES NEBULEUSES. 875

ment propre absolu du système solaire est encore inconnu. Mais il faudrait connaître leurs distances, et aucune mesure de parallaxe n'a encore été tentée, que nous sachions, ni en tout cas réalisée. Il faut sur ce point se borner aux conjectures ou aux pro-babilités. Les nébuleuses sont-elles à des distances comparables aux distances stellaires, ou au contraire, beaucoup plus reculées? Pour les amas, cette dernière hypothèse nous semble plus probable, si l'on s'en réfère aux relations supposées entre les distances et les grandeurs des étoiles, ainsi que nous l'avons établi dans un précédent chapitre. En se basant sur cet ordre de considérations, on a calculé que la nébuleuse d'Andromède est 75 fois plus éloignée que les étoiles de 9" grandeur, de sorte que la lumière, pour venir de cet immense amas stellaire jusqu'à notre système, mettrait plus de quarante mille ans!

Mais on peut, comme l'a fait sir J. Herschel, aborder le problème de la distance des nébuleuses d'une autre façon, et reconnaître que, dans certains cas au moins, cette distance est comparable à celle des étoiles d'une grandeur déterminée. Considérant comme à peu près sphérique la plus grande des deux nuées de Magellan, et partant de ses dimensions apparentes qui lui donnent un diamètre d'environ 3 degrés, cet éminent astronome en concluait qu'il n'y a pas, entre la distance des objets les plus éloignés dont elle est composée et celle des plus rapprochés, une différence supérieure au dixième de la distance qui nous sépare de son centre. « En conséquence, dit-il, l'éclat des objets les plus voisins ne peut être beaucoup agrandi, ni celui des plus éloignés beaucoup affaibli par cette différence de distance. Cependant, à l'intérieur de cet espace globulaire, j'ai noté au delà de 600 étoiles de 7% 8% 9" et 10" grandeur, environ 300 nébuleuses et amas, globulaires ou autres, à tous les degrés de résolubilité, ainsi que d'innombrables petites étoiles de toutes les grandeurs inférieures, depuis la 10' jusqu'à celles dont la multitude et

la petitesse constituent la paiiie irrésoluble de la nébulosité, le tout disséminé sur une étendue de quelques degrés carrés. S'il ne s'agissait que d'un seul objet, on pourrait avec quelque vraisemblance soutenir que son apparente sphéricité est due seulement à un effet de raccourci, et qu'en réalité il existe une plus grande différence proportionnelle de distance entre les parties les plus rapprochées et les plus éloignées. Mais une telle disposition, improbable même dans un cas unique, doit être rejetée comme objection valable, dès qu'elle s'applique à deux. Il faut donc considérer comme un fait démontré que des étoiles de 7" et de 8" grandeur coexistent avec des nébuleuses irrésolubles à des distances dont le rapport peut être représenté par les nombres 9 et 10. » Le raisonnement qui précède est juste; mais il ne nous semble plus applicable aux étoiles éparses et aux nébuleuses isolées des autres régions du ciel, à moins qu'on ne les considère les unes et les autres comme autant d'individus d'une association unique, ainsi que sont les étoiles, les amas et les nébuleuses des deux nuées de Magellan.

Revenons aux mouvements des nébuleuses. On a vu qu'im certain nombre forment probablement des couples, analogues aux étoiles, et qu'il est permis d'espérer qu'on pourra un jour constater des déplacements dans les composantes, indiquant un mouvement de révolution. Aucune observation n'a encore justifié cette conjecture. Cependant la nébuleuse double (1905 H), observée par Herschel entre 1825 et 1833, pourrait être invoquée comme un exemple de mouvement propre et aussi de révolution des composantes. En effet, celles-ci, toutes deux de forme ovale allongée, avaient alors la position qu'indique la figure 336, 1. Elle a été observée à plusieurs reprises, de 1848 à 1861, à l'aide du grand télescope de lord Rosse, et dessinée à cette dernière époque par M. Hunter. En 1848, la distance des composantes parut plus grande que celle du dessin de J. Herschel. En 1855, les deux nébti-

leuses, au lieu d'être placées en ligne droite sur le prolongement l'une de l'autre, étaient sur deux lignes parallèles; et en 1861, les -axes, au lieu d'être parallèles, faisaient, comme lo montre la figure (336, 2), un angle d'environ 16 degrés.

Nous avons vu que l'analyse spectrale permet de mesurer le mouvement et la vitesse d'un astre, selon le rayon visuel, soit qu'il s'approche, soit qu'il s'éloigne de la Terre. Il suffit, pour cela, que le spectre de sa lumière ne soit pas continu, et qu'il renferme des lignes sombres ou des lignes brillantes appartenant à une substance chimique connue. Toute déviation vers le rouge ou vers le violet d'une telle ligne indique le mouvement et son sens, et permet d'en mesurer approxiniativement la vitesse. M.Huggins a tenté l'application de cette méthode au mouvement des nébuleuses. Mais les nébuleuses stellaires ne donnant, comme on l'a vu, qu'un spectre continu très-faible, sans ligne distincte, échappent par cela même à ce genre de recherches, que le savant astronome a dû restreindre aux seules nébuleuses gazeuses. Celles-ci, comme on vient de le voir en effet, ont un spectre formé de 3 ou 4 raies brillantes, qui sont généralement des raies de l'hydrogène ou de l'azote, et il a été possible de comparer la position des plus brillantes et des mieux définies aux raies terrestres de ces corps simples. C'est une recherche très-délicate et difficile, qui n'a pas encore donné de résultats certains. Toutefois, M. Huggins croit pouvoir conclure qu'aucune des nébuleuses observées n'a une vitesse supérieure à 25 milles, soit 40 kilo-

Fig. 336. Mouvement probable des composantes de la nébuleuse double 1905 H. —