Ï88 TRAITÉ DE PHYSIQUE

rutilante de cette planète. On a supposé que cette couleur était due à la nature ocreuse du sol; la portion que Ton a comparée aux mers, émet au contraire une lumière verdatre. Enfin , des deux lumières colorées qui nous viennent de cette planète, l'une rouge, l'autre verte, on en a conclu que les surfaces qui les réfléchissent sont de nature différente. Mais spécifier cette nature, c'est peut-être se jeter dans des conjectures un peu harsardées.

Jupiter, la plus magnifique des planètes en raison de son volume, qui est à peu près 1300 fois plus considérable que celui de la terre, de ses satellites et de sou éclat, nous présente son disque comme coupé dans une certaine direction par des bandes ou zones obscures , variables de position et de grandeur, mais non de direction. Les astronomes sont disposés à admettre que ces bandes subsistent dans l'atmosphère de la planète, et qu'elles correspondent à des tranches plus transparentes de cette atmosphère, formées par des courants analogues à nos vents alizés , mais beaucoup plus impétueux et mieux marqués.

Saturne est également recouvert de bandes obscures semblables jusqu'à un certain point à celles de Jupiter , mais plus larges et moins bien marquées. Telles sont les différences que présentent plusieurs des planètes dans les effets de la lumière qu'elles reçoivent du soleil.

De la lumière des comètes.

Avant de sortir du système solaire , nous devons parler des comètes sous le rapport de leur effet lumineux. La plupart de ces astres consistent dans une masse de lumière large et éclatante, mal terminée, laquelle présente une tête et une queue. A la tête se trouve ordinairement un centre ou noyau beaucoup plus brillant, semblable à une étoile ou à une planète. A partir de la tête et dans une direction opposée à celle du soleil , divergent deux traînées lumineuses qui vont en s'élargissant; ces deux traînées se réunissent quelquefois à une petite distance de la tête; elles offrent en général l'apparence de brillants météores ou de fusées volantes, mais non accompagnées d'étincelles, ni de mouvements intérieurs ou superficiels perceptibles. Telle est la queue d'une comète. Cette queue n'est pas toujours simple ; il y a des comètes qui en ont deux, d'autres trois; celle de 1744 en avait six; d'autres enfin, qui en sont entièrement dépourvues. Elles atteignent quelquefois une longueur apparente immense. Souvent elles sont courbées dans la région qu'elles quittent , comme si la queue avait un mouvement un peu plus lent que sa tête et éprouvât de la résistance dans sa course.

LUMIÈRE. tS9

Ou considère les comètes comme un grand amas de vapeurs subtiles, se laissant traverser par les rayons solaires et pouvant les réfléchir de toutes parts. Dans quelques-unes, on a aperçu une espèce d'étoile extrêmement petite , annonçant la présence d'un corps solide ou de noyau.

On attribue avec raison le grand développement des atmosphères des comètes à la très-faible résistance qu'oppose l'attraction exercée par une masse aussi petite et l'élasticité des parties gazeuses.

Nous avons dit précédemment que la queue des comètes avait quelquefois des longueurs considérables. En effet, Newton a trouvé que la queue de la grande comète de 16S0 , après son passage au périhélie, avait au moins 20 millions de lieues de longueur, et qu'elle n'avait mis que deux jours à émaner du corps de la comète. Quelle force de projection, dont le siège devait se trouver dans le soleil, à en juger d'après la direction même de la queue , qui , dans sa plus grande longueur, avait 41 millions de lieues! Celle de 1843 avait Gl millions de lieues de longueur et un million de lieues de largeur. Ou s'étonne avec raison qu'une matière gazeuse et lumineuse si légère, répandue à des distances aussi immenses , puisse être retenue par l'attraction du faible corps de la comète, et en vertu de laquelle cette matière devient si rare en s'éloignant du noyau. On se demande depuis longtemps si les comètes sont lumineuses par elles-mêmes, ou bien si, de même que les planètes, elles réfléchissent seulement les rayons solaires. Cette question intéresse également l'astronomie et la physique appliquée, en raison des principes que la première peut invoquer à la seconde pour la résoudre. Diverses hypothèses ont été émises pour remonter à lorigine de la lumière qui accompagne les comètes. Nous ne les discuterons pas ici ; nous nous bornerons seulement à indiquer les observations faites pour savoir si celte lumière était directe ou réfléchie en s'aidant des propriétés de la lumière polarisée comme l'a fait M. Arago pour résoudre cette question.

On sait que lorsque la lumière est réfléchie sur des surfaces de nature quelconque, sous certains angles, elle acquiert des propriétés qui la distinguent de la lumière directe. Or , dans la lumière de la queue de la comète, on a reconnu des traces de lumière polarisée, ce qui annoncerait qu'elle est réfléchie et non directe.

M. Arago a fait ses observations sur la lumière de la comète de Halley , qui parut en 1835. Les nébulosités de cet astre ayant éprouvé brusquement des transformations inattendues et bizarres, il lui fut impossible de mettrç eu nsagç une méthode dont nous n'avons pas à

nous occuper ici , et qui avait pour but d'évaluer l'intensité de cette lumière au moyen d'observations photométriques. Il eut donc recours aux propriétés de la lumière polaiisée, à l'aide desquelles il reconnut que la lumière de cette comète n'était pas, en totalité du moius, compoposée de rayons doués de propriétés appartenant à la lumière directe, et qu'il s'y trouvait par conséquent de la lumière réfléchie spéculairement ou déjà polarisée, c'est-à-dire venant du soleil.

De la lumière des étoiles.

Considérées comme corps lumineux , sources de lumière indépendantes du soleil, puisqu'elles sont lumineuses par elles-mêmes, les étoiles doivent fixer notre attention. Elles sont situées à une immense distance de nous, qui n'est pas au-dessous de 6720000000000 de lieues. Or, comme la vitesse de la lumière est de 70000 lieues par seconde, la lumière des étoiles doit employer plus de 96000000" pour arriver jusqu'à nous, c'est-à-dire plus de trois ans. Quant aux étoiles télescopiques , dont la foule est innombrable, les astronomes pensent qu'il yen a dont, en raison de leur distance, la lumière doit mettre 1000 ans pour nous parvenir.

La cause de leur lumière est inconnue; nous savons seulement que les étoiles constituent autant de soleils. Pour les reconnaître et en faciliter l'étude, on les classe d'après leur éclat apparent, et le rang qu'on leur assigne ainsi sert à les désigner sous la dénomination de première, de deuxième grandeur, etc.

Les étoiles les plus brillantes sont dites de première grandeur, celles qui le sont un peu moius de deuxième grandeur, ainsi de suite , jusqu'aux étoiles de sixième ou septième grandeur, qui sont les plus petites que l'on puisse apercevoir à l'œil nu. A Faide du télescope, on porte la classification des étoiles jusqu'à la seizième grandeur. Il n'y a pas de ligne de démarcation entre une étoile et une autre, attendu qu'on n'a que des méthodes approximatives pour déterminer les proportions relatives de lumière émise par les étoiles appartenant à la même classe. Voici cependant les déterminations faites par W'. Herschel sur les étoiles des six premières grandeurs.

Lumière d'une étoile moyenne de i*"^ grandeur 100

Indépendamment des étoiles de diverses grandeurs vues au télescope ou a l'œil nu , il existe encore des amas d'étoiles appelées nébuleuses, en raison de laspectsous lequel elles se présentent à nous. W. Herschel, qui en a fait une analyse aussi complète que possible, les a classées ainsi qu'il suit. Nous suivrons cet ordre pour l'intelligence de ce que nous avons à dire.

r Amas d'étoiles où chacune peut être nettement distinguée ;

2^ Nébuleuse résoluble , que l'on suppose formée d'un agglomérat d'étoiles ;

3° Nébuleuses proprement dites , sans apparence que la nébulosité puisse se résoudre en étoiles. Ou y comprend les nébuleuses planétaires et stellaires.

Les nébuleuses de la deuxième classe sont très-probablement formées d'un amas d'étoiles qui, en raison de leur grand éloignement de nous oude leur faibleéclat, ne peuvent ètredistinguées, de sorte qu'elles se présentent à nous comme une masse lumineuse. Sans entrer dans de grands détails sur les nébuleuses (ce qui n'est pas de notre ressort), nous donnerons cependant quelques généralités utiles au sujet que nous traitons.

Les nébuleuses proprement dites se présentent sous une infinité de formes, sous une grande variété d'aspects. Les plus remarquables sont représentées fig. 13 et 14, pi. IX. La première, découverte par Huyghens en 1650 , entoure l'étoile quadruple ou plutôt sextuple dans la constellation d'Orion; l'autre, découverte par Lacaille près de l'étoile vj dans la constellation australe , le chêne de Charles. L'aspect de ces objets, surtout du premier, est très-différent de celui qui devrait résulter de l'agrégation d'une multitude iunouibrable de petites étoiles. Le premier consiste en petites masses ou flocons nébuleux qui semblent adhérer vers leurs bords à une foule de petites étoiles, et notamment à une étoile considérable qu'on voit au bas de la nébuleuse dans la figure, laquelle est entourée d'une atmosphère nébuleuse, remarquable par son étendue et parla singularité de sa figure. La fig. 1.5, pi. L\, représente une nébuleuse située dans la constellation d'Andromède, près de l'étoile v, visible à l'œil nu. Simon Marins, qui l'a signalée en 1612, la compare avec assez de justesse à une chandelle vue à travers de la corne. Sa forme est celle d'un long ovale dont l'éclat va en croissant depuis les bords , en premier lieu par degrés insensibles, puis avec beaucoup plus de rapidité jusqu'cà un point central, qui ne peut être pris évidemment pour une étoile, ((uoique beaucoup plus brillaut que le reste, mais seulement pour une nébuleuse à

un grand degré de condensation. Cette nébuleuse est le type d'une classe ti'ès-nombreuse de nébuleuses. On distingue encore des nébuleuses annulaires et planétaires ; ces dernières sont des objets trèsétranges qui ressemblent beaucoup aux planètes. Leur lumière est parfaitement uniforme ou très-peu nuancée, et approche de l'éclat de celle des planètes. Ces objets atteignent quelquefois des dimensions énormes. L'uniformité de leur disque et le défaut de condensation centrale apparente doit nous faire augurer que leur lumière est purement superficielle. Parmi ces nébuleuses, nous en citerons dont le diamètre apparent est d'environ 20", et qui se voient sur le parallèle V du Verseau.

Quelque conjecture que l'on fasse sur les nébuleuses, on ne saurait douter qu'elles ne soient formées par une agglomération d'étoiles; peut-être aussi sont-elles une matière lumineuse et phosphorescente disséminée dans l'immensité de l'espace, comme un nuage ou un brouillard, tantôt revêtant des formes capricieuses comme les nuages chassés par les vents , tantôt se concentrant autour de certaines étoiles , à la manière des atmosphères des comètes. Mais quelle est la destination de cette matière nébuleuse? Sert-elle, en se condensant, à fonder de nouveaux systèmes stellaires ou des étoiles isolées?

Outre les étoiles fixes, il existe certaines étoiles qui, sans se distinguer des autres par un déplacement apparent ni par une différence d'aspect, sont sujettes à des accroissements périodiques d'éclat, qui, dans un ou deux cas, sont l'extinction et la revivifieation complète. Ce sont les étoiles périodiques. L'une des plus remarquables est l'étoile 0 de la Baleine. Sa période est de 334 jours, et la planète conserve son plus grand éclat environ 15 jours, et paraît alors quelquefois comme une belle étoile de seconde grandeur. Elle décroît ensuite pendant 3 mois environ jusqu'à ce qu'elle devienne complètement Invisible pendant à peu près cinq mois ; après quoi son éclat va en croissant pendant les trois autres mois de la période. On est porté à croire qu'un corps ^opaque circule autour de l'étoile et vient s'interposer entre elle et nous. 11 y a des étoiles qui, après Ie\ir périodicité, ont cessé de paraître; entre autres, l'étoile 0 de la Baleine, pendant quatre ans. Des étoiles temporaires ont apparu à plusieurs époques avec un éclat extraordinaire, dans diverses régions du ciel, et après avoir eu tous les caractères de fixité des étoiles, ont disparu sans laisser de traces; telle est l'étoile dont l'apparition soudaine, 125 ans avant J. C, fixa l'attention d'Hipparque. On pourrait en citer encore un grand nombre. Mais nous nous bornerons à celle de 1572 que Tycho-

Bialié a décrite; elle était alors aussi brillante que Sirius ; elle ccntinua de briller, au point de surpasser Jupiter et d'être visible eu plein midi; elle parut le 1 1 novembre, et décrut en décembre de la même année; au mois de mars 1-574 elle était entièrement disparue.

De la lumière zodiacale.

Il existe un phénomène qui semble indiquer que le soleil est entouré lui-même d'une certaine nébulosité : c'est la lumière zodiacale que l'on aperçoit dans les beaux temps aussitôt après le coucher du soleil, vers les mois d'avril et de mai, ou avant le lever du soleil dans la saison opposée, en forme de cône ou de lentille dont la direction est en général celle de l'écliptique, ou mieux celle de l'équateur solaire. Cette lumière est extrêmement faible , au moins dans nos climats, mais on la voit mieux dans les régions intertropicales, où elle ne peut être confondue avec une aurore boréale. Elle s'annonce évidemment comme une atmosphère rare et de forme lenticulaire qui entoure le soleil et s'étend au delà des orbites de Mercure et même de Vénus.

De la himière des étoiles doubles.

Jusqu'ici il n'a été question que de rayons lumineux qui , après avou' été réfractés dans un prisi\ic, donuaieiit un spectre composé d'un certain nombre de couleurs. Ces rayons provcp.aient ou du soleil ou des étoiles. Tl s'agit de voir s'il n'existcr.iit pas des astres émettant seulement quelques-unes des couleurs du spectre, et môme une seule. Les étoiles doubles vont nous donner de.s exemples de ce genre.

On appelle ainsi des étoiles qui se résolvent en deux et quelquefois en trois autres très-rapprochées; elles obéissent à la même loi<lynamique qui régit notre système. Nous citerons pour exemple la belle étoile Castor, fortement grossie et formée de deux étoiles entre la troisième et la quatrième grandeur , distantes l'une de l'autre de 5". M. W. Herschel en avait compté plus de 500, éloignées l'une de l'autre de moins d'une 1/2 minute; le professeur Struve , de Dorpat, en a quintuplé, et d'autres observateurs en ont presque centuplé le nombre.

La lumière des étoiles doubles présente des combinaisoiir; binaires de rouge et de bleu verdàtre, de jaune et de bleu. La teinte bleue ou verle de la petite étoile est-elle due ou non à un eiïet tie contraste? C'est une question que M. Arago a résolue de la manière suivante.