CHAPITRE XXII. — AMAS GLOBULAIRES

eux contiennent au moins 5oooo étoiles dans un espace sphérique dont le diamètre angulaire, mesurant 8' à lo', répond au plus au dixième de la surface que couvre la Lune.

Mais celle étendue angulaire correspond alors pour Tamas à des dimensions considérables en raison de la distance énorme à laquelle il se trouve et dont on a une première idée en pensant que le plus grand d'entre eux étant à peine visible à Tœil nu, son éclat total affecte l'œil avec une impression moindre que celle d'une étoile de 4** grandeur. En outre, W. Herschel (n"513) a pu donner de ces distances des valeurs approchées, dont les limites extrêmes sont i4o et looo fois la distance d'une étoile de grandeur. Or à cette dernière distance la seconde d'arc correspond à peu près à cinq fois la longueur de l'unité astronomique et un angle de lo' à 3ooo fois celte même unité; en telle sorte que certains amas peuvent ainsi avoir comme diamètre environ 3ooooo fois la distance du Soleil à la Terre ou un million de fois l'étendue du système solaire jusqu'à la planète Neptune.

ol9. Constitution d'après J , Herschel, — Il est d'ailleurs difficile de se faire une conception de l'état d'un pareil système, état qui ne peut être que dynamique; car sans un mouvement rotatoire et une force centrifuge, il est à peine possible de ne pas le regarder comme en état de chute progressive. Voici ce que dit J. Herschel sur ce sujet (') :

« Si nous supposons un espace globulaire rempli d'étoiles égales uniformément dispersées à son inlérieur et très nombreuses, chacune d'elles attirant l'autre avec une force inversement proportionnelle au carré de la distance, la force résultant de leur attraclion combinée qui agit sur l'une (juclconque d'entre elles(excepté celles de la surface) sera dirigée vers le cenlre commun de la sphère et proporlionnellc à la distance au centre. Or, sous l'influence de forces de cette espèce, chaque éloile particulière décrirait une ellipse autour du centre de gravité commun comme cenlre, et cela quels que soit le plan et la direction dans lesquels elle paraîtra tourner. La condition de lu rotation d'un amas autour d'un axe, comme une masse, n'est donc plus nécessaire; chaque ellipse.

(') J. IIkhschki., Outlines o/ .istronorny, p. 633.

368 TRAITÉ D^ASTRONOmrE STELLAlRK.

quelle que puisse être la grandeur de son axe ou Tinclinaison de son plan, par rapport aux autres, serait invariable pour chacune d'elles et serait décrite dans une période connue, de telle sorte qu'à la fin de chaque période, ou grande année du système, chaque étoile de l'amas, excepté celles de la surface, serait rétablie exactement dans sa position première pour en partir de nouveau et recommencer indéfiniment le même trajet à travers les âges. Supposons donc que leurs mouvements soient à un moment tellement réglés que leurs orbites ne puissent se couper, que les dimensions de chaque étoile et le rayon de sa sphère d'attraction efl'eclive soient petits par rapport à la distance qui les sépare les unes des autres, on aura un système stable et qui réalisera dans une grande mesure l'idéal d'harmonie que Newton a montré être la caractéristique d'une loi de force proportionnelle à la distance. »

Cette solution serait à la ibis simple et élégante; mais Thypothèse sur laquelle elle repose, à savoir celle d'une distribution uniforme des étoiles, semble peu concordante avec les apparences lumineuses qu'offrent les amas globulaires, apparences qui semblent indiquer comme nécessaire une condensation stellaire et progressive à partir de leur surface jusqu'à une certaine profondeur. Il était donc nécessaire de la soumettre à un contrôle expérimental.

520. JXstribntion expérimentale. Sclieiner, Palmer. — Lo D*" Schciner l'entreprit, en i89'^>,, à l'Observatoire do Potsdani, par l'observation photographique ('), et son Travail, fort renuirquable, a servi récemment de modèle à K. Palmer, de l'Observ.itoire Lick (^).

La discussion de Scheiner porte sur 833 étoiles entre les grandeurs i i,- et i. *),/(» ^^ toutes comprises dans un cercle de ^>' de rayon; celle de Palmer com[)te, dans les mêmes limites «le

(' ) J. S«:iii:i.NKH, Der grosse Stcrnkaufen im Hercules, Messier i3, nacli Aui nalimen uni Potsdanier photographischcn liefractnr. {Abhandlungen dtr koiiiglicken Alcade m te der Wissenscluiften zu lier tin, ^>^\)>.)

(-) ll.-k. l*ALMhn, The distribution of stars in tUe vluster Messier i!-. in Hercules. {Astropliysical Journal, vol. .\, iSç^ij, p. a',(i «i siiiv.) i/iiistrunif*iit cni[)lo>c est un léK'sco|ic de Crosslcy.

CHàPITRB XXII. — AMAS GLOBULAIRES. 869

grandeur, maïs dans un cercle de rayon un peu plus grand, 9', 5482 étoiles.

Pour l'étude de la distribution des étoiles, on a employé deux procédés : comparaison de la position du centre de gravité géométrique à celle du centre de gravité dynamique, et dénombrement mélhodique des étoiles de Tamas.

I** La position du centre de gravité géométrique de la projection de Tamas sur le plan de visée, c'est-à-dire du milieu de toutes les étoiles, position prise par rapport à l'étoile origine, choisie près du milieu de l'amas, est +3", 5 en ascension droite et — 9^,5 en déclinaison.

Mais ce centre de gravité ne coïncide avec le centre de gravité réel que si, les masses des étoiles étant probablement différentes, elles sont réparties symétriquement d'une façon uniforme tout autour de ce centre absolument comme par l'effet du hasard.

Pour le vérifier, groupons les différenl^es étoiles de l'amas par ordre de grandeur et cherchons le cenlre de gravité géométrique de chaque groupe, nous aurons :

Coordonnées relatives du cenlre de gravité. Nombre

- — -^^-^ ^ III — - des

Degrés. a. 0. étoiles.

Toutes ces étoiles étant à la même distance de nous, leurs différences de grandeurs ne peuvent provenir que des différences de leurs éclats intrinsèques ou de leurs dimensions et, par suite, clans l'hypothèse de répartition uniforme, ces divers centres de gravité devraient coïncider. Les différences importantes que ce '^fableau montre sembleraient donc indiquer l'inexactitude de cette hypothèse, mais Scheiner fait remarquer qu'en raison de la durée de cette étude, l'estimation des grandeurs n'a pas toujours été A. - II. 2^,

370 TRAITÉ d'astronomie STBLLàIRE.

faite d'après le même étalon et impute à ce défaut la majeure partie des écarts précédents.

Attribuons un poids égal à chacune des sept divisions en grandeurs et combinons toutes ces déterminations, nous aurons un point évidemment plus près du centre de gravité dynamique, parce qu'alors le nombre moindre d'étoiles brillantes sera quelque peu compensé par la grandeur de la masse; ce procédé donne pour coordonnées relatives du centre de gravité général

-h5',5 en ascension droite, —1-2', 5 en déclinaison.

Adoptons enfin un autre système plus spécial de poids relatifs basé sur l'introduction d'un rapport hypothétique des masses. Pour cela, supposons que toutes les étoiles de l'amas ont même intensité lumineuse superficielle et même densité; alors l'intensité I de la lumière d'une étoile sera proportionnelle au carré du rayon /* de l'étoile et sa masse proportionnelle à r', et avec les grandeurs employées plus haut, on aura, par la formule

les masses proportionnelles suivantes :

Degrés. Masses. Degrés. Masses.

3 o.jG 7 8,0

Donnons maintenant à chaque détermination du centre de gravité un poids égal au produit du nombre des étoiles par leur masse (ces poids s'écartent peut-être déjà de la vérité en sens opposé aux suppositions précédentes); nous obtiendrons, pour le centre de gravité,

-f-S",! en ascension droite et — r2',o en déclinaison.

Malgré la très grande difierence des poids nouveaux et anciens, la valeur finale reste à peu près la même. On adopte donc le premier résultat comme le plus simple et le moins hypothétique cl Ton prend comme coordonnée du centre de gravité

-h3',5 et —9', 5,