CHAPITRE IV

CONSIDERATIONS GENEHALKti 8UU LA DISTRIBUTION DES ÉTOILES

Ce qui précède, et qui constitue ce qu'on pourrait appeler un théorème sur la distribution réelle des étoiles dans l'espace, est le seul résultat qui mérite quelque confiance parmi les nombreuses spéculations faites sur la structure de la Voie lactée envisagée comme la partie principale de l'univers. Kepler lut le premier à considérer la Voie lactée comme un ensemble annulaire d'étoiles^ et à supposer notre soleil placé à l'intérieur de cet anneau, mais excentriquement d'un côté et en dehors de son plan moyen.

Eugène supposait les étoiles disposées uniformément ; nous avons vu que cette idée n'est pas soutenable. Wright, Kant, Lambert ont beaucoup écrit sur la nature des systèmes qui renferment ces amas d'étoiles, mais toujours eu conformant leurs idées sur le modèle du système solaire planétaire, tel qu'il était connu de leur temps.

Aussi, dans leurs opinions, rclruuvuns-nous toujours les inévitables gi-ands corps cenLiaux primaires, puis les corps secondaires de troisième, qualiième, cinciuième ordre.

Mais, aujourd'hui que le syslcme solaire lui-même est si

profondément modifié, qu'il s'est montré avec une telle variété dans ses éléments constitutifs, il serait oiseux de vouloir persévérer dans la même voie. En effet, ces grands penseurs ne connaissaient qu'un soleil environné de planètes formant les systèmes de premier ordre, entourées elles-mêmes de satellites formant les systèmes de second ordre ; toutes les orbites ont une faible excentricité et sont très-peu inclinées sur l'équateur de l'astre primaire. Puis les comètes ont des orbites très-excentriques, nombreuses, mais sans loi.

Maintenant, outre ces classes principales de corps à grande masse, nous connaissons une zone de petits corps entre Mars et Jupiter, dont les masses réunies égalent à peine celle de la terre, bien que leur nombre soit déjà de 1G9 (janvier 1877) et que rien ne donne lieu de croire qu'ils doivent s'en tenir là. La preuve du contraire serait plutôt la rapidité avec laquelle se succèdent leurs découvertes. Ils ont des orbites très-inclinées sur l'équateur, et quelques-uns présentent une très-grande excentricité, au point qu'on met en doute la stabilité de leurs orbites et qu'on croit à la possibilité de chocs, en raison de leurs petites distances mutuelles et de leur enchevêtrement ; ils sont répandus dans une zone d'une largeur un peu plus grande que la distance moyenne de la terre au soleil.

Nous connaissons en outre beaucoup de comètes péiiodiques ou non; quelques-unes font partie de courants paraboliques de petits corpuscules, les météorites, tantôt répandus sur des arcs très-grands, tantôt sur des arcs limités qui suivent les comètes à la trace. Celles-ci ne sont pas non plus dts corps entièrement soUdes, mais en partie gazeux; c'est pour cela qu'ils présentent des phénomènes aussi étranges quand ils s'approchent du soleil.

De même la découverte des nébuleuses gazeuses fait

tomber toutes les analogies qu'on avait voulu trouver entre les nébuleuses et la Voie lactée; c'est W. Herscliel qui a fait cette découverte sur la fin de sa carrière.

Etant données toutes ces additions à ce qui composait autrefois pour nous le système solaire, il n'est plus improbable que des groupes de très-petites étoiles tiennent lieu de vastes corps isolés, et que leurs systèmes ne soient pas munis d'un centre prépondérant leur donnant une stabilité indéfinie, comme le voulait Lambert. De ce que la Voie lactée confine à la zone des nébuleuses, on ne peut dire qu'elles en fassent partie, attendu qu'elles ne sont pas toujours formées d'étoiles distinctes, comme on le croyait alors.

En outre, la nécessité d'une grande masse centrale n'est pas absolue, car on peut obtenir la régularité des mouvements au moyen de systèmes annulaires ou d'autres coml^inaisons dépourvues de corps central, comme nous le montrent les nébuleuses, ou même des systèmes en spirale voués à d'autres fins que les circulations perpétuelles dans des orbites absolument fermées. Et il ne faut pas dire qu'alors des systèmes de ce genre ne seraient pas stables ; c'est peut-être par leurs chocs que ces astres seraient destinés à renouveler l'énergie et à donner à la vie une activité nouvelle.

Enfin on ne peut surtout exclure les systèmes stcllaires, qui sont trop évidents dans les étoiles doubles, triples et multiples ; et même on trouve dans la Voie lactée différents groupes qui, sans être globulaires, semblent donner l'idée de systèmes partiels.

Aussi M. Procter nous paraît-il avoir raison quand il considère les trous de la Voie lactée, près de la Croix du Sud '

1. Voir Astr. Soc. Montlt. Not., décembre 1877, et Astronomical Essays page :i31.

et dans le Cygne, comme des indices que l'épaisseur de la couche sidérale est limitée et que nous voyons au delà des limites de cette épaisseur. En effet, pour un amas sphérique, tel que les nuées de Magellan, il suffit de sa seule forme pour montrer que ce n'est pas un cylindre indéfini dont l'axe serait dirigé vers l'observateur.

De même, ces trous nous montrent que les parois dont ils sont formés ont dans la direction du rayon visuel une épaisseur proportionnée à leurs dimensions latérales; sans quoi nous devrions assimiler ces trous à des tubes infiniment longs dont l'axe serait précisément tourné vers nous. Il s'ensuit que la Voie lactée doit être un système fini d'étoiles dont la profondeur, dans la direction du rayon visuel en certains points, ne peut en général différer beaucoup de sa largeur, au moins sur certaines lignes ; mais en d'autres régions, il est impossible de dire où elle finit. Cette apparence de trous pourrait aussi s'expliquer d'une autre façon, c'est-à-dire par la présence de masses obscures absorbant la lumière, comme nous l'avons dit ailleurs.

Dans les premières spéculations sur ce sujet, on disait que la Voie lactée était un anneau ; d'autres fois, on l'assimilait à un disque fendu en deux ; mais aucune de ces hypothèses n'en explique même d'une manière approchée les circonvolutions. Maintenant M. Proctor la compare à une espèce de serpent qui se replie sur lui-même, sans cependant fermer le cercle, laissant à la place vide une lacune analogue à celle qui existe dans la constellation de la Croix du Sud. Mais toutes ces formes peuvent à peine donner grosso modo une idée de l'ensemble de la masse stellaire, et sa structure réelle diffère de toutes nos conjectures.

Tout ce qu'on peut dire, c'est qu'elle est composée principalement d'amas limités, réunis par des régions où les étoiles

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sont répandues avec une densité moindre et plus d'uniformité. La série de ces amas est plus longue et plus dense par rapport à nous dans la direction du Sagittaire; à l'opposé, au contraire, dans Persée et Cassiopée, elle a encore une grande profondeur, mais moindre ; tandis que, à droite et à gauche de cette ligne diamétrale, ses limites sont plus voisines de nous. Notre soleil avec les étoiles les plus voisines du groupe dont il fait partie, n'est certainement pas placé au centre de la couche, mais dans une position sensiblement excentrique; cela résulte de la différence énorme de densité des étoiles entre 6'' et 18'' d'ascension droite. Aussi, de ce côté, la \'oie lactée se bifurque d'une manière très-singulière, et, tandis qu'elle est toute brillante et en beaucoup de points irrésoluble, elle s'interrompt non loin de là tout d'un trait, se terminant en deux larges ventaux, placés presque en face dans la constellation d'Argo en M = 9'', comme nous l'avons déjà indiqué.

De plus, le soleil est aussi un peu en dehors du plan de la Voie lactée, parce que cette zone ne constitue pas en réai-ivé un grand cercle , mais un petit cercle distant du grand cercle parallèle d'environ 5°. Il est inutile de pousser plus loin les conjectures. Les masses composantes semblent plutôt d'innombrables groupes épars qu'un système unique ; et, étant donnée leur complication, rien ne transpire sur la structure de cette masse immense. Il est possible que sa configuration irrégulière soit temporaire pour nous, que nous soyons en dehors du centre et ((ue, pour quelqu'un placé au centre pouvant connaître les lois du mouvement de tant de corps, il y eût lieu de constater une structure très-simple ; mai: jiicrru'à présent nous n'avons aucun indice de ce genre, et nous Ci;"'ons nous contenter de ce que nous voyons, comme pour un instant, dans l'immensité des siècles.

Bien que la résolu bilité en étoiles distingue la Voie lactée des nébuleuses, néanmoins beaucoup de régions, vues au spectroscope, nous ont donné des traces de raies spectrales isolées et brillantes, en sorte que nous ne savons pas jusqu'à quel point elle est tout entière formée d'étoiles ; il doit s'y trouver en grande abondance de la simple matière cosmique.

Mais les étoiles visibles pour nous ne font pas toutes parties du seul système de la Voie lactée. Beaucoup de groupes nous semblent indépendants, comme les nébuleuses magellaniques, et de nombreux amas d'étoiles mêlées aux nébuleuses, comme la Chevelure de Bérénice, et beaucoup d'autres réunions de dimensions moindres. Les nébuleuses surtout semblent former un système particulier que nous allons étudier maintenant.