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On distingue environ 500 points lumineux de 4 0* à Î2* grandeur dans une étendue de 20' de diamètre; il y a des appendices convergents, il n’apparaît vers le milieu aucune densité supérieure de points lumineux.

La très-grande étendue, le manque de densité des points lumineux et des appendices servent à faire connaître que le corps est composé d’un nombre supérieur de portions de masse brûlante. Il ne faut pas oublier que la masse brûlante accumulée pour former une ou plusieurs étoiles, n’occuperait pas même un espace d’un diamètre de 0",01 et que l’éclat de l’étoile ne surpasserait pas celui des étoiles de 7' grandeur.

J’insiste à desseiu, afin de mettre le lecteur en état de comprendre que ce sont les molécules comprimées de l’éleclre dont l’expansion indéfinie se présente occupant un espace des milliers de fois plus grand que l’espace de notre système solaire, et cela tant qu’il y a des météores de forme ovalaire arrangés, disposés avec le sommet dirigé vers la masse centrale. C’est l’expansion des molécules de môme éiectre, qui se manifeste dans la masse brûlante comme une poussée expansive pour la faire s'allonger dans la direction où elle rencontre la résistance la plus faible. Dès que les lecteurs parviendront à comprendre le mouvement emmagasiné dans les molécules de l’électre, leur intelligence saisira aussitôt toute la grandeur de l’action suprême.

3* Nébuleuses jumelles.

§ 390. Il existe entre deux nébuleuses rondes bien distinctes, bien circonscrites, un très-mince filet de nébulosité qui rattache leurs circonférences, tels sont les corps nom-

més ici nébuleuses jumelles. Il a été prouvé que c’est de l’allongement d’une portion p de masse brûlaute que résultent deux portions p, p' et un filet de cette masse visqueuse qui unit ces portions. Toutes les molécules matérielles étant en équilibre rompu, il y a production de

météores dans toute la surface de la masse brûlante : ce

sont donc ces météores répandus autour de la masse brûlante qui produisent les nébuleuses jumelles (§ 366).

On voit deux nébuleuses allongées et dont la direction est en ligne droite; leurs parties de points lumineux peu denses sont séparées par une distance de 2'; on ne distingue pas s’il y a quelque intervalle de séparation ou s’il y a un filet qn (fig. 48) qui unit les deux nébuleuses.

Le petit intervalle prouve que le prolongement des deux bandes de masse brûlante ne passe pas loin de la Terre; elles se voient courtes parce qu’elles ont une position oblique par rapport au rayon visuel. Le manque d’appendices prouve que, s’il en a, ils sont invisibles à cause de leur raccourcissement

Des deux nébuleuses allongées, celle du nord est la moins grande; chacune d’elle possède vers le milieu les points lumineux en densité supérieure. Perspectivement les deux allongements ne paraissent pas parallèles; ils sont cependant unis par un gros filet.

Des deux nébuleuses, la plus grande est allongée; les points lumineux sontdenses vers le milieu. La nébuleuse est séparée d’une autre éloignée de 2' environ, mais le prolongement du grand axe de la première nébuleuse passeexactement par la moins grande qui est un peu plus lumineuse.

Les deux corps allongés forment perspectivement nn angle d’environ 120°; la nébuleuse du sud est un peu plus longue et plus claire que celle du nord. On distingue bien que les parties composées de points lumineux plus denses ont un allongement correspondant à celui de la masse entière de forme cylindrique.

Tel est l’aspect d’une portion qui s’allonge comme l’est ici celle du sud ayant un appendice qui se présente comme venant du nord et rencontrant la bande précédente. Ce qui est à remarquer, c’est que dans les cas précédents où nous voyons les bandes en ligne droite ou presque parallèles perspectivement, il y a un filet de communication, ou biçu ce filet peut manquer, tandis que dans les Cas où les directions perspectives s’approchent de la perpendiculaire , l’union ne manque jamais. Nous savons déjà q^’ep, pareil cas, l’nne des portions, toujours la plus grande, étant en allongement, l’autre, la moins grande, en est un appendice.

C’est une bande de 15' de longueur et seulement de 1' de largeur; dans le prolongement de son extrémité du nord, à une distance de 2', se voit une nébuleuse arrondie de 60" de diamètre. Dans la grande bande une densité de points lumineux est à peine perceptible, tandis qu’une telle densité est visible dans la petite nébuleuse. Entre la petite nébuleuse et l’extrémité de la longue se voit une étoile.

C’est une bande comme la précédente de 1 3' de longueur, ayant au milieu une densité prononcée de points lumineux et d’une largeur supérieure à celle de 30" de ses deux moitiés. Tout près de celte bande et tout à fait parallèle, on en voit une autre bien limitée mais moins longue. En élevant une perpendiculaire sur le milieu de la grande bande où est le noyau, cette perpendiculaire, après avoir coupé la I. 38

â'J'i GHAP. lli. — CLASSIFICATION DES NÉBULEUSES.

bande ia plus courte, passe par une étoile de 9e grandeur; entre cette étoile et la bande voisine la distance est de 2'.

Explication. La longueur de i 5' de ab (ûg. 53) indique que les deux bandes ab, cd n’ont pas une position trèsoblique. Lour apparaître parallèles, les deux bandes doiveut être transversales et être presque perpendiculaires au plan de la Galaxie p p', et cela non pas perspectivement mais réellement; la position des bandes coupe le méridien presque diagonalemeut, et ainsi résulte un angle compris entre 45° et 90e à la rencontre des bandes avec le plan de la Galaxie. La plus grosse portion de masse brûlante longitudinale postérieure compose la bande longue ab, et c’est la portion antérieure de masse brûlante qui compose la bande la plus faible cd.

? •*' Fig. 53.

I» (P) 3 . pa' p' p"

La portion de masse brûlante qui constitue l’étoile se sépara de l’extrémité antérieure de la bande longitudinale, et cela parce que l’allongement transversal commença dans la région a de l’union de la portion de masse avec celle de l’appendice. Soit la portion P de la masse allongée suivant un plan p p' voisin de Celui de la Galaxie qui en produira deux, l’une p antérieure et plus petite, et l’autre p postérieure et plus grande, et une masse a unissant les deux portions. De celle masse a transférée dans la partie anlérieure de la portion p commença l’allongement transversal de la partie a et resla en dehors une partie p' de la portion p, laquelle a servi à la production cie l’étoile de 9e grandeur.

Dans la nébuleuse 1397 se trouvent séparées de la bande p;/' deux porlioHs, la plus grosse p", qui a encore ses tho-

lécules eu équilibre détruit, et lu moins grosse p' dont les molécules ont été ramenées à l’équilibre, ce dont il est résulté une enveloppe solide et ainsi une étoile.

Ce sont deux nébuleuses en contact qui ont au milieu les points luhiineux en densité supérieure; la distance qui les sépare est de 2', les deiix nébuleuses ensemble ont un diamètre de 3'.

e cette faible dimension il résulte que les deux baudes prolongées passent par le voisinage de la Terre et sont ainsi vues presque de proûl.

B. Astronépuélies triangulaires, rondes ou ALLONGÉES.

§ 391. 1* Les masses de deux portions d’un allongement vertical ou longitudinal étant inégales, l’équilibre s’établit d’abord dans la moins grande qui devient une étoile, et la portion la plus grande persiste à l’état de nébuleuse.

2° Dans le cas des quatre portions a, b, c, d (ûg. 53) produites par l’allongement transversal dus deux portions inégales p, p, il arrive que l’équilibre s’établira dans les deux portions c, d qui deviennent deux étoiles, tandis que l’état de rupture d’équilibre persiste dans les deux autres portions

a, b qui se présentent sous forme de nébuleuse voisine des deux étoiles.

3* Un reste considérable de l’appendice vertical étant uni au syndesme longitudinal pendant l’allongement transversal des deux portions extrêmes, ces derniers allongements se terminent et l’équilibre s’établit dans les quatre portions a,

b, c , d, tandis que la masse des appendices reste au milieu p, p entre les quatre étoiles qui forment deux couples ab et cd symétriquement distribués par rapport à la nébuleuse. La symétrie persiste en chaque position du corps, de sorte

qu’il est impossible de méconnaître la forme réelle du corps, et par les aspects différents chacun détermine sa position pour être vu 1' de profil du côté ab oued ; 2* de face du côté M ou N, ou 3* obliquement entre ces quatre positions.

Quoique les trois genres des corps aient la même origine et soient composés de la même masse, comme on ne peut les approcher, il est nécessaire d’arranger les aspects suivant lesquels ils se présentent pour en faire ressortir les trois formes réelles nommées :

Astronéphélies simples composées d’une étoile et d’une nébuleuse;

2* Astronéphélies doubles composéee de deux étoiles et d’une nébuleuse;

3* Astronéphélies jumelles composées d’une nébuleuse et de deux couples d’étoiles.

1* Astronéphélies simples

§ 392. Le corps est composé de deux portions de masse empyrée comme dans les nébuleuses jumelles ; l’équilibre a été rétabli parmi les molécules de la portion la moins grosse qui obtint une enveloppe solide et se voit comme une étoile; l’autre portion, la plus grosse, est encore composée de masse brûlante dont les molécules ne sont pas en équilibre, et c’est leur déplacement qui soutient la production des météores dont la masse totale reste entourée. Un corps pareil se présente sous les quatre aspects suivants dans ses positions différentes :

\ • Comme étoile cométaire où se voit une étoile à l’extrémité d’une nuée (fig. 50).

2* Comme étoile nébuleuse où se voit une étoile au milieu d’une nuée a (fig. 50).

3* Comme nébuleuse ronde d’égale clarté dans toute son étendue n (fig. 48).

4* Comme nébuleuse elliptique d’égale clarté ab (fig. 48).

I. Etoiles cométaires. On a ainsi nommé ces corps à cause de leur aspect, car ce n’est que le manque de mouvement et de parallaxe qui fait connaître la différence réelle. Comme exemples peuvent servir les corps suivants.

L’étoile est faible mais la nébuleuse assez claire; il en résulte que du côté de la Terre est la nébuleuse et qu’elle fait écran à l’étoile par une partie de son bord.

De même que la précédente, l’étoile est faible et la nébuleuse claire; la position oblique se connaît par la petite longueur de la nébuleuse dont le sommet forme un angle de 90° du côté de l’étoile.

L’étoile est assez claire et c’est la nébuleuse qui est faible ayant presque la forme d’une ellipse. Ainsi cet aspect fait voir que l’étoile est du côté de la Terre et que la nébuleuse allongée, vue obliquement, se présente sous la forme d’une ellipse.

Ce corps a le même aspect que le précédent, mais il est de dimensions inférieures; ces corps sont assez nombreux, les suivants en font partie :

II. Etoiles nébuleuses. Lorsqu’on observe l’étoile, on ne trouve aucune différence entre elle et les autres; de même lorsqu’on observe la nébuleuse, ou ne trouve aucune différence entre elle et les autres. Il est impossible de méconnaître ces deux faits, de même qu’on ne les méconnaît pas

dans les étoiles cométaires : c’est par oubli que les astronomes n’ont pas reconnu dans les deux cas la même forme des corps en deux positions différentes. De même que les étoiles cométaires, de même les étoiles nébuleuses sont assez fréquentes, parce que Ie pour l’aspect des premières il faut que le prolongement de l’axe du corps passe loin de la ferre, et 2# pour l’aspect des étoiles nébuleuses, il fapl que ce prolqqgetpent passe dans le voisinage de la Terre.

Les étoiles vue$ au sommet des nébuleuses de forme riangulaire ne diffèrent pas de grandeur avec celles observées dans le milieu des nébuleuses. Derham, en 1733, dit pour la grande nébuleuse d’Orion qu’elle est plus loin de la Terre que les étoiles qu’on y remarque et qui sont de différentea%randeurs. Ici les étoiles sont de 8* à 9” grandeur, et (tout autour d’elles est une nébuleuse. Pour ne pas s’éloigner du résultat obtenu directement de l’observation, Herschel et les astronomes qui l’imitèrent ont commis une prreur en considérant l’étoile compie entourée d’une matièrp péfléçhissant la lumière d’une épaisseur énorme sans &re nuisible à l’éplat de l’étoile. On voulait cependant à ^t prix s’ouvrir une voie conduisant à la Cosmogonie, et j’qq cherchait cet(e voie toujours dans l’attraction; on a même dit que l’étoile est au centre de la nébuleuse, tandis qu’plie n’y est pas.

C’est un amas brillant de points lumineux; son diamètre est de 15'; vers le milieu se montre une densité supérieure de points lumineux, cette densité disparaît vers les bords ; au milieu de la partie la plus dense se voit une étoile rougeâtre.

La densité supérieure de points lumineux indique la région où la partie de la massé brûlante est la plus élevée ; entre les limites de la masse brûlante et celles de la nébuleuse l’espace est occupé par des météores : pour cette

CHAP. lit. — CLASSIFICATION DES NÉBULEUSES. 500

raison les points lumineux se présentent toujours moins denses vers les bords, surtout lorsqu’il y a un allongement très-grand. L’espace occupé par la nébuleuse est des millions de fois supérieur à celui occupé par la masse brûlante qui y est contenue. J’ai déjà prouvé qu’il y a expansion du volume des molécules de l’électre composant les atomes de la lumière, et c’est ainsi qu’est éclairci l’espace énorme occupé par les météores; dès que ceux-ci s’éloignent, il apparaît une étoile et l’espace ambiant s’obscurcit.

111. Nébuleuses circulaires ou elliptiques. Sous cette même forme se présentent les nébuleuses planétaires. Pour distinguer celles-ci des nébuleuses solifères, il ne suffit pas toujours d’employer les instruments les plus puissants; c’est seulement au moyen du grand télescope qu’il est possible de distinguer 1“ si les densités du milieu de la nébuleuse résultent des points lumineux égaux mais séparés par des intervalles plus petits au milieu qu’au bord, ou 2° si les points lumineux du milieu ont une clarté supérieure à ceux du bord.

Dans le premier cas on reconnaît que la nébuleuse est composée de traînées de masse brûlante circulant dans les orbites planétaires séparées au milieu par des intervalles plus petits qu’au bord.

Dans le cas où les points sont plus lumineux au milieu qu’au bord, on saura qu’il s’y trouve la portion de la masse lumineuse, et s’il y en a deux on voit deux groupes de points qui sont d’éclat supérieur, I.es nébuleuses indigènes sont toutes résolubles dans le grand télescope, de sorte que rien n’est moins réel que la distinction d’Herschel en nébuleuses résolubles et en nébuleuses irrésolubles, lorsqu’elles ne sont pas exotiques, car il n’y a que celles-ci qui sont absolument irrésolubles.

La nébuleuse fait écran à l’étoile qui reste invisible, ce-

Eendant s’il y a sous la même position une nébuleuse julelle, l’aspect ne diffère pas; il suffit qu’on puisse les dis-

600 aiAP. III. — CLASSIFICATION DES NÉBULEUSES.

linguer des nébuleuses planétaires. Cependant le diamètre des nébuleuses planétaires dépasse rarement 1', et il n’atteint jamais 2', môme lorsqu’on prend en considération le bras poseidonien. C’est par un oubli de ces limites de longueurs de diamètre que j’ai considéré comme nébuleuses planétaires quelques-unes de celles considérées comme telles par les astronomes, tandis qu’en réalité elles sont solifères.

2” Astronéphélics doubles.

§ 393. De même que les simples, les astronéphélies doubles présentent quatre aspects correspondant à quatre positions différentes des corps homoïdes. Pour éviter la confusion, on ne dit pas étoile double, mais couple détoiles eométaires ou nébuleuses. Dans les cas où la nébuleuse fait écran aux. étoiles, elle est ronde ou elliptique, sans laisser soupçonuer l’existence ou la non-existence des étoiles.

I. Couple d’étoiles eométaires. Les astronomes ne savaient pas comment faire pour unir ces deux genres d’étoiles eométaires.

C’est une superficie en forme de triangle isocèle ayant l’angle du sommet aigu et dirigé vers l’Est; ses deux côtés sont assez bien limités, mais la base du côté de l’Ouest n’est pas bien limitée. Toute la superficie est composée de points lumineux présentant au milieu dans la direction du corps du cône, une densité supérieure. On voit deux étoiles réelles au sommet de l’espace triangulaire dans lequel se trouvent environ 300 étoiles de 11* à 13* grandeur sur une étendue de 6' de diamètre.

Ces détails font connaître que le corps de la nébuleuse a la forme d’un cône d’une longueur considérable, ayant la direction d’Est à Ouest sans être perpendiculaire au rayon visuel ; celui-ci fait un angle de 90° — « du côté de l’Est où

est l’étoile, et un angle de 90° + « du côté de l’Ouest où est la base indéterminée du triangle : c’est donc une partie du corps rendue invisible par la partie postérieure de la nébuleuse. Si dans cette partie il se trouve un autre couple, ou s’il manque encore, cela reste ignoré.

L’ensemble de points lumineux occupe un espace presque triangulaire; les points lumineux très-petits ont une densité supérieure au milieu dans la direction de la hauteur du cône où ils apparaissent presque comme une nuée.

La forme triangulaire et la densité supérieure des points lumineux conduisent à connaître que la forme du corps ne diffère pas de celle du précédent, mais que, à cause de la base dirigée vers la Terre, reste invisible le sommet où est une étoile ou un couple d’étoiles auxquelles fait écran la base du cône.