LA STRUCTURE DE L'UNIVERS

Nous avons vu au chapitre V que notre Soleil est situé à l'intérieur d'un amas composé de plusieurs centaines d'étoiles: ce sont les plus proches et généralement les plus brillantes.

Cet amas lui-même est sans aucun doute entouré par ce que nous pouvons appeler l'anneau galactique] mais quelle est la structure et la véritable forme de cette ceinture apparente? C'est précisément ce qu'il nous reste à déterminer.

Et d'abord, comment l'observation, à défaut des distances exactes des étoiles, pourra-t-elle nous renseigner sur le plan de l'Univers ?

Il est bien évident que si toutes les étoiles autres que celles de notre amas

étaient uniformément distribuées dans une sphère énorme et que le Soleil fût placé près du centre, notre rayon visuel rencontrerait un nombre presque égal d'étoiles dans tous les sens.

Une première hypothèse consiste à supposer notre Soleil plongé dans une sphère énorme peuplée d'étoiles.

Or, les travaux dont nous avons parlé montrent que tel n'est pas le cas.

Il reste donc deux hypothèses pour expliquer l'accroissement des étoiles à mesure qu'on approche de la Voie lactée.

Ou bien l'anneau galactique entoure une petite sphère remplie d'étoiles, ou bien nous sommes plongés au milieu d'une sorte de boule aplatie dont l'équateur est peuplé d'un nombre considérable d'astres brillants. C'est l'observation seule qui peut nous fixer sur la valeur de l'une ou l'autre hypothèse.

Un simple coup d'œil sur la voûte céleste, par une belle nuit d'hiver, nous montre à l'évidence que les étoiles deviennent de plus en plus nombreuses en approchant de la Voie lactée, mais ceci ne saurait nous renseigner complètement. Il nous faut des données plus précises. Or, c'est ici que commence la difficulté.

Ahl si la carte photographique du ciel

était terminée; si nous avions repéré et catalogué toutes les étoiles enregistrées, le travail ne serait plus qu'oeuvre de statistique! Malheureusement, nous sommes encore loin du but rêvé.

Nous serons donc obligés de nous con-

On peut encore supposer le Soleil au milieu d'un amas entouré d'un anneau d'étoiles.

tenter des catalogues d'étoiles mis à notre disposition par de patients chercheurs.

Commençons par les étoiles visibles à l'œil nu, ce sera une première approximation très utile. Répartissons-les sur un globe céleste à leur place exacte et traçons les limites de la Voie lactée. Que voyons-.nous? . Sur 5 356 étoiles, 1 200 d'entre elles tombe.it à l'extrémité de la zone galactique dont lesbords eux-mêmes réunissentla plupart des étoiles brillantes.

En supposant même que les formes nuageuses de la Voie lactée nous soient inconnues, la distribution des étoiles visibles à l'oeil nu nous permettrait de tracer assez correctement le dessin général de cette immense formation.

I! y a donc là une indication tout à fait sérieuse. 11 est évident, en effet, que si la répartition des étoiles était à peu près uniforme dans le ciel, la Voie laciée, qui n'occupe qu'une faible portion de la surface céleste, ne contiendrait pas le cinquième des étoiles visibles à l'œil nul Puisqu'elle

les contient, nous pouvons déjà conclure que ces étoiles ont une tendance à se grouper autour d'elle, à faire partie intégrante de ce nuage lumineux. Les étoiles de notre amas font seules exception.

C'est ce que Proctor n'ignorait pas lorsqu'en 1872 il entreprit de faire la répartition, non plus des étoiles visibles à l'œil nu. mais de toutes celles que contient le catalogue d'Argelander, c'est-à-dire de 324 198 étoiles.

Cette fois, la conclusion fut plus intéressante; non seulement les étoiles comprises entre la première et la neuvième grandeur 1/2 indiquaient nettement la forme générale de la Voie laciée, mais leur distribution en montrait toutes les particularités; c'est à tel point que, si la densi é stellaire varie sur la carte, l'augmentation ou la diminution des étoiles coïncide avec une recrudescence de luminosité de la Voie lactée; ses fentes et ses déchirures y sont même nettement indiquées. Schiaparelli est arrivé aux mêmes conclusions.

A l'aide de nouvelles cartes et de matériaux plus nombreux, le professeur Seeliger a repris, en le perfectionnant, le procédé des jauges d'Herschel.

Autour de la Voie lactée, il a tracé des zones au moyen de parallèles distants de

Enfin, reste l'hypothèse d'une boule aplatie renfermant des étoiles qui entourent notre Soleil.

20 en 20 degrés et il a compté le nombre des étoiles dans chaque zone.

Eh bien! la densité stellaire s'accroît dans ces zones à mesure qu'on approcb.e de la Voie lactée.

Ceci nous prouve que des deux dernières hypothèses soumises à notre choix, c'est