CHA.PITRE PREMIER

GRANDEUR DES ÉTOILES ET PRINCIPES d'URANOMÉTRIE

Ainsi que la division des étoiles en groupes, leur séparation en divers ordres de grandeur remonte aux temps les plus reculés. Les plus belles, les plus lumineuses, furent dites de première grandeur; vinrent ensuite celles de seconde, de troisième, etc., jusqu'à la sixième grandeur. Ici, l'œil nu s'arrête, et les instruments seuls permettent de distinguer les autres étoiles.

Ces degrés de grandeur ne sont point séparés les uns des autres par des limites fixes et mesurées ; ils sont purement arbitraires et conventionnels. Ainsi la catégorie de première grandeur des astres visibles dans nos climats est composée des seize ou dix-sept étoiles les plus brillantes : 1 . Sirius dans le Grand Chien. 2, Véga dans la Lyre. 3. Pollux dans les Gémeaux (on compte quelquefois aussi Castor). 4. La Chèvre dans le Cocher. 5. Arcturus dans le Bouvier. 6. Bételgeuse dans Orion. 7. Aldébaran dans le Taureau. 8. Regulus dans

le LioD. 9. L'Épi dans la Vierge. 10. Procyon dans le Petit Chien. Dans l'hémisphère sud, il y a : 11. Rigel dans Orion. 12. Antaiès dans le Scorpion. 13. Canopus dans le Navire. 14. Fornalhaut dans le Poisson austral. 15. Alpha du Gentaur. . 16. Achernar dans l'Eridan, etc. On range aussi quelque ois celles de la Croix du Sud dans la première grandeur, mai^ elles ne surpassent pas de beaucoup celles de la Grande Ou se, et sont plutôt de seconde.

Les étoiles de seconde grandeur comprennent les 6 plus belles de la Grande Ourse, dites le Chariot, l'étoile polaire dans la Petite Ourse, les belles étoiles de Gassiopée, la Ceinture d'Orion, celles du carré de Pégase, qui comprend « d'Androii ède, etc., etc. Les plus belles étoiles du Verseau sont de troidème grandeur; mais, je le répète, toute cette distinction de grandeurs est faite d'une façon purement arbitraire : 1" parce qu'on n'a fixé précédemment aucune loi pour mesurer l'intensité de leur lumière, et S" parce qu'aucune limite précise ne sépare une série de l'autre , et qu'on ne peut pas dire où commence un ordre, ni oii finit un autre.

Aussi n'y a-t-il point d'uniformité dans la notation des degrés intermédiaires de grandeur; quelques auteurs indiquent la gradation en fractions décimales ; d'autres combinent les degrés eux-mêmes, entre lesquels les astres sont placés. Ainsi par (1, 2) (première et seconde), on indique qu'ils sont intermédiaires entre la première et la seconde grandeur, plutôt de l^e pourtant, et ainsi de suite. Mais ces particularités sont en usage seulement dans les recherches les plus délicates et les plus minutieuses.

Le lecteur, qui voudrait avoir un guide assez certain sur la valeur pratiquement adoptée par les astronomes pour les plus grandes étoiles, peut se servir des grandeurs indiquées dans le catalogue des étoiles fondamentales de Greenwich,

cité dans le chapitre précédent (p. 37 et suivantes). Pour les autres, il recourra à l'uranométrie d'Argelander ou de Heis; ce sont des autorités dont la compétence est reconnue; mais, comme l'éclat de beaucoup d'étoiles est variable, il ne sera pas rare de trouver beaucoup de différences entre ces travaux.

Quant au nombre des étoiles de diverses grandeurs contenues dans les diverses constellations, nous rapportons ici le résumé du catalogue de Heis (voir à la fin de ce chap., p. 56 et suiv.), en renvoyant le lecteur, pour le reste, aux catalogues publiés par lui et par d'autres (Heis, p. 176 et 178).

De ce tableau, il résulte qu'une vue perçante comme celle di Heis peut, à l'œil nu, voir même des étoiles réputées ordinairement de septième grandeur. Leur nombre total serait de 5,421 dans le ciel visible à Munster, qui forme

les TTT de la sphère entière, d'où, en supposant partout la

même proportion, les étoiles visibles à l'œil nu seraient à peu près au nombre de 6,800.

Ne pouvant dissiper l'arbitraire qui règne en cette matière, ni fixer des conventions nouvelles sans engendrer une grave confusion, les astronomes ont renversé le problème, et cherché à déterminer dans quel rapport croit la lumière des étoiles suivant les différents ordres de grandeur conventionnelle.

Les méthodes employées à cet effet sont différentes, et les instruments en usage s'appellent photomètres stellaires ou astromètres ; cqXXq science s'appelle irmnojrîetWe. Nous avons déjà cité les tentatives de Bayer pour disposer les étoiles des constellations isolées par ordre de grandeur, en les désignant par des lettres de l'alphabet; mais ce n'était là qu'une évaluation relative et souvent imparfaite, Bouguer, astronome

français, fut le premier qui essaya une évaluation rationnelle de leur éclat en chiffres précis. Pour cela, il proposa de se servir d'une lunette à deux objectifs égaux; on la dirigeait sur deux étoiles Inégales suffisamment voisines, et leurs deux images venaient se former au même point. On restreignait alors l'ouverture de l'objectif dirigé sur la plus grande, jusqu'à ce que son image devînt égale à celle de la plus petite ; le rapport inverse des aires des ouvertures donnait -le rapport des lumières. Seulement, dans cette méthode, on supposait que l'absorption des lentilles était proportionnelle aux intensités lumineuses, tandis que c'est plutôt une quantité constante, mais il est facile de faire la correction : W. Herschell fit usage de deux télescopes à miroir, et, regardant une étoile dans chacun d'eux, il diminuait la lumière de la plus grande, suivant le principe de Bouguer, jusqu'à la rendre égale à celle de la plus petite. Enfin, Johnson, d'Oxford, appliqua à cette recherche un magnifique héliomètre \ toujours fondé sur le même principe.

D'autres astronomes ont employé divers photomètres; quant à nous, nous nous sommes servis de celui à roue tournante et à fentes variables. La plus grande étoile était regardée à travers les fentes, la plus petite directement. On diminuait les fentes jusqu'à ce que la plus grande devînt égale à la plus petite. Nous déterminions ainsi la valeur de la lumière relative de difi'érentes étoiles. Cet instrument a un défaut ; c'est que, si les fentes sont trop étroites, il se produit une couleur rougeâtre qui nuit à l'exactitude de l'observation.

1. L'héliomètre est un instrument originairement destiné à mesurer le diamètre du soleil (rihoi); il était formé de deux objectifs distincts, comme celui de Bouguer. Puis on le construisit avec vin seul objectif, grand, mais coupé en deux le long d'un diamètre. Les deux moitiés glissant l'une sur l'autre peuvent être dirigées séparément sur deux étoiles voisines, et en former les images dans le même champ optique.

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Parmi les travaux photométriques les plus importants, il faut citer ceux de J. Herschel. Il partait d'un principe différent. Il disposait toutes les étoiles en séries successives,' comparant leur lumière avec celle d'une étoile prise pouri unité, soit naturelle, soit artificielle, ou avec l'image de la lune obtenue au moyen d'une lentille de court foyer. D'autres instruments ont été inventés par Steinheil, par Wild et par d'autres, mais il s'y trouve beaucoup de prismes, de miroirs, et d'autres pièces d'optique qui en rendent l'emploi difficile et incertain; nous n'en ferons pas la description.

Pour faire les observations ordinaires, même sans instrument, et surtout pour découvrir la variabilité des étoiles, on a l'habitude de comparer entre elles différentes étoiles de grandeur bien établie, de les disposer par séries relatives graduées sous le rapport de l'éclat, de façon que l'astre dont on cherche la grandeur reste compris entre des limites trèsrestreintes. On détermine ainsi facilement la valeur relative de sa lumière, et sa différence en degrés conventionnels.

Voici les résultats les plus importants de ces recherches :

Des travaux de W. Herschel sur les plus grandes étoiles, il ressort que les grandeurs usuelles sont dans les rapports suivants avec l'éclat :

Grandeurs. 1«, 2% 3% 4®, etc.

Éclat 1, 1/4 4/91/16, etc.

De là il résulterait qu'une étoile de première grandeur, éloignée du double, du triple, du quadruple de sa distance, serait réduite à la seconde, à la troisième, à la quatrième grandeur; mais cette loi n'est plus exacte pour la cinquième et la sixième grandeur. Pour la rendre plus conforme à l'expérience, pour les grandeurs évaluées par J. Herschel et Heis, on a trouvé qu'il fallait augmenter les gran-

deurs ordinaires de la quantité 0,414, en sorte que les étoiles seraient respectivement de 1,414, 2,414, 3,414 grandeurs.

Ces résultats sont vrais seulement pour la moyenne générale des différentes classes. Pour les étoiles isolées, les différences sont énormes. Ainsi nous avons trouvé la proportion suivante de grandeur entre les étoiles indiquées ci-dessous :

Étoiles. — Valeur photométrique relative. Sirius = 75,5

première grandeur.

Rigel = 13,0

Procyon = 9,9

a Orion = 7,3

vOrion = 2,0 )

^ i seconde grandeur.

C Orion = 2,7 ) ^

y. Orion =: 1,0 troisième grandeur.

Des valeurs assignées par divers astronomes, on conclut que les rapports des différentes grandeurs avec la lumière ne seraient pas rigoureusement constants, mais décroissants d'après la série suivante :

Rapport de la l'c à la 2^ = 3,75; de la 2^ à la 3^ = 2,25 j de la 3e à la 4^ = 2,20; de la 4" à la 5^ = 1,95.

On voit maintenant que le rapport va en diminuant avec les grandeurs; ce qui est conforme au fait bien connu que le rapport entre deux lumières est d'autant plus facile à évaluer que ces deux lumières sont plus faibles. ' Les conclusions précédentes s'appliquent seulement aux. étoiles visibles à l'œil nu. Pour les étoiles télescopiques, c'est sensiblement différent. Notons d'abord que leur série est arbitraire et de convention traditionnelle; aussi, pour elles, s'est-on posé le problème suivant : Quel est le rapport des lumières de deux étoiles différant d'une grandeur, vues au télescope'?

Johnson, d'Oxford, par une méthode indiquée plus haut, est arrivé à conclure que le rapport entre les grandeurs successives était 0,424; par suite, en appelant n le nombre qui exprime la grandeur de l'étoile, l'intensité de sa lumière rapportée à celle d'une étoile de première grandeur sera exprimée par 0,424 " - ' . En comparant ses observations avec celles de Struve, Argelander et Groombridge, J. Herschel conclut qu'en moyenne, en allant de la plus petite à la plus grande, ce rapport est 0,412; ou, en ordre inverse, 2,43, de la plus grande à la plus petite. Pogson a trouvé 2,43, Steinheil 2,83, Stampfer 2,51. Mais on ne peut pas prendre la moyenne de ces déterminations, parce qu'elles reposent sur des étoiles différentes en nombre et en grandeur. Struve, après avoir discuté les valeurs trouvées par Bessel, Lalande, Piazzi et autres, fixe les proportions suivantes :

GRANDEUR

NOMBRE d'Étoiles qui