PAR LES MOUVEMENTS PROPHES

PAR LA PHOTOMÉTRIE

Étoiles simples.

Étoiles doubles.

II, G 17.8 3i,8

De ce tableau il résulte que la progression est extrêmement semblable de part et d'autre, et l'on ne devait pas s'attendre à un accord plus parfait entre des éléments aussi disparates. Il y a un peu d'incertitude pour les mouvements propres des étoiles des trois dernières grandeurs, et c'est là ce qui explique les différences un peu plus grandes qu'on trouve dans les résultats.

Le troisième moven d'évaluer les distances relatives des étoiles est fourni par le dénombrement de celles qui forment les classes successives. INIais il faut ici tenir compte de leur distribution dans les diverses régions du firmament. Et ici il faut bien distinguer entre la distribution réelle et la distribution apparente.

Lorsque nous voulons, de la disposition apparente, conclure à la distribution réelle des étoiles dans l'espace, nous quittons le domaine de l'observation et nous entrons forcément dans celui des hvpothèses. Or il se présente deux manières de concevoir la distribution réelle d'après celle que présente l'observation . i** on peut supposer que, si l'on voit

plus d'étoiles clans une direction que dans une autre, cela tient uniquement à leur condensai ion, la profondeur du la couche restant la même dans tous les cas; 2" on peut admettre, au contraire, fjue la couche est j)lus profonde dans une direction que dans l'autre, la densité étant la même de toutes parts.

I.a solution de cette question demande la connaissance préliminaire de la manière dont les petites étoiles sont distribuées dans le ciel. Ce travail a été fait par les deux Herschel, William pour l'hémisphère nord, et John pour ifsud . Il est absolument impossible qu'un honmie exécute à lui seul une semblable énumération; elle lui demanderait près d'un siècle de travail soutenu. Pour arriver au résultat, W. Ilerschel a substitué à l'énumération continue le procédé des sondes ou Jauges [star gaiiges) distribuées sur le ciel d'une manière uniforme. Ces opérations consistaient à compter les étoiles visibles dans un réflecteur de 18 pouces, auquel était adapté un oculaire qui lui donnait un champ de vision égal à i5 minutes. Ces sondes ont donné des résultats extraordinairement différents. Dans quelques endroits, près du pôle delà Voie lactée, on comptait trois ou quatre étoiles à chaque observation, tandis que, dans la Voie lactée ellemême, ce nombre s'est élevé jusqu'à 588.

En discutant ces observations, on est arrivé à quelques conclusions générales que nous allons exposer brièvement.

1° Les étoiles sont d'autant plus nombreuses qu'on approche davantage de la Voie lactée; le maximum a lieu dans le plan de cette nébuleuse, le minimum à ses pôles.

2*^ Dans la Voie lactée elle-même, l'accumulation est plus grande pour les points voisins de l'Aigle (18 heures d'ascension droite) que dansle voisinag(^ du Taureau (G heures). D'un coté le maximum est de 5 37, de l'autre il est seulement de 204.

3° La densité apparente décroit très-rapidement quand on s'éloigne de la Voie lactée. A une distance de 2 degrés, elle est encore très-considérable; à i5 degrés, le nombre d'étoiles correspondant à une sonde descend à 56; à 3o degrés, il est de 17; à 45 degrés, il est de lo; entre 60 et 70 degrés, on ne trouve plus que 6 ou 4 étoiles.

4*^ En calculant d'après ces sondes le nombre des étoiles visibles dans le télescope d'IIerschel, on trouve le nombre 20374034. Avec le grand réfracteur de Washington de 26 pouces on trouverait 3o millions.

Ces résultats, confirmés j^ar les travaux de plusieurs astronomes, permettent d'établir avec une assez grande probabilité la loi de la distribution réelle des étoiles dans l'espace. Nous avons dit qu'il y a deux hypothèses possibles. Afin de reconnaître laquelle des deux est la véritable, on a calculé par deux méthodes différentes le rayon delà sphère dans laquelle doivent être renfermées les étoiles de chaque grandeur. Dans un premier calcul, on a supposé la distribution uniforme; dans un autre, au contraire, on a supposé la densité variable. En comparant les nombres ainsi obtenus avec les distances calculées par les deux méthodes précédentes, on choisira l'hypothèse dont les résultats s'accordent le mieux avec les nombres déjà trouvés. Voici le tableau où se trouvent résumés ces calculs :

GRANOECn

des

ÉTOILES

DISTANCES CONCLLLS

1° Do la dislributiuti unirornie.

2° En suppusant la Uensilé variable.

3* De la pliotomélrle.

l'i (Herscliei;

Nous voyons que, pour les plus grandes étoiles, les résultats donnés par l'hypothèse de la distrijjution uniforme ne sont pas déraisonnables; mais, à partir de la 4^ grandeur, les divergences deviennent très-grandes, et plus loin elles sont énormes. Il en est tout autrement des nombres calculés d'après l'autre hypothèse, comme on peut s'en assurer en comparant les deux dernières colonnes. La conclusion que nous devons légitimement tirer de cette remarque, c'est que la couche stellaire non-seulement semble posséder, mais possède réellement une densité plus considérable dans la Voie lactée que dans le reste du ciel.

Notre Soleil n'est pas placé au milieu de la couche qui constitue la Voie lactée; sa position est même très-excentrique. D'abord, la Voie lactée ne traçant pas un grand cercle sur la sphère céleste, il en résulte que nous nous trouvons à une certaine distance, 4 degrés environ, du plan moyen qui la contient. Outre cela, la projection du Soleil sur ce plan moyen est loin d'occuper le milieu de la Voie lactée ; de là vient que, dans le Sagittaire et dans l'Aigle, la densité appa-

rente de la couche stellaire est beaucoup plus considérable qu'à l'autre extrémité du même diamètre. Du côté du Sagittaire, la Voie lactée est absolument insondable, le fond du ciel est formé par une véritable poussière stellaire, et, dans le chnmj:) des plus puissants instruments, cette poussière reste projetée sur im fond blanc. Ce fond blanc peut être en partie composé de matière nébulaire; mais, comme cette matière possède nécessairement un certain pouvoir absorbant, elle doit à coup sûr arrêter beaucoup de ravons lumineux, et nous empêcher de voir un grand nombre d'étoiles plus éloignées.

11 faut conclure de toutes ces considérations que la profondeur des cieux est réellement insondable, et que nous n'en connaîtrons jamais les bornes. Il est probable que la réunion des grandes étoiles qui environnent notre Soleil n'est qu'un des amas qui forment la Voie lactée, et que, vu d'une certaine distance, cet amas nous apparaîtrait comme une tache plus blanche dans la Voie lactée elle-même.

En arrivant à cette limite, nous sentons notre imagination confondue. En vain chercherions-nous à accumuler comparaison sur comparaison pour donner une idée de cette immensité. Nous pouvons entasser les chiffres, multiplier les zéros, et, pour abréger, exprimer ces distances par des nombres affectés d'exposants; l'abîme n'en reste pas moins impénétrable. Que dire de ces espaces immenses et des astres qui les remplissent? Que penser de ces étoiles qui sont, sans doute, comme notre Soleil, des centres de lumière, de chaleur et d'activité, destinés, comme lui, à entretenir la vie d'une foule de créatures de toute espèce? Pour nous, il nous semblerait absurde de regarder ces vastes régions comme des déserts inhabités ; elles doivent être peuplées d'êtres intelhgents et raisonnables, capables de connaître, d'honorer et d'aimer

leur Créateur; et peut-ètro que ces habitants des astres sont plus fidèles que nous aux devoirs que leur impose la reconnaissance envers Celui qui les a tirés du néant : nous voulons espérer qu'il n'y a point parmi eux de ces êtres infortunés qui mettent leur orgueil à nier l'existence et l'intelligence de Celui à qui ils doivent eux-mêmes et leiu' existence et la faculté de connaître tant de merveilles.