II

6 belle.

10 45. iS

6 supei be.

-^ ji . 0,7

6 belle.

Quelques-unes des raies noires, et les plus importantes, coïncident à très-peu près avec celles du troisième type; cependant le spectre , dans son ensemble , se présente comme un spectre direct appartenant à un corps gazeux, plutôt que comme un spectre d'absorption. Si on le considère comme un spectre d'absorption, on trouve qu'il présente le caractère des composés du carbone, tels qu'on les obtient en produisant une série d'étincelles électriques dans un mélange de vapeur de benzine et d'air atmosphérique et dans l'arc voltaïque entre les charbons. Les bandes diffuses étant un caractère des oxvdes gazeux, il s'ensuivrait

que ces étoiles de troisième et de quatrième type sont riches en oxydes et sont à une nioindro température.

Quoi qu'il en soit, des mesures et des études postérieures pourront faire connaître la nature véritable de ces étoiles ; nous n'avons fait jusqu'à présent que les classer en plusieurs types d'après les différences que présentent les rayons lumineux qu'elles nous envoient.

Outre ces quatre types principaux, il y a des groupes d'étoiles qui méritent une attention particulière : tel est celui de la constellation d'Orion ; il appartient au deuxième tvpe par l'extrême finesse de ses raies, mais en même temps il est très-remarquable par l'absence presque complète du rouge et du jaune. Nous disons, presque complète, car ces couleurs existent, mais leur faiblesse est manifeste. C'est à tort qu'on a dit que nous avions nié l'existence du rouge dans ces étoiles (peut-être ]M. Ilvggins a-t-il été induit en erreur parla manière trop absolue dont s'exprime M. SchcUen dans sa traduction); de sorte que toutes les étoiles de cette région présentent un double caractère : i° elles ont une teinte verte très-prononcée ; i" les raies de leurs spectres sont si fines, qu'il est souvent difficile de les séparer. Au contraire, la région de la baleine et de l'Eridan renferme un très-grand nombre d'étoiles jaunes. Cette distribution ne saurait être l'œuvre du hasard : elle dépend sans doute de la nature et de l'état des substances qui remplissent les différentes [)arties de l'Univers. M. Tfuggins vient de découvrir que, dans certains groupes, connue par exemple dans celui de la Grande Ourse, le déplacement des raies dû au mouvement des étoiles a lieu dans un même sens, pour celles du premier type, tandis qu'il marche en sens opposé pour a, qui est du deuxième type, ce qui prouve l'indépendance des systèmes et la connexion de leurs membres, comme nous l'avions déjà conjecturé.

Il y a une exception très-singulière formée par une cinquième classe d'étoiles très-peu nombreuses, qui nous donnent le spectre direct de l'hydrogène. La plus remarquable est y de Cassiopée, qui possède deux lignes brillantes à la place des raies hydrogéniques F et C; celles du violet sont trop faibles pour qu'on puisse les distinguer. On voit aussi dans le jaune une raie brillante qui occupe probablement la même place que la raie brillante D3 des ])rotubérances solaires; mais les mesures de cette raie sont très-difficiles à exécuter d'une manière précise.

Nous retrouvons encore le même caractère dans p de la

Lyre, étoile variable, très-difficile à étudier. Enfin deux étoiles variables et temporaires ont présenté également un spectre direct, mais discontinu, ce qui les distingue des précédentes; l'une d'elles parut en 1866 dans la Couronne (a = i5''53"'.9; 0 = -+- 26*^ 1 8' ) {Jig. 274 ' ? l'autre est R des Gémeaux (a =^{j^ 58'", 5; ^ =: 22" 55'). Ces deux étoiles ont présenté le spectre de l'hydrogène disposé en zones, mélangé avec celui de quelques autres substances parmi lesquelles on distinguait le magnésium. Leur éclat était trop faible, et il a été trop passager pour qu'on ait pu les étudier de manière à obtenir des résultats plus complets. L'étoile temporaire du Cygne a = 2i''36"'5o% 0 = -h 42° 17', a présenté un spectre semblable. Ces spectres accusent évidemment une combustion rapide qui eut lieu sans doute à une époque trèsreculée, mais qui se manifeste tardivement à nous à cause de

rimmonse distance que la lumière a dû franchir pour parvenir jusqu'à la Terre.

On s'est demandé si Algol appartient au même type que les autres étoiles variables c|ui sont ordinairement colorées. Nous l'avons étudiée avec soin, et nous avons trouvé qu'elle donne constamment un spectre du premier type, de sorte que ."?es variations ne tiennent pas à une absorption plus ou moins grande, ni à des taches plus ou moins développées, mais probablement à un corps opaque circulant autour d'elle et produisant des éclipses partielles, ce qui est confirmé par la durée de l'occultation au maximum, qui n'est que de quelques minutes, tandis que les phases de lumière décroissante et croissante durent environ cpiatre heures, la période entière étant d'environ trois jours.

§111. — Spectres des nébuleuses.

Le spectre des dernières étoiles nous montre quelque analogie avec celui des nébuleuses. Les nébuleuses résolubles, composées d'une grande quantité d'étoiles juxtaposées, ont un spectre stellaire continu. I^es nébuleuses proprement dites forment deux catégories : quelques-unes, comme celles d'Andromède et celles de la constellation de la Vierge, ont un spectre continu; mais la plupart ne donnent qu'un petit nombre de lignes brillantes : telles sont les nébuleuses d'Orion, du Sagittaire, de la Lyre, et toutes celles qui sont connues sous le nom àc planétaires . La découverte du spectre singulier de ces objets est due à M. Huggins. Avant même de connaître ses résultats, nous avions cependant relevé cpie le spectre de la nébuleuse d'Orion se réduit à trois raies, l'une « {/ig. 273), dans le vert, est large et brillante; la seconde h,

plus fine, est très-voisine de la première ; la troisième c est un peu plus éloignée. En comparant ces raies à celles des gaz, on trouve que c correspond à F de l'hydrogène, et que a est très-voisine et peut-être identique avec une raie de l'azote. Comme ce dernier gaz présente plusieurs spectres, on a constaté que, pour obtenir la coïncidence, il faut éclairer le tube (le Geissler par l'e^lectricité à forte tension, ce qu'on obtient en introduisant un condensateur dans le circuit d'induction. Cependant les dernières recherches de M. Tluggins et de M. Yogel prouvent que la raie verte de l'azote est double dans le gaz, mais simple dans la nébuleuse, avec une longueur d'onde égale à la plus longue de 5oo4. ^I. Vogel a

rig. 275.

ah c

(Micore dernièrement constaté la troisième raie de l'hydrogène Ha, dont nous avons vu bien souvent des traces, quoique fugitives. Ainsi la présence de l'hvdrogène est mise hors de doute, mais on pourrait contester celle de l'azote.

Toutes les nébuleuses planétaires ont le même spectre; la raie principale est très-vive ; les raies secondaires le sont moins. Nous présentons au buteur un certain nombre de ces nébuleuses d'après nos j)ropres observations [l'oir, au frontispice, Pi. J, n*'* i, 2, 3, 4 et Pi. K, n"'' i, 1). La simplicité de ce spectre fait qu'il est visible très-nettement et qu'il supporte même l'éclairage du champ de la lunette, malgré la faiblesse de la nébuleuse, la lumière se trouvant toute concentrée dans ces quelques lignes. Une circonstance mérite d'attirer toute notre attention. Quelques nébuleuses planétaires semblent offrir des points lumineux : telles sont

celles de l'IIyclre (/V. .7, 11° 3)

et celle du Sagittaire [Pi. J , iT i

et cependant elles donnent des spectres nionoclironialiques, ce qui prouve que la matière gazeuse qui les compose peut bien S3 condenser jusqu'à prendre l'apparence d'une étoile, sans pourtant former un corps solide et incandescent. Cependant la nébuleuse planétaire d'Andromède [PL K, n" 2), qui est réellement une étoile nébuleuse, présente les deux spectres superposés. La nébuleuse annulaire de la Lyre [PL K, u^ j) donne aussi un spectre linéaire, bien qu'elle apparaisse composée de petits points. La nébuleuse d'Orion fut annoncée comme décomposable par Bond avec le grand réfracteur de Cambridge (Etats-Unis); mais le spectroscope nous apprend qu'elle est gazeuse. Les amas centraux (voir PL hfig' 5) ne présentent aucune trace de spectre continu. Au contraire, là où sont les étoiles du trapèze, on voit le double spectre. On doit en conclure que ces points ne sont pas de véritables étoiles, mais seulement des masses gazeuses plus condensées.

La théorie que nous avons exposée relativement à la formation du Soleil, que l'on attribue à la condensation successive d'une nébuleuse, n'avait d'abord été admise que sur de simples inductions; elle a été bien confirmée et pour ainsi dire démontrée par la découverte des nébuleuses gazeuses, et tout nous porte actuellement à croire que ces nébuleuses se transformeront un jour en étoiles, et que tous les astres qui brillent maintenant au firmament ont eu une origine semblable. Nous avons fait remarquer que, pour obtenir artificiellement des spectres analogues à ceux de quelques-uns de

ces amas de matière cosmique, nous devons recourir aux modes de dissociation les plus efficaces que nous connaissions, par exemple l'étincelle électrique d'induction rendue plus énergique par l'interposition d'un condensateur; il faut en conclure que cette matière- est dans un état extrême de dissociation, et sans doute élémentaire. Nous ne pouvons cependant pas être certains de connaître complètement leur spectre; leur distance est trop grande, leur lumière est trop faible, et nos instruments sont trop imparfaits.

Si une nébuleuse vient à se condenser par l'attraction que ses différentes parties exercent les unes sur les autres, on comprend cjue ce mouvement produira une quantité de chaleur comparable à celle dont nous avons reconnu l'existence dans le Soleil. Ces masses cosmiques occupent des espaces immenses. La nébuleuse d'Orion, dans sa partie la plus dense, sous-tend un arc de i degré, mais son étendue tout entière est bien de 4 degrés. La nébuleuse d'Argus est à peu j)rès aussi grande. De l'autre coté du Sagittaire, nous trouvons de larges surfaces blanches donnant les raies directes, qui doivent être des nébuleuses non résolubles. Il n'est donc pas étonnant que quelques-unes de ces masses se déplacent, traversent notre système planétaire et finissent par entrer dans notre atmosphère en donnant naissance aux comètes et aux étoiles filantes. Cette hypothèse est parfaitement confirmée par le spectre si discontinu que présentent les comètes.

Le monde s'élargit donc à nos yeux; le système solaire ne nous paraît plus qne comme un point dans l'espace. Quelle différence entre ces idées si larges et celles qui autrefois limitaient le monde à notre globe ! Mais, en reculant les limites du monde, nous ne diminuons pas notre grandeur véritable. Sans doute nous paraissons peu de chose dans cette immensité de l'Univers; mais plus le monde est grand par rapport

iGo

à nous, plus il nous faut d iiitelligciiro |)()iir romprcndre ces merveilles, plus il ;i fallu de génie poiu' les découvrir. Dieu seul peut comprendre parfaitement son œuvre : heureux le mortel qui peut en avoir une idée assez exacte pour en admi-

rer la grandeur et la beauté !

CxTALOGUE DES MÎBULEUSES CONTENUES DANS LF.S l'IANCHE-; J FT Iv

(Extrait du grand Catalogue do J. Hcrscliel ) (1860, o janvier).

Planche J.

Fig. I. — Planétaire du Sagittaire :

H. cat. n" 4510. . , iR — i9''3G'"24% decl. - — i4»28'j2". Fig. 2. — Annulaire dans Andromède :

II. cat. n" 2241. . . .t\ = aS"" i9"'9% 9, décl. rr. -h 4i''46'3". Fig. 3. — Annulaire de Tllydre :

H. cat. n"2102... .T\r^ io''i8"'2%2, dccl.^— i7''55'5o".

Fig. 4- — Planétaire de Struve :

II. cat. n" 4390.. . .T\ =^ i8''5'"i7%8, décl. =^ 4- 6''49'6",5. Fig. 5. — Grande nébuleuse de 9 Orion :

H. cat. n" 1179. . . ;i\ =51^28'" 24% o, décI. r= — 5"29' 1 1".

Planche K.

Fig. I . — Nébuleuse annulaire de la Lyre :

H. cat. n" 4447. . . m= 18'' 48'" 20% décl. = + 32"5i'3".

Fig. 2. — Etoile nébuleuse :

II. cat. n" 4514. . . ;r = i9''4i>"7%5, décl. =^ A- 39''49'42".

Fig. 3. — Etoile nébuleuse :

H. cat. n° 1532.. . iR = 7''20"'54%4, décl. =^ + 21'' 1 1' 27":

— iOG —

Fig. 4" — Nébuleuse eUi[)tiqae dans le Renard, a[)|)elée Dumb-bell (lialtère) par les Anglais :

ir. cat. n° 4532. . . M= igi-SS-^ac/, 3, décl. = 4- ii"io' 17". Fig. 5. — Spirale dans les Chiens de chasse (spectre non gazeux) :

H. cat. n" 3572. . . M = i3'':>3'"j5% décl. = + 47°54'56". Fig. 6. — Nébuleuse en forme d'écrevisse dans le Taureau :

II. cat. n" 1157. . . ^ = ji» 26'" 3', 9, décl. = 4- 2i°54'4o". Fig. "j . — Nébuleuse double, ou plutôt quadi'uj)le :

II. cat. n" loG7. . . -Tv = ■;''35"'4i', dccl. = — i'-/53'22".

Fig. 8. — Figure d une nébuleuse elliptique. Elles sont très-nombreuses. Celle d'Andromède est placée :

H. cat. n" 116. . . .^\ = o''35'"3^c), décl. = -1- 4o"3o' i5".

Fig. (). — Nébuleuse double avec étoile au milieu :

II. cat. n" 1520. . . JR = -'" i6'"44^ 7' 'i""l- — -^ 29"45'39".

§IV. — Coup il œil sur la distribution des étoiles dans V espace.

Les étoiles sont distriljuées en groupes formant des systèmes semblables à celui auquel nous appartenons. Les mêmes lois de l'attraction produisent et régissent le mouvement de ces astres lointains, aussi bien que la circulation des planètes autoiu' du Soleil. Les systèmes les plus simples constituent les étoiles doidjles ou triples; ce sont autant de Soleils ayant leurs cortèges de planètes brillantes qui décrivent autour d'eux des orbites elliptiques. Ces planètes ne diffèrent des nôtres qu'en un seul point : elles sont encore incandescentes, et par conséquent lumineuses par elles-mêmes; elles nous éclairent par une lumière qui leur est propre, et non par une lumière empruntée venant se réfléchir à leur surface. C'est cette circonstance qui nous permet de les distinguer à une aussi grande distance, d'observer les positions qu'elles

— iG7 —

occupent successivement, et de calculer les orbites qu'elles décrivent.

Ont-elles aussi des satellites obscurs? Il est naturel de le supposer. Les irrégularités observées dans le mouvem(;nt propre de Sirius ont fait soupçonner j)endant longtemps l'existence d'un astre obscur circulant autour de cette magnifique étoile. Dernièrement on a découvert ce satellite; mais il est lumineux par lui-même, et son éclat égale au moins celui d'une étoile de G^ grandeur ; ce qui en a retardé la découverte, et ce qui le rend très-difficile à apercevoir, c'est l'éclat de l'étoile principale, dont les rayons masquent ordinairement le peu de lumière qu'il nous envoie. A Procyon, on a cru trouver aussi un satellite qui expliquerait les irrégularités du mouvement propre de cette étoile, mais on a dernièrement mis en doute sa réalité.

Une autre étoile, Algol {(î de Persée), nous prouve directement l'existence des satellites obscurs, par les variations régulières qu'elle subit, et qui ne peuvent être que des occultations produites par un corps opaque passant devant l'astre lumineux. La période <\q ces variations est de 2'2o''48'"58\ Pendant -jji?)^, l'éclat est constant, et fait ranger cette étoile parmi celles de 2^ grandeur; puis elle commence à pâlir, et, au bout de S'^So'", elle se trouve réduite au-dessous de la 4*^ grandeur; elle demeure clans cet état pendant cinq ou six minutes au plus, et elle met à recou\ rer son état primitif un temps égal au précédent, 3''jo™. C'es variations sont des pliénomènes en tout semblables a nos éclipses; on le supposait depuis longtemps, mais les dernières découvertes spectroscopiques l'ont pleinement démontré, car les variations de cette étoile ne peuvent pas, comme celles de beau coup d'autres, être attribuées à des changements survenus dans le pouvoir absorbant de son atmosphère.

Il ne suffit pas que deux étoiles paraissent très-voisines pour constituer ce qu'on désigne plus spécialement sous le nom à' étoile double : il faut de plus qu'elles soient réellement assez voisines pour s'influencer l'une l'autre par la gravitation et former un système à part. Jusqu'à présent il n'v a qu'une quinzaine de ces systèmes qui soient assez bien connus pour qu'on ait pu déterminer complètement leurs révolutions et calculer les éléments de leurs orbites; mais il y en a un bien plus grand nombre dont on peut affirmer avec certitude la connexion physique. Ainsi, sur i32[ étoiles doubles observées par Struve et revues à l'Observatoire du Collège Romain, on en a trouvé un tiers avant un mouvement relatif angulaire certain et très-remarquable. Le nombre des systèmes binaires et ternaires ira en croissant avec le temps, le seul élément qui manque actuellement aux astronomes, et dont ils ne peuvent pas disposer à leur gré. Il n'y a guère qu'un demi-siècle qu'on a commencé à faire sur ce sujet de bonnes observations, et déjà on a vu plusieurs de ces soleils ;icconiplir une révolution tout entière (Ç d'ITercule, 3G ans; vj de la Couronne boréale, 43 ans; Ç du Cancer, 59 ans; ^ de la Grande Ourse, 63 ans). Il y a d'autres étoiles qui emploient un temps plus long à accomplir leurs révolutions. Le com- })agnon de a du Centaïu-e a une orbite à peu près semblable à celle de la comète de Hallev. Comme on connaît la distance de cette étoile, on a pu calculer la masse de ce système, qui n'est guère différente de celle de notre svstème solaire.

LiG^Jig. 2-6 et 2-j'j représentent les orbites apparentes de ç de la Grande Ourse et de 'Ç d'Hercule.

Les systèmes binaires présentent deux particularités remarquables : i^ leurs orbites sont ordinairement très-allongées, ce qui peut conduire à des idées théoriques sur leurs modes de formation; 2" les deux étoiles ont presque toujours des

- iG9 -

couleurs coniplcmentaircs, ce qui ludique une différence de température et un état différent de condensation.

Outre ces systèmes plus simples, il y a des amas globulaires, connus en anglais sous le nom de clusters, composés d'une nudtitude littéralement iiniombrable de petites étoiles dont la densité croît près du centré d'une manière prodigieuse, sans que cependant ces astres soient gazeux, ni les individus cessent d'être distincts, comme on s'en est assuré par les ob-

servations faites avec le spectroscope, La Jîg. 278 représente celui qui se trouve dans le Verseau, \:i fig. 279 celui des Cbicns de chasse. Il est à remarquer que les plus beaux amas globulaires se trouvent dans la zone des grandes étoiles ; il semble que leur formation tient la place d'une de ces grandes étoiles plus voisines de nous.

Enfin il y a, dans le ciel, des groupes d'étoiles qu'il est impossible de ne pas reconnaître comme formant des systèmes d'astres physiquement reliés ensemble, par exemple les Pléiades, le groupe du Cancer, celui de Persée [fig. 280). Certains espaces nébulaires très-vastes, comme la Chevelure de Bérénice, les nuées de Magellan, et surtout la A oie lactée.

Nous ne pouvons connaître en détail le mode de groupement de ces amas, ni déterminer le centre autour duquel

s'exécutent leurs mouvements, car il faudrait pour cela de

Fis. 0^8.

Groupe du Verseau, l'ig, •>79.

Groupe des Cliiens de cluisse.

longues observations qui nous font défaut. Quant à la région plus voisine de nous qui forme la Voie lactée, nous pouvons sonder sa profondeur dans les différentes direetions, et nous faire une idée assez exaete de la manière dont les étoiles v sont groupées. Impossible, il est vrai, de résoudre cette question directement, ni d'évaluer la distance des étoiles avec des

Groupe de Persée.

unités connues; mais nous pouvons atteindre le résultat avec une certaine approximation par un calcul de moyenne fondé sur la théorie des probabilités.

Les étoiles, sauf très-peu d'exceptions, n'ont pas de parallaxe sensible, d'où il faut conclure que, vu la distance où elles se trouvent, leur lumière met en moyenne une trentaine d'années au moins à parvenir jusqu'à nous [*). Nous

(') Nous donnons ici la liste des parallaxes assignées comme probables pour cer-

devons donc renoncera mesurer leurs distances absolues, et nous contenter d'apprécier leurs distances relatives.

On peut emplover trois méthodes pour trouver ces distances relatives : on peut d'abord mesurer l'intensité de la lumière qu'elles nous envoient, ce qui constitue la méthode photométrique ; on peut, en second lieu, étudier le rapport ([ui existe entre leurs mouvements propres; on peut enfin se fonder sur le nombre relatif des étoiles contenues dans les classes successives. Ces trois moyens étant indépendants l'un de l'autre et fondés sur des lois géométriques différentes, s'il arrive quils conduisent à des résultats semblables, nous

laines étoiles, tout en avertissant que plusieurs sont Men douteuses, et celles autl( ssous de û",a Irès-incertaines. Celle de a Centaure est peut-itre un peu trop forte

{voir p. /,3S).

NOMS ET GRANDEIRS lies éloiles.