PLA.CB DE L'ODÉON

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L'Énigme de l'Univers

Où sommes-nous ?

C'est toujours pour moi unétonnement nouveau de constater à quel point les anciens, dont l'imagination fut cependant si riche, restèrent dans l'ignorance de la structure de l'Univers. En admettant même qu'ils n'eussent aucun moyen de supputer les distances célestes, un fait aurait dû les frapper, je veux dire la disposition des étoiles sur le firmament. Car personne n'y fait allusion. Galilée lui-même, qui ne vint qu'au xvue siècle, n'y pensa pas. Kepler à la même époque se hasardait à dire : « La place où est situé le Soleil est près de l'anneau stellaire qui forme la Voie lactée. Cette position est indiquée par cette circonstance que la Voie lactée présente à peu près l'aspect d'un grand cercle, et que l'intensité en est sensi-

blement la même dans toutes ses parties » (1) ; mais l'illustre savant, dont le génie intuitif devait construire la base de la Mécanique céleste, ne soupçonna même pas que l'accumulation des étoiles augmente à mesure que nous approchons de la Voie lactée.

Celui qui le premier paraît s'être formé une idée très approchée de la constitution du monde stellaire, fut Thomas Wright, fils d'un charpentier de Byer's Green, près de Durham. Son Hypothèse de r Univers, parue en 1750, renferme des aperçus vraiment remarquables pour l'époque : Th. Wright regardait en effet, « les étoiles fixes non comme une fourmillièrc dispersée sans ordre et sans dessin, mais comme un ensemble d'astres soumis à une organisation systématique et obéissant a une attraction générale vers un plan principal des espaces qu'ils occupent».

Kant publia sa Théorie du Ciel en 1755 et ce fut là ^u'il reprit pour son propre compte l'idée de Wright, mais non toutefois sans la perfectionner : h Si l'on jette les yeux sur le ciel étoile par une nuit bien claire, on y remarque une bande lumineuse, où une multitude d'étoiles plus condensées que partout ailleurs, se confondent en raison de

(1) Cité par Arago : Astr. pop., p. 7, t. IL

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leur grand éloigneraient et produisent une blancheur uniforme, à laquelle on a donné le nom de Voie lactée ». Elle suit sans interruption, dans sa continuité, la trace d'un grand cercle dans le ciel. Kant conclut alors que les étoiles se massent les unes derrière les autres au voisinage de ce plan qui passe par notre point de vue. Même « les étoiles, ajoute-t-il, qui ne sont pas comprises dans la bande blanchâtre de la Voie lactée, paraissent d'autant plus pressées et ramassées qu'elles sont plus voisines de cette zone ; si bien que, des deux mille étoiles que l'œil nu aperçoit au ciel, la plus grande partie se rencontre dans une zone assez étroite, dont la Voie lactée occupe le milieu » (1).

1/idée était bien lancée cette fois ; elle était simple, elle faisait image, elle devait attirer l'attention des astronomes. Aussi, lorsque William Herschel, vingt-années plus tard (1775), entreprit sa première « revue du ciel », son but n'était pas seulement de découvrir des astres nouveaux, mais de reconnaître la construction intime de l'Univers : « Ceci, disait-il lui-même en 1811, a toujours été le but ultime de mes observations ».

En fait, toutes ses notes, tous ses écrits lerame-

(1) Histoire générale et Théorie du Cieide Kant : Traduction de G. Wolf, p. 133 et suiv.

naient à cette question fondamentale ; mais pour connaître ses hypothèses successives, les moyens mis en œuvre pour les vérifier ou les infirmer, pour jouir de la façon vive et alerte dont il exposait ses idées, il faut parcourir les trente-neuf volumes des PniLOsoPHiCALTRANSACTioNsdela Royal Society de Londres. C'est là, dans plus de soixantedix Mémoires, qu'il montre en un style toujours vigoureux et ardent, les différentes théories qu'il imagine de 1780 à 1818 pour satisfaire les résultats de ses extraordinaires observations.

Ses premières conclusions furent publiées en juin 1784 : La Voie lactée telle qu'elle nous apparaît ne serait qu'une projection d'un disque plat, de contour très irrégulier avec une profonde fissure, correspondant aux deux branches entre le Cygne et le Scorpion. C'était, sinon se rallier aux idées de Wright, du moins les appuyer à l'aide de la méthode expérimentale.

Mais bientôt Herschel revient sur ses propres conclusions ; la fameuse « Théorie du disque plat » ne satisfait plus son esprit ; pour rendre compte des jauges stellaires et de la distribution apparente des étoiles, il fallait admettre que ces dernières étaient répandues plus ou moins uniformément à l'intérieur d'un volume immense, rappelant grossièrement une lentille biconvexe.

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Quant à l'étendue de cette gigantesque formation, Herschel désespéra toujours de pouvoir la fixer approximativement : « Je ne puis avec mon télescope de vingt pieds, écrivait-il, sonder la profondeur de la Voie lactée. Notre Soleil, ainsi que toutes les étoiles visibles à l'œil nu, forment un amas central, profondément plongé dans la Voie lactée, dont il fait partie intégrante. Et si, en certains endroits, nous ne pouvons pas résoudre complètement cette formation, c'est qu'elle est réellement insondable, sans limite ».

En même temps l'attention d'Herschel avait été dirigée vers une autre partie de la question, celle qui concerne les amas et les nébuleuses. Faisaientils partie intégrante de notre système sidéral, de notre Univers en un mot ?

Ici encore, Herschel semble se laisser aller a accepter les idées de Wright, de Kant et de Lambert, qui avaient cours à son époque.

L'auteur de la Théorie de V Univers avait écrit, en effet, à propos de « nombreuses taches nuageuses tout juste perceptibles » : « celles-ci, selon toute vraisemblance, peuvent être une création extérieure limitrophe de la création connue, trop éloignée pour être atteinte même par nos lunettes ».

Aussi, lorsqu'en 1785, après avoir prôné la Théorie du disque, William Herschel parle de ses

découvertes de nébuleuses, il annonce qu'il a catalogué « quinze cents systèmes sidéraux complets, dont quelques-uns pourraient bien surpasser notre Voie lactée en grandeur ».

Telle fut à vrai dire, l'origine de la fameuse hypothèse des Univers-Iles qui devait tenir une place prépondérante dans la littérature astronomique pendant près d'un siècle. Une idée aussi audacieuse servie par un observateur aussi habile que Tétait l'astronome hanovrien, était bien faite pour exciter l'imagination des romanciers de la science, et ces derniers ne se firent pas faute de l'exploiter.

Au reste, même à la fin de sa vie, Ilerschel, malgré l'évolution de ses idées, caressait encore la Théorie des Univers-Iles.

Celle-ci ne fit que prendre consistance au cours du xix° siècle, lorsque les astronomes eurent en leur possession les formidables instruments modernes, le grand télescope de Lord Rosse ou les beaux réfracteurs américains. Les nébuleuses qu'on ne pouvait résoudre en étoiles, furent jugées de la môme nature que les autres ; leur éloignement seul les rendait irrésolubles.

Entre temps, les catalogues célestes s'étaient complétés et les statisticiens n'avaient pas manqué de fournir des chiffres. Or, le premier résultat ne

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se montra pas du Uut favorable à la fameuse théorie des Univers-Iles. Un examen attentif de la distribution des amas et des nébuleuses prouve en effet» que si le nombre des premiers s'accroît en approchant de la Voie lactée, les nébuleuses au contraire semblent fuir les abords de cette vaste ceinture pour se presser vers les pôles galactiques (1).

Une telle disposition paraît bien de prime abord indiquer une sorte de parenté, sinon une véritable filiation, entre ces différents objets ; étoiles, amas ou nébuleuses feraient donc partie d'un même ensemble et, dès lors, il ne saurait être question de galaxies extérieures (2).

Ce fut bien autre chose lorsqu'en 1864, Huggins et les spectroscopistes qui le suivirent, montrèrent que bon nombre de nébuleuses ne sont que de vastes amas de gaz et non des entassements d'é%toiles analogues à notre Voie lactée.

L'opinion astronomique de cette époque est fort bien résumée par ces lignes que Proctar écrivait en 1872 : « Toules les nébuleuses découvertes

(1) Cf. Pub. ofAstr. Soc. of Pacific. (Ap. 1918, art. de Gurtis).

(2) Le terme Galaxie est souvent employé pour désigner la Voiô lactée ou un objet analogue, s'il en existe dans le ciel.

jusqu'ici, gazeuses ou stellaires, irrégulières, planétaires, en forme d'anneau ou elliptiques, existent dans les limites du système sidéral. Elles sont toutes parties et portions de ce merveilleux système, dont les plages, plus rapprochées et plus brillantes, constituent la gloire de nos cieux noctures ».

Ainsi, peu à peu, s'évanouissaient les vues hypothétiques des précurseurs ; nous habitions un Univers bien délimité et qui renfermait tous les objets célestes accessibles à nos instruments : telles étaient les conclusions souvent citées des plus hautes autorités en la matière, Gore et Newcomb par exemple (1).

Les vues du vieil Herschel n'étaient pas complètement infirmées quant à la structure même de notre Univers, mais des évaluations grossières et à peine approximatives avaient suffi, semble-t-il, pour montrer que plusieurs nébuleuses parmi les plus belles, étaient à des distances moindres que les plus lointaines étoiles de la Voie lactée. Tel était le cas, par exemple, de la nébuleuse d'Andromède, qui n'était située, disait-on, qu'à une vingtaine d'années-lumière.

En résumé, l'ensemble des travaux de la fin du

(1) La question est admirablement résumée dans The System of the Stars de Miss Clerke, publié en 1905.

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xixe siècle et de la première décade du xxe, nous amenait aux conclusions suivantes :

1° Notre Univers comprenait des étoiles, des amas stellaires et des nébuleuses.

2° Le tout était renfermé dans un volume à peu près sphérique et dont les parties équatoriales étaient réservées aux étoiles proprement dites ; cette sorte de disque devait avoir une assez grande épaisseur, mais la densité, à son intérieur, était loin d'être homogène : presque nulle au centre c'est-à-dire dans les régions où vogue notre Soleil, elle s'accroissait très vite vers les bords. Il en résultait que la partie la plus dense des étoiles nous apparaissait comme une sorte d'anneau, dont le plus grand rayon touchait aux confins de la Voie lactée. Celle-ci, comme dans la théorie d'Herschel, était donc bien due à une accumulation d'étoiles vers un plan médian de l'Univers, celui sur lequel se déroulait le tore, dont nous avons parlé.

Quant aux dimensions absolues du système galactique, on en était évidemment réduit à des conjectures, puisque nous n'avions aucun moyen direct d'évaluer la parallaxe, donc la distance, des plus lointaines étoiles. Toutefois, des savants travaux de Newcomb, on avait déduit un diamètre d'environ 6 000 années-lumière (1). En 1914,

(1) S. Newcomb : The Stars, p. 319 (London, 1902).

Eddington, par des vues qu'on jugeait audacieuses à l'époque, était allé jusqu'à. 14 000 années4uruière (1). Comme notre soleil occupe une position quasi centrale, on pourrait conclure que les plus faibles étoiles de la Voie lactée étaient éloignées de nous d'environ six ou sept mille années-lumière.

3° Quant aux amas stellaires, on avait constaté depuis longtemps qu'ils avaient tendance à se grouper aux abords de la Voie lactée, mais audessus et au-dessous de son plan principal. La Galaxie elle-même n'en renfermait pas et le fameux amas solaire imaginé par Gouid (2), Sulton (3) et Stratonof (4), s'était évanoui enfumée sous la critique dissolvante deKapleyn en 1901.

4° En ce qui concerne les nébuleuses, il y a lieu de faire une distinction très nette suivant les types. Les nébuleuses dites planétaires, sortes d'objets énigmatiques, toutes probablement gazeuses et de peu d'étendue, semblent s'apparenter aux amas dans leur distribution sur la spbère céleste ; comme eux, elles paraissent rechercher les abords de la Galaxie. Il n'en va plus de même des autres

(1) Eddiîigton : Stellar mavcments and Structure of the Universe% p, 32 (London, 1914.

(2) Cf. Newcomb, op. j. cit, p. 243.

(3) V. Knowledge, July 1891.

(4) V. Bull. Soc. Astr. Fr. 1904. p. 357.

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nébuleuses parmi lesquelles le type spiral est de beaucoup le plus prédominant. Celles-ci ont été cataloguées par dizaines de mille, mais nous avons maintenant acquis la conviction que des télescopes du genre de celui du Mont Wilson, avec son diamètre de 2 m, 54, pourraient nous en montrer quelque chose comme un million (1). Or la densité de ces objets suit une règle inverse de celles des amas; de façon générale, leur nombre augmente vers les pôles de la Voie lactée.

Tel était l'état de la question il y a quelques années, lorsque tout récemment des faits nouveaux et des méthodes insoupçonnées des anciens astronomes vinrent troubler la quiétude des savants. On avait constaté depuis longtemps que les mouvements propres des étoiles sont compris entre 30 et 40 kilomètres à la seconde, et Lord Kelvin avait montré que ces chiffres n'ont rien qui puisse nous étonner : ils sont tout à fait compatibles avec la quantité de matière gravitationnelle que comporte ce que nous appelons notre Univers. Un milliard de soleils comme le nôtre, répandus au hasard dans une sphère de 3762 années-lumière de rayon, suffiraient à produire ce résultat. Or ces

(1) V. Art. de Gurtis cité plus haut (1918).

nombres sont de Tordre de grandeur de ceux qu'on admettait couramment ; un milliard d'étoiles dans un univers de 6 000 années-lumières de diamètre, d'après les estimations de Newcomb.

Mais on avait compté sans les surprises. L'application du principe Doppler-Fizeau à la mesure des vitesses radiales nous a décelé des mouvements propres steliaires absolument fantastiques.

Mu Cassiopée marche à la vitesse de 166 kilomètres par seconde ; 1830 Groombridge accuse 255 kilomètres ; la petite étoile 15 290 Lalande, 332 kilomètres, etc.

Et tous ces records sont battus par Arcturus, la brillante étoile du Bouvier qui vole à raison de 413 kilomètres par seconde ; en 4 jours seulement elle irait de la Terre au Soleil.

Ces étoiles, véritables projectiles, posent à l'astronome les problèmes les plus troublants.

De deux choses Tune, en effet ;ou bien ces corps célestes doivent être regardés comme ;de véritables vagabonds pénétrant par hasard dans notre système, et dans ce cas on admet implicitement qu'ils nous viennent d'Univers distincts du nôtre ; ou bien, s'ils nous appartiennent, force nous est d'agrandir les dimensions de la Galaxie.

A l'heure actuelle, c'est cette dernière solution qui semblerait la meilleure, car un tiers au moins

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des vitesses qu'on a pu convertir en kilomètres, sont supérieures à la vitesse maxima théorique de 40 kilomètres fixée par Newcomb comme une limite que la masse totale des étoiles pouvait déterminer par son attraction sur un corps céleste (1).

Une douzaine de milliards de soleils, répandus dans une sphère de quelques dizaines de milliers d'années-lumière de rayon suffiraient pour rendre compte des vitesses observées.

Que le ciel puisse nous offrir l'image d'un vaste cimetière où s'entassent peu à peu les étoiles éteintes, cela ne fait aucun doute pour l'astronome habile à manier le spectroscope : nous connaissons quantité d'étoiles doubles dont l'une des composantes n'est autre qu'un Soleil noir ; mais l'hypothèse ne résout qu'une partie du problème. Il faudrait en même temps entrevoir la possibilité de reculer les frontières de notre Voie lactée. Or, avec nos anciennes méthodes, nous ne pouvons nous flatter de déterminer la parallaxe d'une étoile à plus d'un centième de seconde près ; supposons même que nous puissions apprécier correctement cette deuxième décimale et que nous trouvions un

(1) V. sur tous ces sujets : Où en est V Astronomie par Th. Moreux (Gautier-Villars, 1920, Paris.)

astre ayanl pour parallaxe 0, 01, cette constatation placerait l'étoile à 325 années-lumière. Audelà, c'est l'incertitude la plus complète.

Reste une méthode indirecte que nous avons longtemps employée faute de mieux, mais le procédé repose sur un postulat qu'il faudrait prouver. Le calcul indique en effet que si, parmi les étoiles de Ifte grandeur, il en existe de môme éclat que notre Soleil, ces étoiles doivent se trouver à 13 000 années-lumière.

Or, les grands télescopes actuels permettent d'atteindre ces étoiles ; des réflecteurs tels que celui du Mont Wilson, obtiennent même la 21e grandeur photographique ; 13 000 années-lumière restent donc une limite inférieure et notre Univers s'éten* drait beaucoup plus loin.

Mais ces conclusions ne sauraient être légitimes qu'à deux conditions : elles supposent en effet que la lumière ne subit pas d'absorption dans les espaces interstellaires et enfin qu'il existe auxconGns de la Voie lactée, des étoiles en tout point comparables à notre Soleil.

Evidemment tout cela est possible, mais nous n'avons à ce sujet aucune indication précise et il pourrait fort bien se faire qu'aux limites de la Galaxie, il existe seulement des étoiles naines jouant le rôle d'astéroïdes par rapport aux soleils plus

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gros, à l'instar de ce que nous voyous dans le système solaire.

Sans doute, pour un esprit attentif et habitué à envisager les choses d'un large point de vue, l'hésitation n'était guère permise ; tout semblait nous inviter à reculer les frontières de notre Univers ; toutefois les preuves positives faisaient défaut et on sentait qu'il fallait trouver, coûte que coûte, des moyens nouveaux de mesurer les distances stellaires.

En fait, ces valeurs de parallaxe étaient depuis longtemps inscrites, pour ainsi parler, sur nos spectrogrammes d'étoiles, mais personne ne les avait remarquées.

L'éclat apparent d'un astre dépend à la fois de sa distance et de son éclat intrinsèque ou réel. Soient donc deux étoiles de même éclat apparent ; il est évident que si nous connaissions leur état réel, nous pourrions en inférer les distances relatives, à un éclat réel 9 fois plus fort, par exemple, correspondrait en effet une distance 3 fois plus grande. Or, chaque type spectral possédant ses caractéristiques propres, il suffit de mesurer l'intensité relative de certaines raies pour arriveï à déterminer l'éclat réel ou si l'on veut la magnitude absolue.

Comme, d'autre part, l'éclat apparent peut tou-

jours être soigneusement mesuré, nous sommes en possession d'un procédé qui pourra donner la distance rapportée h une étoile de mème'genre, dont la parallaxe est déjà connue par les anciennes méthodes.

Ce procédé ingénieux, dû à Walter S. Adams, a été employé au Mont Wilson, comparativement avec les moyens ordinaires et ne s'est jamais trouvé en défaut. Essayé sur plus de 1000 étoiles, nous dit l'auteur, il a fourni des résultats en tout point comparables pour la précision aux mesures directes ; enfin, dernière remarque capitale, la méthode a (1) « l'avantage d'être applicable aux étoiles de très petite parallaxe », et c'est dans ce cas qu'elle nous rendra les plus importants services.

11 n'est pas jusqu'à l'étude des variables qui ne puisse tirer parti des remarques de W. S. Adams. Les statistiques montrent que toutes les étoiles ressemblent plus ou moins à notre Soleil dont la courbe d'activité, manifestée principalement par les taches et les protubérances, accuse une périodicité de onze années environ ; mais le phénomène est plus ou moins marqué en intensité et eu durée.

Certaines variables, comme Mira Ceti (omicron Baleine) ont des périodes d'une année, qui rappel-

(1) V. W. S. Adams. Dét. spectr. des distances stell, V. Revue du Ciel octobre 1918.

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lent tout à fait les variations de notre Soleil, tandis que d'autres, comme les Céphéides, du genre de Delta Géphée, accusent d'énormes fluctuations en quelques jours seulement.

Or, et c'est là où l'observation mène à un résultat pratique, on a démontré tout récemment que dans ce dernier cas, il existe une relation constante entre la durée de la période et l'éclat absolu. Dans le type céphéide, par exemple, nous savons que si la période est d'un jour, l'éclat réel est 100 fois plus grand que celui du Soleil ; 400 fois plus fort pour une période de 4 jours : 1 500 fois plus grand pour une période atteignant 10 jours, etc..

Nous voilà donc en possession d'une méthode précieuse pour fixer la distance de toutesles étoiles du type céphéide — et elles sont nombreuses — puisque, d'après la méthode d'Adams, il nous suffit de connaître l'éclat réel et l'éclat apparent pour en inférer la parallaxe.

Or, les résultats ont été tout à fait remarquables et très encourageants : les travaux de Hertzsprung, Pease et Shapley s'accordent pour montrer que certaines étoiles sont beaucoup plus loin qu'on ne l'avait supposé au dernier siècle ; mais n'anticipons pas et analysons sommairement les éludes entreprises dans cette voie.

La contribution de beaucoup la plus impor-

LBS BHIGMES DE LA SCIENCE, H. 2

tante sur le sujet est due à Horrow Shapley, qui entreprit de fixer la distance des amas dits globulaires à laide des Céphéides qu'on y remarque. Quelques astronomes anciens, notamment Messier, Sir John Berschel, d'Arrest, avaient déjà étudié ces intéressantes formations, mais leurs conclusions pèsent d'un faible poids en regard des travaux modernes où interviennent la plaque photographique et le spectroscope.

Le premier amas étudié au Mont Wilson, en vue de l'application des nouvelles méthodes, fut celui d'Hercule, connu sous le nom de Messier 13. D'après des considérations basées sur les étoiles variables qu'il renfermait, leur courbe de luminosité et l'éclat apparent moyen de certains groupes de couleurs , Shapley calcula la distance de cette étrange agglomération où de longues poses montrèrent une association déplus de 30 000 étoiles. La parallaxe était bien inférieure au dix-millième de seconde et le résultat provisoire montra que la lumière mettait quelque 100 000 années à parcourir la distance qui nous en séparait.

L'émoi parmi le monde savant — c'était en 1915

fut considérable ; il l'eût été bien davantage si

la plus grande partie de l'humanité n'eût pas été employée alors à défendre notre civilisation contre la barbarie allemande.

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Les chiffres donnés par Shapley s'accordaient, comme ordre de grandeur, avec ceux du professeur Rertzsprung qui, en 4913, avait fixé la distance d'une des Nuées de Magellan â 30000 années-lumière environ. L'amas d'Hercule, comme le Petit Nuage, cet appendice mystérieux de la Voie lactée dans l'hémisphère austral, posait de nouveau la question de'savoir si tous les objets célestes faisaient oui ou non partie du domaine galactique, devenu trop petit pour les contenir. Dans la négative, il devenait évident que certains d'entre eux, amas et nébuleuses peut-être, formaient des Voies lactées différentes et indépendantes de la nôtre.

C'était la théorie des Univers-Iles qui ressuscitait et les problèmes posés par Herschel remis en question.

Pendant deux années, les mesures continuèrent et semblèrent favorables à l'antique hypothèse. Pease et Shapley s'en expliquèrent d'ailleurs très nettement à diiïérentes reprises jusqu'en 1917 (1). Mais en 1918, Shapley revenait de nouveau sur le sujet et, se basant sur des milliers de mesures soigneusement effectuées, énonçait des conclusions qui méritent d'être prises en sérieuse considération (2).

(1) V. Astrophys. Journ. vol XL, p. 434, 1914.

(2) V. M» Wi/son Contr. nos 151 à 157, 1918.

De tous les amas observés, l'astronome américain concluait que le plus proche est celui d 'Oméga Centaure.

Parmi les 6400 étoiles distinctes qu'y montrent les photographies, on a pu examiner 132 variables, dont les périodes, très courtes pour quelques-unes, on servi à déterminer la distance moyenne de l'amas.

Les mesures donnent 21 000 années- lumière avec une erreur possible de 30 % .

L'amas d'Hercule fut de nouveau l'objet de mesures minutieuses et, de leur discussion, Shapley put conclure à une distance de 36000 années-lumière seulement, et non de 100000, comme on l'avait annoncé un peu hâtivement.

Toutefois, certains amas paraissent beaucoup plus distants, tel celui qui est inscrit sous le numéro 7006 du New General Catalogue. Cette formation qu'on peut observer dans la constellation du Dauphin, serait à une distance supérieure de 25 000 fois à celle de Sirius, ce qui nous donne 220000 années-lumière en chiffres ronds.

Hâtons-nous d'ajouter que cet amas est le plus éloigné de ceux que nous connaissons.

De tels résultats pouvaient paraître en harmonie avec la fameuse théorie des Univers-Iles, mais, remarquons-le bien, ce ne pouvait être qu'à la con-

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dition expresse de limiter notre Univers aux dimensions acceptées généralement jusqu'en 1914. Or, depuis ses récentes recherches, Shapley luimême s'est vu contraint de modifier ses opinions antérieures. La plupart des Céphéides contenues dans la Voie lactée et qu'on a pu examiner, manifestent un éloignement bien supérieur aux faibles limites assignées autrefois par Newcomb ou Eddington à la grande ceinture galactique, si bien que Shapley n'a pas hésité à écrire ces lignes extrêmement suggestives : « A l'heure actuelle, n'importe quel Univers extérieur doit maintenant être comparé à un système galactique (le nôtre) d'un diamètre dépassant probablement 300 000 annéeslumière » (1).

Comme, d'autre part, notre Soleil occupe une position excentrique dans la Voie lactée et qu'il est éloigné à environ 65000 années-lumière de son centre, on voit immédiatement que l'ensemble peut fort bien contenir tous les amas globulaires, dont la majeure partie est distribuée d'un même côté de la Galaxie par rapport à nous.

Les mesures de parallaxe ont permis une autre détermination : la grandeur absolue des amas ; ceuxci ont en moyenne des diamètres compris entre

(1) J/t \\ ilson Contr. n°157, p. 2 (19J8).

quatre ou cinq cents années-lumière seulement ; on ne saurait donc les comparer comme étendue à notre Univers, représenté par la Voie lactée.

Reste la question des Nuées de Magellan, ces objets énigmatiques apparaissant comme de larges lambeaux détachés de la Galaxie.

Elles sont connues depuis longtemps sous le nom de Petit Nuage et de Grand Nuage. 11 y a là, au dire de Humboldt, quelque chose d'unique |dans le monde des phénomènes célestes, et leur lumière est telle dans la Dorade et l'Hydre mâle qu'ils frappent l'observateur le moins attentif.

Le Grand Nuage s'étend sur un espace de douze degrés carrés, 200 fois environ la surface apparente de la Pleine Lune ; le Petit Nuage occupe une étendue quatre fois moindre, Sir John Herschel, qui a étudié ces étranges formations, n'avait pas recensé moins de 800 étoiles, 72 amas stellaires et 316 nébuleuses dans ces deux objets.

La photographie nous réservait d'autres surprises : dans une seule des nébuleuses du Grand Nuage, qui en renferme des centaines, nos clichés nous montrent une agglomération fantastique de 300000 soleils. Le Petit Nuage est presque aussi riche et 280 000 étoiles y ont déjà été recensées.

L'étude des variables, renfermées dans ces vastes plaines stellaires, nous a permis de nous faire une

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idée provisoire des distances qui seraient, pour les deux Nuées de Magellan, de l'ordre de 62 000 années-Lumière. Comme d'autre part le Grand Nuage offre un diamètre apparent de sept degrés, son diamètre réel, quelle que soit sa distance, doit atteindre le huitième de cette dernière, ce qui nous montre que la lumière doit mettre environ 8000 ans pour le traverser, 4000 années pour parcourir le diamètre du Petit Nuage qui est presque deux fois plus petit.

Ces chiffres, qui ne sont pas définitifs, montrent néanmoins que ces îles du ciel ont des dimensions de l'ordre de grandeur de celles qu'on se plaisait à assigner jadis au domaine de notre Voie lactée.

Ainsi, en admettant la légitimité des méthodes nouvelles qui, au dire de leurs inventeurs, fournisssent des distances exactes à 30% près en plus ou en moins, la conclusion des travaux modernes, en ce qui concerne les étoiles et les amas stellaires, est très nette : il ne saurait être question à l'heure actuelle, dans cet ordre d'idées, de ressusciter la théorie des Univers Iles, telle du moins que l'avaient conçue ses promoteurs. Si Ton entend par îles, des Univers distincts du nôtre et comparables en étendue à la Voie lactée, les amas globulaires ne peuvent remplir ce rôle; par contre,

nous pouvons fort bien les considérer comme des îles annexées à notre continent, républiques de soleils jouissant de leur autonomie propre, mais sous le contrôle de la masse imposante des étoiles, dont notre Soleil fait partie.

Quant à la façon dont s'exerce ce contrôle, l'étude des nébuleuses nous amènera à la préciser, en même temps qu'elle nous posera l'un des problèmes les plus difficiles que l'astronome puisse aborder.

Nous avons vu que les nébuleuses spirales, de beaucoup les plus répandues dans le ciel, sont rares près de la Voie lactée qu'elles semblent fuir pour se grouper vers ses pôles et c'est, avons-nous dit, un des caractères qui les distinguent des amas ; en voici un autre : l'ensemble des mesures opérées sur les amas stellaires, montre que ces objets s'approchent de la Galaxie. Les vitesses sont énormes, beaucoup plus grandes que la moyenne de celles relevées pour les étoiles, Dans le tableau que donne Sbapley (1), nous voyons des vitesses radiales de rapprochement de 225, 300 et même 350 kilomètres à la seconde, En est-il de môme dos nébuleuses ?

(1) Astr.Jouni. Vol XLl, p. 12, 1918.

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La question est beaucoup plus délicate qu'elle ne paraît, parce qu'elle est liée à des quantités de suppositions.

D'une part, les spectrogrammes sont faibles et parfois les raies diffuses ; donc les positions difûciles à préciser. D'autre part, même les parties brillantes des nébuleuses peuvent ne pas être des étoiles, oiais des gaz sous pression. Dans ce dernier cas, les vitesses radiales peuvent être faussées, ainsi qu'on Ta démontré pour les Novœ (1).

Quoi qu'il en soit, alors que Keller trouvait en 1890 des vitesses radiales ne dépassant pas 60 kilomètres par seconde, les nouvelles mesures accusent des valeurs généralement beaucoup plus grandes. Slipher à déduit de l'examen des spectres de 25 nébuleuses, une vitesse moyenne de 570 kilomètres à la seconde, beaucoup plus forte que celles des étoiles (2). Ces résultats ont été corroborés par d'autres observateurs et les écarts entre les différents pointés sont faibles relativement.

La nébuleuse d'Andromède se rapprocherait de nous à la vitesse de 300 kilomètres environ par seconde. Le cas est d'ailleurs assez rare ; la plu-

(1) V. Th. moreux : Les Énigmes de la Science, T. I p. 66. Paris 1920.

(2) Slipher : The Nebulz, dans Proc. of Philos. Soc. Philadelphia, v. LV1, n° 5.

part des autres manifestent la tendance contraire et Ton a relevé des vitesses d'éloignement de 1000 à 1200 kilomètres à la seconde.

Ainsi les nébuleuses spirales fuient la Voie lactée pour gagner les pôles de cette immense formation.

Ce serait, disent les partisans des Univers-Iles, une raison péremptoire de penser que cette classe de nébuleuses représente vraiment d'autres univers comparables au nôtre. En choisissant les meilleures déterminations, on peut même rechercher le mouvement de notre Univers stellaire par rapport aux autres, de même que les astronomes ont depuis longtemps fixé le point du ciel où nous entraine notre Soleil, d'après le mouvement propre des étoiles.

En traitant le problème d'une façon analogue, on est arrivé à cette conclusion que la Voie lactée se déplace en bloc vers un point de la voûte céleste situé dans la direction du Capricorne à la vitesse de 650 kilomètres par seconde (1).

Toutefois, l'existence de ce nouvel apex ne va pas sans quelques incertitudes. Il faudrait être sûr de nos interprétations de spectrogrammes des nébuleuses, et, récemment, de Sitter faisait observer d'une façon judicieuse que, si la théorie de la rela-

(1) V. Revue du Ciel : Art. Tu moreux, p. 643, 1919.

L ENIGME DE L UNIVERS

tivité d'Einstein est correcte, le déplacement des lignes spectrales pourrait bien n'être qu'une apparence : il serait occasionné surtout par la grande distance des nébuleuses (1).

L'argument, on le voit, n'est pas en faveur des partisans des Univers-Iles et cependant ces derniers l'ont inscrit à leur avoir d'une très ingénieuse façon. D'après eux, cet aveu de distances énormes accusées par le spectroscope, prouve précisément que les nébuleuses, la classe des spirales, tout au moins, sont en dehors des limites de notre Galaxie ; la vraie solution du problème se ramène donc à fixer le parallaxe des spirales.

Ici, nous allons retrouver des incertitudes encore plus grandes. D'après Kapteyn, la nébuleuse d'Orion, qui est probablement les restes d'une grande formation spiraloïde dont nous retrouvons les vestiges, ne serait qu'à 600 années-lumière (2). Van Maanen, d'après les mesures directes opérées avec le soixante-pouces du Mont Wilson, fixe la distance de la belle nébuleuse d'Andromède, ainsi que celle des Chiens de chasse, à 650 annéeslumière (3).

Ce nombre admis donnerait pour la nébuleuse

(!) Month. Not., t. LXXVIII, p. 26.

(2) m Wilson contr., n° 147.

(3) Ml Wilson contr., n. 156.

d'Andromède un diamètre de 40 années-lumière seulement. Même en admettant les chiffres calculés par Véry, de 80000 années-lumière, nous restons au-dessous du nombre qu'adopte Shapley pour l'étendue de notre système d'étoiles, celui dans lequel nous sommes plongés, et la nébuleuse d'Andromède est encore un petit objet par rapport à tout l'ensemble.

On voit par ces quelques divergences que le débat est loin d'être clos ; il s'est même trouvé des extrémistes — on en rencontre partout — comme M. Lindemann, qui ont parlé, pour la nébuleuse d'Andromède, d'un diamètre de 50 000 années-lumière et d'une parallaxe tellement faible que la distance de cette nébuleuse, l'une des plus proches que nous connaissions, serait portée à un million d'années-lumière (1).

« Ainsi, disait M. Macpherson, le problème des nébuleuses spirales est loin d'être résolu ; quant à la condition exacte de ces objets, il nous faut suspendre notre jugement jusqu'à ce que nous en ayons une connaissance plus détaillée » (2).

En tout cas, il y a un fait dont nous devons tenir compte, c'est la distribution des nébuleuses aux pôles de la Voie lactée. Si ces objets n'ont

(1) Art. de macpherson dans The Obsevvatory sept. 1919.

(2) Macpherson art. j. cit.

l'énigme de l'univers 29

aucun rapport avec cette dernière, une telle répartition est inexplicable. On a bien mis en avant l'existence d'un milieu interstellaire enveloppant la Galaxie comme d'un nuage opaque et qui cacherait à nos yeux les faibles objets tels que les nébuleuses se projetant sur ses bords, mais la théorie est insoutenable et ne s'accorde pas du tout avec d'autres constatations (1).

Jusqu'à plus ample information, nous devons donc regarder comme probable l'opinion qui voit dans les nébuleuses des objets non distincts de notre Univers.

Dès lors, comment expliquer leur présence ? Par une hypothèse hardie qui satisfait notre esprit avide d'enchaîner les faits, au risque parfois, il faut bien l'avouer, d'être à côté de la vérité. Ces vues quej'expose pour la première fois, je ne les donne qu'avec la défiance qui doit accompagner toute théorie, me réservant de les critiquer moimême le jour où nous aurons amassé de nouveaux faits.

On peut considérer l'Univers comme enfermé dans un volume sphérique où toute matière était primitivement répandue. Par un processus dont nous n'avons aucune idée à l'heure présente, les

(1) M* Wilson contr., n° 152.

matériaux se sont rassemblés dans la zone équatoriale de cette énorme sphère, et de leur évolution sont nés les étoiles, les systèmes stellaires, notre Soleil, en un mot tous les objets qui forment à proprement parler notre \ oie lactée.

Mais celle-ci, à n'en pas douter, renferme encore des portions non condensées, des nuages de gaz ou de météorites qui donnent lieu — le fait est maintenant hors de doute — à ces apparences de vide en pleine Voie lactée, ou môme autour d'étoiles et de nébuleuses galactiques.

Les particules assez grosses seraient soumises à la loi de la gravitation et se précipiteraient vers les centres de condensation, comme les étoiles : mais les plus fines obéiraient à la loi de la pression de la lumière et seraient vite dispersées aux pôles de la sphère, où, de leur rassemblement, naîtraient les nébuleuses.

Après un long séjour dans ces régions éloignées, à mesure que la condensation opérerait son œuvre, les nébuleuses, devenues amas stellaires, seraient attirées de nouveau par le disque équatorial et reprendraient le chemin du retour. De sphériques qu'ils sont aux latitudes galactiques élevées, les amas globulaires, en arrivant dans le voisinage des strates d'étoiles, subiraient l'action dissolvante de l'ensemble et il se passerait là un phénomène ana-

l'énigme de l'univers 31

logue à celui que nous voyons dans le monde cométaire où l'attraction éparpille les matériaux des comètes sur de larges orbites pour les transformer peu à peu en essaims d'étoiles filantes.

En lait, clans les hautes latitudes galactiques, les rares amas que nous y apercevons sont plutôt sphériques et dans un état de condensation avancée.

Un grand nombre d'entre eux semblentnéanmoins avoir conservé des traces de l'origine que nous leur assignons : examinez les photographies des amas stellaires les plus connus, les étoiles les plus extérieures ont bien, en fait, gardé leur disposition en branches spiraloïdes.

Mais,- dès que ces amas approchent de la Voie lactée, ils se transforment en amas ouverts et leurs étoiles tendent à la dispersion : tels les cas bien connus des Pléiades et des Hyades, ces dernières n'étant qu'à 130 années-lumière.

Tous les objets de ce genre sont très rapprochés alors que les amas globulaires se tiennent, nous l'avons dit, au-dessus et au-dessous de la Voie lactée avec un maximum de condensation dans les régions situées à 130000 années-lumière environ de son plan médian, ce qui correspond aux latitudes réelles de 7 ou 8 degrés nord et sud.

Comme tous ces objets ont des vitesses très nettes de rapprochement, il y a lieu de penser que

dans un avenir lointain, après s'être déformés, ils s'incorporeront peu à peu à la grande ceinture galactique qui les happera et les transformera en courants d'étoiles analogues à celui dont fait partie notre Soleil.

Le plan équatorial de la sphère originelle tendrait donc à devenir la partie de beaucoup la plus dense de l'espace où les matériaux étaient primitivement répandus ; et, de même que nous voyons les vapeurs échappées des océans et emportées parles courants de l'atmosphère, revenir à leur source après un long voyage au cours duquel elles se sont condensées, de même les particules lancées par la masse des soleils en perpétuelle incandescence, se regrouperaient pour donner naissance aux nébuleuses des hautes latitudes, qui, à leur tour, se transformeraient en amas attirés de nouveau par la masse totale de la Galaxie.

Conjectures vaines et spéculations bien aventurées, répondra plus d'un lecteur. — Peut-être, mais le désir de savoir n'est-il pas notre meilleure excuse ?

« Il est impossible, disait Henri Poincaré au début de ses leçons sur les cosmogonies, de contempler le spectacle de l'Univers étoile sans se demander comment il s'est formé ; nous devrions peut-être attendre pour chercher une solution que nous en

l'énigme de l'univers 33

ayons patiemment rassemblé les éléments et que nous ayons acquis par là quelque espoir sérieux de la trouver ; mais si nous étions si raisonnables, si nous étions curieux sans impatience, il est probable que nous n'aurions jamais créé la Science et que nous nous serions contentés de vivre notre petite vie. Notre esprit a donc réclamé impérieusement cette solution bien avant qu'elle fût mûre, et alors qu'il ne possédait que de vagues lueurs, lui permettant de la deviner plutôt que de l'atteindre » (1).

Depuis l'époque où ces lignes ont été écrites (1911), nos acquisitions sont évidemment en progrès, mais c'est le propre de la science de nous ouvrir des horizons illimités.

Duclaux disait dans une boutade : ce C'est parce qu'elle n'est sûre de rien que la science avance toujours ». Loin de souscrire à cette pensée, je crois au contraire que plus nous progressons, plus nous découvrons l'étendue des champs ouverts à nos investigations et plus s'accumulent aussi les problèmes et les mystères dont sont parsemées les avenues de la nature dans toutes les directions de la connaissance.

Mais quoi que nous fassions, aussi loin que nous

(1) H. Poincaré; Leçons sur les Hypothèses cosmogoniques. Préface (Pais, 1912).

puissions pousser l'examen de la structure des êtres matériels, qu'il s'agisse de l'atome où d'un système solaire ou môme de l'Univers, une conclusion s'impose avec la. même force ; partout nous sentons apparaître derrière le voile transparent des phénomènes le rôle de la Pensée créatrice, toujours agissante, qui fait tout avec poids et mesure, qui dispense inlassablement l'ordre et l'harmonie et qui préside à la naissance des nébuleuses comme à l'évolution des mondes.

L'Énigme (*) de révolution planétaire

Alors que les naturalistes discutent encore sur îe fait et la signification de l'Évolution organique, et que les adeptes de la doctrine sont toujours à la recherche d'une loi biologique capable d'expliquer la filiation possible des espèces, les astronomes, depuis Kant et Laplace, n'ont jamais mis en doute le principe de l'évolution de la substance matérielle.

Le système solaire, tel qu'il nous apparaît, dérive d'un état antérieur plus simple, d'une nébuleuse dont le centre était occupé par un soleil plus ou moins diffus, entouré d'une couronne aplatie où un œil exercé aurait pu deviner les linéaments des planètes futures.

(1) Conférence donnée le il décembre 1920 par l'Abbé Th. Moreux, à l'Institut Océanographique de Paris.

A mesure que s'épurait cette sorte d'atmosphère et que grossissait le soleil central, des globes plus petits, étincelants comme de faibles étoiles, ponctuaient de taches brillantes l'aire de la nébuleuse probablement spirale : ainsi naquirent planètes et satellites.

Du mécanisme qui présida au groupement des matériaux et provoqua l'apparition des planètes en tant que corps jouissant d'une autonomie propre, nous ne savons rien de certain à l'heure actuelle : les systèmes cosmogoniques se succèdent, apportant parfois une vague petite lueur au milieu des ténèbres; mais, il faut bieu l'avouer, les plus savants d'entre nous ne font que balbutier devant ce sphinx redoutable et cette énigme sans cesse renaissante.

C'est qu'en fait, et quelle que soit la légitimité des hypothèses dans la science, nous nous trouvons en face de ce que les mathématiciens appellent un système d'équations indéterminées comportant une foule de racines plus ou moins approchées. Dès lors, chaque auteur en est réduit à soutenir sa thèse au moyen d'arguments plus ou moins métaphysiques, lorsqu'il y aurait lieu de ne pas quitter la méthode expérimentale.

Toutefois, de telles disputes ne demeurent pas complètement stériles; n'auraient-elles d'autre but

l'énigme de l'évolution planétaire 37

que de limiter l'arène du champ clos dans lequel il nous est permis d'opérer, qu'il faudrait savoir gré aux savants modernes de les avoir suscitées.

Ainsi, à condition de modérer nos ambitions, il nous est permis d'aborder avec fruit certains côtés des questions cosmogoniques, et les problèmes de l'Evolution planétaire paraissent bien rentrer dans cette dernière catégorie.

A examiner d'une façon superficielle le tableau des éléments des planètes, on est frappé au premier abord parles différences de densité. A ce point de vue, les planètes peuvent être classées en trois groupes :

Celui des grosses planètes dont la densité se rapproche de celle du Soleil, qui est de 1,42 (celle de l'eau étant 1). Nous avons, en effet, 1,30 pour Jupiter; 1,54 et 1,55 pour Uranus et Neptune; enfin 0,64 pour Saturne, dont la légèreté est extraordinaire.

Le deuxième groupe peut être représenté par Mars, auquel nous joindrons la Lune, bien que celle-ci ne soit qu'un simple satellite ; leurs densités respectives sont de 3, 93 et de 3,33.

Le troisième groupe comprend les planètes inférieures et la Terre, dont les densités s'échelonnent entre 5,22 et 5,53: Terre = 5,53 ; Vénus = 5,22 : Mercure = 5,33.

Si maintenant nous remarquons que les grosses planètes dont la masse est 222 fois supérieure au total à celle des petites, représentent, par rapport à celles-ci, un volume 1129 Jois plus considérable, nous pourrons déclarer a priori que le premier groupe envisagé est fort loin de sa condensation finale et que Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune ont bien des chances d'être entièrement gazeux, comme notre Soleil actuel.

Concluons aussi que Mars, la Terre, la Lune, Vénus et Mercure à densité plus forte, ont du subir une évolution plus rapide et sont plus proches du dernier stade de leur vie astrale.

Que si de semblables conclusions vous paraissent dépasser les prémisses, je pourrai vous répondre que nous en demanderons la confirmation à l'expérience et à l'observation, car il faut toujours se métier des hypothèses incontrôlables.

D'ores et déjà, il apparaît cependant que l'état d'avancement d'une planète, ce que j'appellerais volontiers son âge relatif, n'a rien à voir avec sa vieillesse absolue ou mieux sa date de naissance. On conçoit fort bien, en effet, que la perte de chaleur par rayonnement, liée au temps, soit surtout fonction du volume, et qu'une planète très petite, comme la Terre, ait une évolution plus rapide, donc vieillisse plus vite qu'un

l'énigme de l'évolution planétaire 39

globe 1341 fois plus gros qu'elle, tel le colosse jovien.

Ainsi se simplifie quelque peu le problème de l'évolution planétaire, puisque nous nous débarrassons du même coup de cette question irritante et qui partage encore les cosmogonistes, à savoir quels sont les premiers-nés dans la famille solaire.

En fait, les observations récentes confirment toutes ces conclusions ; Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune nous offrent des surfaces nuageuses, floconneuses, en perpétuel changement.

Neptune et Uranus, en raison de leur éloignement, sont des objets difficiles, mais, à défaut d'observations physiques toujours délicates, nous avons les mesures d'aplatissement : 1/13 seulement pour Uranus, qui semble animé d'une rotalion rapide de 10 à 11 heures. Des bandes diffuses marquent son équateur et, d'après See qui a observé Neptune en i 899, il en serait de môme pour cette dernière planète (1).

Heureusement que nous pouvons racheter cette pauvreté d'information par la vision spiendide des deux plus grosses planètes.

(J) Depuis, on a pu, à l'aide du spectroscope, déterminer la durée de rotation des deux dernières planètes. Uranus tourne sur lui-même en 10 h. 45 m. et Neptune en 7 h. 45 m.

Le globe de Saturne, 812 fois plus volumineux que la Terre, semble le plus jeune, ou le moins vieilli de toute la série. Sa rotation, qui n'est que de 10 h. 14 m. vers l'équateur, lui donne un aplatissement de 1/9, 5 bien visible dans un modeste instrument. Les nuages qui circulent à sa surface offrent un très fort albedo (1) et ne sont pas aussi nuancés de ton que ceux de Jupiter. La jeunesse relative de Saturne explique bien cette différence sur laquelle nous reviendrons.

Avec le monde jovien, nous allons commencer à surprendre le mécanisme de l'évolution planétaire ; cela tient surtout à la grosseur de la planète, qui, aux oppositions favorables, nous présente un disque de plus de 50 secondes d'arc, ce qui nous donne, sous un grossissement de 400 fois, un diamètre apparent 10 fois supérieur à celui de la Lune vue à l'œil nu.

L'immense globe, très aplati, lui aussi (1/16), nous apparaît alors sillonné, d'un pôle à l'autre, de bandes nuageuses parallèles, dont les teintes variées à l'infini, vont du blanc presque pur aux couleurs les plus sombres, en passant par toute la gamme des rouges, des bruns et du vert-olive.

Avec un pouvoir amplificateur suffisant, ces bandes laissent apercevoir une foule de détails qui

(1) Albedo : éclat superficiel d'une planète.