CONSTITUTION PHYSIQUE ET PHOTOMÉTKIE DES ÉTOILES

On a VU , dans mon quatrième Mémoire sur la photo- |étrie 2, que j*ai réussi , à l'aide de la lunette polari- Bopique, à déterminer la nature de la substance dont la botosphère solaire se compose, à prouver que cette Btière est gazeuse. Le moyen d'observation que j'ai inployé pour le Soleil en me servant de lunettes à fort rossissement qui permettaient d'observer des portions Visibles du disque solaire , vues sous des angles trèsbliques, m'a mis en mesure de résoudre cette question ni semblait inabordable : la constitution physique des Wles, c'est-à-dire d'astres qui n'ont pas sensiblement B diamètre apparent, est-elle analogue à la constitution bysique de notre Soleil ?

S'il a été possible d'attaquer expérimentalement cette aestion quand il s'agissait du Soleil, c'est que, à cause s la grandeur de son diamètre apparent, on pouvait"

L Mémoire inédit 1 Pages 2/ii à W.

opérer séparément sur les rayons émis par chaque point du bord. Réunissons, au contraire, par la pensée, dans un faisceau unique les rayons partant de tout le contouio de l'astre, et ces rayons, quoiqu'ils puissent être polarisés,! comme émanant d'un corps solide ou liquide, forraerontj par compensation , un faisceau neutre. Ainsi , les rayon^ provenant de l'extrémité orientale du diamètre horizontal de l'astre seront neutralisés par les rayons venant d< l'extrémité septentrionale du diamètre vertical, et lei rayons venant de l'extrémité ouest du diamètre horizonta seront neutralisés par les rayons venant de l'extrémil sud du diamètre vertical ; et ainsi de même pour les autre points du disque situés dans des positions rectangulaires

Cette conception se trouve réalisée dans les étoiles dox Je diamètre est insensible. Leur lumière, dans son en semble, devra sembler neutre quoique les rayons puisseï isolément être polarisés.

Mais la chose est différente quand il s'agît d*étoil< changeantes.

En effet, considérons une de ces étoiles qui, apri avoir brillé d'un certain éclat, disparaissent presque con plétement. Ce changement d'éclat ne peut être expliqi que de trois manières : ou une portion considérable c disque de l'étoile est obscure ; ou un corps opaque viej s'interposer entre l'astre et nous; ou bien enfin l'étoi extrêmement aplatie a, comme disait Maupertuis, la fora d'une meule.

Dans ce troisième cas, au moment où l'étoile se pr^ senterait par la tranche, les rayons émis formeraient, ave la surface, de très-petits angles, et si cette surface éta

SUR LA PHOTOMËÎRIE. 263

x)lide ou liquide les phénomènes de polarisation seraient tès-apparents. Si la surface était gazeuse, il n'y aurait )as de polarisation , mais il est vrai de dire que, dans jette hypothèse, l'intensité de l'astre resterait la même ]Q'il se présentât par la tranche ou par la face.

Dans la seconde supposition , lorsque l'interposition du Dorps opaque nous cachera , par exemple, la partie occidentale du disque, en laissant visibles les portions extrêmes Ih diamètre vertical, la polarisation de te lumière émanant de ces portions extrêmes ne sera pas, mathématique* fient parlant , compensée par la polarisation rectangufera de la lumière provenant de l'extrémité orientale du iamètre. Si l'œil , sous ce rapport, pouvait saisir les |lus petites différences , on devrait voir des traces de k)Iarisation dans le faisceau total. Ces traces seront surbut apparentes lorsque la portion visible de l'étoile se l&luira à une très-petite partie de son contour située à forient et à l'occident.

Le même raisonnement s'applique de point en point la cas où la variation de la lumière de l'astre provient le Tobscurité d'une portion considérable de sa surface.

L'observation sous ce point de vue de la lumière des Roiles variables, au moment de leur apparition et de leur Bisparition, est donc très- digne de l'intérêt des astronomes; et l'on voit comment, par un enchaînement nécessaire, une simple expérience de cabinet se rattache à l'un Jes problèmes les plus élevés de la philosophie naturelle 5t permet de le résoudre.

Or l'observation attentive de plusieurs étoiles changeantes faite avec la lunette polariscopique dans toutes

les parties de leurs phases, a démontré que leur lumière^ reste constamment d'une blancheur parfaite. On peuti donc assurer que cette lumière émane d'une substance, analogue à nos nuages ou à nos gaz enflammés.

Ce môme moyen d'investigation réussit lors même qu'on l'applique aux étoiles qui n'offrent qu'une variation partielle dans leur éclat.

On voit qu'il résulte de ces recherches, qui devront être continuées, la confirmation complète de l'hypothèse de l'identité de notre Soleil avec les innombrables étoiles qui peuplent le firmament. Mais quel est le rapport d'intensité que présente la lumière de toutes ces étoiles? «Tai rapporté dans mon Astronomie populaire * les diverse! tentatives qui ont été faites avant moi par William Hem chel, Rœhler, Steinhel, Seidel, pour déterminer les inte» sites comparatives des étoiles de différentes grandeurs J'ai montré quelles objections on pouvait faire aux diven procédés proposés ou employés pour résoudre le problème.

Avant de démontrer expérimentalement la loi du carr( du cosinus, j'avais fait construire un appareil dans leque en opérant sur l'image polarisée d'une étoile, j'atténuai son intensité par degrés qui devaient être exactement calculables. Cet appareil n'était autre que celui que j'ai déjà décrit et qui consiste dans une lunette de Rochon ayant devant l'objectif un prisme rotatif de Nicol ^.

Depuis que la loi du carré du cosinus a été démontrée