Americ. Journal of science, May 1876, p

divergences trouvées. Ainsi, par exemple, l'oxyde de carbone et l'hydrogène carboné ont les mêmes bandes; mais, dans le premier, la bande moyenne est la plus vive; dans le second, au contraire, c'est la plus faible.

Il est très-important de comparer les deux types (3« et 4"^), lesquels au premier abord semblent analogues, mais qui ne le sont pas en réalité. Nous prendrons pour base du 3^ type a d'Hercule, et, du 4« type, l'étoile 152 du catalogue de Schjellerup, comme la plus belle du groupe (M = 12h 39' 1" ; D. = + ^G° 9')^ qui, à cause de cela, s'appelle la superhe. Voici comment cette étoile fut décrite par nous dès que nous l'eûmes découverte : « magnifique spécimen du4« type : vraiment remarquable par sa vivacité. Sa couleur est rouge sang. Le spectre est formé de trois zones très-vives et larges, une jaune, l'autre verte, la troisième bleue (le rouge, couleur faible et obscure, y est, mais brille peu). Elles sont toutes très-vives, tranchées vers le violet, estompées du côté du rouge. Le contour des bandes est renforcé par des raies vives à l'extrémité, et dans le jaune paraissent comme deux fils d'or; de même dans le vert et le bleu, bien qu'elles ne soient pas aussi vives. Il y a encore d'autres zones, mais elles sont difficiles à reconnaître. Il y a lieu de remarquer que, tandis que les courbes de la lumière, ou les cannelures, dans ce ¥ type, tirent sur le violet, elles tirent sur le rouge dans le 3^ type (voy. pi. YII, fig. 3; et pi. VIII, fîg. 4); les lignes qui divisent le reste ne rentrent pas toutes dans les deux types. Il y a analogie entre ce spectre et celui des comètes. » C'est l'étoile 4,287 B. A. G. De nombreuses observations ont donné les résultats suivants, en la comparant d'abord à Arcturus et puis à a d'Hercule.

1" La raie D du sodium ne concorde pas exactement avec la première ligne obscure de la 152 Sch. ; elle concorde avec

une bande plus faible, mais la raie h d'Arcturus concorde bien avec la ligne noire de la 152, qui est dans le vert. Or, dans Arcturus, b appartient au magnésium; mais, comme elle est très-peu distante d'une raie du carbone, la coïncidence ne prouve pas que cette ligne de 152 soit du magnésium; elle pourrait être du carbone (cette conclusion fut d'abord tirée de l'examen au spectroscope simple, puis confirmée avec le carbone même en se servant du spectroscope à fente.) Dans Arcturus, la raie D correspond à la bande faible de l'étoile 152 qui appartient au carbone, mais celle-ci n'est pas une vraie raie, mais une simple dégradation obscure. Le matin du 15 mai 18C9, on fit une comparaison entre les raies du carbone, du sodium et du magnésium. Le soir, on mesura les mêmes distances des lignes métalliques sur les raies de l'étoile, et on trouva une coïncidence parfaite dans toutes les lignes principales qu'on put déterminer. Il n'y eut qu'un petit déplacement constant pour toutes, qui fut attribué à une modification due au spectroscope.

2" Le spectre de l'étoile est inverse de celui de la benzine, comme on le voit dans les figures ci-dessus (voy. fig. 17 et 18); un tel renversement est complet dans les deux premières zones, mais moins satisfaisant dans la troisième. Il manque, en outre, dans l'étoile, les raies vives de l'^yùrogène G qui sont dans la benzine; une autre c se trouve au delà du jaune (peut-être une raie de l'air ou la raie directe du carbone pur). Il y a en outre un trait rouge vif qui n'est pas susceptible de mesure et nous rappelle la raie G de l'hydrogène '.

On fit les comparaisons directes de l'étoile avec la benzine

1. Voir les détails sur cette étoile, p. 32 du Mémoire ÎV des spectres prismatiques des corps célestes, inséré dans les Atti deH Ac. Pontif. de .N. Lincei, 1872.

et l'on vit bien la coïncidence des zones, en tenant compte pourtant de leur renversement; mais ces études étaient trèsdifficiles, parce que le spectre de l'étoile supporte peu l'éclairement, et que le spectre de la benzine se change en un spectre à lignes pour toute modification accidentelle de la température ou du mouvement de l'air. A l'extrémité des parties claires, on trouve sur l'étoile des lignes plus vives; mais, en les examinant au prisme objectif, on voit que ce ne sont pas de vraies lignes métalliques, mais seulement des bandes dégradées plus vives *.

Dans les étoiles du 3« type et principalement dans a d'Hercule, la ligne noire du vert ne coïncide pas exactement avec la ligne du magnésium; elle est un peu du côté du rouge (fig. 20), mais pas beaucoup plus que le carbone ne s'éloigne du magnésium; la raie D est à sa place; nous savons déjà

Kou.^c ^^^^^IBn^^^^^H

que dans la 152 il existe là une faible dégradation. En sorte qu'encore ici la substance inconnue semble être du carbone ; dans a d'Hercule, la bande large unique serait profondément divisée à l'endroit où l'on voit déjà une petite dépression, dans le carbone, à l'endroit voisin de D. La raie brillante vive, qui est dans le spectre de la benzine près de c, coïn-

1. M. Huggins s'est occupé de cette étoile ; il met un rouge très-éteudu sillonné de nombreuses raies noires, là où, pour nous, il y a de simples dégradulions. Nous n'avons pu vérifier ses nouveaux résultats; pourtant le caractère général de l'étoile, d'après lui, concorde bien avec no? impressions. Il se peut que les ditlerences soient encore ici, comme dans d'autres cas, l'effet de la variabilité réelle de l'étoile.

122 PHYSIQUE STELLÂIRE

cide avec une raie noire de a d'Hercule et produit une division de la colonne. Beaucoup de mesures ont prouvé que les intervalles entre certaines bandes noires des deux étoiles se combinent parfaitement avec celles du carbone, en sorte que, malgré de petites différences de coïncidence, les bandes des deux types dépendent certainement du carbone (probablement de l'oxyde). Il y aurait seulement cette très-importante différence que, dans le 3° type, les bandes sont directes, et, dans le 4", renversées. De plus, dans le 3^ type, on trouve exagérées des zones secondaires qui sont très-faibles dans le ¥. Quand on connaît les variétés infinies du spectre du charbon déjà constatées par les chimistes, on n'est pas surpris de ces différences.

Nous ne voulons pas entretenir plus longtemps le lecteur de ces détails. Avec ce qui précède, il est suffisamment en état de poser les limites de cette science si vaste; il en aura déjà, de lui-même, relevé la portée immense, toute nouvelle et inattendue.

Nous dirons donc, pour conclure : ies spectres stellaires du P'' et du 2" type ont des lignes d'absorption dues à des vapeurs métalliques comme dans le soleil; celles du 3" et surtout du 4^ type, outre les raies métalliques, ont aussi celles d'autres gaz et, très-prohahlement, du carhone à l'état d'oxyde ou d'autre combinaison, et, par suite, doivent avoir une température moindre que les étoiles des deux premiers types.

Le spectroscope nous a révélé encore, dans le ciel, un autre fait important. La plupart du temps, les étoiles du même type sont très-nombreuses dans la même partie du ciel. Ainsi, par exemple, dans les Pléiades, dans le Taureau, dans la grande Ourse, le spectre du l'''" type domine.

Dans l'Eridan, l'Hydre, etc., les étoiles jaunes sont en majorité. Dans Orion, elles sont généralement du 4*='' type, mais

avec des raies très-fines, au point qu'on pourrait aussi les ranger dans le second, mais avec le rouge relativement faible; elles semblent comme vues à travers un voile vert. Serait-ce là un effet dû à la masse nébuleuse à travers laquelle nous les verrions? En outre, il est fréquent de trouver deux ou trois étoiles rouges voisines d'une étoile principale de même couleur; on en pourrait induire que les étoiles sont distribuées en groupes naturels formant de grands systèmes ; nous verrons cette conclusion confirmée par d'autres faits.

Le spectroscope nous donne encore l'explication d'autres phénomènes stellaires, les uns passagers, comme la scintillation, les autres permanents, comme la variabilité.

Passons à l'étude des uns et des autres.