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Le deuxième lype est celui des étoiles jaunes, comme la Chèvre, Pollux, Arcturus, Aldébaran, a de la Grande Ourse, Procyon, etc. Le spectre de ces étoiles est parfaitement semblable à celui de notre Soleil, c'est-à-dire qu'il est formé de raies noires très-fmes, très-serrées, et occupant la même position que celles du spectre solaire {PL L, fig. i .) Toutes ces étoiles ne sont pas également faciles à étudier. Les raies noires sont extrémemenl fines dans le spectre de Pollux et de la Chèvre; elles sont plus larges et plus faciles à reconnaître dans Arcturus et Aldébaran, Cette dernière étoile pourrait même être considérée comme servant de transition entre le deuxième et le troisième type, tandis que Procvon serait intermédiaire entre le premier et le deuxième. Aldébaran, dans les périodes de sa variabilité, lorsqu'elle revêt la couleur rouge, appartient plus au troisième qu'au deuxième Ivpe , phénomène important qui nous met sur la voie de l'origine de la variabilité des étoiles rouges. jM. Weber a dernièrement annoncé la variabilité de la couleur dans a de la Grande Ourse (voir The Nature, t. XV, p. 107 \ Ainsi cette étoile rentre dans la règle générale.

Nous avons dit que le deuxième lype présente les mêmes raies que lé Soleil : en étudiant Arcturus, nous avons constaté l'identité de trente d'entre elles choisies parmi les principales. Cette identité est telle que, en Tabsence du Soleil, nous n'hésitons pas à employer les raies de ces étoiles pour contrôler les points de repère de nos instruments. Les étoiles du deuxième type ont donc la même composition que notre Soleil, et elles sont dans le même état physique que lui. Plusieurs étoiles jaunes petites paraissent donner un spectre continu, mais cela tient à la finesse des raies et à la difficulté de les distinguer ; lorsque l'air est calme, on les aperçoit facilement avec de bons instruments. Avec le prisme objectif, nous

avons pu résoudre en bandes sombres etbrillantes les groupes du vert d'Arcturus et de a d'Orion, et signaler la nébulosité et la diffusion de la raie D dans ces étoiles. M. Huggins assure qu'il a reconnu des raies plus fines qui bordent la raie D dans cette étoile. Les persiennes du vert sont comparables à celles que nous avons indiquées déjà dans le spectre des taches solaires.

Fig. 371.

On a vu que le premier type contient à peu près la moitié des étoiles observées jusqu'à présent ; les deux tiers de ce qui reste doivent être rangées dans la catégorie des étoiles jaunes dont nous venons de parler.

Le spectre du troisième type est assez extraordinaire; il est composé d'un double système de bandes nébuleuses et de raies noires. On peut prendre comme exemple celui de a d'Hercule [PL L, fig. 3). En réalité, les raies noires fondamentales sent les mêmes que dans le deuxième type, comme

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on le reconnaît surtout dans Aldébaran et Arcturus; mais, en outre, le troisirnic type contient un grand nombre de bandes nébuleuses qui divisent tout le spcctie et en font une espèce de colonnade. Clés bandes, dont la largeur et l'intensité sont très-variables, forment pour les étoiles de cette catégorie des différences assez considérables. Nous avons cboisi pour type

l'ij. 272.

fondamental r/. trilercule, car c'est cette étoile qui offre le spectre le plus régulier. Nous pouvons encore citer [j de Pégase, 0 de la Baleine, a d'Orion, Antarès, etc. Ces étoiles sont très-remarquables, car elles sont toutes variables, et d'une

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couleur tirant plus ou moins sur le rouge ou l'orangé; a d'Orion (P/. M,fig. \) présente de très-grandes variations dans ses l)andes, suivant sa couleur; 0 de la Baleine, cette célèbre étoile qu'on a appelée la Merveilleuse [Mira), montre de véritables lacunes qui sont très-variables suivant sa grandeur. Dans quelques étoiles plus petites, au lieu des colonnades, on voit des espaces obscurs qui séparent des groupes de raies

brillantes. Les zones spectrales dépendent donc des variations des étoiles, et ces variations elles-mêmes dépendent de l'action plus ou moins absorbante de leurs atmosphères. L'analyse spectrale des différentes parties du Soleil nous a appris qu'au fond des taches on obtient un spectre plus profondément rayé, et traversé par des bandes noires analogues à celles qu'on voit dans 5c d'Orion. Nous pouvons conclure de cette remarque que les étoiles dont nous parlons doivent

leur spectre à une absorption analogue à celle qui se pro- f

duit dans les taches du Soleil. Si donc notre Soleil avait partout une couche absorbante, comme il l'a dans les taches, I

il nous présenterait le même aspect que y. d'Orion et les *

autres étoiles de la même catégorie.

Les belles étoiles de ce type ne sont pas nombreuses; les plus remarquables sont au nombre de trente environ, et, en comptant celles du second ordre, nous eu avons trouvé une centaine. M. d'Arrest en a augmenté considérablement I

le nombre avec son puissant instrument. L'hémisphère î

austral en contient sans doute d'autres : telle doit être l'étoile rouge et variable appelée vj du Navire, et d'autres rouges et jaunes, mais uous n'avons pas encore vu de dessins de ces spectres. Nous reproduisons ici le Catalogue des plus importantes pour guider les amateurs qui voudraient les observer. Lorsque toute autre dénomination fait défaut, le numéro d'ordre est celui du Catalogue d'étoiles rouges de M. Schjellerup.

Catalogue des étoiles principales du troisième type.

NOMS des

ÉTOILES