CHAPITRE IX

THÉORIE DE Sir NORMAN LOCKYER.

170. Jusqu'Ici, noire hori/oii n'a guère dépassé le système solaire. Mais la spectroscopie, en faisant naîtie la Chimie stellaire, a révélé des étoiles de types spectraux très différents, et l'on a été amené à étudier l'évolution de ces astres. Les théories mécaniques ou thermodynamiques font place ici à des théories chimiques.

La théorie de Sir \ouma>- Lockyer sur la genèse des grandes étoiles repose sur létude simultanée de la composition chimique de ces astres et des différences de température qu'ils présentent entre eux(').

On sait que le spectre d'un corps incandescent est d'autant plus étendu vers le violet que ce corps est plus chaud : c'est ainsi qu'une barre de fer passe successivement du rouge sombre au blanc ébouissant, à mesure qu'on la chaulTe à une température de plus en plus élevée. On sait aussi que le maximum d'éclat du spectre se déplace vers le violet, à mesure que la température de la source lumineuse augmente (loi de A\ ien) ; on conçoit donc que l'étude du spectre des étoiles puisse fournir des indications sur la température de ces astres.

Au point de vue des raies, Sir N. Lockyeu distingue parmi les spectres des étoiles trois types différents :

Le spectre de la flamme, qui est un spectre de bandes ;

Le spectre de l'arc, formé par des raies fines ;

Le spectre de l'étincelle, formé par de nouvelles raies et par certaines raies de l'arc rcnjovcées.

L'origine de cette distinction est la suivante : Si l'on place un corps successivement dans une flamme et ilans l'arc électrique qui est plus

(ij Voir Lockyeu (Sir Norman) : L' Evoliilion inorganique (Bibliollièqiie scienli- Cquc inlcnialionalc, l^aris, Alcan 190.')). Fiirther Rcsearches on thc température classification of Stars [Vrocccdlngs of llic Roval Society of Loiidon, ii|o4, vol. LXXIII, p. 227-238J.

IlYPOTIlliSES COSMOOOXIQt'ES

cliaiul, on voit le spcclre du corps s'enrichir en raies ; si l'on fait éclater l'étincelle entre deux fragments du corps, la lemi)éralure de rétincelle étant encore supérieure à celle de l'arc, on voit de nouvelles raies apparaître, pendant que certaines des raies de l'arc se renforcent et que d'autres disj)araissent.

Du ialt qu'un même corps (un métal, par exemple) peut, suivant la température à laquelle il est porté, émettre soit les raies de l'arc, soit les raies renforcées ou celles de l'étincelle. Sir N. Lochyeh croit pouvoir conclure que le corps s'est transformé ou dissocié, aux hautes températures, en corps plus simples qui n'existent pas à l'étal libre aux températures usuelles (^). Il nomme prolométal la forme atomique du corps qui correspond aux raies de haute température (raies renforcées et raies de l'étincelle). Les protomélaux seraient en quelque sorte des métaux en voie de formation, ceux-ci ne prenant naissance que lorsque la température est sulîisamment abaissée.

171. Sir N. LoGKYEii cherche à suivre les transformations graduelles de la matière cosmique, à partir des météorites. Il pense qu'il laut voir dans l'état plus ou moins avancé de l'évolution des astres l'origine des différences que présentent leurs spectres.

Les nébuleuses nous offrent, selon Sir N. Locrter, le premier stade de l'évolution cosmique. Il les considère comme formées par des essaims de météorites dont les chocs mutuels ont pour cIVet une condensation et une création de chaleur, produisant le dégagement des gaz inclus dans les météorites qui se heurtent : les gaz qui se dégagent et se répandent le plus facilement étant les plus légers; on observera surtout les raies brillantes de l'hydrogène et de l'hélium.

La concentration se poursuivant, la nébuleuse se transforme en une étoile qui s'échaulVe de plus en plus : les météorites centrales non vaporisées donnent de la lumière continue ; celle-ci traverse l'atmosphère qui contient une faible proportion de vapeurs métalliques : les raies métalliques commencent donc à apparaître sous forme de raies sombres.

Bientôt la température atteint son maximum : les raies de haute

{') Il peut s'agir, suivant les cas, soit d'une simple transformation moléculaire comme celle de l'hydrogène, habituellement diatomiqiie, (jui devient nionoatomique aux hautes températures; soit d'une véritable dissociation de l'élément, comme l'hélium qui se séparerait réellement en deu\ constituants, l'hélium et l'actinium.

TIlEOniE DE SIR NOHMiN" LOCKYER

aSi

tempéraluic (protométalliques) apparaissent alors dans le spectre et remportent sur les autres.

I ne fois toutes les météorites vaporisées, le bombardement cesse et un calme relalillui succède, l'astre va commencer à se refroidir en même temps que vont disparaître, dans l'ordre inverse de leur apparition, les raies de haute température.

Deux étoiles qui paraissent à la même température peuvent donc être à des stades très ditïérents de leur évolution, suivant que leur température croît ou décroît.

172. Sir X. LockYER a, d'après les idées que nous venons d'exposer, classé les étoiles en un certain nombre de groupes. A chacim de ces groupes, il donne le nom de l'étoile qui lui sert de type, ou celui

Argoni en A I n i t a m i e n

PIscien

fi'j. 38.

de la constellation qui renferme cette étoile. Il place ces groupes sur une courbe au sommet de laquelle se trouvent les astres les plus chauds ififj. 38 j.

Les groupes de gauche correspondent à des étoiles dont la température va en s'élevant ; ceux de droite à des étoiles dont dont la température va en s'abaissant.

Au sommet de la courbe, se trouve le type argonicn dont le spectre

aSa IIYl'OTIIl'iSFS COSMOGOMQLT.S

est caractérise par les raies du protohydror/ciieO. Ln peu au-dessous sont les types crucien, taurien, alfrolien, ..., où apparaissent d'abord l'hydrogène et l'Iiélium (étoiles gazeuses) puis l'oxygène et l'azole. Plus bas (types rigelien, rnarkabien), le spectre présente les raies des protométau\ (protocalcium, protoniagnésium, ....). Plus bas encore, les raies métalliques apparaissent de plus en plus (types cycnien, ..., arcturien) au détriment des raies gazeuses : c'est dans le type ardurien que Sir N. I.ockyek place notre Soleil dont le spectre ne présente plus les raies de l'oxygène ni de l'azote. Enfin, tout au bas deléchelle des températures types antarien et [)iscien), on trouve les étoiles à spectre de bandes. Si l'on descendait encore, on trouverait, à gauche les nébuleuses, à droite les étoiles éteintes.

Comment distingue-t-on, [)ar le spectre d'une étoile, si celle-ci doit être rangée sur la branche ascendante ou sur la branche descendante de la courbe des températures ? II y a sans doute là une certaine part d'arbitraire, puisque, sur la figure 38, deux groupes situés h droite et à gauche sur une même ligne horizontale présentent des spectres assez semblables. Sir N. Lockyeh pense néanmoins que certaines raies accessoires peuvent fournir des renseignements à ce sujet : celles des métaux à poids atomiques olus faibles se montreraient de préférence dans les étoiles dont la température s'élève ; celles des métaux à poids atomiques plus forts, dans les étoiles dont la température s'abaisse.

173. La question de la température des étoiles a été reprise récemment à l'Observatoire de Paris par M. Noudmvn\(-). Il observa le maximum de radiation dans le spectre en admettant, à titre d'approximation, que la loi de radiation est celle des corps noirs. Les chilîrcs qu'il obtient nous renseignent tout au moins sur l'ordre de grandeur des températures stellaires, et surtout sur le sens dans lequel varie la température d'une étoile à l'autre. ^ oici les résultats auxquels il est parvenu :

(i) Les raies de l'Iiydrogcne forment une série satisfaisant à une formule simple (formule de Iîvlmeu) où figure un entier arbitraire n ; si dans cette formule on

remplace n par ^-^^-^ on obtier.t une seconde série de raies, caractéristiques du

protohydrogènc.

(-) Cii. NoRDMANN : Sur Ics almos^plù'rps absorbantes cl les l'ckUs inlrinshiiies de quelques cloiles (Comptes rendus de l'Académie des Sciences, i/( mars Kjio).

TIIKOIIIE DE SIll NOKMAN I.DCKYEU ^33

'l'vpe anlarien a S-o"

Soleil 5 3'.io°

Type aldebarien f^ 260''

Ty[)e [lolarien [^ ■jôo à 8 200"

Type procyonien - aôo"

Type siricn 12200 a liôoo'

'J'ype algolien i33ooà i8ôoo°

Type crucien 1 5 200°

Type laurien > 'loooo"

On voil (jue la classificalion des températures de Sir x\. Lokyer n'est pas en complet accord avec les cliilTres de M. Nordmann, quoi qu'en gros il y ait une certaine concordance.

174. Sir N. LocKVER a aussi étudié la distribution des étoiles des dilTérenls types dans le ciel. Il remarque que les étoiles gazeuses sont plus condensées vers le plan de la Voie lactée que vers les pôles de ce plan ; ces étoiles gazeuses ont, en moyenne, un mouvement propre plus petit que les étoiles métalliques : faut-il en conclure que les étoiles mélalliqucs sont moins éloignées de nous que les étoiles gazeuses ? Remarquons plulôt que ce résultat n'a rien de surprenant, car les étoiles gazeuses étant plus brillantes que les autres sont vues de [)lus loin : à égalité de grandeur elles doivent donc, en moyenne, être plus éloignées et par suile ollVir un moindre mouvement propre.

On peut tenter d'expliquer d'une façon analogue l'accumulalion des étoiles gazeuses dans le plan de la ^ oie lactée. Si la ^ oie lactée a la forme d'un disque très aplati, les étoiles tendront à se concentrer dans le plan de ce disque et cela (Idulanl pins (fu elles seront plus cloi- (jnées ; les étoiles gazeuses, plus éloignées en moyenne, doivent donc présenter une plus grande tendance à la concentration. On peut dire aussi que, si l'on renconlre plus d'étoiles cbaudes dans le plan galactique que dans les autres parties du Ciel, c'est que c'est dans ce plan que les chances de collisions sont les plus nombreuses. C'est pour cette même raison que les Novae apparaissent de préférence dans la Voie lactée.