LES 80L1IL8 OU LIS ÉTOILIS

constellations. On a trouvé dans ce mouvement une loi systématique qui s'explique parfaitement bien en supposant que notre Soleil, avec son cortège de planètes et de satellites, est animé d'un mouvement de translation qui l'emporte vers un point de la constellation d'Hercule ayant pour ascension droite aSg® 3o' et pour déclinaison nord 32 degrés environ. Ce mouvement est sans doute curviligne, mais il nous est impossible de le constater, d'étudier la trajectoire qu'il décrit et de déterminer le centre où réside la force à laquelle est due ce mouvement.

Il semble au premier abord que les grandes étoiles soient distribuées sur la voûte céleste au hasard et sans aucune loi. Cependant un examen attentif montre assez facilement qu'elles occupent une zone traversée en son milieu par un grand cercle ayant l'un de ses pôles auprès de l'étoile Fomaihaut du Poisson austral. On peut s'en convaincre en disposant un globe céleste de manière à ce que cette étoile corresponde au zénith; l'horizon passera alors par les Hyades, par la ceinture d'Orion, entre Sirius et Canopus; il divisera en deux la Croix du Sud, passera près des luisantes du Centaure et par le corps du Scorpion. En montant dans l'hémisphère boréal, au-dessus de l'écliptique, ce cercle passera entre les luisantes du Serpentaire, traversera la constellation de la Lyre en touchant presque Véga; puis, après avoir passé par Cassiopée et tout près de a de Persée, il laissera la Chèvre à une petite distance. Il traverse la constellation d'Hercule tout près du point vers lequel notre Soleil est emporté avec son cortège de planètes.

Ce grand cercle coupe l'équateur à 4** 4 5" d'as-

388 TIOlSitH PARTIl.

cension droite, dans la constellation du Taureau près d'Aldébaran, et dans le Scorpion près d'Antarès, à lô^^S^. Cette zone contient presque toutes les étoiles des quatre premières grandeurs. Elle ne coïncide pas avec la voie lactée, mais elle en est trèsvoisine; elle suit même pendant quelque temps la bifurcation, c'est-à-dire cette branche divei^ente qui se dirige vers le Scorpion.

Quoiqu'il soit absurde de prétendre fixer le centre de l'univers, nous devons cependant rechercher quels sont les rapports qui existent entre notre Soleil et les nombreux soleils qui brillent à de si grandes distances. Nous analyserons donc brièvement ce qui concerne les étoiles, leur composition et leurs systèmes, afin de nous éclairer de plus en plus sur la constitution de notre Soleil et sur la position qu'il occupe dans l'univers. Nous étudierons également ces masses de matière cosmique, ces nébuleuses qui sont des mondes en voie de formation, et qui passent actuellement par les mêmes phases que notre Soleil a parcourues autrefois.

§ II. — Relations de composition entre les soleils.

Spectres stellaires.

L'analyse spectrale peut nous faire connaître la composition chimique d'un corps de deux manières, comme nous l'avons dit en parlant du Soleil : d'abord par les rayons qu'il émet directement, en second lieu par l'iibsorption qu'il produit sur les ondes lumineuses. On emploie ces deux procédés dans Tétude du ciel : le premier s'applique à la plupartiiesé^wles; le

um MUtu ott us troun. 309

second s'q>plique aux nébuleuses et à un petit nombre d'étoiles, titrons dans quelques détails.

Pour analyser la lumière des étoiles, on peut se servir du spectroscope que nous avons déjà décrit en parlant du Soleil ; mais cet appareil absorbe une trèsgrande quantité de lumière, à cause de la fente étroite et des nombreuses lentilles que les rayons sont obligés de traverser; aussi en avons-nous adopte un autre. Il se compose d'un prisme à vision directe PP"(/ï'^. 121)

derrière lequel est une lentille cylindrique achromatique C qui forme une image linéaire de l'étoile. On regarde cette image avec un ocidaire ordinaire O formé d'une double lentille sphérique, ou mieux d'une double lentille cylindrique dont l'axe est perpendiculaire au plan de dispersion. On conserve ainsi une grande intensité lumineuse, et avec une lunette de a5 centimètres d'ouverture, nous avons pu obtenir

3gO TROISIÈME PàRTII.

des spectres très-sensibles des étoiles de septième et même de huitième grandeur. Les étoiles des premières grandeurs donnent des spectres extrêmement brillants qui permettent de dessiner facilement leurs raies, et d'en mesurer la position avec exactitude. Faisons remarquer en passant qu'on peut parfaitement employer un prisme ordinaire à la place du prisme à vision directe.

C'est avec un instrument semblable que nous avons examiné les étoiles principales du ciel et même un assez grand nombre de petites. Cette étude nous a conduit à des résultats intéressants que nous allons résumer le plus brièvement possible.

Considérées au point de vue du spectre qu'elles produisent, les étoiles se rapportent à quatre types parfaitement tranchés; quelques spectres, peu nombreux, au lieu de se rapporter nettement à Tune de ces catégories , semblent servir d'intermédiaires entre elles.

Le premier type est celui des étoiles blanches, comme Sirius, Véga, Altaïr, Régiilus, Rigel, celles de la Grande Ourse, à l'exception de a, celles du Serpentaire, etc. Toutes ces étoiles qu'on appelle communément blanches^ bien qu'en réalité elles soient légèrement bleues, offrent le spectre qui est représenté dans la PL 11^ Jig, 2. Il est formé de l'ensemble ordinaire des sept couleurs, interrompu par quatre grandes lignes noires, l'une dans le rouge, l'autre dans le vert-bleu, les deux dernières dans le violet. Ces quatre raies appartiennent à l'hydrogène; elles coïncident avec les quatre raies les plus brillantes que l'on distingue dans le spectre de ce gaz lorsqu'il est porté à une haute température, par exemple dans

LBS SOLEILS OU LIS ÉTOILIS. 3g I

les tubes de Geissler. Outre ces raies fondamentales et très-larges, on voit dans les étoiles les plus brillantes, comme Sirius, une raie noire très-fine dans le jaune qui parait coïncider avec celle du sodium, et dans le vert des raies plus faibles qui appartiennent au magnésium et au fer.

La particularité la plus frappante de ce type, c*esc la largeur de certaines raies, largeur qui tendrait à prouver que la couche absorbante possède une grande épaisseur et qu'elle est soumise à une pression considérable.

Dans les petites étoiles, la raie du rouge est difficile à constater, car la lumière fait défaut, mais en revanche la raie du bleu devient quelquefois trèslarge. En réaHté, comme nous Tavons déjà fait observer, ces étoiles ont une teinte bleue ; et, en effet, leurs spectres contiennent peu de rouge et de jaune ; c'est le bleu et le violet qui y dominent.

La moitié à peu près des étoiles du ciel se rapportent à ce type, aussi est-il facile de Tétudier, même avec une lunette assez faible.

Le deuxième type 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-fines, très-serrées, et occupant la même position que celles du spectre solaire [PL II j fig. i.) Toutes ces étoiles ne sont pas également faciles à étudier. Les raies noires sont extrêmement fines dans le spectre de Pollux et de la Chèvre ; elles sont plus larges et plus faciles à reconnaître dans Arcturus et Aldébaran.

392 TROIMÈHB PART».

Cette dernière étoile pourrait même être considérée comme servant de transition entre le deuxième et le troisième type, tandis que Procyon serait intermédiaire entre le premier et le deuxième.

Nous avons dit que le deuxième type présente les mêmes raies que le Soleil : en étudiant Arcturus, nous avons constaté l'identité de trente d'entre elles choisies parmi les principales. Cette identité est telle que, en l'absence 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 d'entre elles 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.

Nous avons dit 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 rangés 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 H%fig> 3). En réalité, les raies noires fondamentales sont les mêmes que dans le deuxième type, comme on le reconnaît surtout dans Aldébaran et Arcturus; mais, en outre, le troisième type contient un grand nombre de bandes nébuleuses qui divisent tout le spectre et en font une

LES SOLIILS OU LB8 ÉTOILES. SgS

espèce de colonnade. Ces bandes, dont la largeur et rintensité sont très- variables, forment pour les étoiles de cette catégorie des différences assez considérables» Nous avons choisi pour type fondamental a d'Hercule, car c'est cette étoile qui offre le spectre le plus régulier. Nous pouvons encore citer p de Pégase, o de la Baleine, ce d'Orion, Antarès, etc. Ces étoiles sont très-remarquables, car elles sont toutes variables, et d'une couleur tirant plus ou moins sur le rouge ou l'orangé; a d'Orion {PL III, ^g, i) présente de trèsgrandes variations dans ses bandes, suivant sa couleur; 0 de la Baleine, cette célèbre étoile qu'on a appelée la merveilleuse^ montre de véritables lacunes qui sont très- variables suivant sa grandeur.

Dans quelques étoiles plus petites, au lieu des colonnades, on voit des groupes de raies brillantes séparées par des espaces obscurs. 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 profondement rayé, et traversé par des bandes noires analogues à celles qu'on voit dans a 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 produit dans les taches du Soleil. Si donc notre Soleil se trouvait dépouillé de sa brillante photosphère et des feuilles ou grains lumineux qui recouvrent sa surface, il nous présenterait le même aspect que a d'Orion et les autres étoiles de la même catégorie.

3g4 TROmlKI PAITU.

Les belles étoiles de ce type ne sont pas nombreuses; les plus remarquables sont au nombre de trente environ, et en comptant celles de second ordre, nous en avons trouvé une centaine tout au plus. Nous reproduisons ici le Catalogue des plus importantes pour guider les amateurs qui voudraient les observer. Lorsque tout autre dénomination fait défaut, le numéro d'ordre est celui du Catalogue d*éloiles rouges de M. Schjellerup.

ÉIOUIS 4a tfoiriè— tjpo.

• Baleine

a Baleine

p Peraée

SelT. 44

a Orion

noTft.. .

ArcturuB

Antarèfl

« Hercule

nova.

fi Pégase

«Hydre

^ Vierge

AfCnSION

«ralit.

htoMàitan,

CIAHBICB.

Variable.

Id.

Id.

I Tariable.

Variable.

3 Tariable.

LIS SOLBILS OU LIS troiLBS. SgS

Il importe beaucoup de remarquer, pour ce troisième type, que les raies principales qui séparent les colonnades se retrouvent à la même place dans toutes les étoiles. Ce fait a été constaté par un grand nombre de mesures. Les raies les plus saillantes sont celles du magnésium, du sodium et du fer qui souvent sont nébuleuses comme dans les taches du Soleil. On y retrouve aussi celles de Thydrogène, mais elles ne dominent pas comme dans les deux premiers types. Ce gaz existe donc certainement dans les étoiles de la troisième catégorie, on avait eu tort de le nier; mais ses raies y sont partiellement renversées, comme cela arrive dans le spectre des taches. La plupart des raies dominantes appartiennent à des métaux qu*on retrouve dans le Soleil.

Le spectre du troisième type parait être le même que celui du Soleil, ou plutôt d'Arcturus, mais profondement divisé par des bandes nébuleuses. Nous disons '.plutôt d'Arcturus^ car ces raies sont plus larges que celles du Soleil ; si nous examinons en détail les lignes secondaires , nous verrons qu*Ârcturus , pour la partie verte de son spectre, se sépare du Soleil et des étoiles du deuxième type, pour se rapprocher de celles du troisième ; c'est pour cela que nous Favons enregistré dans le Catalogue précédent. Notons encore en passant que ces différences sont précisément celles qu'on observe dans les noyaux ; les spectres que nous étudions actuellement nous rappellent en tout le spectre des taches solaires; aussi sommes-nous de plus en plus autorisé à penser que les étoiles du troisième type et celles du deuxième diffèrent uniquement par l'épaisseur de leurs atmosphères, et par le défaut de

3g6 TioisilKi PÂini.

continuité dans leurs photosphères; elles auraient donc des taches variables comme celles du Soleil, mais dont les dimensions seraient incomparablement plus considérables.

Le quatrième type est encore plus extraordinaire, et il nous avait échappé d'abord, car il se rapporte à de petites étoiles de couleur rouge-sang qui sont assez peu nombreuses. Leur spectre {PL III, fig. 2) contient trois zones fondamentales, rouge, verte, bleue. Ces zones ne peuvent pas se réduire à celles du type précédent par la suppression alternative d*une bande nébuleuse, car quoique plusieurs lignes noires coïncident assez bien, la distribution de la lumière est tout à fait différente.

Dans le troisième type, la lumière est plus vive dans les colonnes du côté du rouge, tandis qu'ici elle est plus vive du côté opposé, c'est-à-dire du côté du violet. Cette différence est fondamentale, et il semble que l'un des deux spectres soit le négatif Ae l'autre. On remarque encore parfois des lignes brillantes trèsvives [PL III, fig, 2, 3). Ces spectres peuvent présenter des différences très-grandes dans leurs détails ; nous donnons comme exemple le spectre d'une étoile assez remarquable par les lacunes qu'elle présente dans le rouge et dans le jaune {PL III, fig, 3), et il nous serait facile de multiplier ces figures.

Les étoiles de ce type ne sont pas nombreuses; nous en avons trouvé une trentaine, et nous donnons le Catalogue des plus remarquables. Comme elles sont toutes très-petites, il est probable qu'on en découvrira un plus grand nombre en employant des instruments plus puissants.

LB8 SOIULB 00 m ÉTOILM.

mniÉKO 4a CaulocM.

ASCBHSION DROITE.

DÉCLIHAISON.

CRANBECR.

6 belle.

6,5 belle.

io.3o,7

6 belle.

6 superbe.

-h il. 3

6 belle.

Quelques-unes des raies noires, et les plus importantes, coïncident à 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, nous avons reconnu 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.

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 .pluAÎeufê ^types ti'Trprès 1«s difiëreiices

3g8 TIOISIÈMB PAlTII.

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 type par l'extrême finesse de ses raies, mais en même temps il est très-remarquable par Tabsence presque complète du rouge et du jaune, de sorte que toutes les étoiles de cette région présentent un double caractère : i^ elles ont une teinte verte très-prononcée ; 2^ 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 TÉridan 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 parties de l'univers.

Il y a une exception très-singulière formée par un^ 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 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 des protubérances solaires; mais ces mesures sont très-difficiles à exécuter d'une manière précise.

Nous retrouvons encore le même caractère dans ]3 de la Lyre, étoile variable, très-difficile à étudier. Enfin deux étoiles variables et temporaires ont pré-