EMBRANCHEMENT DES NÉBULEUSES

Elles se divisent en deux classes : i° nébuleuses amorphes; 2^ nébuleuses régulières. Nous en commencerons la description par la première classe.

QL'ATRIËIE PiaTlG. — CHAPITRE XI.

1" CLASSE. — Nébuleuses amorphes.

En voici un type magnifîque, la nébuleuse d'Orion {fig. 6). Elle se trouve un peu au-dessous de

Nébuleuse d'Orion.

ces trois belles étoiles qu'on appelle le Baudrier

U'UNIVEHS ET LA CLASSIPICATIOM DUS XOKUES. 19$

d'Orion, et que l'on voit briller au ciel, chaque soir, pendant l'hiver, dans cette belle constetlation. Un habile observateur anglais, M. Common, a rcussià la photographier malgré la faiblesse de sa lumière. H lui a fallu trente-six minutes de pose, tandis qu'il suffit d'un centième de seconde pour avoir la photographie d'une étoile de premièrR grandfiur- Vous le ez, c'est une sorte de lumière diffusée sur un vaste :. Si vous laissez de côté les régions où cette va se perdre vaguement dans le noir du ciel, si ne considérez que la partie la plus brillante, trouverez qu'elle occupe sur le ciel une étendue ■able à celle du disque du Soleil, d'environ 25' lètre. En admettant qu'elle soit placée à la lee des étoiles les plus voisines, sa surface doit JS40000 millions de fois plus grande que celle du leil. Ce n'est pourtant qu'un amas gazeux composé en grande partie d'azote et d'hydrogène. Du moins son spectre {fig. 5, p. 188) ne doone-t-il que quatre rai*.s lumineuses, l'une verte, qui répond à une raie connue du premier gaz; les deux autres, bleu verdàtre, qui appartiennent au second ('),

On a cru longtemps, avant l'application de l'analyse spectrale, que les nébuleuses nous présentaient Tétat primitif de mondes en voie de formation, à leur début pour ainsi dire, et qu'elles devaient aboutir, eu se condensant peu à peu, à des formations stellaires, à des mondes comme le nôtre, c'est-à-dire à un Soleil

(•)I1 D'est pas toujours faciled'interpréter correctement les indications de l'analyse spectrale lorsqu'il s'agit de corps si peu lumineui. Ainsi il D'est pas démontré que la première raie est bien celle de l'azote tandis que deux des trois autres appartiennent certainement â l'bydrogéDe.

central accompagné d'un cortège de planètes. Il faut renoncer à cette analogie, car il manque à ces nébuleuses une chose essentielle, à savoir une constitution chimique variée, des éléments susceptibles de revêtir la forme solide. Sans doute notre monde, comme tous les autres, a dû commencer par un amas de matériaux disséminés sur un vaste espace; mais ces matériaux comprenaient une grande variété d'éléments chimiques qui manquent aux nébuleuses proprement dites. Vous voyez bien, ça et là, dans cette belle nébuleuse d'Orion, des traces évidentes de concentration locale; mais l'analyse spectrale n'y décèle que des gaz. Gazeuse elle est, et gazeuse elle restera bien certainement, à moins que des matériaux tout différents ne lui viennent de quelque autre région de l'espace.

La première classe comprend encore les nébuleuses perforées comme celle du navire Argo {fig- 7). On dirait une masse visqueuse qui se serait rétractée sur elle-même, laissant un grand trou ovale, vide de toute matière; celle-ci semble s'être ramassée sur le bord de cet orifice.

Dans le Sagittaire on trouve une autre nébuleuse non plus perforée, mais déchirée en plusieurs lambeaux séparés par des fossés obscurs.

Enfin un dernier type assez curieux nous est offert par la nébuleuse n** 19 du catalogue de Messier, où Sir J. Herschel a cru trouver une vague ressemblance avec la lettre grecque H. Elle envoie au loin, comme la nébuleuse d'Orion, de longs prolongements faiblement lumineux qu'on pourrait assimiler à des tentacules.

Tous CCS détails ne sont pas médiocrement cniliarrassants lorsqu'on clicrche à se fi^'urcr l'état de la

Nûbdiciisc J'Argo (').

matière qui forme ces immenses amas et les forces qui l'animent. Sans doute ces masses diffuses sont mues en sens divers; elles tendent, ici, à se décomposer en amas plus restreints; là, au contraire, à se condenser autour de plusieurs centres, de manière à

(') Cette ligure, qui n'est pas faite sur fond rioir, rcprùsi de négatif de U niîbuleuse où les parties les plus foncées r partiesles plus brillantes sur le ciel.

donner lieu finalement à des formations d'aspect plus régulier.

3' CLASSE. — JVéhuleu.ies rés^tiltères.

Cette classe se divise en plusieurs ordres, comprenant : les nébuleuses en forme de fuseau, dont voici un type, la belle nébuleuse d'Andromède (^|r. 8); les

Nébuleuse d'Andromt-de.

nébuleuses annulaires comme celle de la Lyre {Jig- 9) qui rappelle, par sa forme régulière, les anneaux de Saturne; enfin les nébuleuses planétiformes dont nous parlerons tout à l'heure.

Celle d'Andromède ne devrait pas, à la rigueur, figurer parmi les nébuleuses. Par son spectre elle en diffère totalement. Ce spectre est continu comme

U CnlVEMS ET LA GI.ASSI KICATION DES lUNUeS. IQ-)

celui des amas d'étoiles; cependant on n'a jamais pu

Nrbuleiisc de ta I.

la résoudre en points stellaircs, malgré la puissance des télescopes employés à cette étude.

Les nébuleuses planétaires présentent un disque circulaire presque aussi net que celui d'une planète vue avec un fort grossissement (fig- lo). Leur faible

Nébuleuse planétaire.

éclat est uniforme, légèrement coloré en vert bleu.

rgS QUATRIÈME PARTIE. — CUAIMTRE XI.

La lumière, analysée au spectroscope, ne donne que deux ou trois raies colorées comme celles de toutes les autres nébuleuses. Leur diamètre angulaire v^ à 12'' ou i4", d'après Herschel qui les a signalées. Er^ les supposant placées à la distance des étoiles de pre — mière grandeur, distance à laquelle le diamètre dt^ Soleil se réduirait pour nous à deux millièmes dc:^ seconde, elles seraient linéairement six ou sept milice fois plus grandes que ce dernier astre; le System solaire tout entier, y compris Neptune, s'y trouveraita 1 aise.

Il y en a de beaucoup plus petites, de 3" ou 4" de diamètre (y?g". 10), qu'on prendrait facilement pour des étoiles; seulement, comme ces étoiles-là auraient un spectre de nébuleuse, on ne saurait les confondre avec des étoiles véritables dont le spectre est toujours continu, sauf quelques raies noires d'une extrême finesse.

Quant aux variétés, la seule véritablement intéressante est celle des étoiles nébuleuses {fig- 11). Elles

Fig. II.

Etoile nébuleuse.

sont mal nommées : il n'y a pas là d'étoile propre ment dite, à spectre continu, mais une simple condensation gazeuse au centre d'une nébuleuse planétaire à contours plus ou moins nets.

L UNIVÏRS ET La

I DES MOMIES. IQ-

KHBIANCUESENT DES FOIllIATlONS STBUAIRI8.

Celui-là csi bien plus nombreux que le précédent. Il contient plus de millions de mondes que l'autre n'en contient de milliers. On croit connaître fort bien les étoiles, et pourtant pas un astronome ne peut se vanter d'en avoir vu la figure véritable. L'espèce de rayonnement qui les entoure quand on les regarde à

l'œil nu, et que les graveurs reproduisent tant bien que mal sur les cartes célestes par des pointes divergentes ( fig. 1 2 ), n'a rien de réel : ce sont des appendices parasites dus aux humeurs de l'œil. Dans les

bonnes lunettes elles apparaissent sous forme d'une très petite masse lumineuse entourée de quelques cercles alternativement brillants et obscurs (y?^. i3).

Fig. i3.

Images d'étoiles vues dans un télescope.

Ces images ne sont pas davantage réelles; elles sont dues à un phénomène de diffraction compliqué des imperfections optiques de l'objectif de la lunette. En réalité, ce sont des points ayant un millième ou un dix- millième de seconde de diamètre, et moins encore, mais doués de l'éclat le plus vif. Voici une belle photographie prise à l'Observatoire, par les frères Henry, dans la région de Persée (yî^. i4). Vous voyez que, malgré la perfection de cette image, les étoiles y ont un diamètre sensible, même les plus petites.- C'est ce que les astronomes appellent les disques factices à&% étoiles. Si nous n'étions pas bien convaincus que le Soleil est une étoile comme les autres, et même une étoile fort ordinaire, nous ne saurions nous faire une idée quelconque de ces astres que leur immense éloignement réduit pour nous à de simples points. Mais le Soleil, centre de notre petit monde, est à notre portée ; nous l'étudierons à fond dans le Chapitre suivant, et nous étendrons aux autres étoiles ce que nous saurons de celle-ci.

LUnlVIiKS ET I.A CLASSIFICATILIK DUS MUNUKS. 30I

Cet embranchement comprend trois classes : celle

Kig. .',.

des étoiles isolées, celle des étoiles doubles ou triples, celle des étoiles en amas.

Nous adopterons ici la classification du P. Secchi, basée sur la nature des spectres. Cette classe se sub-

202 QI'ATKIÈIE PAITIE. — CBAPITIE XI.

divise en trois ordres : les étoiles blanches, les j et les rougeâtres.

!«' ordre : Etoiles blanches.

Voici le spectre d'une étoile blanche, de Sinus, b plus brillante de toutes {fig- 15). C'est un spectre continu, sillonné de quelques minces raies noires. On y remarque la grande extension de la région bleue et violette, indice de la haute température de sa surface lumineuse, autrement dit de sa photosphère. Les raies noires, dues à de minces couches de vapeurs de fer, de magnésium, etc., y sont si faibles qu'on a peine à les distinguer. En revanche, les quatre raies de rhydrogène sont très marquées. Ce sont les raies C dans le rouge, F dans le vert bleuâtre, V et W dans le bleu et le violet. Dans cet ordre, qui comprend 60 pour 100 du nombre total des étoiles, on en compte beaucoup de belles, telles que a de la Lyre, <x de l'Aigle, et des étoiles bien moins brillantes, telles que X du Taureau, 75 de Pégase, cette dernière à la limite de la visibilité à l'œil nu.

2« ordre : Étoiles jaunes.

Telles sont le Soleil, Aldébaran, a du Bouvier, 70 d'Ophiuchus, etc. Leur spectre est caractérisé par une foule de raies noires très marquées appartenant aux, vapeurs de nos divers métaux {fig- 16). On y reconnaît, avec la plus entière certitude, le fer, le calcium, le manganèse, le nickel, le magnésium, le cobalt, le chrome, le sodium, etc., c'est-à-dire des éléments chimiques très répandus autour de nous sur la Terre. Mais la partie la plus réfrangible, le bleu

ao4 QUATRifeME PARTIR. — CHAPITRE XI.

et le violet, est moins intense que dans la lumière des étoiles blanches, ce qui explique leur coloration jaunâtre. Les raies de l'hydrogène subsistent encore, mais moins marquées.

Cet hydrogène libre forme autour de ces étoiles une enveloppe plus ou moins mince, semblable à la chromosphère de notre Soleil (p. 232). Il donne lieu à un bien singulier phénomène de circulation verticale que plusieurs astronomes attribuent, à tort, à des éruptions parties de la masse interne de l'astre.

Les étoiles jaunes sont moins nombreuses que les blanches; elles forment 35 pour loo du total.

3* ordre : Etoiles rougeâtres.

Telles sont a d'Hercule, T du Bélier, R du Lion, U de la Vierge, a d'Orion, etc. La région bleue cl violette du spectre est particulièrement faible; les raies de l'hydrogène manquent généralement; enfin ce spectre présente, à côté des raies ordinaires, des bandes d'absorption qui lui donnent un aspect cannelé.

Evidemment ces trois types d'étoiles répondent à des phases de plus en plus avancées de refroidissement. L'hydrogène est libre dans les deux premiers ordres; dans le troisième, il disparait, engagé qu'il est dans certaines combinaisons. Nous verrons plus loin que presque toutes les étoiles variables appartiennent à ce troisième ordre; or cette variabilité d'éclat semble bien présager une extinction prochaine. La proportion des étoiles rougeâtres est d'environ 5 pour loo.

L UMYERS ET LA CL A SSI FIC AT lOX DBS XONDKS. 200

Voyez jusqu'où le spcctroscope nous permet d'atteindre. Voilà qu'il nous révèle l'intime constitution chimique des étoiles et qu'il pose une grande loi de la nature, à savoir l'identité des matériaux de l'univers et de ceux qui constituent notre globe. Nous retrouvons partout dans l'univers, non seulement notre Mécanique et notre Physique terrestres, mais les mêmes éléments, les mêmes combinaisons, en un mot la Chimie terrestre elle-même.

2® CLASSE. — Etoiles doubles.

Jusqu'ici nous n'avons vu que des étoiles isolées. Si l'on veut leur attribuer des planètes très petites et obscures comme celles de notre système, on le peut : ces planètes devant rester toujours invisibles, l'imagination a libre carrière. Mais voici des mondes qui, en dehors de toute supposition gratuite, sont beaucoup plus semblables au nôtre. Les étoiles doubles ou triples sont des soleils dont une ou deux planètes, restées incandescentes à cause de la grandeur de leur massC; sont encore visibles pour nous. La question

se pose donc de savoir si les mouvements de ces mondes sont régis par les mêmes lois, si l'attraction agit là de la même manière que dans le système solaire.

Pour résoudre cette grave question, les astronomes se sont astreints à observer ces systèmes avec le plus grand soin, d'année en année, de manière à fournir au calcul les éléments nécessaires. On a trouvé ainsi que l'étoile compagnon ou satellite se meut autour de l'étoile principale dans une trajectoire elliptique.

2o6 QUATRIÈME PARTIE. — CHAPITRE XI.

Savary, le premier, a fait voir que si Tétoile princi- K pale ne paraît pas être au foyer de cette ellipse, c'est "^ que cette courbe tracée sur la voûte céleste n'est que la projection de la trajectoire véritable. En déterminant par le calcul les éléments de celle-ci, d'après les lois de l'attraction newtonienne, il a montré qu'on représente les observations avec toute la précision qu'elles comportent. Ainsi l'attraction n'est pas seulement la loi de notre monde, elle est celle de tou^ les mondes de l'univers.

Il y a plus : ces systèmes éloignés, si semblables P^^ monde solaire, doivent avoir même origine et mênc^^ mode de formation. Mais ils en diffèrent, dans le d^' tail, par une circonstance qui, sans avoir d'intérêt a^ ^ point de vue de la Mécanique ou de la Physique, en un énorme à celui des êtres vivants. Ce détail, 1 ^ voici : les orbites de ces systèmes sont toutes excen^ " triques; celles de notre monde sont presque exacte^-' ment circulaires. Voici, pour donner une idée d^ cette différence, l'orbite décrite par le compagnon d^ Y de la Vierge autour de son soleil (^fig* i8), et voici

Fig. 18.

Satellite

Orbite de y de la Vierge.

celle d'un compagnon de notre Soleil, la Terre (y?^. 1 9). Dans la première, la chaleur envoyée au satellite.

l'univers et la classification des mondes. 207

supposé éteint, varie dans le rapport de i à 36o, à chaque révolution. Dans la deuxième, elle varie dans

Orbite de la Terre.

le rapport de i à 1,07; on la dirait calculée pour y

permettre le développement de la vie des êtres les

plus délicats et les plus parfaits.

Je viens de supposer que Tune des composantes

du monde binaire de y de la Vierge s'éteindrait avant l'autre. C'est chose parfaitement admissible pour un grand nombre d'étoiles doubles dans lesquelles les deux composantes sont d'éclat très inégal. Mais ce n'est pas ici le cas : les deux étoiles de y de la Vierge sont égales et blanches; toutes deux appartiennent au premier type. Elles ne s'éteindront donc pas de longtemps et elles s'éteindront ensemble. Mais, en général, l'étoile satellite est d'un type inférieur à celui de l'étoile principale. Aussi leurs couleurs sont-elles différentes, bleue et jaune, jaune et rouge, verte et rouge, de sorte que, si ces mondes avaient des planètes et ces planètes des habitants, ceux-ci, éclairés successivement par des soleils de couleur différente.

n'auraient pas de nuit comme nous, mais des jours alternativement blancs et jaunes, ou jaunes et rouges, ou rouges et verts, etc.

3* CLASSE. — Amas stellaires.

Rien de plus frappant que la tendance des étoiles, des plus faibles surtout, à s'accumuler en certaines régions de manière à confondre leur éclat dans une sorte de nébulosité où il est impossible de les distinguer Tune de l'autre à l'œil nu. La Voie lactée y cette vaste zone lumineuse qui fait le tour entier du ciel, est elle-même un amas d'étoiles, et ce fait est une des premières découvertes dont l'Astronomie ait été redevables aux lunettes.

Beaucoup de ces amas sont tellement pressés qu'il faut recourir aux plus forts grossissements pour les résoudre en étoiles. Et, comme ils ressemblent à des nuages faiblement lumineux, on les désigne souvent, mais à tort, sous le nom de nébuleuses. Longtemps on a agité la question de savoir si toutes les nébuleuses ne consisteraient pas en étoiles et si, en recourant à des télescopes de plus en plus puissants, on ne parviendrait pas à les résoudre en points séparés. L'analyse spectrale, entre les mains de M. Huggins, a tranché la question en montrant qu'il y a des nébuleuses véritables, des nuages contenant des matériaux gazeux portés à l'incandescence, qu'aucun pouvoir optique ne saurait ramener à des points stellaires. Celles-ci constituent donc, comme nous l'avons vu, un embranchement bien caractérisé.

l'umyers et la classification des mondes. 209 I®'' ordre : A'na^ irré guliers.

Les amas d'étoiles nommes les Pléiades, les Hyades, la Crèche, la Chevelure de Bérénice sont des amas irréguliers. Nous donnons plus haut, comme spécimen (p. 201), un des amas de Persée, photographié par les frères Henry, à TObservatoire (*).

Ces soleils sont évidemment sous la dépendance de leurs attractions mutuelles, mais leurs mouvements relatifs doivent être d'une lenteur extrême. Ils n'ont guère été étudiés, et d'ailleurs, quand on considère que le problème des mouvements de trois corps n'est accessible à l'analyse que dans des cas extrêmement particuliers, on perd tout espoir d'aborder jamais des problèmes où interviennent des centaines ou des milliers de centres d'attraction.

2* ordre : Amas d'étoiles en spirales.

En voici un exemplaire : celui des Chiens de chasse (y?^. 20). Si, comme nous l'avons indiqué plus haut, les vastes amas de matériaux diffus qui ont donné naissance à ces myriades de mondes étaient, à l'origine, parcourus par des courants divers, il a dû

(') Les appareils photographiques construits par ces habiles observateurs ouvrent à TAstronoinie une voie toute nouvelle. Les plus faibles étoiles se trouvent reproduites avec une rare perfection, même celles dont la lumière serait trop faible pour affecter l'œil de l'observateur. Aucune erreur, aucune négligence n'est possible, et, si l'un de ces astres se trouvait être une planète encore inconnue, sa nature se révélerait immédiatement, car son mouvement s'enregistrerait de lui-même sur la plaque sensible.

- GH4P ITHE XI.

s'y former çà et là des mouvements tourbillonnaires comme ceux de Descaries, et ceux-ci se présenteront

précisément sous forme de spirales convergeant vers un centre. Celle slructure si frappante nous a été révélée par le télescope géant de Lord Rosse. Mais ici ce ne sont pas des poussières impalpables qui se trouvent engagées dans les spires de ces tourbillons : ce sont des soleils.

3" ordre t Antm réguliers d'étoiles.

Bornons-nous à citer les amas globulaires qui se trouvent dans les constellations d'Hercule el des Chiens de chasse (^g. 21 et 22). Il serait impossible de compter exactement le nombre des étoiles qui se trouvent agglomérées ainsi sur une surface huit ou

L UNIVERS ET LA CLASSIFICATION UtS HOItUES. 311

fois plus pclite que celle du disque de la Lune.

Aotre amaa globulaire.

l'évalue à plusieurs milliers. Tous ces soleils ont

même éclat et sont bien plus pressés vers le centre qu'au bord. Cette dernière circonstance donne à croire que ces milliers de soleils sont répartis uniformément à l'intérieur d'une sorte de sphère. S'il en était ainsi, la force centrale exercée par l'amas entier sur chacun d'eux serait proportionnelle à la distance au centre; et Sir J. Herschel a fait remarquer que, dans ce cas, chaque étoile décrivant un cercle ou une ellipse concentrique à l'amas, le système pourrait posséder une stabilité tout aussi parfaite que notre monde solaire où la force centrale suit une tout autre loi ( * ) .