IV. Apparition de la forme propre à Saturne

En faisant dans l’appareil augmenter davantage l’obliquité jusqu’à l’angle r4-y4—/, le bord du disque tfVT (6, fig. 34) touche le bord de l’anneau r,v et l’espace sombre se divise pour faire apparaître les deux anses b ”, d'T, forme qui se présente dans la nébuleuse (2038).

EN FüHME DE MEULE. 305

g 233. V. Détermination de l’angle de l’obliquité.

La longueur DD (fig. 32) du diamètre de l’anneau se maintient invariable sous loules les obliquités; elle est le grand axe 2a des ellip>es bd. b'd', b"d",.... Il n’y a que le petit axe qm devient 2è = 2 cos r, 2 cos (r + y), 2 cos (r + y + /).

Dans la nebuleuse perforée située entre (5 et y de la Lyre, le

rapport entre les deux axes de l’ellipse est 100: Ki = a:b.

Ce rapport est produit par une obliquité de 47* environ; cet

angle est donc formé de l’axe A de la meule et du rayon visuel R.

La nébuleuse (218) entre p de Persée et y d’Andromède est une ellipse tellement allongée que le grand axe est environ dix fois plus long que le petit; son espace intérieur est obscur et non noir.

La nébuleuse (2023) au sud de la Lyre est peu allongée et de forme ellipsoidale; John Herschel remarqua que son intérieur n’est pas tout à fait obscur ; il y a une faible clarté.

Il est même possible d’y voir des petits points lumineux, et cela à cause de la faible obliquité.

La nebuleu>e (859) a le noyau en forme d’ellipse moins allongée que celle de l’anneau extérieur. Cette irrégularité résulte de l’arc poseidonien, et non pas d’une forme de lentille, comme on a été tenté de l’admettre pour certaines nébuleuses.

2* De ( apparition des nébuleuses à plusieurs anneaux.

8 234. Parmi les nébuleuses à plusieurs anneaux vues obliquement, la plus connue est celle de v d’Andromède observée pour la première fois par Simon Marius en 1G12; cet astronome comparait sa lumière à celle d’une chandelle vue a travers une feuille de corne, comparaison qui est assez exacte.

Le noyau O (fig. 33) a un diamètre de 7"; Stoney trouva que la nébuleuse d’Andromcde est accompagnée d’une autro

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plus faible, mais décomposable , tandis que le noyau se voit composé de plusieurs filets plus clairs séparés par des intervalles moins clairs et trop nombreux pour être désignés. Ce noyau elliptique ainsi composé provient de la position oblique sous laquelle est vue la meule composée de quatre anneaux dont l’extérieur d occupe l’orbite de Poséidon, et les trois autres c, b, a occupent les orbites d’Ouranos, de Chronos et de Zeus. La distance Oc est presque la moitié de la distance ON.

Fig. 35.

Dans les plus puissants télescopes la nébuleuse se maintient irrésoluble malgré sa clarté bien supérieure à celle de la nébuleuse résoluble découverte par Stoney. Cet état irrésolublo de la nébuleuse provient de deux causes qui se rencontrent rarement dans une même nébuleuse.

Pour que les intervalles L qui séparent les traînées d , c, b , a des météores soient visibles, il ne faut pas que ces traînées soient très- volumineuses, et cela exige que les météores aient un médiocre volume. Il en résulte que les intervalles X entre les points lumineux des foyers ne peuvent pas être assez grands pour que ces points puissent être séparés dans les télescopes. Lorsque plus tard les météores aug-

EN FORME DE MEULE

menteront de volume, on verra augmenter également les

intervalles X entre leurs foyers, ainsi que les quantités de rayons de chaque foyer; au contraire, les intervalles L entre les traînées des météores diminueront jusqu’à devenir invisibles, précisément parce que les foyers sont devenus visibles.

La quantité totale <I> de rayons provenant de la masse brûlante n’éprouve aucun changement à cause du volume des météores; elle est distribuée d’abord dans N-t-N' foyers des météores, et ensuite la même lumière <I» est divisée dans N ou même dans n foyers séparés entre eux par les grands intervalles ?. -+- X ou /. La clarté restant la même, la nébuleuse, qui était d’abord unnulaire et irrésoluble, devient plus tard unie et résoluble.

2* Pour que la nébuleuse MN se montre tellement allongée, il faut que l’obliquité soit grande; le grand axe étant presque le double du petit, l’obliquité doit être de 60” environ ; la surface de l’ellipse est donc presque la moitié de la surface réelle S de la meule. Les N-t-N' points de foyer séparés dans la surface S par les intervalles Xse présentent dans la surface s séparés par les intervalles X — X'.

Ce sont donc ces deux causes physiques qui rendent irrésoluble, non-seulement la nébuleuse v d’Andromède qui est une meule de plusieurs anneaux, mais sont de même irrésolubles presque toutes les autres nébuleuses étroites et allongées, et, par exemple, celles ci-dessus indiquées (218), (1 486), (2060) et toutes les meules qui, vues presque de profil dans les environs de l’ascension de 20*1, parurent comme des cirres dans le télescope d’Herschel. La nébuleuse (2088) an sud de t du Cygne est un mince filet de nuée; sa courbure indique l’existence d’un arc poseidonien.

3* Dimensions des nébuleuses planétaires.

§ 235. J’ai annoncé que les meules de nébuleases, après un laps de temps, deviendront des étoiles multiples qui

sont des systèmes des planètes lumineuses. La différence réHIe entre ces deux élats consiste en ce que les molécules de la masse brûlante pâteuse sont en équilibre rompu, état «fui ne permet pas de geler aux molécules de la couche superficielle pour devenir une enveloppe solide; mais durant cet état de rupture d’équilibre ii y a un déplacement continuel des molécules dont une partie venant à la surface prend la forme de vésicules de vapeur, lesquelles gèlent et deviennent les éléments des météores.

Dans les étoiles doubles Hersche! et Struve se sont bornés à admettre une distance de 32" entre les éléments de chaque couple, distance qui correspond à celle de 29A entre Poséidon et son soleil. Le diamètre de l’orbite de Poséidon 2,0A est celui des meules composées de la même masse brûlante de huit jets que les systèmes des étoiles planétaires; la différence se réduit, 1° aux formes de ces masses, et 2° à leurs enveloppps.

La masse brûlante est l’en forme de longues bandes dans les huit orbites des grosse» planètes, 2’ tandis que les molécules de la même masse étant réduites eu équilibre par la pesanteur, la forme devient ovalaire.

La masse brûlante en forme de bande est entourée de météores de forme ovalaire ayant les sommets dirigés vers la masse. Les rayons provenaut de celle-ci, après avoir éprouvé des dispersions de la vapeur opaque, arrivent aux météores où ils éprouvent des réfractions convergentes pour aller se croiser en un point, le foyer. C'est donc de tels foyers que les rayons émergent des nébuleuses.

Lorsque l’équilibre de* molécules devient établi, se congèle alors la couche superficielle de la masse pâteuse; l’enveloppe solide de glace transparente sépare les traînées de météores de la masse brûlante. Cette enveloppe livre passage aux rayons qui s’en propageut en directions divergentes rectilignes.

Les météores disparaissent parce que les rayons n’arrivent

EN FORME UE MEULE

plus à leurs sommets pour se concentrer au foyer en partie et pour en arriver à l’œil; ces météores ainsi disparus restent et circulent comme précédemment autour de leur soleil avec la masse brûlante.

Sous ce rapport il n’y a pas de différence réelle entre les diamètres des meules et ceux des orbites poseidoniennes des étoiles multiples; mais cela n'est plus le cas par rapport aux différences optiques. Les rayons arrivent à l’œil directement de la masse brûlante des planètes lumineuses, tandis que dans les nébuleuses ces rayons <t>se subdivisent en N portions pour se croiser dans N foyers et arriver de là à l’œil en faisant apparaître N objets lumineux d’égale grandeur et de môme couleur que celle de la lumière qui arrive aux météores.

Les nébuleuses circulaires ont leur contour déterminé par les rayons qui émergent des foyers des météores extrêmes, dont l’anneau ne peut avoir un diamètre plus grand que 2,0û. Dans les cas où la longueur apparente des meules est supérieure à \ ' ou à 3', elle doit être attribuée aux divergences des rayons croisés dans des foyers dont l’ensemble fait une hémi-péripbérie ayant à l’extrémité un bras poseidonien.

La nébuleuse de v d’Andromède est d’une longueur apparente de 2* 1/2 et d’une largeur de plus de 1°, tandis que le diamètre de 60n noyau n’est que de 7". Cette nébuleuse étant annulaire, doit avoir des bras ou arc poseidonien; ce sont donc les foyers de ses météores qui excèdent et font apparaître dans les nébuleuses une grandeur supérieure à celle qui existe réellement, laquelle est observée entre les éléments des couples des étoiles doubles.

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