LIS SOLEILS OU LIS ÉTOILIS

sente également un spectre direct mais discontinu, ce qui les distingue des précédentes; Tune d'elles parut en 1866 dans la Couronne (a = iS'^SS^jg; J= -H :26*'i8'),rautreestRdesGémeaux(a = 6^58'^,5; &=z 2i?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. Ces spectres accusent évidemment une combustion rapide qui eut lieu sans doute à une époque très-reculée, mais qui se manifeste tardivement à nous, à cause de l'immense 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 qui sont ordinairement colorées. Nous l'avons étudiée avec soin, fet nous avons trouvé qu'elle donne constamment un spectre du premier type, de sorte que ses 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.

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 et continu. Les nébuleuses proprement dites forment deux catégories: quelques-unes, comme celle d'Andromède, ont un spectre continu; mais la plupart ne donnent qu'un petit nombre de lignes brillantes ; telles sont les né-

40O TROnilMB PARTIE.

buleuses d'Orion, du Sagittaire, de la Lyre, et toutes celles qui sont connues sous le nom de planétaires. Le spectre de la nébuleuse d'Orion se réduit à trois raies : Tune a {fig^ lâ^)^ dans le vert, est large et bril-

Kf.

la».

lante ; la seconde 6, 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 appartient à Fazote. Coihme ce dernier gaz présente plusieurs spectres, nous avons constaté que pour obtenir la coïnridence il faut éclairer le tube de Oeissler par rélectricité à forte tension, ce qu*on obtient en introduisant une batterie dans le circuit d'induction.

Toutes les nébuleuses planétaires ont le même spectre ; la raie principale est très-vive, les raies secondaires le sont moins. Une circonstance mérite d'attirer toute notre attention. Quelques nébuleuses planétaires semblent offrir des points lumineux : telles sont celles de Tllydre (y?^. 12'i)

et celle du Sagittaire {Jig, 1 24 )

et cependant elles donnent des spectres mônochromatiques, ce qui prouve que la matière gazeuze qui

LIS soLuu on m Atoilis. 4*»'

les compose peut bien se condenser jusqu'à prendre l'apparence d'une étoile, sans pourtant former un

Flj. i)ï. Flg. 114,

corps solide pt incandescent. Cependant la nébuleuse planétaire d'Andromède, qui est réellement une étoil»nébuleuse, présente les deux spectres superposés. L;i nébuleuse annulaire de la Lyre {^g- i a5 ) <loime aussi un spectre linéaire.

La théorie que nous avons exposée relativement à la formation du Soleil, que nous attribuons 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 astrès qui hrillout maintenant nu 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 dissocia-

4o3 Ttoiaitn PAiTiB.

tion les plus efficaces que nous connaissions, par

exemple l'étincelle d'induction rendue plus énergique

par l'intorposition d'un condensateur; il faut en conclure que ci'tti! matière est dans un état extrême de dissociation. Kous ne pouvons cependant |îas êtncertains de connaître ooniplétement leur si>pctre ; leur distance est trop {;raiide, leur lumière trop faible et nos instruments trop imparfaits.

Si une nébuleuse vient à se condenser par l'attraction que ses diffén-nles parties exercent les unes sur les autres, on comprend que ce mouvement produira une quantité de chaleur comparable à celle dont nous avons reconnu l'existence dans le Soleil. Ces nia.s,s<'s cosmiques occupent des espaces immenses. I^i nébuleuse d'Orion, dans sa partie la plus dense, s<m.s-teml un arc de i degré, mais son étendue tout entière

LIS 80LUL8 00 ttS tTOILBS. 4^3

est bien de 4 degrés. La nébuleuse d'Argus est à peu près aussi grande. De l'autre côté du Sagittaire, nous trouvons de larges sur&ces blanches qui doivent être des nébuleuses non résolubles. Il n'est donc pas étonnant que quelques-unes de ces masses se déplacent, et finissent par entrer dans notre atmosphère pour y donner 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 parait plus que 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 à nous, plus il nous faut d^intelligence pour comprendre ces merveilles, plus il a fallu de génie pour les découvrir. Dieu seul peut comprendre parfaitement son œuvre : heureux le mortel qui peut en avoir une idée assez exacte pour en admirer la grandeur et la beauté !

§ III. — Coup d'œil relatif à la distribution des étoiles dans l'espace.

Les étoiles sont distribuées en groupes formant des systèmes semblables à celui auquel nous appartenons. Les lois de l'attraction produisent et régissent le mouvement de ces astres lointains, aussi bien que la circulation des planètes autour du Soleil. Les sys-

4^ nomtaB

lèmes les plus simples cxMislîtuent les étoiles doubles oa triples; ce sont aatant de Soleils ayant leurs cortèges de planètes 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 prc^Mre, 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 occupent successivement, et de calculer les ori[>ites qu'elles décrivent.

Ont-elles aussi des satellites obscurs? Il est naturel de le supposer. I^^es irrégularités observées dans le mouvement propre de Sinus ont fait soupçonner [>endant longtemps rexistence d'un astre semblable 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 (le sixième grandeur. Ce qui a retardé sa découverte, et ce qui le rend très-difficile à apercevoir, c'est l'éclat de l'étoile principale dont les rayons majr quent ordinairement le peu de lumière qu'il nous envoie.

Une autre étoile, Algol (/3 de Persée), nous prouve directement l'existence des satellites obscurs, par les variations régulières qu'elle subit, et qui ne peuvent être (}U(î des occultations produites par un corps opaque passant devant l'astre lumineux. I^ période de ces variations est de 2J 20** 4^™ 58\ Pendant 2^ et 1 3S l'éclat est constant, et fait ranger cette étoile parmi

LIS 80LBIL8 00 LIS tTOILBS. 4«S

celles de deuxième grandeur ; puis elle commence à pâlir, et au bout de 3^ So"*, elle se trouve réduite audessous de la quatrième grandeur; elle demeure dans cet état pendant 5 ou 6 minutes au plus, et elle met à recouvrer son éclat primitif un temps égal au précédent, 3^3o™. Ces variations sont des phénomènes en tout semblables à 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, conune celles de beaucoup 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 d'étoile double; il faut de plus qu'elles soient réellement assez voisines pour s'influencer Tune l'autre par la gravitation et former un système à part. Jusqu'à présent il n'y a que quinze 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, de i32i étoiles doubles observées par Struve et revues à l'Observatoire du Collège Romain, on en a trouvé un tiers ayant un mouvement relatif 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

4o6 TftOIUftHB rARTII.

bonnes observations, et déjà on a vu plusieurs de ces Soleils accomplir une révolution tout entière: (Ç d'Hercule^ 36 ans; 17 de la Couronne boréale , 43 ans ; Ç du Cancer, $9 ans; § de la Grande Ourse, 63 ans). Il y a d'autres étoiles qui emploient un temps plus long à accomplir leurs révolutions. Le compagnon de a du Centaure a une orbite à peu près semblable à celle de la comète de Halley. Comme on connaît la distance de cette étoile, on a calculé que la masse de ce système n'est guère différente de celle de notre système solaire.

lic&jig. 1:16 et 1117 représentent les orbites apparentes de § de la Grande Ourse, et de Ç d'Hercule.

Fig. 136.

Rg. 117.

Les systèmes binaires présentent deux particularités remarquables : I** leurs orbites sont ordinairement très-allongées, ce qui peut conduire à des idées tiiéoriques sur leurs modes de formation ; :2® les deux étoiles ont presque toujours des couleurs complémentaires, ce qui indique une diflFérence de température et un état différent de condensation.

Outre ces systèmes plus simples, il y a des amas

LS8 BOLUU. 00 LU.tTOILU. 4<>?

globulaires, connus en anglais sous le nom de clasters, composés d'mie multitude littéralement innombrable de petites étoiles dont la densité croît près du centre d'une manière prodigieuse, sans que cependant ces astres cessent d'être distincts, comme on s'en est assuré par les observations faites avec le spectroscope. \aifig. ia8 représente celui qui se trouve dans le Ver-

seau. Il est à remarquer que les plus beaux amas globulaires se trouvent dans ta zone des grandes étoiles; il semble que leur formation tient la place d'une de ces 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

4*>^ TROlUtMl riKTII.

de Hersée (Jig. 129); certains espaces nébulaires très-

vastes, comme la chevelure de Bérénice, les nuées de Magellan, et surtout la voie 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 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 directions, et nous faire une idée assez exacte de la manière dont les étoiles y sont groupées. Impossible, il est vrai, de résoudre cette question directement, ni d'évaluer la distance des étoiles avec des unités connues; mais nous pou-

IM BOLinS ou us iTOlLlS. 4^

vons atteindre le résultat avec une certaine approximation par un calcul de moyenne fcmdé sur la théorie des probabilités.

Les étoiles, sauf deux ou trois 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 à parvenir jusqu'à nous. Nous devons donc renoncer à mesurer leurs distances absolues, et nous contenter d'apprécier leurs distances relatives.

On peut employer deux méthodes pour mesurer ces distances relatives : on peut d'abord mesurer l'intensité de la lumière qu'elles nous envoient, ce qui constitue la méthode phoioméirique ; on peut, en second lieu, étudier le rapport qui existe entre leurs mouvements propres. Ces deux moyens étant indépendants l'im de l'autre et fondés sur des. lois géométriques différentes, s'il arrive qu'elles conduisent à des résultats semblables, nous trouverons dans cette concordance une raison très-grave de croire à l'exactitude des conclusions.

L'estime des distances par la photométrie repose sur deux principes : i® les étoiles ne peuvent être placées toutes à la même distance de nous ; 2^ les plus éloignées, doivent, par cela seul, nous paraître plus petites. Ces principes nous conduiraient même à l'appréciation directe et certaine de leurs distances relatives, si nous pouvions affirmer que toutes les étoiles ont une lumière intrinsèque égale; mais cette troisième assertion n'est ni prouvée ni probable. Nous devons donc traiter le problème par les méthodes empruntées au calcul des probabilités. Les résultats

4io nuMHftn

auxquels nous panriendroDs seront vrais pour rimmense majorité des étoiles, qumqu'ils puissent se trouver en défaut pour quelques-unes d*entre elles; car, dans la moyenne, les exceptions se détruiront l'une l'autre. Supposons, par exemple, que deux étoiles paraissent être de la même grandeur, tandis qu'elles sont réellement inégales; on attribue à la plus grande une distance trop petite, et une distance trop grande à celle qui a moins d'éclat ; il y aura donc compensation.

Avant d'aborder la question en elle-même, les astronomes ont dû résoudre un problème préliminaire : Étant donnée une étoile d^une grandeur détenninée^ de combien devru-t-^n augmenter sa distance pour que son éclat diminue d*une unité dans l'ordre des grandeurs?

La classification qu'on trouve dans tous les Catalogues est complètement arbitraire et de pure convention ; aussi n'en peut-on rien déduire tant qu'on n'aura pas mesuré le pouvoir lumineux de chaque ordre, tint qu'on n'aura pas déterminé la loi physique contenue dans cette classification arbitraire, et exprimé numériquement l'intensité relative de la lumière qui caractérise chaque grandeur. En employant des méthodes photométriques très-ingénieuses, les astronomes sont arrivés à cette conclusion : En movenne, deux étoiles prises dans deux ordres consécutifs de grandeur ont des intensités liunineuses dont le rapport est égal à 2,42- Le^» étoiles de la première et de la seconde grandeur font exception, car, pour elles, le rapport est 3,75. En prenant la valeur moyenne 2,4219 on a pu calculer les distances auxquelles devrait

LIS S0LIIL8 OU LB8 tTOILBS. ^lî

être placée une étoile de première grandeur pour avoir le même éclat que les étoiles de deuxième grandeur, de troisième grandeur, etc. Les résultats de ce calcul sont contenus dans le tableau suivant :

distaugis.

i,oo 1,55

GRAMDBUKS.

BtSTASfCIS

La seizième grandeur contient les plus petites étoiles visibles dans le grand télescope d'Herschel, qui, avec son ouverture de 18 pouces, équivaut en force pénétrante à un réfracteur de 25 centimètres.

Essayons de nous faire une idée des distances absolues de ces étoiles. En supposant une étoile assez éloignée pour que sa lumière mette dix ans à nous arriver, sa parallaxe serait représentée par un tiers de seconde, quantité sans doute exagérée pour les étoiles de première grandeur. Alors, les plus petites étoiles visibles dans notre réfracteur seraient situées à une si grande distance, que leur lumière mettrait sept mille cinq cent soixante ans à parvenir jusqu'à nous. Il suit de là que, dans le réflecteur de lord Ross, la limite des distances serait représentée par 2090 unités, et, pour parcourir cette distance, la lumière emploierait vingt mille neuf cents ans.

On a cherché à déterminer la distance relative des étoiles de différentes grandeurs, d'après l'amplitude

4ia TiOISlftHI rARTR.

de leurs mouvements propres. Struve a fait sur ce sujet un travail très-remarquable auquel nous empruntons les résultats suivants :

GRAimna

■ooYEmiiT Pions m loo ahs.

»*owLn.

tftiMM •mnju.

ifviuts 1

dM*ét*llM.

filMOMflOD

droit*.

Ea décIlBdfM.

BBMMOtlMi

irait*.

bMdlMlM»

ia,3

Ce tableau révèle une circonstance singulière, c*est que les étoiles doubles ont des mouvements plus prononcés. La cause de cette singularité réside dans l'impulsion plus considérable que ces systèmes ont reçue à l'origine et qui les a forcés à se diviser en plusieurs parties.

Comme les mouvements apparents sont en raison inverse des distances, on pourra calculer la distance relative des étoiles, en prenant celle de la première grandeur pour unité. Le tableau suivant contient la comparaison des résultats obtenus par l'étude des mouvements propres et par la méthode photométrique.

LIS aOLlILS ou LIS ÉTOJLIS.

CKANDBOR

DISTASCES COMCLUBS

ûméMhê.

Pku LU ■ooTsanrrt vmanu».

pkti LA »iOTMiiTan.

ÉtoIlM finplM.

ÉtOllM «OOblM.

De ce tableau il résulte que la progression est extrêmement semblable de part et d'autre, et Ton 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 de neuvième grandeur, et c'est là ce qui explique la différence notablement plus grande qu'on trouve dans les résultats.

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 hypothèses. Or il se présente deux manières d'expliquer les résultats observés : i*^ on peut supposer que, si l'on voit plus d'étoiles dans une direction que dans une autre, cela tient uniquement à leur condensation, la profondeur de la couche restant la même dans tous les cas ; 2® on peut admettre, au contraire, que la couche est

plus prafanide dans une direction que dans Tantre, la densité étant la même de toutes parts.

La solution de cette question demande la ccmnaissance préliminaire de la manière dont les petites étoiles sont distribuées dans le ciel. Ce travail a été fidt par les deux Herschel, William pour Thénuq^hère nord, et sir John pour le sud. Il est absolument impossible qu*un homme exécute à lui seul une semblable énumération ; elle lui demanderait près d'un siècle de travail soutenu. Pour arriver au résultat, W. Herschel a substitué à Ténumération continue le procédé des sondes {star gouges) distribuées sur le ciel d'une manière uniforme. Ces opérations consistaient à compter les étoiles visibles dans un réflecteur de i8 pouces, auquel était adapté un oculaire qui lui donnait un champ de vision égale à 1 5 minutes. Ces sondes ont donné des résultats extraordinairement différents. Dans quelques endroits, près du pôle de la voie lactée, on comptait 3 ou 4 étoiles à chaque observation, tandis que, dans la voie lactée elle-même, ce nombre s'est élevé jusqu'à 588.

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

I ^ Ix*s étoiles sont d'autant plus nombreuses qu'on s'approche davantage de la voie lactée ; le maximum a lieu dans le plan de cette nébuleuse, le minimum à ses pôles.

3® Dans la voie lactée elle-même, l'accumulation est plus grande pour les points voisins de l'Aigle (i8 heures d'ascension droite) que dans le voisinage

LB8 B0LBIL8 OU UM tTOILB». 4'^

du Taureau (6 heures). D'un côté le maximum est de 557, de l'autre il est seulement de 204.

3® La densité apparente décroît très-rapidement quand on s'éloigne de la voie lactée. A une distance de 2 degrés elle est encore très-considérable ; à 1 5 degrés, le nombre d'étoiles correspondant à une sonde descend à 56; à 3o degrés il est de 1 7 ; à 45 degrés il est de 10; 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'Herschel, on trouve le nombre 30 374034.

Ces résultats, confirmés par 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. Dans le but de reconnaître laquelle des deux est la véritable, on a calculé par deux méthodes différentes le rayon de la 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 mieux avec les nombres déjà trouvés. Voici le tableau où se trouvent résumés ces calculs :

TROISiftU PàRTIK.

GRAHDIUE dM élollM.

DItTANCXB CONCLUES

I* De la dlstrilnUoii aiilli»r»«.

i,oo

ti,i3

i4 (Herschel).

s* Eb rappoMDt la dasallé Tartabla.

Daa Méthodes préoédenlea.

Nous voyons que, pour les plus grandes étoiles, les résultats donnés par Thypothèse de la distribution uniforme ne sont pas déraisonnables; mais, à partir de la quatrième grandeur, les divergences deviennent très-grandes, et plus loin elles sont énormes. Il en est tout autrement des nombres calculés d'après Tautre 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-seiilemont semble posséder, mais possède réellement une densité j)lus 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 trèsexcentrique. D'abord, la voie lactée ne traçant pas \\\\ grand cercle sur la sj)hère ( éleste, il en résulte* que nous nous trouvons à une certaine distance, '\ degrés environ, du|)lan moyen qui la contient. Outre cela, la