On the gpectra of Marne of the Fixed Stars^ mai

l'astre rend difficile l'observation 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, qni paraît aussi renfermer du fer.

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

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

Le spectre de Polhtjc, riche en raies, accuse l'existence du sodium, du magnésium et probablement du fer. Enfin la double raie du sodium se trouve anssi dans le spectre à'Arctunis, qui a quelque ressemblance avec le spectre solaire.

Le P. Secchi, qui a étudié les spectres de plus de trois cenis étoiles de diverses grandeurs, range les étoiles en trois on plutôt quatre classes principales :

La première classe comprend les étoiles blanches ou mieux azurées, et a pour type Sirius; telles sont aussi \Véga, Ataïr, Régulas, Rigel, les étoiles de la Grande Ourse (a excepté), celles d'Ophiucus, etc. Le spectre de leur lumière est traversé par quatre fortes raies sombres situées, l'une dans le rouge, la seconde dans le bleu à la limite du vert (raie F du spectrr solaire), la troisième dans le violet (voisine de H) ; la quatrième, dans l'extrême violet, est visible dans le spectre des plus brillantes étoiles. Ce sont les quatre raies les plus brillanles île l'hydrogène. D'après Secchi, la moitié à peu près des étoiles du ciel se rapportent à ce type.

La seconde classe renferme les étoiles à lumière jaune, el a pour types principaux Arclurus, Pollux, la Chèvre, a Grande Ourse, Procycm; la plupart des belles éloiles de seconde grandeur en font partie. Leurs spectres sont, comme le spectre solaire, sillonnés de raies fines et nettes. Dans Arcturus, trente raies, choisies parmi les principales, coïncident avec des raies solaires. Celte classe contient le tiers des étoiles dn ciel.

Les étoiles rouges, comme Betelgeiize, 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 inteiTalles nébuleux, semiobscurs : on a vu plus haut la description, d'après Huggins et Miller, dos spectres de deux de ces étoiles. L'aspecI de ces spectres est celui de cannelures (fig. lôfi, 4) ou d'une série (le colonnes éclairées par côté. Les étoiles de celte classe, moins nombreuses que celles des deux autres, se confondent (|iiel(]uefois avec la seoonde. Ainsi Aldébaran participe à la

Fig. I3G. — Spectres i^UtlIairi's : I, Sirîus; S, Aldébaran; 3, a Orîon; 4. > Hcrciilf.

fois de la seconde et de la troisième classe. Ce troisième type comprend, d'après Secchi, des étoiles qui sont toutes variables, ot dont la couleur tire plus ou moins sur le rouge ou l'orangé.

f^ quatrième classe comprend un petit nombre de petites l'Ioilcs de couleur rouge-sang, dont le spectre ne diffère do celui de la troisième que par le plus petit nombre des zones claires, et par cette particularité « que la lumière des zones oduimence brusquement du côté du violet et va en s'afTaiblissant insensiblement du côté du rouge, tandis que, dans les spectres du troisième type, les mêmes circonstances se présentent clans le sens inverse ».

L'absence d'hydrogène dans les étoiles de la troisième classe

cl la composition chimique des unes et des autres, a suggéré à M. Huggins les observations suivantes : a Je me hasarde à à peine, dit-il, à émettre l'idée que les planètes qui peuvent circuler autour de ces soleils leur ressemblent très probablement, et, comme elles, ne possèdent point cet élément d une si haute importance, l'hydrogène. A quelles formes de la vie de semblables planètes peuvent-elles convenir? Mondes sans eau! il faudrait la puissante imagination de Dante pour arriver à peupler de telles planètes de créatures vivantes. A part ces exceptions, il est digne d'observer que ceux des éléments terrestres le plus largement répandus dans la vaste armée des étoiles, sont précisément les éléments essentiels à la vie, telle qu'elle existe sur la Terre : l'hydrogène, le sodium, le magnésium et le fer. L'hydrogène, le sodium et le magnésium représentent en outre l'Océan, qui est une partie essentielle d'un monde constitué comme l'est la Terre. »

L'explication des couleurs variées qui caractérisent les lumières stellaires, doit se rattacher, selon Huggins, à la composition de leur spectre. Au moment de son émission, la lumière serait blanche pour toutes les étoiles ; mais, avant de se répandre dans l'espace, elle doit traverser les atmosphères très diversement composées de chacun de ces soleils. C'est ce trajet qui détermine l'absorption de tels ou tels rayons, selon la nature chimique des vapeurs des atmosphères solaires, et produit pour nous les raies sombres de chaque spectre. Comme ces raies sont plus ou moins intenses et plus ou moins nombreuses dans les diverses régions du spectre, il en résulte, pour la couleur de ces régions, une diminution d'intensité qui laisse la prédominance aux autres couleurs, moins absorbées. Les étoiles blanches seraient celles où les raies se trouvent à peu près également disséminées dans toute la longueur du spectre : telle est Sirius. Les étoiles rouges ou orangées sont celles qui ont des raies nombreuses dans le vert et le bleu : telles sont a Orion et p Pégase.

Une étude comparative des spectres des composantes d'étoiles

doubles a |)eriiiis également à Huggins de constater que la couleur bleue de la plus pelite étoile, de l'étoile satellite, est réelle et non pas produite par un effet de contraste. Il prend pour eieraple les composantes de l'éloilc double a d'Hercule. Le spectre de la principale est remarquable par des groupes intenses de raies sombres dans le vert, le bleu el le violet : le jaune, l'orangé el le rouge n'ont que quelques faibles raies; ainsi, la disposition des bandes d'absorption s'accorde a\ec la couleur de cette étoile oîi l'orangé prédomine. La lumière du satellite est, au contraire, bleu-verdâtre. Or son spectre est sillonné de plusieurs groupes de lignes dans le rouge et dans l'orangé, tandis que la région la plus réfrangible est rendue

- S|)cctres des deut composantes de TiiUiilc dujl)]c ^ Ju Ojpn principale, couleur orangée', B, saleltite de couleui* bleue.

très brillante par l'absence de fortes raies. Une analyse semblable, faite sur les composantes de p du Cygne, l'une orangée, l'autre bleue, ont conduit M. Huggins aux mômes conclusions.

L'analyse spectrale de la lumière des étoiles variables ou temporaires ne donne pas de moins intéressants résultats que celle qui a pour objet les 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 à période courte et régulière, et o ou Mira de la Baleine, étoile variable à longues périodes.

« Algol, examinée plusieurs fois, à l'époque de son minimum d'éclat, a toujours montré (comme dans son maximum) le même type de a de la Lyre. » La conclusion à tirer de celle 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, parce que le spectre varierait avec des changements dans la température. L'astronome romain l'attrihue aux éclipses d'un corps opaque faisant sa révolution autour de l'étoile en 2 jours 21 heures. « 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. »

11 n'en est pas ainsi de Mira. Son si)ectre est du troisième type, à cannelures cylindriques parfaitement tranchées, avec les mêmes raies noires que dans celui de l'étoile type a Hercule. c< Mais au fur et à mesure, dit Secchi, que l'étoile gagne en éclat, les raies noires du jaune et les premières du verl paraissent diminuer de netteté et devenir moins noires. Ce fail est très intéressant : il indiquerait ici une source de variabilité différente de celle d'Algol. » Le môme 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 de la Couronne boréale (en mai 1866) a été l'occasion heureuse de ces découvertes. Citons les observateurs eux-mêmes, MM. Huggins el Miller : « 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 Tautre. Le spectre continu sillonné de groupes de raies obscures indique la présence d'une phostosphère de matière incandescente, presque certainement solide ou liquide, entourée (l'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 oflVe un spectre additionnel formé de raies brillantes. 11 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 de la soudaineté de l'explcsion 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 eût 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 pouvait indiquer 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 W. 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 uu événement passé relativement à l'étoile elie-méme. En 18C6, elle était depuis des années déjà dans les conditions nouvelles que lui a faites cette violente catastrophe! »

Cette dernière remarque, nous l'avons dit plus haut, s'a|iplique à tous les phénomènes célestes du monde sidéral, lies rayons de lumière qui émanent des étoiles nous arriveul, à chaque instant, après avoir accompli des voyages dont la dui-ce se compte par années, et probablement par siècles.

Sans doute, les étoiles nouvelles de 1672, de 1504, l'étoile temporaire et si exlraordinairement variable n) du Navire sont des soleils qui, comme l'étoile de la Couronne, ont été le Ihéâti-e d'immenses conflagrations, oîi t'hydrogèiie a pu jouer un i-ôle important.

C'est aussi très probablement le cas de la nouvelle étoile qui a fait son apparition dans le Cygne vers la (in de 1876. Vue à Athènes pour la première fois par M. Schmidt, le 24 novembre (près de l'étoile î^ de la même constellation), l'étoile nouvelle, très jaune, était alors de la troisième grandeur, plus intense

Fig. 158. — S|icc[rt; de fùtoWe iiouvullu njijmruu en 1876 dam

tiistcUalion du Ctgne

que ï) Pégase. M. Paul Henry l'a observée à Paris vers la fin de novembre. Elle lui a paru de 5' grandeur et de couleur verdâtre presque bleue. En décembre, M. Cornu lit l'analyse suivante de la lumière de la nouvelle étoile :

Il trouva son spectre composé « 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 il lui parut formé de deux parties séparées ». Les huit raies brillantes qu'il désigne dans l'ordre de leur éclat par les lettres a, p, y> S, i, tq, Ç, 6, sont représentées dans la figure 138.

a, Y| et e correspondent 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 D* (hélium) de la chromosphère solaire ; p correspond à la triple raie c 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 paraît posséder exactement, dit M. Cornu, la même composition que celle de l'enveloppe du Soleil nommée chromosphère. »

g 3. ANALYSE SPECTRALE DE LA LUMIÈRE DES NÉBULEUSES.

L'étude lélescopique des nébuleuses, de ces sortes de nuages célestes répandus en si grand nombre dans les régions sidérales, avait laissé une certaine indécision dans la question de savoir si toutes sont ou non résolubles, c'est-à-dire décomposables en étoiles ; si, outre les amas stellaires, il existe des masses véritablement nébuleuses, composées d'une matière diffuse brillant d'une lumière sui generis, probablement incandescente. On pouvait toujours admettre que les nébuleuses non résolues par les télescopes les plus puissants étaient, comme les autres, des amas d'étoiles, mais des amas trop éloignés pour que la décomposition fût possible. Il était rései'vé à l'analyse spectrale de résoudre ce problème si intéressant d'astronomie physique. Indiquons brièvement les résultats obtenus.

C'est à M. Huggins que revient l'honneur d'avoir le premier appliqué le spectroscope à l'étude de la lumière des nébuleuses, et c'est une nébuleuse de la constellation du Dragon qui a été la première analysée par lui, en 1864. Son spectre lui parut

formé uniquement de trois raies brillantes isolées; ce n'est donc pas un amas d'étoiles distinctes, mais une véritable nébulosité, une agglomération de matière gazeuse, lumineuse ou incandescente. La plus brillante des trois raies observées coïueidait avec la plus forte des raies particulières à l'azote ; la plus faible avec la raie verte de l'hydrogène ; enfin la raie intermédiaire, peu éloignée de celle du baryum, ne coïncide pas toutefois avec elle. Les trois raies brillantes se détachaient d'ailleurs sur une bande colorée, formant un spectre continu extrêmement faible, presque sans largeur, comme s'il provenait d'un point lumineux situé au centre de la nébulosité. La nébuleuse en question, qu'on rangeait auparavant parmi les nébuleuses planétaires, possède en effet un noyau petit, mais très brillant. Huggins en conclut que probablement la matière formant ce noyau n'est pas à l'état de gaz, comme celle dont il est environné, qu'elle est sous la forme d'un brouillard de particules solides ou liquides incandescentes.

Le même savant a étudié en tout soixante-dix nébuleuses. Un tiers environ a présenté une constitution analogue à celle de la nébuleuse du Dragon, leurs spectres se réduisant à une ou plusieurs raies brillantes ; les autres ont donné au contraire des spectres continus. Cette proportion de 1 : 2 des nébuleuses gazeuses aux nébuleuses stellaires est peut-être plus forte que ne donnerait l'examen spectroscopique de la totalité des nébuleuses. M. Huggins, en effet, a choisi spécialement pour en faire l'objet de ses études celles dont les caractères (la forme et la couleur) lui paraissaient devoir présenter une constitution gazeuse.

Citons parmi les nébuleuses de constitution gazeuse, et dont le spectre est formé de trois raies brillantes, une petite nébuleuse du Verseau, qui, dans le télescope de lord Rosse, appaijaissait.sons la fornae d'un globe coupé par un anneau vu par sa tranche, ainsi qu'on voit Saturne à l'une de ses phases; puis une autre nébuleuse de structure semblable, mais où l'anneau, vu de fiace, entoure le globe lumineux* Une nébuleuse spirale a

donné quatre raies brillantes. La nébuleuse annulaire de la Lyre, ainsi que Dumb-bell, la célèbre nébuleuse du Renard, ont des spectres formés d'une raie brillante unique, qui est la plus forte des trois raies de la nébuleuse du Dragon.

Enfin, la grande nébuleuse de 6 d*Orion, qui par sa teinte bleu-verdâtre ressemble aux nébuleuses précédentes, a également fourni un spectre composé de quatre raies brillantes ; ces raies sont bien définies et leurs intervalles tout à fait obscurs; la plus brillante et la moins réfrangible coïncide avec Tune des composantes de la double raie de Tazote ; la seconde est peutêtre une ligne du fer, et les deux autres sont en coïncidence exacte avec les lignes F et G de l'hydrogène. La nébuleuse d'Orion est donc encore une nébulosité gazeuse.

Fig. 130 — Spectres de la lumière des nébuleuses : 1, nébuleuse du Dragon; 2, nébuleuse

d'Orion. D'après W. Huggins.

La nébuleuse d'Andromède est de constitution toute différente. Son spectre n'est plus formé de raies brillantes séparées : il donne une bande de lumière continue, mais il est incomplet : le rouge et une partie de l'orangé manquent. Or les véritables amas stellaires, les nébuleuses résolues par le télescope en points brillants distincts ont également un spectre continu ; ainsi l'amas stellaire d'Hercule donne un spectre semblable. Ce résultat s'accorde donc bien avec les observations de Bond, qui a décomposé en partie la nébuleuse d'Andromède et y a compté jusqu'à 1500 étoiles distinctes.

En résumé, sur 60 nébuleuses dont la lumière a été analysée par Huggins, 41 ont donné un spectre continu. Sur ce nombre, il y a 10 amas stellaires et 15 autres nébuleuses considérées par les astronomes comme résolubles en étoiles. Aucune des

su

19 nébuleuses donnant un spectre formé de raies brillantes n'a pu être résolue en étoiles.

§ 4. l'analyse spectrale et la question des mouvements réels des ^toiles.

Pour terminer ce que nous avions à dire des applications de l'analyse spectrale à l'astronomie, nous rappellerons ici ce qui a été dit, dans le premier volume du Monde physique, de l'influence du m^ouvement sur la hauteur du son. Quand, par le fait du mouvement de l'observateur ou du corps sonore (cela n'importe point), la source d'où émanent les ondes sonores s'éloigne, le son devient plus grave ; il semble plus aigu si la source se rapproche. Nous avons indiqué la raison de cette modification, qui provient de ce que les ondes sonores, dans la deuxième 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 son paraît donc formé par un plus grand nombre de vibrations, et par suite plus aigu; dans la première période au contraire, les vibrations arrivent moins nombreuses, et la hauteur du son est diminuée. Virtuellement, les longueurs d'onde sont augmentées dans le premier cas et diminuées dans le second.

Or la lumière est, comme le son, produite par des vibrations périodiques ; les ondulations les plus rapides ou les plus courtes sont celles qui correspondent aux parties les plus réfrangibles du spectre, les plus longues ou les moins rapides aux parties qui ont la moindre réfrangibilité.

Dès lors, le mouvement d'une source lumineuse, si toutefois sa vitesse est comparable à celle de la lumière, doit influer aussi sur l'apparente réfrangibilité des rayons ou des ondes qui la composent, augmenter cette réfrangibilité si la source s'approche de l'observateur, la diminuer si elle s'éloigne. C'est M. Doppler qui a appelé le premier l'attention sur le rapport qui doit exister entre les couleurs des étoiles et leurs mouve-

ments. 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 l'a fait remarquer Secchi, avec raison croyons-nous, la lumière blanche rMferme des rayons plus réfrangibles que le violet et d'autres rftyons moins réfrangibles que le rouge. L'effet du mouvement rendrait donc sensibles à l'œil les uns ou les autres de ces rayons» et, la quantité des rayons de réfrangibilité diverse restant toujours la même, la couleur ne paraîtrait point modifiée.

Pour que l'hypothèse de M. Boppler pût se vérifier, il faudrait que la lumière d'une étoile, Ktt lieu d'être composée d'une multitude d'ondes de longueurs ou de r^angibililés différentes, fût monochromatique. Cette difficulté a été résolue par l'analyse spectrale. Nous venons de voir que les spedres des lumières stcllaires sont sillonnés, comme celui du Soleil, de raies ou bandes sombres, et que, parmi ces raies, un certain nombre ont pu être identifiées avec les raies spectrales de quelques corps simples terrestres, par exemple des métalloïdes comme l'hydrogène, ou des métaux, magnésium, sodium, fer, etc.

Supposons donc que l'observateur, étudiant le spectre d'une étoile où se trouve marquée, par une raie déterminée, la présence du magnésium, emploie le môme spectroscope à analyser simultanément la lumière de l'étoile en question et la lumière artificielle du magnésium. Si la Terre et l'étoile sont en repos relatif, la raie en question devra coïncider parfaitement dans les deux spectres superposés. Si, au contraire, l'étoile est en mouvement, et si elle s'approche ou s'éloigne avec une vitesse sufiisamment grande, l'observateur constatera une déviation de la raie du magnésium soit vers le violet, soit vers le rouge ; le sens et la mesure de cette déviation lui permettront de calculer la vitesse avec laquelle l'astre se meut, vitesse relative, qui comprend la vitesse même de notre planète et celle du système solaire au moment de l'observation.

C'est là iine recherche d'une grande difficulté, parce que.

même pour mie vitesse considérable de l'étoile, la dé>îalion à mesurer est très petite. Les premiers astronomes qui ont appliqué cette méthode à l'étude des mouvements stellaires, Huggins et Miller, Maxwell, Secchi, n'ont pu tout d'abord réussir. Mais le perfectionnement des procédés d'observation a donné à la fin des résultats positifs. En 1868, M. Huggins est parvenu à constater un très léger changement de réfratigibilité dans l'une des lignes du spectre de Sirius, et il a conclu de ses mesures qu'alors l'étoile et la Terre s'éloignaient avec une vitesse comprise entre 42 et 58 kilomètres par seconde. 11 fallait en déduire la composante, dans la direction de Sirius, de la vitesse propre de la Terre dans son orbite (vitesse qui est toujours connue à l'époque de l'observation) pour obtenir la vraie vitesse de l'étoile. Toutes corrections faites, M. Huggins put dire que Sirius, à cette époque, s'éloignait de nous eu parcourant de 29 à 35 kilomètres dans le sens du rayon visuel. Depuis, le même observateur d'un côté, et de l'autre M. Christie, astronome de l'Observatoire de Greenwich, ont étudié et mesuré les mouvements d'une certain nombre d'étoiles, el leurs résultats concordants témoignent en faveur de cette nouvelle et curieuse application de l'analyse spectrale aux questions astronomiques.