SPECTROSCOPIE MÉTÉORIQUE

de la lumière des comètes, on voit que la constitution cbiuiique de ces derniers corps n'est pas précisément identique avec celle des étoiles filantes; le carbone a bien été reconnu dans un des météores, mais les autres renferment le sodium, dont Texistence dans les spectres cométaires n'a pas encore été signalée. A la vérité, l'incandescence gazeuse caractérise la lumière des comètes et celle des étoiles filantes; toutefois cette incandescence ne parait exister pour celles-ci qu'a|)rès leur |>énétration dans l'atmospbère, et, contrairement à l'opinion du savant A. Herschel, nous inclinons à croire que c'est là que se trouve le sodium reconnu par l'analyse spectroscopique.

Nous terminerons ici ce que nous avons à diie de l'analyse spectrale api)liquée à l'astronomie des corps du monde solaire, en rapportant quelques observations récentes faites sur la lumière zodiacale. Un savant Américain, M. Wright, a tiré de ses observations, faites en 1874, les conclusions suivantes : La lumière zodiacale est celle du Soleil réfléchie par une matière solide. 11 trouva en effet, pour cette lumière, « un spectre continu, ne diflerant pas sensiblement (sauf en ce qui concerne l'intensité) du spectre solaire, dépourvu en (oui cas de toute ligne ou bande brillante analogue à celle de Taurore boréale. » IjC résultat important de la continuité du spectre de la lumière zodiacale avait été obtenu antérieurement i)ar M. P. Sniyth, puis par M. Liais, qui croyait cependant à la possibilité de l'existence de faibles lignes noires. Mais il faut dire que d'autres observations contredisent comi)lètemenC celles que nous venons (le rapporter. M. Respighi, en janvier et février 1872, ayant analysé la lumière zodiacale à l'aide d'un spectroscope à vision directe, « trouva bien marquée la raie connue d'Angstrom dans le vert, » raie qu'il observa à la même époque dans le spectre dW aurole boréale. « Ce fait, dit M. Respighi, que confirme une observation semblable, faite par Angstrom en mars 1867, me semble assez important, car il tendrait à montrer l'identité de la lumière de l'aurore boréale avec la lumière zodiacale, et par suite la probabilité de l'identité de leni* origine. » Enfin

M. Tacchiiii, en rapportant les observations de M. Wright, rappelle qu'en avril 1872 il analysa, avec M. P. Smyth, la lumière zodiacale, qu'il lui trouva un spectre continu, mais que néanmoins il y avait une zone vive nettement limitée, qui se fondait latéralement, ce qu'on n'obtient jamais d'une faible lumière solaire. Le savant astronome de Palerme croit pouvoir en conclure que « la lumière zodiacale n'est pas seulement la lumière solaire réfléchie par des corpuscules météoriques; outre les particules solides capables de donner, par réflexion, le spectre et la polarisation observées par M, Wright, la masse lenticulaire peut renfermer quelque substance maintenue par la chaleur solaire dans un état physique tel, qu'il en résulte un spectre particulier analogue au spectre des comètes ou de l'atmosphère coronale. >^

§ 2. l'analyse spectrale appliquée a l'étude des étoiles

ET des nébuleuses.

Si la loi universelle de la gravitation est un témoignage de l'unité du [)rincipe qui ivgil les mouvements de la matière, agglomérée sous la forme de corps célestes, aussi bien dans les limites de notre monde sohiire (|ue dans les régions extérieures du monde sidéral, elle ne nous apj>rend lien sur rintime constitution de ces corps, sur la nature physique et chimique de^ substances dont ils sont formés.

11 a fallu la découverte des i)ropriétés de la lumière qui ont été exposées dans les chapitres précédents, il a fallu l'invenlioii d'une méthode aussi délicate et aussi précise que l'analyse spectrale, pour arriver à i)énétrer le secret de cette composition. Les résultats de l'application de cette méthode à l'astronomie solaire et planétaire sont déjà, comme on vient de le voir, assez nombreux et assez positifs, pour qu'on puisse considérer comme extrêmement probable l'unité de composition chimique du Soleil et des planètes. Au sein de l'imniense masse

incandescente, du foyer d'où se sont détachés à l'origine, comme autant d'enfants d'un même père, les embryons de ces globes aujourd'hui éteints, l'analyse spectrale a reconnu l'existence des mêmes corps simples, métaux et métalloïdes, dont les combinaisons variées forment la masse de notre Terre, ainsi que son enveloppe gazeuse : le Soleil est chimiquement formé comme l'est une des huit planètes principales. Peut-être renferme-t-il quelques éléments qui nous sont inconnus; peutêtre aussi quelques-uns dos éléments terrestres ne se trouvent pas dans le Soleil. La température excessive à laquelle les corps y sont soumis, et qui est telle qu'aucune des combinaisons connues à la surface de la Terre ne pont subsister dans la photosphère et la chroniosphère du Soleil, ne permet point d'insister sur des différences qui peut-être ne sont pas réelles, et la conclusion générale de l'identité des matériaux du Soleil, de la Terre et par analogie des autres planètes, ne paraît pas devoir être infirmée par ces exceptions à la règle.

iNous allons maintenant aborder la même question, en quittant le monde solaire et planétaire, pour étudier, au même point de vue, l'Univers sidéral, c'est-à-dire les étoiles et les nébuleuses. Avant que le spectroscope ne fût appliqué aux lumières stellaires, les astronomes avaient établi connue un fait hors de contestation que les étoiles ne sont i)as des corps brillant d'une lumière enq)runtée, rélléchie : ce sont, comme le Soleil, des astres lumineux par eux-mêmes, des sources primitives de lumière, probablement des masses incandescentes. C'est ce que l'analyse spectrale va confirmer, en y ajoutant de précieuses données sur la constitution physique et chimique des étoiles.

Nous avons vu que Frauenhofer, après avoir découvert les innombrables raies sombres dont le spectre de la lumière solaire est sillonné, eut le premier l'idée d'étudier au même point de vue les spectres de la lumière des étoiles. Il trouva dans les spectres de Sirius, de Castor, de Pollux, de la (Chèvre,

de Belelgeuze et de Procyon, un certain nombre de raies noires diversement placées relativement aux couleurs et aux raies du spectre solaire ; mais il put reconnaître, dans les quatre dernières étoiles, l'identité de position d'une ou deux raies, et notamment de la raie D, placée, comme on sait, au milieu du jaune du spectre solaire. Frauenhofer publia ces résultats en 1823. Trente-sept ans plus tard, en 1860, l'astronome Donati étendit la même élude à un plus grand nombre d'étoiles, en choisissant toujours, à cause de leur plus grande intensité lumineuse, les étoiles de première grandeur. Pour concentrer sur la fente du spectroscojie la plus grande quantité possible de lumière émanant de Téloilc observée, Donati se servit d'une lentille de grandes dimensions (de 41 centimètres de diamètre et de l"',o8 de distance focale). Il put ainsi fixer relativement aux lignes du spectre solaire les positions exactes des raies de 13 étoiles, savoir : Sirius (3 raies), Wéga (3 raies), Procyon (3 raies), Régulus (2 raies), Fomalhaut (1 raie). Castor (2 raies), Ataïr (2 raies), la Chèvre (3 raies), Arcturus (2 raies), Pollux (2 raies), Aldébaran (2 raies), Betclgeuzc (3 raies) et Antarès (2 raies).

Tout ce qu'on pouvait conchire de ces premiers résultats, c'est que les lumières dos étoiles étudiées avaient entre elles et avec la lumière du Soleil une certaine analogie, c'est qu'elles étaient des sources lumineuses de même ordre. Mais ces conséquences prii'ent tout à coup une inq)ortance extrême, quand la méthode d'analyse spectiale fut découverte jiar Kirchhoff et Bunsen, et que ces savants l'eurent ap[)liquée à la constitution physique et chimique du Soleil. On put alors, en comparant les positions des raies des spectres stellaires aux raies brillantes des spectres des gaz et des métaux, étendre aux étoiles les conclusions dcîjà obtenues ])our le Soleil, et connaître dans une certaine mesure la constitution physicpie et chimique de corps célestes dont la lumière met des Jinnées pour venir jusqu'à nous. Huggins et Miller en Angleterre, Secchi à Rome, Janssen, Wolf et Rayet à Paris, Zollner en Allemagne, sont les noms des

savants à qui l'on doit, dans cet ordre de recherches, les découvertes les plus intéressantes, dont nous allons donner un résumé rapide.

Aldéharan. D'après MM. Huggins et Miller S la lumière d'un rouge pale d'Aldébaran, analysée au spectroscope, présente de nombreuses et fortes lignes, particulièrement dans l'orangé, le vert et le bleu. Les positions mesurées de 70 de ces raies ont montré leurs coïncidences avec les raies brillantes de neuf éléments chimiques, à savoir : le sodium, le magnésium, Thydrogène, le calcium, le fer, le bismuth, le tellure, l'antimoine et le mercure. Les lignes de l'azote, du cobalt, de Tctain, du plomb, du cadmium, du baryum et du lithium n'ont fourni aucune coïncidence avec les raies de l'étoile.

Betelgeuze (aOrion), étoile dont la lumière de teinte orangée a un spectre extrêmement complexe et remarquable. De forts groupes de lignes se voient dans le rouge, le vert et le bleu. En outre, sept bandes sombres paraissant formées de lignes très fines sont réparties entre diverses régions du spectre, du rouge au bleu. Comme dans Aldéharan, les raies citées plus haut du sodium, du magnésium, du calcium, du fer et du bismuth se trouvent dans ce spectre; mais, circonstance caractéristique, les raies de l'hydrogène sont absentes.

p Pégase. I^ spectre de cette étoile a beaucoup d'analogie avec celui de a Orion : même disposition des groupes de lignes et des bandes sombres, et aussi même absence de l'hydrogène. 1^ présence du sodium, du magnésium et probablement du baryum a été constatée. Le Soleil et le plus grand nombre des étoiles analysées jusqu'ici ont dans leurs spectres les raies C et F de l'hydrogène ; l'absence des raies, et par conséquent de la substance elle-même, dans les atmosphères de a Orion et p Pégase, mérite donc d'être remarquée.

Sirins (a Grand Chien). Le spectre de celte brillante étoile est fort intense ; mais, dans nos climats, le peu de hauteur de

\, Onihe ipectra ofiome of ihe Fixed Slan^ mai 1874.

Tastre rend ditficile l'obscrvalion des raies les plus fines. La double ligne D du sodium, les trois raies b du magnésium. Cet F de l'hydrogène coïncident avec les principales lignes du spectre de Sirius, qui paraît aussi renfermer du fer.

Wéga (a Lyre) a un spectre pareil à celui de Sirius, et cette étoile a les mêmes cléments, sodium, magnésium et hydrogène.

La Chèvre. liC si)eclrc de cette étoile blanche est tout à fait semblable à celui de notre Soleil. Les raies y sont très nombreuses; et parmi celles que MM. Huggins et Miller ont mesurées, se trouve la double ligne D du sodium.

Le spectre de Vollux, riche en raies, accuse l'existence du sodium, du magnésium et probablement du fer. Enfin la double raie du sodium se trouve aussi dans le spectre A'Arcturus^ qui a quelque l'cssemblance avec le spectre solaire.

IjC p. Secchi, qui a étudié les spectres de plus de trois cents étoiles de diverses graiuleurs, range les étoiles en trois ou plutôt quatre classes principales :

La i)remière classe comi)rend les étoiles blanches ou mieux azurées, et a i>oui* type Sirius; telles sont aussi Wéga, AtaTr, Régulus, Rigol, les étoiles d(» la drande Ourse (a excepté), celles d'Ophiucus, etc. Le si)ectro de leur lumière est traversé par quatre fortes laies sombres situées, Tune dans le rouge, la seconde dans le bleu l\ la limilt» du vert (raie F du speclre solaire), la troisième dans le violet (voisine de H); la quatrième, dans l'extrême vioh^l, est visible dans le si)ectre des plus brillantes étoiles. Ce sont les quatre raies les plus brillantes de l'hydrogène. D'après Secclii, la moitié à peu près des étoiles du ciel se rapportent à ce type.

La seconde classe renferme les étoiles à lumière jaune, et a pour types i)rincipaux Arclurus, Pollux, la Chèvre, a Grande Ourse, Procycin; la plui)art des belles étoiles de seconde grandeur en font i)artie. Leurs si)eclres sont, comme le spectre solaire, sillonnés de rnies fines et nettes. Dans Arcturus, trente raies, choisies |)armi les principales, coïncident avec des raies solaires. Cette classe contient le tiers des étoiles du ciel.

Les étoiles rouges, eomine Betclgeuze, Anlarès, Algol, a Hercule, p Pégase, composent la troisième classe, et ont généralement un spectre formé de larges zones brillantes, au nombre de six ou sept, séparées par des intervalles nébuleux, semiobscurs : on a vu plus baut la description, d'après Huggins et Miller, des spectres de deux de ces étoiles. L'aspect de ces spectres est celui de cannelures (fig. 150, 4) ou d'une série de colonnes éclairées par côlé. Les étoiles de cette classe, moins nombreuses que celles des deux aulres, se confondent quelquefois avec la seconde. Ainsi Aldébaran participe à la