CHAPITRE VI

APPLICATION DES RESULTATS PRECEDENTS A LA CONSTITUTION PHYSIQUE DES ÉTOILES

La conséquence qui ressort d'elle-même de ces faits est, en premier lieu, que la substance constitutive du soleil est, de sa nature, en tout identique à celle de beaucoup d'étoiles. Les spectres du second ordre étant de nature solaire, on peut assurer, sans craindre de se tromper, que ces étoiles ont, non-seulement la même composition chimique que le soleil, mais aussi, approximativement, le même degré de densité atmosphérique et de température. Mais, tout naturellement, il ne faut pas s'attendre à ce que des corps aussi grands et aussi variés aient tous rigoureusement la même proportion de la même substance, et avec la même densité. Ainsi, par exemple, une très-grande partie des étoiles sont dotées d'une atmosphère d'hydrogène plus dense, tandis que dans d'autres, au contraire, cette atmosphère est plus rare, et d'autres vapeurs absorbantes, métalliques ou non, y dominent. La plus grande densité de l'hydrogène se constate par ce fait que les lignes appartenant à ce gaz sont trèsdilatées et estompées. En effet, MM. Plucker et Cailletet ont

!12 PHYSIQUE STELLÂIRE

prouvé que, sous une pression considérable, les lignes de l'hydrogène se dilatent et s'estompent sur les bords, jusqu'à former, au maximum de pression, un spectre continu. Nous sommes très-loin de cette limite pour toutes les étoiles visibles (sauf peut-être pour y de Cassiopée), d'où l'on conclut que les pressions, dans les étoiles, ne sont supérieures que d'un petit nombre d'atmosphères à celles que nous avons sur la terre. Pourtant, cette dilatation n'est pas seulement l'effet de la pression, parce qu'il est démontré que l'élévation de la température dilate aussi les raies; on pourrait donc trouver là l'explication de ce phénomène, ou mieux, on peut supposer que les deux causes agissent ensemble, parce qu'avec la température la tension moléculaire du gaz s'accroît et, par conséquent, la pression aussi. Ainsi les étoiles du premier type seraient dotées d'une atmosphère d'hydrogène plus dense et plus chaude. Les raies métalliques y seraient plus difficiles à voir, peut-être par l'obstacle qu'offre, au passage des rayons, la grande extension de cette atmosphère hydrogénée; aussi sont-elles à peine indiquées. Mais beaucoup de ces étoiles ont des raies plus distinctes, et sont intermédiaire sentre le premier et le second type; on en tire la conséquence que la constitution des deux types est identique, quant à la nature des substances, et ne diffère que par le degré plus ou moins grand de la densité atmosphérique et de la température.

La difficulté de distinguer, dans certains cas, le second type du troisième, la tendance des étoiles du second type à passer dans le premier par un changement de couleur, prouvent qu'il y a une échelle graduée de transformations, provenant non de substances absolument différentes, mais de la prédominance des unes sur les autres. Le fait que quelques étoiles, comme Aldébaran et Arcturus, se rapprochent du

troisième type et montrent des traces de bandes, quand on les voit de couleur rouge, donnant ainsi un spectre analogue à celui des taches solaires, prouve que, même dans ces astres, il y a des périodes variables d'éruptions, semblables à celles de notre soleil. Leur type étant alors analogue à celui que l'on trouve au milieu des noyaux des taches, prouve que ces étoiles sont pourvues d'atmosphères denses de vapeurs métalliques, et qu'il s'y produit des éruptions et des émissions variables avec le temps. Les métaux qui dominent dans ces étoiles sont le sodium, le fer, le calcium et d'autres substances absorbantes, et peut-être ont-elles une température moindre, comme les taches du soleil. Ainsi, les variations de ces étoiles tireraient leur origine d'une simple variation dans l'absorption qui serait tantôt plus grande , tantôt moindre.

Nous avons déjà dit que l'étoile omicron de la Baleine est, à son minimum, composée de simples raies séparées, peutêtre en raison de l'accroissement des zones d'absorption. Il est probable que les étoiles du quatrième type et d'autres encore nous semblent petites seulement par l'effet de l'absorption.

Les spectres des étoiles du troisième et du quatrième type semblent indiquer une constitution un peu différente et, spécialement, une surabondance de certains éléments qui font défaut, ou au moins sont très-rares, dans les deux types précédents. Comme nous l'avons déjà dit, les spectres de ce genre ne sont pas en réalité des spectres simples; ils sont formés de deux autres, le premier formé de raies d'absorption métalliques, le second de bandes continues et estompées, comme dans le spectre de certaines substances chimiques. Ces étoiles ont des bandes estompées qui, en réalité, ne sont pas décomposables en lignes; les spectres de cette

SECGHI. I. — 8

Wk

espèce ne sont pas fréquents en chimie, et il reste à chercher à quelles substances ils peuvent appartenir.

Nous en avons obtenu un très-semblahle à celui de quelques étoiles rouges, comme la 152 de Sclijellerup et de quelques autres à trois zones, au moyen de l'étincelle électrique éclatant dans la vapeur de benzine mêlée à l'air atmosphérique; la manière la plus simple de l'obtenir est de lancer l'étincelle d'induction dans un verre au fond duquel on a mis un peu de benzine liquide. L'appareil le plus commode pour l'emploi de la lunette est celui dessiné ci-dessous (fig. 16).

Il consiste en un ballon muni de 4 tubulures dans deux desquelles entrent les rhéophores de platine; des deux dernières, l'une se place à l'extrémité du tube fixé devant le petit miroir du spectroscope, l'autre donne accès à l'air et permet d'éviter les explosions qui se produisent souvent. Un peu de benzine mise dans le ballon s'évapore et donne l'atmosphère nécessaire pour la production du spectre. Dans les figures 17 et 18, on a mis en regard les spectres obtenus par la benzine et par ces étoiles.

Les bandes sont complémentaires, comme on le voit, et, après des mesures exactes, les limites ont été trouvées en parfaite correspondance. En usant de moyens d'investigation CD h

Fi^. 17. — Spectre de la benzine.

Fig. 18. — Spectre stellaire du 4e type.

très-puissants, les bandes stellaires paraissent rayées, mais ces lignes sont de simples variations d'intensité analogues aux cannelures de l'azote dans le spectre de l'^'" ordre, et non des raies bien tranchées, comme nous nous en sommes assurés en examinant les bandes de la 452 de Schjelleru>» avec le prisme-objectif.

Donc, au fond, ce spectre est certainement celui du carbone. Déjà la position des raies prise au micromètre nous l'avait indiqué, et la superposition du spectre de la benzine nous avait confirmé dans cette hypothèse. Mais, ne voyant pas les cannelures ordinaires du spectre du charbon tel qu'on les rencontre à la base de la flamme et dans les tubes de Geissler, nous avons voulu nous en assurer d'une manièreplus certaine au moyen de l'arc lumineux qui brille entre les charbons d'une pile puissante. Pour faire cette observation d'une manière concluante, nous projetons cet arc (au moyen

de la lanterne électrique qui sert à la projection des charbons) sur un carton percé au centre, derrière lequel est la fente d'un fort spectroscope. Alors, en faisant tomber la partie centrale de l'arc sur la fente, de façon que les images des charbons se produisent très-loin, on voit dans le champ optique un très-beau spectre, dû au carbone et à son oxyde. Voici la figure de ce spectre :

Fig. 10. — Spectre du charbon dai;i Tare électrique.

Il est formé de bandes continues, estompées, et de raies lumineuses, brillantes, d'intensité graduée. Les bandes sont indécomposables en lignes distinctes, dans le spectre de cet arc. Mais ce spectre prend un aspect différent dans les divers cas, suivant les combinaisons formées par le carbone. Dans les tubes ordinaires de Geissler, et dans la lumière bleue qui se voit à la base des chandelles, elles sont cannelées, c'est-à-dire sillonnées de bandes plus petites. La même chose se produit pour les diverses combinaisons de l'oxygène ou de l'hydrogène avec le carbone, comme, par exemple, l'acétylène, ou même simplement à cause des iinpu retés des tubes employés; c'est ce qui fait que les spectres du carbone donnés par les différents auteurs sont très-différents. Probablement les différentes raies brillantes que nous voyons dans ces spectres sont les mêmes lignes brillantes

métalliques, qui se voient dans le spectre de l'arc électrique, mais qui restent diffuses faute d'une température suffisante pour donner les raies du carbone pur et complètement séparées de celles de son oxyde. Il semblerait pourtant que les trois bandes principales des étoiles du 4*' type fussent les «, fe, c du spectre du carbone; quant aux dernières, elles seraient trop faibles pour être vues.

En ce qui concerne la nature de ces spectres, nous conclurons que le spectre à colonnade irrésoluble semble dû à des oxydes; les raies fines, tranchées, au contraire, seraient dues aux corps simples. De plus, ces lignes elles-mêmes sont différentes suivant la température de la substance et la façon dont la lumière se produit, suivant le corps qui s'associe au carbone dans les gaz qui en sont formés. Si pourtant, dans l'arc électrique, le spectroscope est dirigé non sur la partie centrale gazeuse, mais sur les charbons toujours impurs et par suite mélangés de diverses poudres métalliques, on a aussi, dans ce cas, les spectres superposés en bandes et en raies de divers métaux, outre celles du carbone. Les récentes recherches chimiques faites par M. Lockyer à Londres ont démontré l'exactitude de l'induction énoncée^ à savoir que les spectres à bandes cannelées sont dus aux oxydes, et les lignes aux substances élémentaires. Les oxydes ne peuvent subsister quand la température est très-élevée; d'où l'on peut inférer que les étoiles qui présentent ces bandes ont moins de chaleur que celles qui donnent seulement des raies métalliques linéaires. Nous dirons ici incidemment que, dans la fusion du platine dans un creuset de chaux, on a les lignes de l'oxyde de calcium estompées; dans le soleil, au contraire, on a les raies linéaires du métal. D'où l'on conclut que le soleil et certaines étoiles ont une température supérieure à celle du nlatine en fusion.

Le spectre du quatrième t^^e semble donc provenir du carbone sous l'une de ses formes multiples. Il n'y a pas à se dissimuler qu'on ne trouve pas toujours une coïncidence exacte des raies stellaires avec celles du gaz, comme il le faudrait pour établir une identité de ce genre avec les spectres terrestres; mais ceci ne nous semble pas constituer une difficulté sérieuse. D'abord ces raies sont très-voisines et dans les limites de la précision des mesures ; ensuite cette substance a un spectre très-variable suivant les éléments auxquels elle se trouve associée. Nous ne devons donc pas être surpris de trouver de nombreuses différences dans les bandes.

D'autre part, les distances de ces bandes observant la même proportion dans les étoiles et dans le gaz, au moins pour certains composés, il devient difficile de contester l'identité de leur origine pour une petite différence de limite qui peut s'expliquer autrement. On ne doit pas non plus être surpris de trouver le carbone très-abondant dans les étoiles , après l'avoir trouvé abondant dans certains aérolithes et après que les comètes nous ont montré le spectre direct de cette substance combinée avec l'oxygène et l'hydrogène. On a trouvé que les météorites charbonneux ne contiennent en réalité qu'une dose très-faible de carbone, et, pour le reste, ne diffèrent pas beaucoup des autres '. Il pourrait en être de même de ces étoiles. Une petite addition de carbone aux éléments chimiques ordinaires pourrait produire d'immenses variétés, étant donnée la nature protéiforme de cet élément. Le carbone donne un spectre tellerment différent pour toute association avec une substance en minime quantité, qu'il est difficile d'établir dans quelles conditions il s'y trouve ; de là viennent probablement toutes les