DE L'ASTRONOMIE SIDÉRALE

Des éloiles en généraL — Leur distribution en classes selon leurs grandeurs apparentes. — Leur distribution dans le ciel. — De la Yoie lactée Parallaxe annuelle, — Distances réelles, dimensions probables et nature des étoiles. — Etoiles variables. — Etoiles temporaires. — Des étoiles doubles. — Leur révolution autour l'une de l'autre dans des orbites elliptiques. — Extension de la loi de la gravité à ces systèmes. — Des étoiles colorées. — Mouvement propre du soleil et des éloiles. — Aberration systématique et parallaxe. — Des systèmes stellaircs composés. — Groupes d'étoiles. — Des nébuleuses Etoiles nébuleuses. — Nébuleuses annulaires

et planétaires. — Lumière zodiacale.

581 . En outre des corps que nous avons décrits dans les chapitres précédens , le firmament nous offre une multitude innombrable d'autres globes que l'on appelle généralement du nom d'étoiles. Quoique ces astres diffèrent individuellement les uns des autres , non seulement en éclat , mais en beaucoup d'autres points essentiels, il est un attribut qui leur convient à tous, un haut degré de permanence , quant à leur situation apparente relative. C'est ce qui leur a valu le titre d'étoiles fixes; expression que l'on doit entendre dans un sens relatif, et non absolu, car il est certain qu'un grand nombre, et probablement que toutes sont dans un état de mouvement , quoique trop lent pour que l'on puisse s'en apercevoir sans recourir aux observations les plus délicates , continuées pendant une longue suite d'années.

582. Les astronomes sont dans l'usage de distinguer les étoiles en classes, selon leur éclat apparent. On les appelle grandeurs. Les étoiles les plus brillantes sont dites de première grandeur : celles qui se distinguent par un éclat immédiatement inférieur sont classées dans la seconde, et ainsi de suite, jusqu'à la sixième ou septième , qui comprennent les plus petites étoiles visibles à l'œil nu , pendant une nuit très sereine et très obscure. Les télescopes, toutefois, continuent la série des classes de visibilité , et les grandeurs du huitième ordre jusqu'au seizième sont familières aux astronomes qui font usage de puissans instrumens. Et rien ne fait croire que l'on puisse assigner une limite à cette progression ; car chaque fois que de nouvelles découvertes dans la science de l'optique ont augmenté les dimensions et la puissance des instrumens, des groupes innombrables d'étoiles qui jusqu'alors étaient restés invisibles, sont venus s'offrir aux regards ; en sorte que, autant que l'expérience a pu nous l'apprendre jusqu'ici , le nombre des étoiles peut être réellement infini, dan§ h seule acception que nous puissions assigner à ce terme.

LUMIÈRE DES ÉTOILES. m

583. Toutefois , cette classification en grandeurs, il faut l'observer, est toutà-fait arbitraire. Sur une foule de corps lumineux, qui diffèrent probablement, et d'une manière intrinsèque, tant en volume qu'en éclat , et qui sont rangés à des distances inégales de nous , l'un d'entre eux doit nécessairement paraître le plus brillant, un autre un peu moins, et ainsi de suite. Un ordre de succession (relatif, par conséquent , à notre situation locale parmi eux) doit exister, et il est tout-à-fait indifférent où nous prenions nos lignes de démarcation dans cette progression descendante infinie , depuis l'une des plus brillantes jusqu'à celles invisibles. Tout ceci est un objet de pure convention. L'usage, au reste l'a établi j et quoiqu'il soit impossible de déterminer exactement , ou à prioH, oh un groupe finit et où le suivant commence, et que plusieurs observateurs ne se soient pas trouvés d'accord sur leurs grandeurs, les astronomes ont, en général borné la première classe à environ 15 ou 20 étoiles principales; la seconde à 50 ou 60, immédiatement inférieures; la troisième à environ 200 encore plus petites , et ainsi du reste, les nombres augmentant avec beaucoup de' rapidité à mesure que nous descendons l'échelle de la splendeur. Le nombre total des étoiles, déjà notées jusqu'à la septième grandeur inclusivement, s'élève à 15000 ou 20000.

584. Comme nous ne voyons pas le disque réel d'une étoile, et que nous ne jugeons de son éclat que par l'impression totale qu'elle fait sur nos yeux sa grandeur apparente dépendra évidemment , V. de la distance où nous sommes de l'étoile ; T. de la grandeur absolue de sa surface éclairée; 3°. de l'éclat intrinsèque de cette surface. Or, comme nous ne savons rien, ou presque rien d'aucune de ces données, et que nous avons tout lieu de croire que chacune de ces données peut différer, selon les corps , dans le rapport de plusieurs millions à l'unité il est clair que nous ne saurions nous attendre à des conclusions bien satisfaisantes des exposés numériques des groupes formés dans nos classes artificielles. Le fait est que les astronomes n'ont pas encore pu s'entendre sur aucun principe en vertu duquel les grandeurs puissent se Tanger pliotométriquement , quoiqu'ils aient paru pencher à croire qu'il y avait de la tendance à une progression géométrique, dont chaque terme est la moitié du précédent. Néanmoins, il serait fort à désirer que , mettant de côté toute classification arbitraire , on établît une évaluation numérique, fondée sur des expériences photométriques précises de l'éclat apparent de chaque étoile. Cela imprimerait un caractère bien défini à l'histoire naturelle , et servirait de terme de comparaison pour constater les changemens qui se manifesteraient en elles , ehangemens que nous voyons arriver à plusieurs et que nous pouvons ainsi hardiment supposer possibles dans toutes. En attendant , l'on peut classer dans sa mémoire , comme première approximation les proportions suivantes de lumière , déduïtl'g des comparaisons expérimentales de sir William Herschel, à l'égard de quelques étoiles choisies.

Lumière d'une étoile de 1"'^ grandeur 100

5" iâ.

J'ai recueilli de mes propres expériences que la lumière de Sirins (la plus brillante de toutes les étoiles), est environ 324 fois celle d'une étoile de sixième grandeur.

585. Si la comparaison des grandeurs apparentes des étoiles avec leur nombre ne conduit à aucun résultat distinct , il n'en est pas de même lorsque nous les voyons en rapport avec leur distribution locale (ian$ l'étendue du ciel. Si , en

effet , nous nous bornons aux trois ou quatre classes les plus brillantes , nous les trouverons réparties assez uniformément sur la voûte céleste ; mais si nous enabrassons tout l'espace visible à l'œil nu , nous remarquerons un grand et rapide accroissement dans leur nombre , à mesure que nous approchons des bords de la voie lactée ; et lorsque nous faisons usage de télescopes d'un grand pouvoir magnifiant , nous trouvons ces bords peuplés au-delà de toute imagination , dans toute l'étendue de ce cercle, et de la branche qui s'en détache; en sorte que (art. 255) toute la lumière qui en émane n'est au fond qu'un amas d'étoiles, auxquelles on peut assigner le rang de la 10^ ou 1 1^ classe.

586. Ces phénomènes s'accordent avec la supposition que les étoiles de notre firmament, au lieu d'être dispersées en tous sens indifféremment dans l'espace, forment une couche peu épaisse (en comparaison de sa longueur et de sa largeur), dans laquelle la terre se trouve occuper à peu près le milieu de l'épaisseur, et près du point où elle se subdivise en deux lames principales , inclinées entre elles d'un petit angle. Car il est certain que pour un oeil ainsi situé , la densité apparente des étoiles , en les supposant assez uniformément dispersées dans l'espace qu'elles occupent , serait à son minimum dans la direction du rayon visuel S A ( fîg. 76 ) , perpendiculaire aux lames , et à son maximum dans la direction de la largeur de la couche , comme SB , SC , SD , augmentant rapidement en passant de l'une à l'autre direction , précisément comme nous voyons un léger brouillard dans l'atmosphère s'épaissir, et revêtir la forme d'un banc nébuleux bien prononcé lorsqu'il s'approche de l'horizon, en conséquence de l'accroissement rapide de la longueur seulement du rayon visuel. Telle est donc l'idée que s'est faite du firmament étoilé sir William Herschel , dont les télescopes puissans ont opéré une analyse complète de cette zone surprenante , et démontré comme un fait qu'elle se compose entièrement d'étoiles. Elles sont si nombreuses dans quelques parties de la zone, qu'en les comptant dans un seul champ de son télescope , il fut conduit à conclure que 50000 étaient passées sous ses yeux dans une zône de deux degrés de largeur, pendant une seule heure d'observation. Les immenses distances auxquelles les régions plus éloignées doivent être situées , expliquent suffisamment la grande supériorité du nombre des étoiles des grandeurs inférieures qu'on y observe.

587. Lorsque nous parlons de l'éloignement relatif de certaines régions du

Quelle est l'échelle sur laquelle , . ,

quel rapport ses dimensions se trouvent- elles avec celles de notre système immédiat? Les astronomes, toutefois , se reconnaissent jusqu'à ce jour hors d état d'y répondre. Tout ce que nous savons à cet égard est négatif. Des observations délicates et des combinaisons fournies par tout ce que la théorie renferme d argumens subtils , nous ont fait arriver à l'évaluation exacte, d'abord, des dimensions de la terre : ensuite , en les prenant pour base , à la connaissance de celle de son orbite- et de plus, en fixant, pour ainsi dire, notre station à chacune des extrém'ités du diamètre de cette orbite , nous avons étendu nos mesures jusqu aux derniers confins de notre système; et, à l'aide de ce que nous connaissons des excursions des comètes , nous nous sommes comme frayé une route un pas ou deux au-delà de l'orbite de la planète la plus éloignée. Mais cette extrême orbite et l'étoile la plus voisine sont séparées par un abîme , dont les observations laites jusqu'ici n'ont pu scruter la profondeur, même par approximation, ou nous fournir une distance, quelque grande qu'elle soit, pour la mesurer, qui ne se trouve pas supérieure à toutes les distances imaginables.

588 Le diamètre de la terre nous a servi de base dans la triangulation de notre système ( art. 226 ) pour calculer la distance du soleil : mais l'extrême petitesse

DISTANCE DES ÉTOILESi. I95

de la parallaxe de cet astre ( art. 304 ) rend si délicat le calcul fondé sur un triangle construit avec de si mauvais élémcns (art. ^27 ), qu'il n'y a que l'heureux concours de circonstances favorables fournies par les passages de Vénus ( art, 409 ) qui puisse en rendre les résultats dignes de q[uelque confiance. Cependant le diamètre de la terre est une trop petite base po»ur servir à une triangulation directe jusqu'aux confins de notre système planétaire même ( art. 449 ); et nous sommes , par conséquent , obligés de substituer la parallaxe annuelle à celle diurne , ou , ce qui revient au même , de baser notire calcul sur les vitesses relatives de la terre et des planètes dans leurs orbites ( art. 414 ), si nous voulons pousser notre triangulation jusqu'à cette limite. On pourrait s'attendre assez naturellement à ce que, en portant ainsi la longueur de cette base jusqu'à celle du vaste diamètre de l'orbite de la terre, on fit un pas très avantageux dans notre triangulation (art. 227), à ce que notre changement de station, d'une extrémité de ce diamètre à l'autre , produisît une quantité perceptible et mesurable de la parallaxe annuelle pour les étoiles, et à ce que par «ce moyen nous parvinssions à connaître leur distance. Mais , après avoir épuisé toras les degrés de sagacité dans les observations , les astronomes se sont trouvés (dans l'impossibilité d'arriver à aucun résultat positif et concluant à ce sujet • ett il semble , par conséquent démontré , que la valeur de cette parallaxe , même p)Our celles des étoiles qui ont été jusqu'ici examinées avec le plus grand soin , reste enveloppée et confondue avec les erreurs inhérentes à toutes les évaluations astronomiques. Or tel est le degré de précision auquel celles-ci ont été portées , que si la quantité, dont il s'agit , s'élevait à une seule seconde ( c'est-à-dire si le rayon de l'orbite de la terre soustendait , à l'étoile la plus voisine , ce biem petit angle ) elle aurait de toute nécessité , été universellement découverte et reconnue.

589. Le rayon est au sinus d'une seconde , en no-mbres ronds , comme 200000 est a 1. Ainsi, dans cette proposition , la distance des étoiles au soleil doit au moins surpasser celle du soleil à la terre. Celle-ci, (comme nous l'avons déjà vu, surpasse le rayon de la terre dans la proportion de 24000 à 1 ; et , enfin , pour descendre à des unités ordinaires , le rayon de la tterre vaut 4000 de nos milles ( 6457260 mètres ). La distance des étoiles ne murait donc être aussi petite que 4800000000 de rayons terrestres, ou que 19200000000000 de milles (30898^46080000000 de mètres). De combien elle peut être plus grande, c'est ce que nous ignorons.

590. L'imagination reste confondue devant de pareils nombres. Le seul moyen que nous ayons de concevoir en quelque sorte de pareils intervalles , nous est offert par le temps qu'il faudrait à la lumière pour les traverser. Or nous savons que la lumière parcourt 1 92000 milles par seconde ( 3089884608000 mètres ). Elle emploierait donc 1 00000000 de secondes , ou plus de trois ans suivant là plus faible évaluation , pour franchir cet espace. A quelle distance devons-nous donc juger que sont ces étoiles innombrables des grandeurs inférieures que nous révèle le télescope. Si nous admettons que la lumiière d'une étoile de chaque grandeur soit la moitié de celle de la grandeur immédiatement supérieure , il s'(însuit qu'il faudra qu'une étoile de première grandeur soit transportée à 362 fois sa distance pour ne pas paraître plus considérable qu'une de la seizième grandeur. Il résulte donc de là que parmi les innombrables groupes de ces étoiles visibles au télescope , il doit y en avoir beaucoup dont la lumière a mis au moins mille ans pour arriver jusqu'à nous ; et que lorsque nous observons les lieux qu'elles occupent , et que nous marquons leurs changcmens , nous ne faisons réellement QUE LIRE LEUR HISTOIRE DE MILLE ANS DE DATE, transHnise aiusi d'unc manière étonnante. Nous ne pouvons nous refuser à cette conséqmence qu'en adoptant comme alternative une infériorité intrinsèque de lumière dans toutes les étoiles plus petites de la voie lactée. Au reste, nous serons jniemx en état de juger de lapro-

49fi TB\ITÉ D'ASTRONOMIE. - LUMIÈRE INTRINSÈQUE DES ÉTOILES. CHAPITRE XII.

habilité de cette alternative , lorsque nous aurons étudié d'autres systèmes stellaires, dont le télescope nous révèle l'existence, et dont l'analogie nous convaincra que l'aspect sous lequel nous avons considéré plus haut ce sujet , est en parfaite harmonie avec l'ensemble des faits astronomiques.

591 . Quittant , toutefois , le champ des hypothèses , et nous renfermant dans les limites qui restent encore au-dessous de la vérité, nous ferons usage des connaissances négatives que nous avons acquises sur les distances des étoiles pour arriver à une évaluation vraisemblable de leurs grandeurs réelles. Les télescopes ne nous fournissent pas des renseignemens directs à cet égard. Les disques que les bons télescopes nous font trouver dans les étoiles, ne sont pas réels, mais factices , une pure illusion d'optique. Il faut , par conséquent , que leur lumière soit notre seul guide. Or le docteur WoUaston a , par des expériences directes photométriques , qui ne paraissent laisser de prise à aucune objection , constaté que la lumière de Sirius , telle que nous la recevons , est à celle du soleil comme 1 est à 20000000000. Il faudrait , par conséquent , que le soleil , pour qu'il ne nous parût pas plus éclatant que Sirius , fût transporté à 1 >i1 400 fois sa distance actuelle. Nous avons vu , toutefois , que la distance de Sirius ne saurait être aussi petite que 200000 fois celle du soleil. Il suit de là que , pour nous en tenir à la plus petite évaluation possible , la lumière réellement émise par Sirius ne saurait être aussi petite que le double de celle émise par le soleil ; ou que Sirius doit , quant à sa splendeur intrinsèque , être au moins égal à deux soleils ^ et il y a toute probabilité qu'il est beaucoup plus grand.

592. Maintenant, dans quel but devons-nous supposer que des corps aussi magnifiques aient été dispersés dans l'immensité de l'espace ? Ce n'a pas été sans doute pour éclairer nos nuits , objet que pourrait bien mieux remplir une lune de plus qui n'aurait que la millième partie du volume de la nôtre , ni pour briller comme un spectacle vide de sens et de réalité , et nous égarer dans de vaines conjectures. Ils sont , il est vrai , utiles à l'homme comme des points permanens auxquels il peut tout rapporter avec exactitude j mais il faudrait avoir retiré bien peu de fruit de l'étude de l'astronomie pour pouvoir supposer que l'homme soit le seul objet des soins de son créateur, ou pour ne pas voir dans le vaste et étonnant appareil qui nous entoure des séjours destinés à d'autres races d'êtres vivans.Les planètes , comme nous l'avons vu , tirent leur lumière du soleil j mais il n'en saurait être ainsi des étoiles. Elles sont donc elles-mêmes des soleils , sans aucun doute et gouvernent peut-être , chacune dans sa sphère comme centre , d'autres planètes qui circulent autour d'elles , ou d'autres corps avec lesquels nous chercherions en vain quelque analogie dans l'organisation de notre système solaire.

595. Nous ne manquons toutefois pas d'analogies, qui valent mieux que des conjectures, pour établir une correspondance entre les lois dynamiques qui régnent dans les régions éloignées des étoiles , et celles qui régissent les raouvemens de notre système. Partout où nous pouvons reconnaître la loi de périodicité le retour régulier des mêmes phénomènes dans les mêmes temps , nous sommes fortement prévenus de l'idée d'un mouvement de rotation ou de circulation dans une orbite. 11 est des étoiles qui , tout en n'offrant aucun caractère qui les distingue des autres , soit par un changement apparent de place , ou par une différence d'aspect dans les télescopes , n'en subissent pas moins un accroissement et une diminution d'éclat périodiques et réguliers , qui , dans un ou deux cas se résolvent en une extinction et une reproduction complètes. On les appelle étoiles périodiques. Une des plus remarquables est l'étoile omicron dans la constellation de la Baleine, signalée pour la première fois par Fabricius en 1596. Elle parait environ douze fois dans onze ans , ou , plus exactement , dans une période de 33-4 jours , se présente dans son plus grand éclat pendant environ 1 5 jours , époque où elle est quelquefois égale à une grande étoile de seconde grandeur ;

ÉTOILES PÉRIODIQUKS ET VARIABLES. iuj

va en diminuant pendant trois mois environ, jusqu'à ce qu'elle soit complètement invisible ; demeure dans cette situation environ cinq mois , au bout desquels elle redevient visible , et continue à s'accroître pendant les autres trois mois de sa période. Elle ne reprend cependant pas toujours le même éclat, et son augmentation et sa diminution ne s'opèrent pas par les mêmes degrés. Hévélius raconte cependant ( Lalande , art. 794) que pendant les quatre années entre octobre 1672, et décembre 1676, elle n'a pas paru du tout.

594. Une autre étoile périodique très remarquable est celle appelée algol, ou p de Persée. Elle est ordinairement visible comme une étoile de seconde grandeur, et continue à l'être pendant 2 jours 14 heures, au bout desquels elle commence tout-à-coup à diminuer d'éclat , et pendant environ 5 heures et demie est réduite à la quatrième grandeur. Elle recommence alors à s'accroître . et après un nouveau laps de temps de trois heures et demie , elle est rétablie dans son éclat ordinaire , accomplissant toutes ses variations dans 2 j. 20 h. 48 m. ou environ. Cette loi remarquable de variation porte tous les caractères de la probabilité d'une révolution autour de cette étoile de quelque corps opaque, qui interposé entre nous et algol, masque une grande partie de sa lumière; aussi estce la solution qu'en a donnée Goodricke, à qui nous devons la découverte d& c« fait remarquable, en 1782. Depuis lors l'on a continué d'observer les mêma^ phénomènes , quoique avec beaucoup moins de zèle que ne semblerait le conlï mander le haut intérêt qui s'y rattache. Sous quelque aspect qu'on les considère ds révèlent le plus haut degré d'activité dans des régions où , sans de pareils témoignages , nous pourrions croire que tout est privé de la vie. Il faut à notre propre soleil neuf fois cette période pour accomplir une révolution sur son axe. D'un autre côté , le temps périodique d'un corps opaque en circulation , suffisamment volumineux , qui produirait un semblable obscurcissement temporaire du soleil , serait moindre que 14 heures.

595. La liste suivante offre des exemples d'étoiles périodiques de chaque variété de période , telles que nous les offre l'état de la science dans ce moment.

Noms des étoiles (j).

Périodes,

Variation de grandeur.

Auteurs des découvertes.

P de Persée.

S de Céphée.

^ de la Lyre.

yj d'Antinoiis.

a d'Hercule.

Y) du Serpent.

0 de la Baleine.

X du Cygne.

367 B de l'Hydre.

34 Fl du Cygne. 420 M du Lion.

y. du Sagittaire.

il» du Lion.

a ) Les lettres B , Fl et M se r

18 ans.

Plus. ann.

Idem.

apportent am

catalogues de

Goodricke, 1782.

Palitzch, 1783.

Goodricke , 1 784.

Pigott, 1784.

Herschel, 1796.

Ilarding, 1826.

Fabi-icius , 1 596.

Kirch, 1687.

Maraldi, 1704.

Janson , 1 600.

Koch, 1782.

Halley, 1676.

Montanari, 1667.

Bode, de Flamsleed et de Mayer.

Les variations de ces étoiles cependant paraissent être affectées , sinon pour la durée de leurs périodes, au moins pour l'étendue de leurs changemens , de causes physiques actitellénient inconnues. îNous avons déjà signalé b non appantiotn

m TRAITE D'ASTRONOMIE. - ÉTOILES TEMPORAIRES. CHAPITRE Xll.

d'o de la Baleine pendant quatre ans ; et , à cet exemple , nous devons ajouter celui de x du Cygne , que Cassini assure avoir été à peine visible pendant les années 1699, 1700 et 1701 , époques où il aurait dû être le plus apparent.

596. Ces irrégularités nous préparent à d'autres phénomènes de variation stellaire , que jusqu'ici l'on n'a encore soumis à aucune loi de périodicité , et que , vu notre ignorance et notre inexpérience , nous devons regarder comme tout-àfait accidentels ; ou, s'ils sont périodiques , ils appartiennent à des périodes trop longues pour s'être reproduits plus d'une fois dans les limites des observations traditionnelles. Les phénomènes , dont nous parlons , sont ceux des étoiles temporaires qui se sont montrées de temps en temps dans différentes régions du ciel , en flamboyant d'un éclat extraordinaire ; et qui, après être restées pendant quelque temps immobiles , se sont éteintes sans laisser de trace. Telle est l'étoile qui, apparaissant tout à coup l'an 125 avant Jésus-Christ , attira , dit-on, l'attention d'Hipparque et l'engagea à dresser un catalogue d'étoiles, le plus ancien dont l'histoire fesse mention. Telle fut aussi l'étoile qui jeta soudainement un vif éclat l'an 389 de notre ère, près de l'a de l'aigle et qui pendant trois semaines resta aussi brillante que Yénus , pour disparaître entièrement. En 945, 1264 et 1 572 , de brillantes étoiles se montrèrent dans la région du ciel entre Céphée et Cassiopée j et, si aux renseignemens imparfaits que nous avons des heux des deux premières , comparés avec le Heu de la dernière , qui a été bien déterminé , nous ajoutons la coïncidence assez exacte des intervalles de leur apparition, nous sommes fondés à penser que ce sont une seule et même étoile , avec une période d'environ 500 , ou , comme le suppose Goodricke , de 1 50 ans. L'apparition de l'étoile de 1572 fut si subite, que Tycho-Brahé, célèbre astronome danois, revenant tin soir ( le 1 1 novembre ) de son observatoire à sa demeure, fut surpris de voir un groupe de villageois regarder attentivement une étoile , qu'il savait ne pas exister une heure auparavant. C'était l'étoile en question. Elle était alors aussi brillante que Sirius , et elle continua à s'accroître jusqu'à surpasser Jupiter dans son plus grand éclat , et à être visible à midi. Elle commença à diminuer en décembre de la même année , et en mars 1 574 elle avait entièrement disparu. De même, aussi, le 10 octobre 1604, une étoile de ce genre , et non moins brillante , surgit tout à coup dan.s la constellation du serpentaire , et resta visible jusqu'au mois d'octobre 1605.

597. Des phénomènes semblables, quoique moins éclatans , se sont révélés dans les temps modernes; nous citerons entre autres l'étoile de troisième grandeur, d'écouverte en 1670 par Anthelme , dans la tête du Cygne, étoile qui, après être devenue complètement invisible , a reparu , et après avoir subi une ou deux surprenantes variations de lumière , pendant deux ans , a fini par s'éteindre toutà^ait pour ne plus se montrer. Un examen attentif du ciel , et la comparaison des catalogues , nous apprennent aussi que plusieurs étoiles manquent j et quoiqu'on ne puisse douter que ces pertes n'aient été souvent dues à de fausses insertions , il est également certain que pour beaucoup de cas , il n'y a méprise ni d'observation, ni d'insertion, et que l'étoile a réellement été observée, comme elle a aussi réellement disparu du ciel. C'est là une branche de l'astronomie pratique que l'on a trop peu cultivée , et c'est précisément celle où les amateurs de la science , munis seulement de bons y^eux ou d'instrumens médiocres , pourraient faire de leur temps un excellent emploi. Elle promet une ample moisson de riches découvertes , et est une de celles auxquelles les astronomes sont presque dans l'impossibilité de prendre part, foncés qu'ils sont parla mission qui les attache aux observatoires établis, de se livrer à des observations d'une autre nature. Sir "William Herschel a dressé des catalogues de la clarté relative des étoiles pour chaque constellation , dans Tintent ion formelle de faciliter ces recherches ; et le lecteur les trouvera avec un exposé complet de sa méthode de compai'aison, dans les Transactions philosopliiq^m de 1 T96 et années suivantee*

ÉTOILES DOUBLES. m

598. Nous voici arrivés à une classe de phénomènes d'un caractère bien différent, qui nous donnent un aperçu réel et positif de la nature du moins de quelques étoiles , et nous mettent en état de les déclarer, sans hésitation, sujettes aux mêmes lois dynamiques qui régissent notre système solaire sous le nom de gravitation. En examinant les étoiles avec des télescopes on reconnait qu'un grand nombre d'entre elles sont doubles , c'est-à-dire se composent de deux ( dans quelques circonstances de trois ) corps placés l'un près de l'autre. On pourrait attribuer ce phénomène à une proximité accidentelle , s'il ne se révélait que dans quelques occasions ; mais la fréquence de cette intimité , l'extrême rapprochement, et, dans beaucoup* de cas, la presque égalité des étoiles ainsi réunies, suffiraient pour faire fortement souproiiner un rapport plus étroit qu'une simple juxtaposition éventuelle. On trouve, par exemple , que l'étoile brillante de Castor, vue avec un télescope d'un grand pouvoir magnifiant , consiste en deux étoiles de 5'=. ou 4^. grandeur , distantes entre elles d'environ 5". Les étoiles de cette grandeur, toutefois, ne sont pas si communes dans le ciel qu'il soit vraisemblable que , si elles étaient dispersées au hasard , deux quelconques d'entre elles se trouvassent à une telle proximité. Mais ce n'est là qu'un exemple entrée une foule d'autres semblables. Sir "William Herschel a compté plus de 500 étoiles doubles , dont les deux corps sont à une demi-minute l'un de l'autre; et le professeur Struve de Dorpat , poursuivant ces recherches à l'aide d'instrumens plus convenablement montés pour ce travail , a presque sextuplé récemment cette liste. D'autres observateurs ont encore agrandi ce catalogue , déjà si considérable, sans épuiser la fécondité des cieux. Parmi ces étoiles , il en est un grand nombre jpour lesquelles l'intervalle, entre les centres des deux corps , est moindre qu'une simple seconde , entre autres s du Bélier, Atlas des Pléiades , y et yi de la Couronne y; et 'C d'Hercule, r et 1 d'Ophiucus.On les partage en classes selon leurs distancés celles à plus grande proximité formant la première, classe. '

599. Lorsque ces combinaisons furent remarquées pour la première fois on vit qu'elles pourraient servir à déterminer si le mouvement annuel de la terre dans son orbite produisait ou non un déplacement relatif apparent Mes corps qui constituent une étoile double. En supposant qu'ils se trouvent à une grande distance l'une derrière l'autre, et qu'ils ne paraissent à-peu-près sur la même lipne que par une juxtaposition accidentelle , il est évident que chaque mouvement de la terre doit soustendre différens angles aux deux astres, ainsi. juxtaposés , et par conséquent, produire différens doplacemens parallac tiques à leur égard sur la voûte du ciel regardée comme infiniment éloignée. Par suite du mouvement annuel de la terre , chaque étoile doit paraître décrire dans le ciel une petite ellipse (différente de celle qu'elle paraîtrait décrire en vertu de l'aberration de la lumière, et qu'il ne fiiut pas confondre avec elle ) qui est la section d'un cône oblique elliptique, faite par la surface côîicâvè tlii ciel , ayant son sommet à l'étode, et l'orbite de la terre pour base ; et cette section aura des dimensions d'autant plus petites, que l'étoile sera plus éloign(;e. Si donc nous regardons deux étoiles , situées en apparence l'une contre l'autre, mais en réalité àf des distances irc's différentes, leurs ellipses parallactiques seront semblables, mais de diverses dimensions. Supposons , par exemple ( lig. 77 ) , que S et s soient les positions de doux étoiles qui forment en appn renée ou o;jfir/i<e)»e(if une pareille douliîc éioiie dent la vue serait prise du soleil, et ABCÎ), abat leurs ellipses paralla; liauc < • puisqu'elles seront en tout temps .semblable ment placées d .m ces ellipses , lor-nnn' l'une des deux étoiles sera vue en A, l'autre le sera en o. Quand la terre ;uua j-sit un quart de révolution dans son orbite, leurs lieux apparens seront H/; : au haut d'un autre <piart, Ce: après un troisième, Dr/. Si donc nous mesurons avec soiii • avec des micromètres adaptés à cet effet, leur situation apparente entre elles à différentes époques de l'année , nous apercevrons un changement périodique tant dans la dmcHon de la ligne qui les joint que dans la lUstmce entre leurs cm^

200 TRAITÉ D'ASTRON. - ANGLE DE POSITION DTNE ÉTOILE DOUBLE. CHAP. XII.

très. Car les lignes Aa et Ce ne peuvent être parallèles , ni les lignes Bb et T>d égales , que les dimensions des ellipses ne soient égales aussi , c'est-à-dire que les deux étoiles n'aient la même parallaxe , ou ne soient équidistantes de la terre.

600. Or , les micromètres , convenablement montés , nous mettent en état de mesurer très exactement , tant la distance entre deux objets que l'on peut voir simultanément dans le même champ d'un télescope , que la position de la ligne qui les joint à l'égard de l'horizon , ou du méridien, ou de toute autre direction déterminée dans le ciel. On choisit le méridien comme le plus commode ; et la situation de la ligne de jonction entre les deux corps d'une étoile double est rapportée à sa direction , en plaçant au foyer de l'oculaire d'un télescope , monté équatorialement , deux fils en croix à angles droits, et en réglant leur position de manière que l'une des deux étoiles parcoure exactement l'un des fils par son mouvement diurne , tandis que le télescope demeure en repos; en notant la position des fils , et en faisant tourner tout le système dans son plan par un mécanisme particulier , jusqu'à ce que l'autre fil devienne exactement parallèle à leur ligne de jonction ; et en lisant sur un cercle divisé l'angle parcouru par les fils. On donne à cet appareil le nom de micromètre de position ; et par son moyen nous déterminons V angle de position d'une étoile double , ou l'angle que la ligne de jonction des deux corps fait avec le méridien; angle que l'on compte ordinairement, sur toute la circonférence , depuis 0 jusqu'à 560**, en commençant au nord, et en avançant d'occident en orient.

601 . Les avantages qu'offre cette méthode pour l'évaluation de la parallaxe, sont nombreux et considérables. D'abord, le résultat que l'on peut en obtenir ne dépendant que du déplacement relatif apparent des deux étoiles , ne pourrait que difficilement être influencé par aucune cause capable d'introduire des erreurs dans la détermination séparée du lieu de l'un et de l'autre au moyen de l'ascension droite et de la déclinaisdn. La réfraction , le plus grand de tous les obstacles qui s'opposent à la précision des déterminations astronomiques , agit également sur les deux étoiles , et est par conséquent éliminée du résultat. Nous n'avons plus rien à craindre des erreurs de graduation dans les cercles , de celles qui proviennent des niveaux ou fils-à-plomb , de celles qui résultent de l'incertitude inséparable des réductions uranographiques de l'aberration, de la précision, etc ; car elles pèsent également sur les deux corps. En un mot , si nous supposons que les étoiles n'ont pas de mouvement propre qui puisse donner lieu à un changement réel de situation relative , il n'y a que la différence des parallaxes qui puisse affecter les observations.

602. Telles furent les considérations qui portèrent d'abord sir William Herschel à former une liste des étoiles doubles , et à soumettre à des mesures rigoureuses tous leurs angles de position et leurs distances mutuelles. A peine , toutefois , avait-il préludé à ces mesures, qu'il fut détourné de la recherche de l'objet primitif (recherche qui , au fond , toute palpitante qu'elle est d'intérêt , n'a pas encore été entamée et attend toujours une solution , quoiqu'on ne doive espérer que d'elle seule quelque chance de succès pour obtenir. la parallaxe ) par des phénomènes d'un caractère tout-à-fait inattendu, qui absorbèrent tout-à-coup son attention. Au lieu de trouver, comme il s'y attendait , cette oscillation annuelle de va-et-vient de l'un des corps de l'étoile double à l'égard de l'autre , cet accroissement et ce décroissement alternatifs annuels de leur distance et de l'angle de position , que devait produire la parallaxe du mouvement annuel de la terre , il observa , en beaucoup d'occasions , un changement régulier progressif ; dans quelques cas affectant principalement les distances , dans d'autres leur po sxtion , et toujours dirigé dans le même sens de manière à indiquer clairement , ou un mouvement réel des étoiles elles-mêmes , ou un mouvement général rectitgne du f-oleil et de tout le système solaire; produisant une pàrv^U^xe d'un ordfc*