ETOILES PERIODIQUES

Mais, outre ces étoiles instantanées et de courte durée à temps incertains, il y en a beaucoup d'autres qui présentent des périodes régulières et constantes.

Une des plus fameuses est Omicron de la Baleine, qu'on appela Mira, l'admirable, précisément à cause de ces variations. Dans une période de trois cent trente et un jours et huit heures, elle diminue, à partir de la deuxième grandeur, jusqu'à disparaître à l'œil nu. Elle fut découverte par Fa-bricius en 1596. Elle décroit pendant trois mois environ, et elle reste presque ou tout à fait invisible pendant cinq mois, puis elle recommence à croître durant les trois autres moie. Argelander, qui a étudié cette étoile, croit qu'à la période courte est associée une période plus longue de quatre-vingthuit ans, qui change les maxima et leur durée, d'environ vingt-cinq jours. Dans son plein, elle est jaune; quand elle est petite, elle est rougeâtre. Le spectroscope nous a montré que, quand elle brille, elle possède un spectre rayé du troisième type, et que, quand elle diminue, elle conserve toutes les raies brillantes principales réduites à des fils très-fins.

Fig. 26. — Unucron de la Baleii-.e.

La figure 26 ci-dessus montre la nature de ce spectre à colonnades. En raison de son importance, nous ajoutons quelques observations spectrales de cet astre remarquable.

27 novembre 1867. La lumière est égale à celle de C do la Baleine, c'est-à-dire nettement de troisième grandeur. La couleur est d'un beau rouge rubis. Le spectre est magnifique et du type de p Pégase (3^ type), mais avec les raies brillantes plus nettes et les intervalles plus noirs,

29 novembre. Avec l'oculaire cylindrique , on voit un spectre superbe et tout en colonnades. Ces colonnes partielles sont toutes décomposables en lignes.

Toutes les colonnes sont plus brillantes du côté du rouge; les lignes limites sont absolument noires, mais fines : seulement la ligne 5 est large; voici un aperçu de ces bandes :

(0,1) Magnifique rouge sombre.

(1.2) Pvouge vivace clair et orangé.

(2.3) Dorée et jaune.

(3.4) Verdàtre délicat.

(4.5) Vert trancbé divisé par les autres lignes fines ordinaires dans le type; cette bande est séparée par une forte ligne noire très-large appartenant au magnésium (ou au charbon?).

(5.6) Beau bleu bien tranché.

(6.7) Indigo.

(7.8) Violacée; puis suit une faible traînée lumineuse.

13 décembre. C'est le degré de beauté le plus grand qu'on puisse se figurer. Les lignes j^rillantes sont plus larges et

plus vives du côté du rouge. Avec l'oculaire sphérique ordinaire, on en perd beaucoup; mais, avec l'oculaire cylindrique ou un fort oculaire sphérique, on peut compter toutes les

raies; si l'oculaire sphérique est très-fort, le vert est décomposé et montre une interruption entre les lignes 6 et 7 (fig. 27), les bandes sont décomposées comme une file de colonnes dessinées au burin sur cuivre. Aujourd'hui, elle est d'une grandeur supérieure à la troisième et arrive presque à a de la Baleine, mais elle est moindre que p. Elle mérite véritablement son nom d'admirable. (Extrait du Journal d'observations.)

Cette période s'explique, suivant quelques auteurs, en admettant une rotation du corps de l'étoile autour de son axe, et en supposant que d'un côté elle est couverte de taches comme le soleil. C'est là une hypothèse plausible, mais non exclusive. Le résultat spectral peut s'expliquer aussi en admettant une émission périodique de vapeurs analogues aux éruptions qui produisent les taches du soleil.

Les étoiles colorées en jaune-orangé et rouge peuvent être toutes considérées comme variables; telles sont a d'Orion, qui varie irrégulièrement presque d'une grandeur, et a du Taureau, qui varie autrement, comme on le verra plus loin. Arcturus n'est pas constant non plus. Un fait bien établi, qui accompagne cette variabilité, est la nature du spectre. Dans leur maximum, elles sont jaunes; leurs raies sont fines, et le spectre se rapproche bien nettement du second type; au minimum au contraire, elles présentent des raies noires, renforcées, larges, souvent de véritables bandes, à grande dilatation, surtout pour les raies du sodium. La période de ces étoiles plus grandes n'est pas encore bien connue.

a d'Hercule est variable et passe de la troisième à la quatrième grandeur dans un temps qui n'est pas encore défini. Son spectre, au moment du minimum, est sillonné plus profondément qu'à l'époque du maximum, et alors les raies fines secondaires sont difficiles à voir.

Citons encore parmi les étoiles variables les plus imporantes les suivantes :

V de l'Hydre va de la quatrième à la dixième grandeur en 449 jours;

v) de l'Aigle , de la troisième et demie à la quatrième et demie en 7 jours;

0 de Céphée : sa période est de 5 j. 8'' 47 ""39% et elle varie de la troisième à la cinquième grandeur. L'intervalle entre le maximum et le minimum est de 3 j. 19'», et celui du minimum au maximum de 1 j. 14'' ; elle fut découverte par Goodricke en 1784 : ce passage plus rapide du minimum au maximum n'est pas sans analogie avec celui des taches de notre soleil. Malgré cette irrégularité, il est probable que sa variation tient à une rotation.

L'étoile p de la Lyre est aussi variable; elle a une double période formée de deux maxima séparés par deux minima inégaux, mais se succédant à intervalles presque égaux. La période générale est de 12 j. 21 '^ 53™, Au maximum, l'étoile est entre la troisième et la quatrième grandeur; dans le premier minimum, entre la quatrième et la cinquième. Elle nous a montré une fois, au maximum d'éclat, les raies brillantes de l'hydrogène, comme y de Gassiopée, chose que nous n'avons plus vue ensuite, bien que nous l'ayons souvent cherchée.

Une étoile très-importante, est Algol ou p de Persée, qui est placée sur la tête de la Méduse. Gette étoile est habituellement de deuxième grandeur et reste invariable dans son maximum d'éclat pendant 2 j. 13'*; elle commence ensuite à diminuer lentement ; au bout de 3'* 30™, elle est réduite à un minimum qui atteint à peine à la quatrième grandeur, Cet état dure fort peu, soit 7 à 8 minutes au plus, et en 3^ 30'" elle revient à son premier état. La durée totale de

la période complète est 2 j.20''48'"55s. La variabilité de cette étoile fut découverte en 1669 par Montanari. L'étude spectroscopique faite plusieurs fois sur cet astre n'a pas montré de variations dans le spectre. Elle est du premier type, et elle le conserve toujours invariable, même à son minimum. Ce fait, joint à la marche de sa période, a prouvé qu'ici l'origine de la variation n'est pas un dégagement de vapeurs, et ne pourrait pas non plus se concilier avec une rotation quelconque, mais doit dépendre d'un astre obscur qui l'occulte partiellement pendant un certain temps , produisant une véritable éclipse partielle. Une étude approfondie de cette période a montré qu'elle n'est point constante, et maintenant elle semble plus courte; mais, comme la marche n'en est pas constante, c'est peut-être cette marche même cfui est périodique et due soit à un mouvement de l'étoile principale, soit aux perturbations produites par d'autres satellites obscurs. Algol est donc jusqu'ici la seule étoile dont on puisse affirmer avec quelque certitude qu'elle a des satellites obscurs qui tournent autour d'elle.

Une autre étoile très-importante par ses variations est •/) d'Argo, dans l'hémisphère austral. En 1667, Halley la mit dans son catalogue comme de quatrième grandeur; en 1751, La Caille la fit de deuxième; en 1814, elle était encore de quatrième suivant Burchell, puis de deuxième en 1822 et en 1826, suivant Brisbane. Burchell la revit en 1827 de première grandeur; en 1834, elle fut classée entre la première et la deuxième par Herschel, qui, en décembre 1837, la revit de première et supérieure à a du Centaure; elle diminua en 1850, et, en 1875, elle était de nouveau de quatrième. Elle semble avoir une période de 70 ans, avec fluctuations tous les 23 ans. Le spectre de cette étoile paraît être à zones, mais il n'a pas encore été suffisamment étudié.

M. Schônfeld a formé un catalogue des étoiles variables les plus régulières; nous le donnons à la fin de ce volume. On a noté leurs périodes et on a relevé qu'en général elles passent plus vite du minimum au maximum que du maximum au minimum , fait analogue à ce qui se produit pour les taches de notre soleil. De plus, toutes présentent des périodes secondaires insérées dans la période principale^ tout comme nos taches solaires. L'explication de ces phénomènes est encore en suspens. Mais c'est déjà beaucoup que d'avoir relevé le parallélisme de ces faits.

Résumant brièvement ce qui précède, nous voyons qu'il y a trois espèces de variabilités dues à trois causes diverses.

La première est celle d'une période plus ou moins courte déterminée par l'occultation de l'étoile par un corps opaque : c'est le cas d' Algol; la seconde, celle d'une rotation de l'astre qui nous présente diverses faces, ou d'une émission périodique de matières absorbantes. La troisième enfin résulte d'incendies à intervalles de temps plus ou moins irréguliers et indéterminés. La première cause n'aurait pas grande influence sur le système régi par l'étoile, mais la deuxième et la troisième au contraire en auraient une vraiment incalculable. Quelle vie régulière pourrait se produire dans un système régi par un soleil aussi incertain, aussi variable dans son action? Pour la troisième cause, J. Herschel remarque avec raison que l'imagination se perd à concevoir un tel phénomène, et qu'elle reste confondue à l'idée d'un incendie qui puisse être vu à tant de millions de lieues de distance ! Mais ces faits sont encore plus surprenants à un autre titre. Ils nous révèlent que l'espace est semé d'innombrables corps obscurs ; nous ne les voyons que quand il se produit en eux d'épouvantables catastrophes, lesquelles

ne parviennent à notre connaissance que bien des siècles après qu'elles ont eu lieu. Nous verrons ailleurs qu'il ne manque pas de preuves attestant directement l'existence de telles masses obscures dont l'inflammation pourrait expliquer l'apparition de nouvelles étoiles.

Beaucoup d'étoiles notées dans les anciens catalogues sont aujourd'hui perdues; on ne peut supposer autant d'erreurs d'observations; quelques-uns de ces astres étaient certainement des planètes, c'était Uranus ou Neptune, comme on a pu le prouver par des calculs rétrospectifs; pour les autres, il semble qu'ils aient réellement disparu ; comme, bien certainement, ils ne se sont pas anéantis, il reste à supposer qu'ils se sont éteints, c'est-à-dire réduits à l'état de corps obscurs, comme les planètes.

Ces faits ne peuvent manquer de nous suggérer quelques réflexions sur nous-mêmes et sur l'étoile qui nous régit.

Le soleil est certainement aussi une étoile variable. Les variations undécennales de ses taches et de ses protubérances ou éruptions, prouvent qu'il n'a pas une activité constante, et, par suite, que l'intensité de sa lumière doit aussi varier. Mais l'évaluation directe de cette variabilité, la détermination de ses limites, sont presque impossibles. La quantité de lumière ne peut se mesurer avec précision, et la grandeur des taches ne prouve pas que cette lumière soit moindre quand elles sont très-nombreuses; en efîet, quand même il serait prouvé que dans les taches il y a moins de lumière et de chaleur, leur plus grande intensité dans les parties lumineuses peut compenser l'action plus faible des parties obscures ; la chose est même probable, étant donnée la plus grande activité, maintenant bien établie, qui règne au mo-

ment de l'apparition des taches. On trouve également de grandes difficultés a déterminer l'intensité de la radiation thermique pour laquelle nous avons cependant des moyens plus précis; c'est que toutes nos observations devant se faire à travers l'atmosphère terrestre, sa variabilité continue empêche la mesure exacte de l'état général de sa température. On a cherché une preuve de cette variabilité dans les températures moyennes climatologiques annuelles et dans la quantité de pluie, mais ces variations n'ont pas coïncidé partout avec la période sus-indiquée. Meldrum l'a cherchée dans la fréquence des bourrasques cycloniennes de l'Equateur, mais cette preuve n'est pas encore assez sûre. Comme il est bien démontré que la périodicité des taches marche d'accord avec celle du magnétisme terrestre, et comme celui-ci semble dépendre des variations thermiques du globe, il est clair que le soleil est aussi variable dans sa lumière et dans sa chaleur. En sorte que la variabilité est certaine, mais difficile à démontrer directement. On peut affirmer seulement que la couleur un peu jaune de la zone superficielle du soleil, due à l'absorption de son atmosphère, semble plus prononcée aux époques où il y a peu de taches. Mais on manque encore, sur ce point, de mesures précises.

L'énorme intensité de la lumière solaire est un obstacle aux mesures, et la surface des taches étant très-petite par rapport au disque, elles peuvent n'avoir qu'une faible influence. M. Langley croit que ce ne peut être plus de 0,29 degrés centigrades pour notre globe, quantité tout à fait impossible à saisir avec les moyens dont nous disposons actuellement en météorologie.

On peut en dire autant de l'intensité de la lumière solaire. Par rapport à celle des étoiles, Wollaston l'a évaluée à

156 PHYSIQUE STELLÂIRE

20 mille millions de fois celle de Sirius, mais d'autres l'estiment à 60 mille millions ; on est, comme on le voit, loin de l'accord. Seules les recherches spectrales, faisant mieux connaître le caractère de ces variations, pourront peut-être nous donner quelques notions sur ce sujet. Voici cependant ce qu'on peut conjecturer dès aujourd'hui : on a vu que les éruptions sont très-rares à l'époque où les taches manquent ; il y a en même temps, la chose est probable, diminution d'activité, et par suite diminution de lumière et de chaleur. Néanmoins la chromosphère est très-belle et trèsvive, même à ces moments-là. On ne peut donc rien affirmer de certain : mais si la variation solaire à courte période échappe à nos moyens d'investigations, qui peut dire qu'elle ne puisse, à longue période, influencer la vie sur notre globe? Qui sait si les périodes glaciaires subies par la terre n'ont pas eu une origine de ce genre? Nous laissons à d'autres la tâche ardue de répondre à ces problèmes; il suffira de les avoir indiqués pour montrer l'importance de l'étude de la variabilité stellaire.

L'étude des étoiles variables a été très-cultivée dans ces derniers temps , ainsi que celle de leurs couleurs. Les recherches spectrales ont montré la grande affinité qui règne entre ces deux qualités stellaires; comme on l'a dit, toutes les étoiles rouges, ou fortement colorées, sont variables, et vice versa; l'une des études concorde donc avec l'autre. Et non-seulement les grandeurs, mais même les spectres, sont certainement variables; l'étude a donc maintenant doublé d'importance.

Pour faciliter ces recherches, nous avons ajouté à la fin de ce volume un catalogue des étoiles variables et un autre des étoiles colorées.

En conibinanî: c-ro doux catalogues avec ceux des étoiles

du premier et du second type donnés dans le chapitre IV, le lecteur a ici un premier travail pouvant servir de base à une classification physique des étoiles, tentative qui n'a pas encore été faite et qui, à peine abordée, mérite certainement d'être complétée.

CATALOGUE