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cinq registres principaux qui sont ceux de basse, baryton et ténor, pour les hommes, et ceux d’alto et soprano, pour les femmes ou les jeunes enfants.

Dans le jeune âge, alors que le larynx a des dimensions restreintes, tous les hommes, de même que les animaux, sont sopranos ; il n’y a qu’une

exception : c’est le veau, qui est baryton de nais-

sance.

Les remarques qui précèdent font voir que l’on explique facilement la voix chantée par les lois ordinaires de l’acoustique, et qu'il n’y a pas de ce côté de difficultés particulières.

Il n’en est pas de même de la voix parlée ou du langage articulé. Ici les choses se compliquent et la solution de ce difficile problème est loin d’être complète.

Le langage articulé se compose de deux éléments : les voyelles et les consonnes. Nous mettrons de côté, pour le moment, l’étude des consonnes, et nous nous occuperons uniquement des

voyelles, et, parmi celles-ci, des voyelles fonda-

mentales, Ou, Q, À, É, I. Les autres ne sont que des modifications de celles-ci.

Les voyelles sont des sons persistants, continus, que l’on peut émettre indéfiniment, et qui se distinguent les uns des autres par des caractères, des timbres particuliers dont il s’agit de chercher l’origine.

Deux théories principales sont en présence :

celle d’Helmholtz, admise presque exclusivement dans la science jusqu’à ces dernières années, et celle du Dr Marage, médecin et physiologiste bien connu de Paris.

Pour faire mieux comprendre la théorie d'Helmholtz, reprenons notre tuyau à anche de tout à l'heure.

Nous avons déjà constaté que l’on modifie le timbre de ce tuyau en lui associant des cornets d’harmonie de forme et de volume différents.

Avec un même tuyau pyramidal que l’on ferme ou que l’on ouvre avec la main d’une manière déterminée, on peut produire des sons qui présentent des ressemblances frappantes avec la parole humaine ; en particulier, par suite de la

variation des harmoniques qui résultent du mouve-

ment de la main, le tuyau prononce distinctement le mot maman. Si l’on enlève le résonnateur et qu’on ferme et ouvre rapidement la partie supérieure du porte-vent, on lui fait dire oui avec une saisissante réalité.

Ces expériences bien interprétées s'expliquent par la théorie d'Helmholtz, laquelle peut se résumer ainsi :

Lorsqu'on prononce une voyelle, les cordes vocales vibrent comme des anches membraneuses et donnent une note fondamentale accompagnée d'un grand nombre d’harmoniques ; en même temps, la cavité buccale prend une forme déterminée et toujours la même pour chaque voyelle, et à laquelle correspond une note déterminée. Comme cette note se trouve dans la série des harmoniques du larynx, la bouche la renforce : c'est cette note qu'on appelle la vocable de la voyelle en question, et chaque voyelle en exige ordinairement plusieurs. Une voyelle déterminée est donc constituée par la réunion de la note fondementale laryngienne et de la vocable ou des voca-

bles caractéristiques de cette voyelle, et ces voca-

bles, indépendantes de la hauteur du son laryngien

et de la personne qui parle, sont toujours en rapport harmonique avec le son fondamental émis par le gosier.

On voit donc que si la voix, considérée comme son, naît dans la glotte, c’est dans la bouche qu’elle devient voyelle, et la formation des voyelles se rattache alors à la théorie générale du timbre.

Pour faire entendre successivement les différentes voyelles, il suffit, sans modifier le son du larynx, de donner au résonnateur buccal les formes que tout le monde sait réaliser sans s’en douter et dont chacune renforce les vocables nécessaires à la production de ces voyelles.

D'après Helmholtz, les vocables caractéristiques des voyelles fondamentales seraient : fæ pour OU, (sib)a pour 0, (sib)4 pour 4, fa et (#ib)s pour É, fa et rés pour 1.— Il faut ajouter que la plupart des voyelles exigent plusieurs vocables et que celles-ci ne sont pas toutes parfaitement connues.

Pour prouver sa théorie, Helmholtz a eu recours

au phénomène de la résonance dont il s'était déjà

servi pour l'analyse des : :omposés.

Si l’on suppose une série de résonnateurs pouvant renforcer les vocables des différentes voyelles, chaque résonnateur entrera en vibration si la vocable qui lui correspond est présente, tandis qu’il restera silencieux, si elle est absente. Pour plus de sensibilité, on fait communiquer les résonnateurs avec des flammes de gaz : celles-ci se troublent iinmédiatement, si l'air des résonnateurs se met à vibrer.

Si donc on prononce O devant la série des résonnateurs, ces derniers restent muets, sauf celui qui renforce (sih)s, c'est-à-dire la vocable de 0 ; si

l’on prononce À, la flamme (si b)a cesse d’être trou-

blée, et c’est (sip)4 maintenant qui vibre.

L'expérience réussit toujours, quelle que soit la note sur laquelle on chante O ou 4, et quelle que soit la personne qui prononce ces voyelles, Supposons maintenant un diapason qui donne (sib)4, la vocable de À, et, pendant qu’il vibre, plaçons-le devant la bouche. Si l'on donne à celle-ci la forme qu’elle doit avoir pour prononcer À, la résonance a liéu, et l’on entend À; dans toute autre position, la bouche reste muette.— Il en

est ainsi pour les autres voyelle:.

Bien plus, si l’on souffle sur le bord d'un résonnateur pouvant renforcer une voyelle donnée, on entend la voyelle correspondante.

On peut prendre aussi comme résonnateurs les cordes d’un piano. Si l’on prononce les voyelles devant la caisse ouverte de cet instrument et si l’on a le soin de soulever les étouffoirs, le piano répète les voyelles, parce que les vucables de chacune d’elles mettent en vibration les cordes qui donnent les mêmes notes.

Enfin, ce qui semble prouver cette théorie, c'est que, dans la voix chuchotée, c’est-à-dire lorsqu'on parle à voix basse. on peut prononcer toutes les voyelles et toutes les consonnes. I! semble donc que les voyelles se forment dans la bouche, puisque, dans le chuchotement, le larynx n'intervient pas.

Ce qui précède fait voir qu’Helmholtz, pour prouver sa théorie, a eu recours au phénomène de la résonance musicale.

Parmi les différents résonnateurs, il n’en est pas de plus curieux ni de plus sensibles que des jets de gaz enflammés. Nous en dirons ici quelques

mots, parce que les résultats obtenus sont con-

= = dre

formes aux idées d'Helmholtz au sujet de l’analyse des voyelles.

Supposons un jet enflammé de gaz d'éclairage, d’une vingtaine de pouces de longueur, et s’échappant d’un tube effilé de verre. Si la pression du gaz n’est pas trop forte, la flamme brûle avec tranquillité; si l’on pousse la pression au delà de certaines limites, on constate que la flamme se raccourcit et qu'elle ronfle avec bruit : c’est qu’elle vibre alors, et ses vibiations sont dues au frottement énergique que le courant gazeux subit contre les parois de l’orifice de sortie, car le frottement est toujours rythmé.

Une masse gazeuse enflammée, sous une pression convenable, est donc un corps vibrant, pou-

vant, par suite, servir de résonnateur, comme tous

les autres, et cette masse sera influencée par les

vibrations extérieures, d’après les principes ordinaires de la résonance.

Pour mettre ce phénomène en évidence, on règle la pression du gaz de manière que la flamme soit sur le point de ronfler : c’est alors qu’elle devient, à proprement parler, une flamme sensible, un résonnateur extrêmement délicat. Les moin-

dres vibrations extérieures la font entrer en vibrations, ce qui se trahit par un ronflement et un raccourcissement profonds. Le plus léger bruit produit l'effet d'une augmentation de pression, et cela, à des distances assez grandes.

Tous les sons extérieurs ne sont pas également efficaces pour produire le ronflement d’une flamme sensible ; ce sont surtout les sons à harmoniques élevés qui provoquent le plus facilement les vibrations de la masse gazeuse, parce que celle-ci,

étant un résonnateur, est sympathique aux vibra-

tions de périodes analogues ou voisines de la sienne.

Elle est indifférente au son d’un tuyau d’orgue ordinaire, mais se trouble immédiatement au bruit d’un trousseau de clefs que l’on agite, d’un morceeu de papier que l’on déchire ou que l’on froisse, au choc de pièces de monnaie les unes sur les autres ou au bruit des pieds que l’on frotte sur le parquet, ainsi qu’au son strident d’un sifflet aigu.

Si l’on parle üans le voisinage de la flamme, celle-ci fait un choix parmi les consonnes et les voyelles que l’on prononce, même à voix basse ; elle est insensible pour quelques-unes d'elles,

tandis qu'elle salue d’un signe de tête ou d’une profonde révérence les vibrations de plusieurs autres. Les consonnes sifflantes sont particulièrement efficaces, parce que le frottement du gaz sur l’orifice du tube, étant unesorte desifflement, produit des vibrations de périodes analogues. On met ce fait en évidence en déclamant près de

la flamme le vers fameux des fureurs d'Oreste : Pour qui sont ces serpents qui siffent sur vos têtes !

La flamme souligne tous les ‘ s ”’ de ce vers par un ronflement profond.

Les flammes sensibles peuvent devenir aussi des flammes à voyelles, et, à ce point de vue, elles présentent un intérêt tout particulier.

Réglons la pression de la flamme de manière à lui donner le maximum de sensibilité : elle est sur le bord de l’abîme, elle s’y précipitera sous l'influence des moindres vibrations sympathie ques.

Si alors on prononce, sur la même note, les principales voyelles devant la flamme, on constate des différences profondes dans les effets produits :

le son de la voyelle OU, même très intense, ne

trouble pas l: flamme, ce qui s'explique par le fait que cette voyelle, comme nous l'avons .: plus haut, est un son presque simple et pratique ment sans harmoniques. Au contraire, les voyelles 0, et surtout 4, É, Let U produisent un raccourcissement et un ronflement considérables de cette même flamme, parce qu'elles contiennent des vocables aiguës particulièrement efficaces. (!)

Ces expériences semblent donc confirmer les idées d'Helmholtz, à savoir que les voyelles résultent de la combinaison d'un son fondamental avec un nombre plus ou moins grand d’harmoniques ou de vocables caractéristiques.

Que l’on me permette ici une petite digression.

On entend dire souvent, d’une part, que l'italien est la langue par excellence du chant. On a dit que l’anglais se sifle, que l’allemand se crache, que l'italien se chante et que le français se parle... c’est déjà très flatteur pour le français...

L'on sait, d'autre part, que, dans la langue italienne, si l’on excepte la voyelle Z, la voye:e OU

() La plupart des expériences décrites dans ce travail ont été exécutées par l’auteur dans une conférence donnée à l'Université Laval, le 19 avril 1917.

est celle qui se rencontre le plus fréquemment, puisque tous les u se prononcent ou.

Or, nous venons de voir, —et l'expérience des flammes sensibles le confirme, — que la voyelle OU est le son le plus sourd et le moins sonore que l'on connaisse, donc le moins favorable au chant, parce qu'il n’a pas d’harmoniques ni de timbre particulier.

Comment alors peut-on soutenir qu l'italien est la langue par excellence du chant ?

Si maintenant on considère que l’U français est plus sonore que le OU italien, si l’on ajoute à cela toutes les ressources que fournit l'E muet français dans la pratique du chant, par ces sons atténués et ces demi-teintes charmantes qu'il est impossible de produire dans les autres langues, si l’on se rappelle tout le parti que l’on tire, dans la poésie française chantée, de l’alternance des rimes masculines et des rimes féminimes, effets musicaux inimitables et exclusifs de la langue française, il est peut-être ex géré de dire que

l'italien est la langue du chant, et l’on pourra

modifier le dicton populaire cité plus haut de

la manière suivante : le français se parle... et se chante aussi !

La théorie d'Helmholtz, que nous venons d’esquisser, a joui pendant longtemps d'une faveur illimitée. Aujourd’hui, il n'en est plus ainsi, et elle est fort discutée.

Helmholtz cherchait à découvrir les vocables qui constituent les voyelles en faisant appel à Ja justesse et à la finesse de son oreille, L'on voit tout de suite que l'équation persunnelle, dans cette méthode auriculaire, peut jouer un grand rôle. Tout le monde n'entend pas de la même façon, et toutes les oreilles ne sont pas également sensibles. Si Helmholtz pouvait entendre, paraît-il, jusqu’au 16e harmonique donné par une corde, il faut avouer que tous les organes ne sont pas si heureusement favorisés.

Il en résulte que les différents expérimentateurs. lorsqu'ils veulent déterminer les vocables de chaque voyelle, sont loin d’être d’accord et n’entendent pas les mêmes notes.

Le Dr Marage, de Paris, a remplacé la méthode auriculaire par la méthode graphique, en réalisant la photographie de la voix.

Voici, en quelques mots, comment fonctionne l'appareil qu’il a imaginé :

On prononce les voyelles devant une membrane non tendue de caoutchouc, laquelle communique ses vibrations à un petit miroir très léger ; on dirige un rayon lumineux sur ce miroir, et le rayon réfléchi, participant à ses vibrations, tombe sur | une pellicule photographique qui se déroule d’un

mouvement continu, et passe immédiatement

dans deux bains de développement et un bain de fixage. On obtient alors sur le papier photographique une ligne sinueuse, un tracé graphique spécial pour chaque voyelle et qui sert à la caractériser ainsi qu’à la reconnaître.

Le Dr Marage a constaté, par cette méthode, que la voyelle À est consiituée par des groupes de trois vibrations séparées par un repos, 0 et É par des vibrations groupées par deux, OU et I par des vibrations isolées.

Si ces tracés représentent réellement les vibra-

tions de ces voyelles, on doit pouvoir en faire la

le

LORS ON ON OR, DS ON D, De

synthèse, c'est-à-dire les reproduire artificiellement.

Le Dr Marage a réussi, au moyen d’une sirène de son invention, à produire des vibrations isolées et groupées par deux et par trois, et la sirène émettait effectivement OU, O et À, et cela sans

résonnateur pouvant jouer le rôle de la bouche.

Quant à É, qui exige, comme 0, un groupe-

ment de deux vibrations, et à { qui demande, comme OU, des vibrations isolées, il suffit, pour les reproduire, de faire varier la largeur des ouvertures de la sirène. On a reconnu, en effet, au moyen du laryngoscope, que les cordes vocales de quelqu'un qui prononce É sont très rapprochées etilen est de même pour 1. En modifiant la sirène dans ce sens, on a obtenu encore les deux voyelles.

Bien plus, ces voyelles synthétiques, prononcées par la sirène, produisent les mêmes tracées graphiques que les voyelles naturelles.

Il en résulte cette conclusion étonnante : c'est que le larynx seul suffit pour émettre les voyelles ; les voyelles sont des vibrations aéro-laryngiennes, et le concours de la bouche, comme le croyait

Helmholtz, n’est pas nécessaire,

Ce qui semble prouver cette assertion, c’est que, en se remplissant complètement la bouche avec cette substance dont se servent les dentistes pour prendre des empreintes, on peut, paraît-il, faire entendre les cinq voyelles fondamentales.

Mais alors, dira-t-on, à quoi sert la bouche ?

Toujours d’après le Dr Marage, la bouche, si elle a le volume et la forme voulus, renforce la voyelle laryngienne, mais la {ransforme en une autre, si ces conditions n’existent pas.

Une voyelle parfaite, bien émise, exige donc une forme, et une seule, de la cavité buccale, et il semble aussi qu’une voyelle n’est parfaite que sur une seule note déterminée.

Une voyelle est donc une vibration aéro-laryngienne renforcée ou transformée par la bouche.

Pour un sujet déterminé, il faut, pour chaque voyelle chantée sur une certaine note, une seule forme de la cavité buccale.

Le langage articulé, la voix parlée, ne se compose pas seulement de voyelles ; il faut aussi des consonnes sur lesquelles les voyelles s’appuient.

Ici, l’action de la bouche et des résonnateurs supra-

laryngiens est prépondérante, et, sur ce point, les deux théories concordent.

On chuchote avec sa bouche, on chante avec son larynz, mais on :‘rle avec la bouche et le larynx réunis.

Si l’action de la bouche est annulée, il est impossible de prononcer les consonnes, et celles-ci se forment dans les résonnateurs supra-laryngiens.

Les consonnes ne sont pas des sons musicaux proprement dits, mais ont plutôt le caractère d’un bruit qui permet de commencer ou finir d’une certaine manière les sons des voyelles.

Si, par la position du voile mobile du palais, l'air des poumons ne sort que par la bouche seule, les consonnes produites sont de trois sortes : les unes sont dites explosives, tels que Bet P,et Det T, G dur et K. Ces consonnes ne sont pas des vibra-

tions continues, et ne peuvent être prononcées

qu’avec le secours des voyelles.

D'autres sont dites vibrantes, comme R et L.

et d’autres, enfin, sont continues et peuvent se prononcer seules, soit par un frottement de l’air, comme V et F, J et CH, soit par une sorte de

siflement, comme Zet S. Il faut remarquer, de

plus, que V et Z sont accompagnés d'un murmure laryngien.

Si l’air sort par la bouche et le nez en même temps, nous aurons les consonnes nasales M, N et GN.

Pour les quatre espèces de consonnes, les vibrations peuvent se produire soit au niveau des lèvres, soit au niveau de la |: neue et du palais, soit au niveau du voile ün pa'ais et de la base de la langue. Les consonnes seront alors labiales. linguales ou gutturales.

Ajoutons que la théorie des consonnes est loin d’être complète, et que les tracés graphiques qu'elles produisent ne sont pas aussi bien définis

que ceux des voyelles.

Telle est la théorie, très résumée, du Dr Marage sur l'origine de la voix humaine et du langage articulé. Doit-on Ja préférer à celle d’Helmholtz ?

Il faut reconnaître que la méthode graphique

employée par Marage est plus scientifique, plus

précise et moins sujette aux illusions que la mé-

re

thode auriculaire d’Helmholtz. Un tracé graphique bien défini est un document devant lequel il faut s’incliner, et c'est par ce moyen que Marage a déterminé le mode vibratoire des cordes vocales dans l’émission des voyelles.

Toutefois, il y a lieu de s'étonner de certaines conclusions du Dr Marage, en particulier aue le lar;nx seul suffit pour prononcer les voyelles, et, de plus, qu’une voyelle n’est parfaite que si elle correspond à une forme spéciale de la bouche pour chaque note musicale. L'expérience quotidienne semble montrer, en effet, que, pour cha-ier une gamme avec la même voyelle, il n’est pas nécessaire de modifier la forme de la bouche.

De plus, peut-on comprendre que la bouche n'intervient pas dans la formation des voyelles, quand on affirme qu'elle est nécessaire pour leur transformation les unes dans les autres, et quand on sait qu’elle peut toutes les prononcer dans Ja voix chuchotée ?

Remarquons, en outre, que le Dr Marage à bien déterminé, pour l'émission des voyelles, les conditions vibratoires des cordes vocales, mais

qu’il n’en a pas indiqué les causes.

né pr po

Comment admettre que le même courant d’air des poumons, sous le seul commandement de la volonté, fera produire aux cordes vocales des vibrations par groupes différents et bien définis, d’où résultent les sons qu’on appelle les voyelles ? Pour expliquer un tel mode vibratoire, ilfaut une raison que le Dr Marage ne donne pas.

S'il m'est permis d'exprimer ici une opinion personnelle, on pourrait peut-être trouver la cause cherchée dans un fait sur lequel j'ai attiré plus haut l’attention du lecteur.

On se rappelle que, dans un tuyau à anche

flexible, c’est la colonne d'air du tuyau qui com-

’aande les vibrations de l’anche. C’est ce qui explique pourquoi un tuyau de ce genre peut émettre un grand nombre de sons différents avec une même anche. Si l’on modifie, en effet, par la position des doigts et avec le secours des clefs, le mode de division de la colonne d'air d’une clarinette, les vibrations de ces masses d’air réagissent sur l’anche et la forcent en quelque sorte de vibrer avec des vitesses très variables suivant les cas. Ne pourrait-on pas appliquer ce phénomène à l'organe dela voix? Celui-ci, en effet, est un tuyau

à anches très flexibles, associé aux résonnateurs supra-laryngiens. La masse d'air de ces résonnateurs doit donc réagir sur les cordes vocales, elle doit commander les vibrations aéro-laryngiennes ; si, par exemple, la bouche prend la position nécessaire à l’émission de la voyelle À, le volume d’air qui en résulte forcera les cordes vocales de produire des vibrations par groupes de trois, comme le veut Marage, en même temps qu’il les renforcera ; en changeant la forme de la bouche, le nouveau volume de la masse d’air pourra provoquer des vibra‘ions à deux périodes ou des vibrations isolées, et l’on aura ainsi les différentes voyelles.

On s’explique alors pourquoi la bouche, lorsqu'elle n’a pas la position voulue, peut transformer une voyelle en une autre et donner toutes les nuances de sons que l’on constate dans les différentes langues.

Et cela semble vrai, même si le résonnateur buccal est annulé ; il reste, en effet, les cavités du pharynx, des fosses nasales et les ventricules de Morgagni. Dans l'effort sans doute considérable que l’on doit faire, dans ces conditions, pour

prononcer les voyelles, ces résonnateurs, à parois très flexibles et à volumes très variables, peuvent fort bien, en quelque sorte, suppléer la bouche et permettre l’émission plus ou moins parfaite des voyelles.

Dès lors, les vibrations compliquées des cordes vocales trouveraient une cause qui se rattache

à la théorie ordinaire des tuyaux à anche.

Si l’on adopte cette manière de voir, que je

soumets bien humblement, l’on constate que le rôle de la bouche est peut-être plus essentiel que a° Je suppose Marage, et que les deux théories ne sont pas aussi éloignées l’une de l’autre qu'elles en ont l'air.

Mais il est un point sur lequel .out le monde est d'accord : c’est que le problème de la voix humaine est d’une complexité telle que sa solution complète est impossible.

Et pourtant,combien il est facile de chanter et de parler ! N’est-il pas étonnant que l’on puisse, sans le moindre effort et sans y penser, lorsqu'on chante une mélodie, donner aux cordes vocales le nombre exact de vibrations qu’il faut, n’est-il

pas incompréhensible que la bouche puisse prendre

si facilement et si rapidement la forme et le volume

requis pour prononcer les voyelles et les consonnes!

Il se produit, dans le larynx et dans la bouche,

des merveilles d'acoustique, pour chaque note chantée, pour chaque parole articulée, pour chaque voyelle émise !

Mais, dirons-nous, doit-on en être surpris ?

L'organe de la voix ne peut se comparer que de loin avec les autres instruments de musique ; ce n’est pas un mécanisme que tout ingénieur peut construire et dont les rouages, quelque conpliqués qu'ils soient, ont des fonctions bien connues, obéissant aux lois de la physique et de la mécanique.

L'organe de la voix est avant tout un organe vivant, dont le fonctionnement s’opère sous l’influence de cette force mystérieuse qu’on appelle la vie. C'est pour cela, — et l'on peut dire la même chose des autres fonctions physiologiques, telles que la digestion, l'absorption, l’assimilation, la respiration, l’audition, — qu’il ne nous sera jamais donné d’en pénétrer tous les secrets.

Pour imaginer et réaliser la construction d’une machine quelconque aussi complexe que l’on vou-

dra, il suffit du génie de l’homme ; pour concevoir

et mettre en opération un organe vivant comme celui de lx voix humaine, il faut plus que le génie de l’homme, il faut la toute-puissance d’un Dieu

créateur !

Le siècle dernier, si fécond en découvertes de tout genre, n'en a peut-être pas produit de plus importantes ni de plus merveilleuses que celle de l'analyse spect, ie. C'est par l'application rationnelle de cette nouvelle méthode d'analyse, à la fois très simple et extrêmement sensible, que l'on a découvert des substances chimiques, des éléments terrestres jusqu'alors inconnus et insoupçonnés. Bien plus, le spectroscope, malgré les énormes distances astronomiques, a permis aux physiciens et aux astronomes de scruter les profondeurs du ciel, d'arracher au Soleil, aux étoiles, aux nébuleuses, le secret de leur constitution physique et chin..que, et même de constater et de mesurer, pour certaines étoiles, des mouvements de rapprochement et d'éloignement tout à fait in-

sensibles aux lunettes les plus puissantes.

(La Noucelle-Franre, juillet 1913 et mai 1914.

La lumière ne nous fait pas seulement connaître l'existence des corps incandescents ; ceux-ci cèdent, pour ainsi dire, quelque chose de leur substance aux vibrations lumineuses qu’ils rayonnent dans toutes les directions, et ces radiations complexes, après avoir franchi avec une extrême rapidité les distances interstellaires et interplanétaires, et après qu’elles ont été décomposées et séparées en leurs élements par le spectroscope, nous fournissent de précieuses indications et des données précises qui nous font connaître l’état physique et chimique des corps qui les ont émises.

L'analyse spectrale a fait faire à l’astronomie

physique des progrès merveilleux en suppléant

à l'insuffisance des lunettes et en ouvrant aux chercheurs des horizons en quelque sorte illimités.

Rappelons brièvement les premiers principes de la spectroscopie.

Un rayon de lumière blanche, en traversant un prisme, ne subit pas seulement la réfraction, mais aussi la dispersion : il se décompose en ses radiations élémentaires diversement colorées et produit sur un écran une image allongée que l’on a appelée

un spectre. Les principales couleurs du spectre

sont au nombre de sept, savoir : violet, indigo, bleu, vert, jaune, orangé, rouge. Cette classification des couleurs du spectre est fort arbitraire : en réalité, il y a un très grand nombre de teintes qui passent les unes aux autres par des gradations insensibles.

Les rayons colorés, d’après Newton, sont simples et n’ont pas la même réfrangibilité : le prisme les dévie inégalement, et c’est ce qui fait qu'ils se séparent ; mélangés ensemble par un procédé quelconque, ils reconstituent Ja lumière blanche par leur superposition.

La lumière qui nous vient du Soleil, en outre des rayons colorés qui impressionnent l'œil, contient aussi des rayons calorifiques dont l'intensité, dans le spectre qu’elle produit, augmente du violet vers le rouge et même atteint son maximum au delà de la partie visible ; ces rayons de chaleur, que l’œil ne peut voir et qu’on appelle rayons infrarouges, constituent une proportion importante de la radiation solaire.

Les rayons violets, qui ne contiennent pas de chaleur, sont doués, par contre, d’une activité

chimique remarquable ; ils impressionnent les

plaaues photographiques et leur action se prolonge au delà du spectre visible où ils prennent le nom de rayons ultra-violets.

Une grande partie de la radiation solaire est donc invisible à l'œil : le développement et l’intensité du spectre calorifique sont étudiés au moyen de la pile thermo-électrique ou du f:olomètre, tandis qu’on explore la région ultra-violette avec le papier sensible.

On appelle spectroscope l'appareil qui permet d'analyser les lumières émises par les corps incandescents. Il comprend, comme organe essentiel, un prisme de verre (ou un réseau) sur lequel on projette la lumière à analyser ; celle-ci se décompose en ses radiations élémentaires, et une lentille donne une image agrandie du spectre qu’elles produisent.

Kirchhoff et Bunsen, après avoir analysé au

spectroscope les différentes lumières émises par les

corps incandescents de toutes sortes, énoncèrent, en 1859, les résultats suivants :

Les solides et les liquides incandescents donnent un spectre continu, c'est-à-dire qui comprend toutes

les radiations lumineuses sans aucune interruption ;

Les vapeurs et les gaz, au contraire, produisent des lignes ou raies brillantes, relativement peu nombreuses, caractéristiques pour chaque substance, et occupant des positions déterminées dans le spectre : celui-ci reste obscur partout ailleurs, ct les lignes brillantes, que l'on peut localiser et qui changent d'un corps si: .ple à l'autre, permettront de reconnaître infailliblement chacun d'eux, parmi toutes les autres substances.

Cette propriété inattendue des vapeurs métalliques et des gaz incandescents constitue une méthode d’analyse chimique imaginée par Kirchhoff et Bunsen et qu'on a appelée l'analyse spectrale.

L'importance de cette découverte n'échappe à personne ; la nouvelle méthode d'analyse se recommande, en effet, par sa grande simplicité et son extrême sensibilité.

Si l’on place, devant le spectroscope, un fil de platine humecté d’une solution saline et plongé dans la

flamme non éclairante d’un bec Bunsen, on voit im-

médiatement apparaître les raies colorées caractéristiques du métal contenu dans la solution ; un trois-milliardième de gramme d’un sel de soude suf-

fit pour produire la double ligne jaune du sodium.

0 ds ge 2

Il était à prévoir que l’analyse spectrale devait conduire logiquement à la découverte de nouveaux corps simples. C’est ainsi que Kirchhoff et Bunsen et plusieurs autres savants, par l’étude de nou-

velles raies ne correspondant à aucun métal connu,

découvrirent successivement le rubidium, le cæ-

sium, le thallium, le gallium, l’indium, et, en particulier, l’hélium, dont la présence a été constatée dansle Soleil avant qu'on l'ait rencontré parmi les substances terrestres.

L'analyse spectrale était fondée et la découverte de nouveaux métaux avait démontré dès le début toute son efficacité et toute sa puissance. Mais le spectre particulier de la lumière solaire constituait depuis longtemps une énigme indéchiffrable. Ce spectre, en effet, contient toutes les radiations colorées, comme celui des solides en ignition, mais de plus, ainsi que l'ont reconnu Wollaston, en 1802, et surtout Fraünhofer en 1814, il est sillonné de raies noires dont l’origine semblait inexplicable. Fraünhofer en a compté et localisé plus de six cents, et Rowland, qui nous a laissé les plus beaux travaux sur la question, en

a reconnu plus de vingt mille.

I était réservé à Kirchhoff de compléter sa belle découverte de l'analyse spectrale en pénétrant le secret des raies sombres du spectre solaire, et en ouvrant de la sorte les plus larges horizons à l'étude de la composition physique du Soleil et des astres.

L'explication des raies sombres du spectre solaire est contenue dans cette simple expérience de la-

boratoire, dite du renversement des raies.

Si une lumière intense à spectre continu, comme

celle de l'arc électrique, traverse une flamme qui contient de la vapeur incandescente de sodium, avant d’être décomposée par un spettroscope, la ligne jaune de ce dernier métal apparaît en noir dans le spectre continu, à l’endroit précis où elle serait placée si le sodium eût été seul. En généralisant cette expérience, on peut énoncer le principe suivant :

‘* Toute vapeur incandescente absorde les radiations qu’elle émet elle-même.”

La vapeur de sodium éteint donc les rayons jaunes contenus dans la lumière blanche de l'arc électrique ; - la place correspondante uu spectre n'est plus éclairée que par la lumière pâle du métal

vaporisé, et c’est pour cette raison qu’elle paraît

sombre, par effet de contraste avec les autres cou-

leurs brillantes du spectre continu.

Il n'est pas difficile maintenant d'expliquer

l’origine des raies noires du spectre solaire : c'est que la lumière de la surface brillante traverse une atmosphère de gaz en ignition avant de franchir les espaces. Comme on a démontré la coïncidence remarquable d'un grand nombre de ces raies avec les raies brillantes fournies par les métaux terrestres, on peut admettre que la surface externe de la masse solaire, appelée photosphère, est un océan de nuages formés de particules incandescentes, liquides et solides, en suspension dans un mélange de vapeurs et de gaz : voilà pourquoi le fond continu du spectre solaire est formé de toutes les radiations colorées.

Au dessus de ces nuages brûlants, se trouve une atmosphère incandescente, appelée chromosphère, dont les vapeurs en ignition, à travers lesquelles la lumière de la photosphère doit passer, produisent les raies noires du spectre et donnent. de la sorte, une preuve certaine de leur présence.

Cette explication simple et si féconde en résultats de le plus haute importance a été confirmée

par les observations faites pendant l’éclipse totale

de Soleil en 1870. Lorsque la Lune intercepte la

lumière de la photosphère, celle de la chromosphère seule produit des spectres de raies brillantes occupant exactement les endroits des lignes noires du spectre ordinaire.

Ua grand nombre de physiciens, entre autres Angstrôm, Cornu, Abnev et Rowland, ont continué et complété les travaux de Kirchhoff, De nombreux examens spectroscopiques nous permettent d'affirmer la présence, dans l'atmosphère solaire, de corps terrestres de poids atomique léger, de métaux surtout, avec quelques métallofdes comme l'hydrogène, le silicium et le carbone. Parmi i2s métaux. notons le sodium, le cuivre, le baryum, le calcium, le magnésium, le nickel et le fer, dont plus de deux mille lignes brillantes correspondent à un nombre égal de raies sombres du spectre solaire.

Ces éléments métalliques légers constituent l’écorce de la Terre ; on peut donc dire, avec Rowland, que notre planète, portée à la même température que le Soleil, donnerait le même spec-

tre que l’astre radieux.

Les vapeurs métalliques les plus lourdes occupent la partie de la chromosphère la plus voisine de la surface du Soleil, et forment une couche très mince où se produit le renversement des raies et qu’on a appelée, pour cette raison, la couche renrersante. Le sp=ctre de cette couche n'est visible, lors des éclipses toiales, que pendant une ou deux

secondes : c’est le spectre-éclair de Young. D'après

plusieurs photographies de ce spectre, les idées de

Kirchhoff ont été confirmées par les coïncidences que l'on a constatées entre les raies brillantes et les raies noires du spectre solaire.

La chromosphère et la couche renversante peuvent être comparées, en quelque sorte, à l’atmosphère terrestre. De cette enveloppe brillante se détachent, comme on le voit pendant les éclipses, des jets roses, semblables à des éruptions volcaniques, que l’on a appelés protubérances. Elles s'élèvent parfois à des hauteurs égales à un rayon du Soleil, et elles prennent les formes les plus v: iées et les plus fantastiques.

Un a reconnu, par l’examen spectroscopique, que les protubérances solaires contiennent en

grande partie de l'hydrogène et de l’hélium.

Un des grands attraits des éclipses totales est l’apparition de la couronne, auréole lumineuse, magnifique gloire comme celles dont les artistes nimbent la tête des saints, et qui entoure le disque obscure de la Lune. Ses formes rayonnantes ont une relation remarquable avec les époques des maxima et des minima des taches sclaires.

Le spectre de la couronne nous permet d'admettre qu’elle est une dépendance du Soleil ; ce spectre

contient quelques lignes faibles d'origine incon-

nue, mais, parce qu'il est continu, il nous montre que Ja couronne est formée principalement par des particules lumineuses, tandis que les gaz dominent dans la chromosphère.

+ Lu *

Les résultats que nous venons d’esquisser sont vraiment surprenants. La constitution physique et chimique du Soleil, du moins de son atmosphère, nous est révélée avec autant de facilité, pour ainsi dire, que s’il s'agissait d'analyse: une substance quelconque dans un laboratoire.

Mais il y a plus. L’ans' -se de la lumière qui

vient des étoiles permet de constater les mouve-

ments radiaux, c'est-à-dire les déplacements de ces corps célestes par rapport à la Terre.

C'est l'application du principe Doppler-Fizeau, conséquence naturelle de tout mouvement ondulatoire.

L'on sait que le ton d'un corps sonore en mouvement, comme la cloche d'une locomotive, paraît monter ou baisser suivant que le corps se rapproche ou s'éloigne rapidement de l'observateur. Dans le premier cas, l'oreille reçoit dans le même temps un nombre plus considérable de vibrations, tandis que ces dernières sont moins nombreuses, lorsque le corps s'éloigne.

Un phénomène analogue se passe pour la lumière. Lorsqu'on gaz incandescent se rapproche avec une grande rapidité, les lignes brillantes qui le caractérisent se déplacent vers le violet ; s’il s’agit d'une vitesse d’éloignement, le déplacement des lignes à lieu vers le rouge.

On voit tout de suite les applications importantes de ce principe au mouvement radial des étoiles. Le mouvement de rotation du Soleil a

permis d’en constater l'exactitude et d'établir une

base de calcul pour la mesure des vitesses relatives par le déplacement des lignes.

En effet, pendant toute la durée de sa rotation, le bord équatorial est se rapproche de nous avec une vitesse de deux kilomètre: par seconde, et le nord-ouest s'éloigne avec la même vitesse.

Thollond, en examinant le spectre des deux extrémités équatoriales, a constaté, pour celle qui

se rapproche, un déplacement des lignes vers le

violet, et, pour l’autre, un déplacement vers le rouge. C’est une vérification éclatante du principe Doppler-Fizeau : en même temps, la mesure du déplacement des raies, la vitesse du corps brillant qui le produit étant connue, fournit le moyen de déterminer les vitesses de tous les corps

lumineux.

Nous n'avons exposé ici que les applications de l’analyse spectrale à la physique solaire.

La même méthode, également efficace, également féconde, s'applique aussi à l’observation des autres astres qui constituent l'Univers, et il nous

reste maintenant à passer en revue, en matière

d'astro-physique, les résultais très importants qu'elle a permis de mettre en lumière.

En premier lieu, signalons le fait que la Lune et les planètes donnent le même spectre que celui du Soleil : il faut en conclure que ces corps célestes ne sont pas lumineux par eux-mêmes, mais ne font que réfléchir la lumière de l’astre radieux.

Il n’en est pas de même des étoiles.

Les études spectroscopiques ont fait voir que les étoiles brillent d’une lumière propre, qu'elles sont, par la quasi-similitude des spectres, des soleils analogues au nôtre, ou, si l’on aime mieux,

que le Soleil n’est qu’une étoile, au même titre

que celles qui parsèment le frmament.

Un grand nombre de physiciens et d’astronomes se sont yréoccupés de classifier les corps célestes par l’analyse de leurs spectres, et, dès 1867, le P. Secchi a dressé un tableau comprenant quatre types principaux d'étoiles qui servent encore de base aux classifications plus récentes.

Les étoiles de la première classe de Secchi, blanches ou bleues, parmi lesquelles on remarque Véga, Sirius, Altaïr et Procyon, sont caractérisées par

des spectres où domine l'absorption des raies de l'hydrogène. C'est la classe la plus nombreuse.

Les spectres des étoiles de la deuxième classe. presqu’aussi nombreuses que les précédentes, sont semblables à celui du Soleil : ce sont les étoiles jaunes. Les principales unités de cette classe sont : le Soleil, Arcturus, Aldébaran, Capella et la Polaire.

Les étoiles rouges ou orangées forment la troisième classe : spectres à raies métalliques et à bandes obscures attribuées aux oxydes de manganèse et de titane. Principaux types : Antarès et Bétel- «use.

Une quatrième et dernière classe, enfin, est constituée par des étoiles de faible éclat rouge rubis ; jeurs spectres contiennent des bandes que l'on attribue au carbone.

Depuis les travaux du P. Secchi, les observations et les découvertes se sont multipliées. C'est ainsi que l'on a constaté, dans les étoiles de la constellation d’Orion, des spectres à lignes nouvelles ne correspondant à aucun élément terrestre. Ces lignes, comme l’a montré Vogel, étaient dues à l'hélium, gaz qui fut découvert dans le

Soleil, au moyen du spectroscope, avant que l’on eût constaté sa présence sur la Terre.

Des classifications plus complètes étaient devenues nécessaires à la suite des travaux accomplis un peu partout dans les différents observatoires astro-photographiques. Celui de Harvard College (Cambridge, États-Unis), sous la direction de C. Pickering, s'est particulièrement distingué dans ce genre de recherches. Grâce à un observatoire auxiliaire installé au Pérou, pour l'étude des étoiles de l’hémisphère austral, il a publié quatre cata- Jogues de spectres d'étoiles, savoir : le Draper Catalogue, en 1890, le Spectra of Bright Stars, par Miss Maury, en 1897, le Spectra of Bright Southern Stars, par Miss Cannon, en 1901, et le Revised Harvard Photometry, en 1908.

Ces tableaux d'étoiles sont trop compliqués et trop étendus pour que nous songions à les analyser en détail.

On peut les résumer de la manière suivante, en

distribuant les principales étoiles dans l’ordre des

températures décroissantes, et en indiquant les

correspondances avec l’ancienne classification de

Secchi :

On range dans une première classe les £:oiles les plus chaudes, contenant des radiations bleues et

jaunes d'origine inconnue ; par contre, ces étoiies,

toutes situées dans la Voie Lactée ou dans les

Nuées de Magellan, sont riches en hydrogène et en hélium, mais ne présentent aucune raie des métaux.

Une deuxième classe, dont les principaux types sont Régulus, Rigel et la plupart des autres étoiles d'Orion, la plupart des Pléiades, est constituée par les étoiles blanches à hélium ; ce dernier gaz manifeste sa présence prédominante par trentesix de ses plus fortes raies.

La troisième classe (correspondant à la classe I de Secchi) est celle des étoiles blanches à hydrogène, sans hélium ou à hélium à peine sensible. Principales étoiles de ce groupe : Fomalhaut, Sirius, Véga.

Fuis vient la classe intéressante des étoiles solaires (classe II de Secchi), ainsi appelées parce qu'elles présentent les mêmes raies de Fraünhofer, les mêmes raies métalliques que celles que l’on voit dans le spectre solaire. Le Soleil n’est donc,

avec les autres principaux types, Arcturus, Ca-

Dr 7

pella et la Polaire, qu'une unité de ce groupe d’étoiles jaunes.

Ajoutons, pour terminer cette nomenclature. la classe des étoiles à spectres cannelés (classe III de Secchi), dont la température est notablement inférieure à celle des étoiles précédentes, et dont les bandes cannelées correspondent aux lignes du manganèse et du titane ou de leurs oxydes (principaux types : Antarès, Bételgeuse), et, enfin, le groupe des étoiles carbonées (classe IV de Secchi), dont les bandes spectrales proviennent probablement du carbone où des hydrocarbures:

Comme on Île voit, les résultats obtenus sont étonnants. Gi l'on songe que les étoiles, perdues pour ainsi dire dans les profondeurs de l’espace, sont à des distances de a Terre qui se calculent par trillions de lieues et ne subissent aucun gros” sissement dans les meilleurs télescopes, on ne peut trop admirer la puissance et, en même temps, la merveilleuse simplicité de Ja méthode spectroscopique.

Ilest vrai qu'il reste encore beaucoup à faire

dans cette voie ; mais V’habilité des observateurs

qui se consacrent à cette œuvre de la physique

stellaire, et l'outillage perfectionné des principaux observatoires nous font espérer que les découvertes se multiplieront et que la science du monde des étoiles ne fera que s'enrichir de plus en plus. * * +

Lorsqu'on examine un certain nombre d’étoiles à l’aide de puissantes lunettes, on constate qu’elles sont composées de deux ou de plusieurs astres, bien qu'elles nous apparaissent à l’œil nu comme des points uniques. On les appelle des étoiles doubles ou multiples.

Souvent le rapprochement de deux étoiles n’est qu'apparent, et elles sont à de grandes distances et complètement indépendantes les unes des autres, tout en paraissant se projeter dans des régions très voisines du ciel : ce sont les groupes optiques.

Pour d’autres groupes, appelés groupes physiques, les étoiles constituantes forment des systèmes analogues au système solaire et, d’après les principes de l’attraction newtonienne, tournent autour de leur centre commun de gravité.

Le nombre des étoiles doubles, déjà considéra-

ble, s'est accru par la découverte des étoiles dou-

bles dites spectroscopiques, ainsi appelées parce qu'on les a dédoublées, non pas au moyen des lunettes, même !-. yius puissantes, mais par l’étude des photographies de leurs spectres. Grâce à l'application du principe Doppler-Fizeau, on a pu constater que la vitesse radiale de ces étoiles, c'est-à-dire dans la direction du rayon visuel, est variable, ce qui se trahit par un dédoublement des lignes spectrales et indique un mouvement d'éloignement et de rapprochement des composantes par rapport à la Terre. L'on est donc en présence d'un mouvement de gravitation, et, pour la première étoile double de cette classe découverte en 1889 par Pickering, les deux astres qui la composent tournent rapidement autour de leur centre commun de gravité.

Vogel a démontré, en outre, qu’Algol de Persée, la deuxième étoile double spectroscopique dans l’ordre des découvertes, possède un compagnon obscur qui l’occulte partiellement pendant sa révolution.

On connaît actuellement plus de i40 étoiles

doubles spectroscopiques, parmi lesquelles on

remarque principalement la Chèvre et l’Épi de la

Vierge.

Une classe intéressante d'étoiles est celle des étoiles variables. On appelle ainsi des étoiles qui subissent des variations d'éclat et qui ne sont pas toujours de la même grandeur. Comme les changements d'éclat présentent des caractères fort différents, il a fallu adopter une classification. Celle que nous décrirons ici très rapidement & été proposée par Pickering, en 1881.

Classe I.— Étoiles temporaires, appelées encore Novæ ou Nouvelles.

Ce sont des étoiles qui apparaissent subitement dans le ciel, puis s’affaiblissent peu à peu et finissent par disparaître. Une des plus remarquables, désignée sous le nom de Pélerine, a été observée, en 1572, par Trcho-Brahé. Son éclat, pendant l'espace d’un mois, était comparable à celui de la planète Vénus, et elle disparut totalement au bout de 17 mois.

Souvent ces étoiles ne s'éteignent pas complètement, mais se fixent définitivement à une grandeur inférieure. Telle fut celle qui apparrt dans

la Couronne, en 1866 ; d'abord de 2e grandeur,

Es

elle s’obscurcit graduellement pour s'arrêter à la lle grandeur.

Le 22 février 1901, une étoile nouvelle apparut soudain dans la constellation de Persée ; elle était aussi brillante que Capellr, et il appert, par certains clichés photographiques pris antérieurement, qu’elle a passé en 4 juurs de la 11e à la 2e grandeur, ce qui correspond à une lumière 25,000 fois plus intense.

L'étude spectroscopique des Novæ. en particulier de celle de la Couronne 1866, par la présence de raies brillantes toutes spéciales, laisse croire que l'éclat subit dont elles brillent à l'époque de leur maximum serait le résultat d’une explosion, d'un cataclysme formidable qœi aurait entouré l’astre d’une couche d'hydrogène incandescent.

Classe L1.— Étoiles à longues périodes.

Ces étoiles, dont l'éclat varie périodiquement, sont au nombre de 458, et leur période moyenne varie entre 300 et 400 jours. On n'y remarque aucune régularité ni dans la couleur, ni dans les éclats extrêmes, ni dans la durée de la période elle-

même.

La variable de cette classe qui a excité le plus de curiosité chez les astronomes a été appelée Mira Ceti, la Merveilleuse de la Paleine. Son spectre, comme ceux, du reste, des autres variables à longue période, est du type III de Secchi. On y remarque deux systèmes de raies, noires et brillantes, qui permettent de constater la présence de l'hydrogène et du titane, et des bandes obscures d'origine inconnue. Ce spectre, au sujet duquel il reste encore bien des doutes, présente ce fait remarquable que le déplacement des lignes, tant brillantes que noires, prouve le mouvement

radial de l’astre par rapport à la Terre.

De plus, on conclut de l'étude spectrale de Mira

Ceti que les changements d'éclat s'expliquent par des taches analogues aux taches solaires ; il en est probablement ainsi des autres variables de cette classe.

Classe II1.— Étoiles à fluctuations.

Les 120 étoiles de ce groupe sont caractérisées par l’absence de période déterminée, et les changements d'éclat, faibles d’ailleurs, ne présentent au-

cune régularité.

Classe IV.— Étoiles à courtes périodes, ou à variation lumineuse continue.

Les étoiles de cette classe ont beaucoup d'analogie avec celles de la classe suivante : elles s'en distinguent, comme l'indique leur nom, par la variation continue de la lumière. La période est de quelques jours seulement, avec un où deux maxima et minima par période.

D'après certains astronomes, les études spectroscopiques, jointes aux observations directes, feraient voir que ces étoiles constituent un système de deux étoiles légèrement aplaties, dont l'une, le compagnon, un peu plus petit et relativement brillant, tournerait autour de l'astre principal plus grand et obscur. Les deux étoiles seraient très rapprochées l'une de l’autre, et les changements périodiques d'éclat ne seraient que des éclipses causées par la révolution du compagnon.

La densité de la 2e de la Lyre, le type des étoiles de cette classe, n’est que les six-centièmes de celle de l'air, et sa masse est évaluée à 30 fois celle du Soleil.

Pour d’autres étoiles de ce groupe, comme la 3e de Céphée et la 2e de l’Aigle, les densités seraient

du même ordre de raréfaction que celle de la précédente, mais les constituantes seraient beaucoup

plus rapprochées.

Classe V.— Étoiles à éclipses passagère ou du

type d'Algol.

La plupart des étoiles de cette classe sont blanchâtres ou blanches : elles subissent des extinctions plus ou moins complètes pendant un certain temps, mais conservent leur éclat entre deux extinctions très régulières. Leurs périodes varient de 3 heures à 32 jours.

La principale étoile de ce groupe est A{/gol de Persée. Pendant la durée de sa période, qui est de 2 j. 20 h. 49 m., l'astre reste de 2e grandeur durant 2j.12h.: l'éclat diminue ensuite pendant 4h. 30 m.; l'étoile passe à la grandeur 3.5, puis l'éclat s'accroît et reprend sa valeur initiale.

Les changements, périodiques d'éclat, pour la plupart. sinon pour toutes les étoiles du type d’Algol, sont dus, comme Vogel l'a prouvé en 1889, à un compagnon obscur qui occulte l'étoile principale pendant sa révolution.

Pour Algol, en particulier, on croit que les com-

posantes sont deux astres sphériques aussi volu-