XII AVANT- PROPOS

conduit tout naturellement à une théorie entièrement nouvelle des satellites, écueils mystérieux où jusqu'ici étaient venues se heurter toutes les cosmogonies.

Les critiques, je le sais, ne me manqueront pas; ne sont-elles pas d'ailleurs le lot assuré de toute idée neuve et originale? Peu m'importe; l'avenir dira jusqu'à quel point j'ai réussi à mener à bien une aussi audacieuse entreprise.

Observatoire de Bourges, 8 Septembre 1921.

GHAPlTRl!: 1 LE PROBLÈME COSMOGONIQUE

L'intérêt du problème cosmogonique ne semble pas s'être amoindri depuis 1 époque où l'Ecole Ionienne enseignait que les astres proviennent de la condensation d'une matière légère primitivement répandue dans l'espace. De fait, malgré les diflicultés sans cesse renaissantes en face des nouvelles découvertes, les questions touchant l'origine du monde trouvent toujours de nombreux écrivains pour les aborder et un public pour s'y passionner.

Cet engouement pour un sujet où jusqu ici la spéculation — avouons-le — eut la plus large part, tient, j'imagine, à une double cause. Le savant vraiment digne de ce nom ne saurait cultiver la science sans être amené tôt ou tard à classer ses acquisitions, donc à se faire une idée générale de l'univers et, par suite, à créer un modèle du mécanisme qui a présidé à son évolution : les plus grands penseurs n'ont pas échappé à ce besoin de mise en ordre raisonnée; toutes les cosmogonies sont des essais de synthèse fixant les progrès de l'esprit humain dans les domaines les plus divers : elles

1 — Cosmog-onie.

2 FORMATION DES NKBL'LEUSES SPIRALES

marquent toutes, pour ainsi dire, les étiages atteints au cours des siècles par le développement de la pensée, et c'est sans doute ce qui constitue pour la plupart d'entre nous le charme particulier de cette partie de riiistoire des sciences.

Pour le grand public, la Cosmogonie semble répondre à une autre préoccupation : le souci impérieux dans Ihumanité de la recherche de nos origines : Ihonime qui réfléchit veut savoir d'où il vient, et l'attrait du mystère de son passé n'a d'égal que celui de sa destinée.

Il n est donc pas étonnant que nous réunissions toutes nos forces pour la solution de ces deux énigmes, les seules dignes, à vrai dire, de préoccuper le philosophe. Aurionsnous aujourd'hui amassé les données suffisantes pour résoudre la première ? 11 est permis d'en douter ; toutefois, comme l'écrivait spirituellement Henri Poincaré, d;ins ses Leçons sur les Hypothèses cosmogoniques . « si nous étions curieux sans impatience, il est probable que nous n'aurions jamais créé la Science et que nous nous serions contentés de vivre notre petite vie. Notre esprit a donc réclamé impérieusement cette solution bien avant qu'elle fût nnn-e . et alors qu'il ne possédait que de viigues lueurs lui permettant de la deviner plutôt que de l'atteindre. Et c'est pour cela cjue les hypothèses cosmogoniques sont si nombreuses, si variées, qu'il en naît tous les jours de nouvelles, tout aussi incertaines mais tout aussi plausibles que les théories plus anciennes, au milieu desquelles elles viennent prendre place sans pouvoir les faire oublier '. '>

De telles considérations ne sauraient cependant nous décourager. En étudiant 1 histoire des cosmogonies , nous pouvons, en effet, k travers les vicissitudes des idées, y suivre assez facilement la trame de progrès évidents; la caducité même des hypothèses nous indique les sentiers à éviter aussi bien que les voies menant plus sûrement au but. Contemplées de loin et d'une vue que le recul du temps fait plus large, certaines théories nous apparaissent, suivant

' II. PoiNCAKÉ : Leçons sur les Hypothèses cosmogoniques, xlviii 2» éd., Hermann, Paris, 1913 .

l'expression anglaise, comme de véritables hypothèses irorking : la nébuleuse de Laplace en est le meilleur exemple : c est de sa discussion cjue sont nées les idées modernes sur lévolution des mondes.

1. Toutefois, depuis le commencement de ce siècle, les recherches se sont multipliées dans des directions que Laplace eût été loin d'imaginer. Notre but n'est pas de discuter ici, ni même d'examiner en détail cette abondante lloraison d'idées nouvelles; d'autres l'ont fait avec une autorité à laquelle nous n'oserions prétendre ; mais ce qu'il importe de remarquer pour éclairer le débat, c'est que toutes les théories cosmogoniques se rangent en deux catégories distinctes : les unes ont la prétention de fixer le mécanisme ([ui a présidé à l'évolution de tout l'univers ; une telle ambition n'est plus de mise à notre époque; les fameux sondages célestes de sir William Ilerschel ne sont rien en comparaison des mesures que nous permettent les instruments modernes associés à la photométrie et à la photographie. Le résultat, c'est que chaque jour recule les limites de ce ciel dont les horizons lointains semblent fuir devant nous à mesure ({ue nous pénétrons plus avant.

Le terme notre Univers n'a plus de sens défini pour l'astronome; même appliqué à la Voie lactée dont nous faisons partie, il représente une notion vague et imprécise, puisque nous en sommes encore à essayer de déterminer la figure réelle et l'étendue de cette vaste formation.

Soyons plus modestes et rangeons- nous dans la catégorie de ceux qui se sont bornés à rechercher la façon dont s'est édifié notre système solaire. La tâche est encore effrayante et nous ne saurions nous en dissimuler les difficultés.

2. Lt^s iif'huleuses. — Au cours des sondages dont nous avons parlé, W. Herschel fut amené d'instinct à classer les objets nébulaires aperçus au foyer de son puissant télescope. '< Le fondateur de l'Astronomie moderne, remarque très judicieusement miss Clerke, ne pouvait voir sans mettre en

ordre ce qu'il voyait, et la loi d'ordre qui s'imposa à son esprit fut fondée sur le principe d'évolution '. »

Appliquant les lois de la gravitation à des masses qu'il jugeait gazeuses, l'astronome en arriva à conclure que la condensation — ou la contraction — constituerait le terme extrême et fatal où devaient aboutir les espaces nébulaires.

Les grandes nébuleuses irrégulières, comme celle d'Orion, représentaient dans sa pensée le commencement des âges, le chaos primitif oîi , par les frottements et les chocs, les éléments se rapprochant, prenaient peu à peu des formes plus précises : c'étaient les nébuleuses rég-ulières qui finalement se muaient en nébuleuses planétaires ou en étoiles nébuleuses.

En fait, bien que probablement vraie dans ses grandes lig'nes, la classification d'Herschel n'a pas résisté aux découvertes modernes. La continuité n'apparaît pas entre les nébuleuses régulières et celles dites planétaires. On sait que ce terme inventé par Herschel s'applique à des objets circulaires répandant un éclat uniforme et suggérant l'idée d'un disque aplati.

A mesure d'ailleurs que les instruments se perfectionnaient et que continuaient les investigations photographiques, il fut hautement évident que les formes et les structures nébulaires dépendent des grossissements ou des temps de pose. C'est ainsi que plusieurs nébuleuses planétaires, pour ne citer que cci exemple, se changèrent en nébuleuses annulaires avec l'emploi du grand télescope de Lord Ross.

L'analyse spectrale devait encore donner sa note au milieu de ce tableau déconcertant. La première impression fut qu'on pouvait tout attendre du nouveau procédé. On comprendra mieux l'enthousiasme que suscita l'emploi du speclroscope pour résoudre les questions pendantes en lisant les réflexions de sir William Huggins au sujet de sa première observation à l'aide de cet instrument : u Dans la soirée du 29 Août 1864,

1 Miss A. M. Ci.erke : Modem Cosrnogonies , p. 199 Adam et Ch. Black, London, 1905,.

je dirigeai pour la première fois le spectroscope vers une nébuleuse dans le Dragon. Je regardai... Pas de spectre tel que je l'attendais! Seulement une ligne unique et brillante. Je soupçonnai dabord un déplacement du prisme... Mais la vraie explication m'apparut aussitôt '. »

L'astronome en elFet n'ignorait pas que tout métal incandescent donne un spectre continu; qu'une masse éclairante vue à travers une atmosphère gazeuse montre au contraire une série de raies noires, tandis que seuls les gaz illuminés fournissent des lignes vives, brillantes et distinctes.

Huggins ne pouvait donc s'y tromper. « Un examen plus attentif, ajoute-t-il aussitôt dans son Mémoire, me montra deux autres lignes brillantes du côté du bleu, ces trois lignes étant séparées par des intervalles relativement noirs. L'énigme des nébuleuses était résolue. La lumière elle-même nous avait envoyé la réponse : Ce n'est pas une agglomération d'étoiles, mais un gaz lumineux. »

Cette merveilleuse découverte inaugurait une ère nouvelle dans la con([uète des cieux.

Nous avons constaté depuis Huggins que les principales raies des nébuleuses sont dues à l'hydrogène, à l'hélium et à un élément inconnu de notre chimie terrestre, auquel les astronomes ont donné le nom de néhulium. A l'heure actuelle, les lignes paraissent se multiplier et nous en avons déjà relevé plus de 70 !

Cependant, même avant la mort de Huggins, les choses ne parurent pas aussi simples, et l'on put constater (jue certaines nébuleuses offraient un spectre continu traversé de lignes sombres : ces objets étaient donc des nébuleuses renfermant des soleils incandescents, ou tout au moins des particules solides, peut-être des gaz sous pression, puisque dans cet état la matière émet aussi un spectre continu.

On le voit, même avec le spectroscope, la classifîcalion des objets nébulaires devient un problème insoluble. Aussi, faute de mieux, les astronomes modernes ont adopté la distinction suivante :

' Phil. Trana., vol. CLIV, p. 437.

6 for:\iation des nkbuleuses spirales

1 I Nébuleuses à spectres de raies brillantes, comprenant la plupart des nébuleuses irrég-ulières et les nébuleuses planétaires, toutes probablement s:azeuses.

2) Nébuleuses émettant un faible spectre continu sillonné de raies sombres. Presque tous les objets de cette catégorie rentrent dans la classe des nébuleuses spirales dont le télescope de Lord Ross nous avait révélé quelques spécimens, et que nos photographies actuelles nous montrent comme le type de beaucoup le plus répandu dans le ciel.

Cette classification ne vise d ailleurs à aucune rigueur mathématique et les deux catégories sont loin de s'exclure. Les nébuleuses spirales, par exemple, offrent souvent les deux types de spectres: telles sont les nébuleuses N.G.C. o98, 1068, o236, etc..

Ceci prouve une fois de plus que nous sommes bien en présence d'objets qui évoluent, de nébuleuses qui, de gazeuses ou pulvérulentes peut-être, arrivent lentement à la phase stellaire. Et nous revenons ainsi à la pensée dominante de Sir William Herschel.

Mais quelles surprises n'éprouverait pas le grand astronome, s il lui était donné de contempler nos clichés photographiques I A l'heure actuelle, même la plupart des nébuleuses irrégulières comme celle d Orion. les annulaires comme celles de la Lyre, laissent entrevoir leur structure spiraloïde. La doctrine des anneaux nél)uleux formant des satellites ou même des planètes, ces vieux principes chers aux inventeurs de systèmes cosmogoniques , ne se trouvent plus inscrits dans le ciel. La photographie à longue pose n'a pas voulu endosser la théorie des anneaux , née dans l'esprit de Laplace.

Toutefois, dès qu'il s'agit des nébuleuses planétaires qui s'apparentent par leurs spectres aux nébuleuses gazeuses, nous n'apercevons plus la loi de continuité. Celles-ci nous apparaissent, pour l'instant du moins, en dehors des règles de cette évolution cosmique qui flatte notre amour-propre instinctif de l'ordre dans le temps et dans l'espace.

Au reste, ces nébuleuses planétaires ne sont- elles pas sur

toute la ligne en opposition avec les autres? Alors que les nébuleuses spirales manifestent une tendance îi se réunir vers les pôles de la grande ceinture galactique, les planétaires allectionnent surtout le voisinage de la Voie lactée, se distinguant ainsi des premières qui ont l'air de la fuir.

3. Les nôJuilevscs spirnlcs. — A mesure que se nmltipliaient les moyens d'investigation, il devenait de plus en plus évident que le type prédominant des nébuleuses dans le ciel était celui de la forme spirale; un million au moins de ces nébuleuses pourraient nous être montrées par le télescope géant du mont W'ilson. Comme le disait encore

Fi^'. 1. Vv^. 2.

II. Poincaré, « cette forme se rencontre beaucoup trop souvent pour qu'on puisse penser qu'elle est due au hasard, on comprend combien est incomplète toute théorie cosmogonique qui en fait abstraction. Or aucune d'elles non rend compte d'une manière satisfaisante K » C'est pour essayer de combler cette lacune que je propose une nouvelle hypothèse. En attendant, complétons notre documentation sur ce type de nébuleuse vraiment intéressant.

La plupart des nébuleuses spirales sont à deux branches ; c'est là une caractéristique qu'avaient déjà notée les anciens observateurs, mais que nt)S photographies ont mise en évidence d'une manière frappante. Parfois, sans doute, ces branches se ramifient h tel point qu'on pourrait les croire triples ou quadruples; mais un examen attentif montre qu'en somme, on peut toujours les ramener à deux principales diamétralement opposées.

' H. PoiNCAHÉ : op. j. cit., p. i.\.x.

Pour expliquer ce fait, See avait imaginé que la nébuleuse était formée de deux lambeaux cosmiques allongés qui, passant l'un près de Tautre , s'étaient rencontrés dans l'espace; l'une des ailes avait formé pivot, tandis que l'aile marchante s"était éloignée et finalement s'était enroulée' (fig. 1 et 2).

Cette théorie, on ne l'a pas assez remarqué, expliquerait assez bien pourquoi les nébuleuses spirales se dirigent généralement le bord en avant -; c"est-à-dire que leur mouvement propre s'etïectue dans la direction de leur plan principal en suivant un angle assez voisin de ce plan; tel un disque qu'on lance avec un fort mouvement de rotation.

Mais l'hypothèse ne donne aucune raison pour que les deux branches de la spirale soient symétriques, et c'est là cependant lune des caractéristiques de ces nébuleuses.

D'autre part, dans la théorie de See, le mouvement tournant se fait dans le sens du tourniquet hydraulique ou des pièces d'artifice, les bras s'enroulant comme un ressort de montre: les spires éloignées suivent le mouvement déclanché par les spires centrales; enfin, ici encore, le mouvement est centripète et non centrifuge.

Or il résulte des investigations récentes , celles en particulier de Slipher et de van Maanen que les branches spirales s'étendent au lieu de se contracter et que la rotation générale de la nébuleuse ^ a lieu dans le sens contraire à l'enroulement apparent. Ainsi la nébuleuse des Chiens de chasse (Messier 51) tournerait, non dans le sens de la figure 3, mais dans le sens des aiguilles dune montre ffig. 4),

1 T. J.-J. See :■ Researcltes on ihe Evolution of the Slellar Systems, \o\. II; The Capture Theory of Cosmica.1 Evolution, eh. xix (A. Hermann, Paris, 1910).

2 V. Slipher, Proc. Phil. Soc, vol. LVI, n» 5, p. 403 et suiv. 1917).

3 Si.iPHER , ibid.

Planche II

Nébuleuse spirale des Chiens de chasse ( Messiei- 51 (D'après une pliotographie.)

LE PHÛBLÈME COSMOGONIQUE 11

ce ({ui, au premier abord, parait tout à fait contraire aux lois de la gravitation.

D'autres, avec Arrhénius, pensent que deux astres ont pu s'approcher dans leur course intersidérale et provo([uer à leurs surfaces des attractions nuituelles amenant la formation de deux marées opposées '. La rotation aurait développé des émissions spiraloïdes.

11 est certain que la matière échappée d'un soleil par ce processus, serait bien suffisante poui- construire un cortège planétaire aussi faible que le nôtre en comparaison de la masse centrale. Mais une tbéorie doit être générale et s'appliquer à toutes les nébuleuses spirales connues.

Celles que nous avons mesurées avec quelque approximation sont parfois de l'ordre de grandeur de certains amas stellaires : dans leurs anneaux spiraloïdes s'enfantent, non de pauvres petits systèmes comme le nôtre, mais des agglomérations de milliers de soleils.

En admettant, par exemple, pour la nébuleuse d'Andromède, la distance donnée récemment par H. Shapley -, qui est de (j."0 années-lumière, le calcul nous donne en nombres ronds un diamètre 28000 fois supérieur à celui du système solaire limité à Neptune : 9 fois la distance du Soleil à Alpha Centaure, notre voisine.

La partie nettement visible de la nébuleuse d'Orion qui, suivant Shripley ■^, se trouve à une distance de 617 annéeslumière, occupe dans le ciel une largeur de o degrés : ceci nous donne pour cette nébuleuse un diamètre tel que la lumière mettrait oO années à la traverser. Mais c'est là un minimum ; les photographies à longue pose ont montré autour de la nébuleuse les vestiges parfaitement reconnaissables d'une vaste structure spirale ^ s'étalant sur 20 degrés carrés,

' Sv. AuRHÉMus : L'Évolution des Mondes, p. 170 (Bôranj;er, Paris, 1910).

■- Mt. U'/7.ço;i Contr. n<> 156, p. 2 et suiv.

■' Ml. Wilson Conlr., n» 147. V. aussi n» 156, p. 12. Kapteyii, après une sérieuse discussion, adopte comme parallaxe pour la nébuleuse d'Orion : 0", 0054 dr 0", 0009, soil une distance de 190 parsecs en nombres ronds.

■* Ranyard, Knowle'h/e. vol. XII, p. 147. Cette structure spiraloïde avait été déjà mentionnée ]iarG. P. Bond en 1861. \'. Iiarrai-d Annals. vol.^^ p. 158.

si bien qu'en fait, cette formation gigantesque s'étend sur une longueur de 200 années-lumière.

Il faudrait beaucoup de bonne volonté, croyons -nous, pour admettre que des champs célestes aussi vastes aient pu être ensemencés par un mécanisme du genre de celui que prône Arrhénius dans son Evolution des mondes. Nous sommes là sur un domaine de pure fantaisie, d'autant que dans le cas envisagé, nous obtenons encore des nébuleuses tournant en sens contraire de celui que réclame l'observation.

Restent les théories répulsives, faisant intervenir la pression de radiation, les projections cathodiques ou autres similaires. On peut leur opposer les mêmes objections. Là encore, les causes sont inadéquates aux effets observés; elles ont été imaginées à une époque où 1 on ne pouvait se rendre compte des dimensions réelles des nébuleuses spirales les mieux connues.

Toutefois, nous pouvons pousser plus avant l'analyse et démontrer que. sans tenir compte du sens de rotation, les forces répulsives ne sauraient arriver à construire des nébuleuses possédant les caractères observés.

4. La forme des hranches spirales est incompatible avec la théorie répulsive. — Considérons un noyau nébulaire expulsant des particules d'une façon continue. Soient : w, la vitesse angulaire de rotation de la masse centrale :

y, la vitesse des particules expulsées; T, le temps écoulé depuis l'origine.

Au bout d'un temps quelconque /, le noyau aura tourné d'un angle

f) = Oit.

A ce moment il expulse une particule qui, au temps T, aura parcouru le chemin

on aura donc

Pi.am:he III

Grande nébuleuse d'Ûrion d'après une pholog-raphie ).

ib

C'est une spirale d'Archiniède (iig. o). Sans doute la partie centrale des nébuleuses, où l'on voit les spires se presser les unes contre les autres, ressemble à toutes les spirales; mais dès qu'on atteint un certain rayon, les photographies montrent toutes des branches peu incurvées, très allongées, qui souvent semblent fuir le noyau et n'ont rien de commun avec la forme bien caractéristique de la spirale d'Archiniède '.

\ oilii pour la disposition générale. Eludions maintenant d'un peu plus près le mécanisme de l'émission.

Les particules échappées sont soumises à 1 action de deux forces opposées, l'une répulsive et l'autre attractive, la gravitation; elles décrivent toutes successivement des trajectoires semblables; cherchons quel est à un moment donné la figure dessinée par l'ensemble de ces j)arlicules (V. fig. 0). Y

Fig. 5. — Spirale d"Apcliinu'cle.

Fis. 6.

Soit lune d'elles partie à l'origine du temps de l'extrémité A du diamètre AB. Sa vitesse réelle, en grandeur et en direction, est la résultante de sa vitesse d'expulsion et de sa vitesse d'entraînement due à la rotation de l'astre 0. Au bout du temps t, elle sera parvenue en G, ayant parcouru l'arc de trajectoire AC. Un instant dt après, une seconde particule s'échappera de l'extrémité A du même diamètre qui aura lui-même tourné d'un angle très petit AOA' que nous appellerons (/<p.

A l'époque t-\-(lt, elle aura décrit un arc de trajectoire AD identique à AC; mais, pendant l'élément de

' Le lecteur peut se reporter aux différeutes photographies et aux schémas de nébuleuses donnés dans le cours du volume.

temps dt, la particule issue de A aura continué sa marche le long- de l'arc CE. Les deux particules seront au même instant l-\-dt, lune en D, l'autre en E : l'arc DE appartient donc à la courbe cherchée.

Appelons : dy. l'angle formé par les deux rayons vecteurs r et r-\-dr qui vont respectivement du centre (J aux deux points D et E;

dh l'ang-le COE dont s'est déplacé , pendant le temps dt, le rayon vecteur OC de la particule partie de A.

Il est visible que l'ang-le COD est l'angle do dont a tourné le diamètre AB pendant le temps dt et l'on a :

dv.+ dhz^d'j, ou

dy. = dj-~d'i.

Donc, quand le rayon vecteur de la courbe cherchée décroit de r-\-dr à r. il tourne de l'angle

d-^ — df).

Supposons, maintenant, qu'un observateur soit lié au mouvement de l'astre tournant. Pendant le temps qu'une particule s'est déplacée de dh. lui-même a tourné de do. H verra donc la particule se mouvoir comme si son rayon vecteur, en passant de r à r-\-dr décrivait l'angle

df) — dj.

Pour lui, les apparences produites par le flux des particules successivement expulsées seront identiques à la figure que dessinent à un moment donné ces mêmes particules pour un observateur immobile '. Or notre observateur voit les par-

1 On peut facilement, dans le cas où Ion a obtenu l'équation de la trajectoire des particules, en déduire celle de la spirale. Remarquons, en efTet, que la résultante de deux forces centrales est elle-même une force centrale et les aires sont proportionnelles au temps. On a donc, en appelant K et n des constantes :

r2 dh = K2 dl ,

dz, —ndl ; mais, d'autre part.

dx = dz, — dh.

Entre ces trois équations et celle de la trajectoire, on éliminera successi-

ticules s'échapper normalement à la surface de l'astre, c'estk-dire dans le prolongement du diamètre AB. Les deux branches d'une nébuleuse spirale devraient donc, si une force répulsive était en cause, nous paraître nettement divergentes. Et c'est précisément ce que ne confirment pas nos photographies, ^u sortir du noyau, les branches, au lieu de suivre une direction rayonnante, se détachent au contraire à peu près langentiellement à la surface et font souvent plus d'un tour complet avant de s'écarter l'une de l'autre.

Concluons donc que si des forces répulsives, comme la pression de radiation, se font nécessairement sentir dans des nébuleuses brillantes, aussi bien qu'autour des soleils, ces forces n'entrent que pour une part extrêmement faible dans la construction des branches spirales.

Il faudra dès lors chercher ailleurs la véritable explication de ces formations, qui paraissent délier jusqu'ici nos moyens d'interprétation.

5. La inntière néhulnive. — Les hypothèses cosmogoni(jues faisant intervenir les forces répulsives ne sauraient d'ailleurs, remarquons- le en passant, donner l'ultime solution du problème de l'évolution des mondes. Une masse nébulaire qui se viderait constamment de son contenu pendant des millions d'années finirait par se détruire elle-même. Que deviendraient également les matériaux expulsés ? Ils reformeraient, répond- on, une autre nébuleuse. Alors la question reste entière et il s agit précisément de chercher le mécanisme de cette nouvelle construction. De toute façon,

vemenl ç, 6 et <, et on aura une équation entre r et a : c'est celle de la spirale.

Si, par exemple, la trajectoire est une section conique ayant pour équation :

e cos t) zb 1 ' on trouve pour la spirale :

pr dr

, — prar / „ 1\

équation facile à intégrer.

2 — Cosmog-onie.

c'est à la gravitation qu'il faudra s'adresser pour regrouper les particules dispersées. En fait, telle fut la tâche que se sont imposée les cosmo^onies : au début, le postulat est presque identique; seul, le mécanisme diffère.

De quelque côté qu'on envisage le problème , on ne saurait échapper à la conclusion que, primitivement, la matière était moins condensée quà Iheure actuelle et que les vides des espaces célestes — - vides constatés et tout relatifs d'ailleurs— se sont créés au profit des noyaux nébuleux ou stellaires qui ont attiré vers eux les particules avoisinantes.

Cette manière de concevoir l'étal primordial de l'univers semble de plus en plus en harmonie avec les constatations récentes.

William Herschel l'avait déjà remarqué au cours de ses sondages célestes, il existe dans le ciel des régions vides d'étoiles qui, dans la plupart des cas, paraissent plus sombres même que les parties de la voûte céleste où les astres sont raréfiés. Cette structure est surtout remarquable en pleine Voie lactée, à côté des plus brillants nuages stellaires. L'endroit dénommé « Sac à charbon » et visible dans l'hémisphère austral en est le plus bel exemple; mais, sous nos latitudes septentrionales, le phénomène est encore assez accusé pour qu'il ne puisse échapper à un observateur attentif.

Or, comme l'accumulation des étoiles dans le plan de la Voie lactée ne tient qu'à un effet de perspective dû à notre position très voisine de ce plan, il parait déjà bien improbable que ces vides apparents puissent correspondre à des vides réels. Dans cette dernière hypothèse, il faudrait admettre que ces sortes de tunnels, dont la longueur pénètre toutes les strates stellaires de la Galaxie, ont leurs grands axes respectifs exactement dirigés dans le sens de notre rayon visuel. Passe encore si nous occupions une situation centrale, mais tel n'est pas le cas 1

Nos photographies n'ont fait que renchérir sur les données visuelles. Elles nous ont appris, en particulier, que le plus souvent les espaces vides ressemblent à de grandes lanières

Planche IV

Nuages et courants de matière noire associés à des objets nébulaires dan? la constellation d"Opliiucus.

sombres plus ou moins contournées aboutissant ordinairement, soit à une étoile brillante, soit à une nébuleuse.

Cette remarque est à rapprocher d'un fait bien connu et que citent tous les biographes du vieil TIerschel. Lorsque l'astronome rencontrait dans le champ de son télescope ces rég-ions vides d'étoiles : u Préparez-vous à écrire disait-il à sa sœur Caroline qui l'assistait dans ses observations, voici bientôt une nébuleuse '. » Les espaces noirs près de 0 et p Ophiucus et qui ont été signalés par Barnard sont vraiment remarquables à cet égard; mais, ainsi cpie Ta montré cet habile observateur, dans plusieurs cas les vides sont remplis, en tout ou en partie, d'une sorte de lumière dill'use au sein de laquelle apparaissent des taches plus sombres.

L'hypothèse des « trous noirs » perdait donc de plus en plus du terrain. Nous avions ail'aire, non à des vides, mais à des matériaux sombres alimentant les noyaux nébulaires et peut-être les étoiles.

La question en était là lorsqu'en 1917, M. Max Wof élucida complètement la question : les bords de ces vides apparents manifestent très souvent des traces de luminosité, de self-phosphorescence, et les étoiles vues à traversées nuages demi-transparents sont afîectées dans leur spectre de la raie nébulaire bien connue -.

Nous sommes donc en présence d'une matière non encore condensée autour d'un noyau défini. Plus récemment encore. Miss M. L. Heger montrait que certaines catégories d'étoiles laissent apparaître des lignes fixes du calcium et du sodium % ce qui semble prouver que ces astres sont vus à travers des nuages cosmiques renfermant ces éléments, nuages qui ne participent pas au mouvement propre des étoiles situées derrière eux.

Fait, enfin, digne d'être rapproché de ces particularités intéressantes, cette même matière, nous l'avons découverte au sein des nébuleuses où elle se montre tantôt sous la

1 V. Philos. Trnns., vul. LXXIV, p. 449.

2 V. Revue du Ciel, sept. 1917.

3 V. Rei'ue du Ciel, juin 1920.

forme de petites taches noires comme dans Messier 8 du Sagittaire, tantôt larg-ement répandue sur les branches des spirales qu'elle assombrit par absorption ; parfois, elle donne naissance à des anneaux sombres alternant avec des anneaux brillants : tel est le cas de la nébuleuse d" Andromède ; ou bien la matière noire est reléguée à la périphérie, isolant le noyau lumineux du reste du ciel et justifiant ainsi les vides apparents déjà remarqués par Herschel.

D'après M. Espin, c'est sans doute dans cette particularité qu'il faudrait chercher l'explication des nébuleuses planétaires souvent entourées d'anneaux alternativement lumineux et sombres et qui finissent toujours par se transformer en spirales.

Ainsi , l'ensemble des faits observés nous accule à cette conclusion qu'il existe dans les espaces célestes des nuages cosmiques alimentant les nébuleuses. Suivant encore M. Espin, les innombrables nébuleuses spirales voisines des pôles galactiques seraient des points où l'énergie est active au sein de masses inactives, et c'est en cette région que se rencontrerait actuellement la matière noire en plus grande abondance. Sans vouloir acquiescer complètement à ces dernières vues encore hypothétiques, contentons-nous de constater qu'il existe sûrement au sein de la Voie lactée de nombreuses traînées de matériaux sombres, le plus souvent disposées parallèlement au plan général de la Galaxie et associées à la présence de nébuleuses ou détoiles nébulaires. Enfin, seconde remarque capitale pour l'objet de notre étude, l'existence de ces traînées accuse avec la dernière évidence que leurs parties constitutives ont été amenées et distribuées par de vastes courants qui subsistent probablement à l'heure actuelle.

6. Les courants slellaires. — A la réflexion, l'existence de courants de matière nébulaire dans les espaces célestes est tout à fait conforme aux plus récentes acquisitions dans le monde stellaire. Il n'existe pas une étoile, — donc pas un soleil, — qui ne soit animée d'un mouvement propre attei-

gnant en moyenne 30 à 40 kilomètres à la seconde. Les nébuleuses n'échappent pas à cette loi et leurs vitesses sont même bien supérieures à celles des étoiles. Si donc les astres naissent de matériaux plus ou moins épars, il n'est pas étonnant que leur formation, résultant de la condensation de ces derniers, ait lieu au sein même des courants nébulaires.

C'est là un point capital qui semble avoir échappé à la plupart des anciens cosmogonistes. Kant et Laplace peuvent invoquer une excuse : l'étude des mouvements propres des systèmes stellaires est une conquête relativement moderne, mais il est vraiment extraordinaire que les auteurs des cosmogonies plus récentes aient négligé, pour la plupart, cette particularité qui s'imposait. Ni Faye ', ni le colonel du Ligondès- ne font allusion à ce mouvement; ce dernier aurait cependant trouvé l;i ime cause qu'il postulait à laplatissement de sa nébuleuse grossièrement sphérique. Mais, à cette époque, nous étions encore dans l'ère de ce que j'appellerais volontiers la cosmogonie statique, par opposition à la cosmogonie dynamique des auteurs contemporains.

La nébuleuse de See, celle de Chamberlain et Moulton ^ supposent bien le mouvement; mais il faut arriver jusqu'aux théories de M. E. Belot '* pour voir la vitesse propre du Soleil intervenir d'une façon active dans la construction de la nébuleuse d'où sortira le système solaire. C'est en ce sens que l'Essai de cosmogonie tourhitlonnaire, dû à ce dernier auteur, marque une date dans l'histoire des théories relatives à la formation des Mondes. Je dirai plus tard comment, malgré certaines apparences, le système que je propose aujourd'hui diffère totalement de celui de M. Belot qui a été loué, bien que critiqué en même temps, par Henri Poincaré, et je reviens aux mouvements stellaires.

' H. Faye : Sur l'Oriçjine du monde, édit. de 1884 ( Gauthier -Villars, Paris).

2 R. DU Ligondès : Forjnation mécanique du système du monde (Gaulhier- Villars, Paris, 1897 .

3 V. Aslroph. Journ., t. III, p. 181.

* E. Belot : Essai de Cosmogonie lourbillonnaire , 1911 (Gauthier-Villars, Paris^.

Le premier résultat des méthodes employées pour la détermination de ces mouvements propres, le principe, en particulier, de Doppler-Fizeau, appliqué aux vitesses radiales, fut de montrer que les directions sembleraient être régies par le hasard, telles les molécules des gaz dans une enceinte fermée. Cependant, peu à peu, les statistiques s'accumulant. il apparut que ces mouvements n'étaient désordonnés qu'en apparence. Kapteyn les réduisit à deux principaux ; ainsi naquit la théorie du double courant '. Les étoiles , d'après cet astronome, se grouperaient en deux essaims de directions différentes et notre Soleil serait attaché à lun d'eux. Cette hypothèse audacieuse n'a pas reçu de plus ample confirmation, et, il faut l'avouer, les statistiques sur lesquelles elle s'appuie sont sujettes à diverses interprétations. Quoi qu'il en soit, les recherches amorcées conduisirent à des résultats tout à fait remarquables, mais dans une voie quelque peu différente de la première. On se mit résolument à l'étude des courants groupant plusieurs étoiles.

Le sujet n'était pas tout à fait nouveau, puisque W. Herschel et surtout Proctor avaient déjà attiré l'attention sur ce point, mais on l'abordait avec des méthodes perfectionnées.

x\ l'œil nu, les observateurs les moins attentifs ont de tout temps remarqué des groupes stellaires accusant des formes bien définies : l'Éridan, le Scorpion, les Poissons, Persée, l'Aigle, les Couronnes boréale et australe nous en montrent des exemples familiers. Cependant il peut y avoir là un simple effet de perspective; il n'en est plus de même, toutefois, lorsqu'il s'agit des étoiles faibles enregistrées par milliers sur certains clichés.

Dans une portion du Sagittaire, par exemple, la disposition régulière en ligures géométriques est si apparente qu'il est impossible de la croire accidentelle. Et ce fut la conclusion que M. Backhouse tira de ses nombreuses études à ce sujet.

* V. Th. Moreux : La Dualité de notre Univers. Cosmos, 1908, p. 378. V. Discours de Kapteyn au Congr. des Arts et Se. à Saint- Louis, 1907. Le courant I aurait pour coordonnées : a := IS*» et 5 ^ -|- 18" ; le courant II : a = 7h aoni et ô = -I- 58".

Cependant la loi s'applique encore à certaines étoiles brillantes dont nous connaissons la parallaxe. Prenons une constellation comme celle de la Grande Ourse, Tune des plus remarcjuées dans le ciel : les étoiles ^, y, 2, e et ^ forment un véritable système dont les composantes se meuvent à la même vitesse (33kilom. par sec.) et se dirigent vers un point commun dont les coordonnées sont voisines de l'un des apex de Kapteyn ' ; on aura une idée de l'étendue de ce vaste courant stellaire si nous ajoutons que ces étoiles sont séparées entre elles par d'énormes intervalles de l'ordie de 130 années-lumière.

Cette loi s'applique même à des étoiles fort éloignées les unes des autres en apparence, comme Sirius , fi Cocher, 37 Grande Ourse, o Lion, a Couronne boréale, etc., soit en tout 10 étoiles.

Or, non seulement ces astres voyagent de concert, mais ils sont contenus dans un même plan et seraient à peu près en ligne droite. D'après le D'' Hertzprung, ils convergent vers une même région vide du Lynx, avec une vitesse de 18 km. 4 par seconde.

Plus récemment, M. Stroobant, de Bruxelles, a pu montrer que notre Soleil lui-même fait partie d'un courant qui réunit sur une même trajectoire : a Cassiopée, 3 Persée, a Scorpion, x Persée, y Cygne, e Pégase et a de la même constellation. Toutes ces étoiles ont un apex commun et des vitesses sensiblement égales. Les dernières recherches de cet astronome tendent même à établir que beaucoup d'autres étoiles, •• Pégase, v Persée, '1, Gémeaux, a de l'Hydre, t et r, Pégase, appartiendraient aussi à ce long courant stellaire -.

On pourrait multiplier les exemples de ce genre. Ceux que

' Ces coordonnées sont celles du courant I de Kapteyn. dont nous avons donné les valeurs dans la note 20 : 18'' et + 18" ; celles de l'apex solaire, toujours d"a]irès Kapteyn, seraient: a.z=l~^' Âb"' \ 5rr:-f 31». Nous reviendrons sur la position de cet a|)e.x au cours de ce volume.

- D'après les beau.\ dessins de la \'oie lactée du D'' Bœddicker, la Galaxie elle-même serait, d'une façon frénérale, composée de courants d'étoiles et de groupements de petites étoiles et ne représenterait pas un disque plat et fendu, comme on l'a cru longtemps.

nous venons de donner suffisent à établir notre thèse : il existe dans le ciel de véritables processions de soleils, montrant qu'il doit y avoir une étroite connexion entre remplacement qu'occupent les étoiles et la structure des courants nébulaires dont elles sont issues.