CHAPITRE VIII. — MOUVEMENTS PROPRES STKLLAIRES

iipparlicnt à Aklébaran, étoile de première grandeur; de plus, à l'inverse de ce qu'on l montré les mouvements sur le grand cercle, la moyenne des vitesses radiales

«les 8 étoiles de première grandeur, que comprend ce Tableau, esï supérieure à la vitesse moyenne générale.

Introduisons le mouvement de translation du Soleil elles mouvements langenliels stellaires. Nous admettons pour le déplacement linéaire du Soleil la valeur trouvée par Rempf (n** 147), cVst-à-dire une vitesse de i:>.'''",3 par seconde. D'autre part le mouvement tangentiel d'Aldébaran o",i88 correspond à une vitesse de 4^'"j<>> d'où résulte, avec la vitesse radiale mesurée plus haut, une vitesse absolue de ^8^*", 3, presque dirigée d'ailleurs >uivant la ligne de visée (angle de 5").

La vitesse du mousement absolu de translation du Soleil est donc ù fort peu près le quart de celle du mom^emcnt absolu d' Aidé bar an.

Enfin en moyenne, pour les 8 étoiles de première grandeur, h»

mouvement radial équivaut, sur le grand cercle de leur sphère, à

un arc annuel de

cpii diffère peu de la moyenne o", jf de leurs mouvements tani;entiels.

Traitons mainlenanl la première question relative aux mouvements considérables des étoiles de très faible grandeur. Dans ce eai, l'explication ne peut évidemment tenir à Tinclinaison du juouvemenl réel sur la ligne de visée, car il est bien clair a priori qu'il a lieu très sensiblement dans une direction normale à celte ligne. D'autre part, en vertu de la loi démontrée plus haut(n" 161), ces étailes sont nécessairement relativement très voisines de nous, nous les supposerons à la dislance moyenne des étoiles de première ;*randeur. (^eci posé, leur place dans l'échelle des grandeurs peut |)rovenir ou de ce que, leurs dimensions étant égales à la moyenne, leur éclat intrinsèque est très faible, ou à ce que, leur éclat intrinsèque étant moyen, leurs dimensions sont très petites par rapport àla moyenne.

Prenons comme exemple l'éloile de grandeur 8,9 signalée

récemment par Kaple^n dans les zones de Cordoba ; son ëclal apparent esl environ le —^ de celui d'une étoile de première grandeur, par consé(|uent si celle diminution d*éclat est due uni- (|uemcnt à ses faibles dijnensions, son diamètre sera environ le ~r du diamètre moyen d'une de ces étoiles, et par suite, puisque sa constitution plivsique esl sensiblement la même que celle de ces étoiles, sa masse serait environ i 5ooo fois plus petite. Or, toutes les déterminations de masses stellaires faites jusqu'ici montrent que de pareilles difTérences enlre elles sont tout à fait improbables; nous devons donc admettre que celte étoile étant de dimension moyenne son éclat intrinsèque est très faible, lijpotlièse parfaitement admissible : nous verrons, en effet plus lard, que certaines étoiles (|ui à une époque donnée avaient brillé comme les plus belles du ciel, sont ensuite devenues non seulement invisibles à Tccil nu, mais même diificiles à relrouver avec des lunettes déjà |)uissanles. L'étoile de Kaptewi, la i83o de Groombridge el les autres analogues seraient donc des étoiles très voisines de nous, mais beaucoup plus rapprochées que la moyenne de leur période d'exlinction définitive.

1G7. Conclusion. — En résumé l'élude des mouvement-* propres éclaire donc d'un jour assj^z grand la constitution du monde slellaire. Selon toute probabilité, et tout au moins dans les limites où l'observation nous permet de pénétrer, les étoiles (pii composent notre nébuleuse sont de dimensions sensiblement comparables, en moyenne de même éclat intrinsèque, uniformément distribuées dans l'espace el animées suivant toutes les direclions possibles el sans aucune loi apparente de mouvements de translation dont les vitesses diffèrent peu les unes des autres; uiais, à rinstant actuel, elles ne sont pas toutes arrivées à la même époque de leur évolution, si bien que l'éclat intrinsèque est réelleinent le seul élément qui puisse déterminer l'individualité de chacune d'elles; cet éclat pouvant d'ailleurs varier de Tune à l'autre dans des proportions considérables. La grandeur d'une étoile n'a donc pas de relation nécessaire avec sa distance au Soleil.