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décoiivcile (le M. Adains pm lai I ril)i!lioii de sa 

 iiu'daille d'or aiiiuiclle. 



M. Eddingloii ' a éliidié la coiistiliitioti des 

 étoiles géantes, de grand éclat et de faible den- 

 sité, en se j)laçant à un point de vue nouveau. 

 Il admet que la gravitation est à peu près annu- 

 lée par la pression de radiation, non seulement 

 près de la surface, mais jusque dans les régions 

 ccuLralos. 11 semble impossible d'éviter aulre- 

 ment l'établissement de pressions excessives et 

 d'une densité moyenne supérieure à celle que 

 révèle l'observation. 



On doit à M. H. T. A. Innés- deux remarques 

 suggestives : les classes jeunes (A et B) sont les 

 seules à ollVir des étoiles doubles serrées, oi'i la 

 dislance des composanles est ])eu supérieure à 

 la somme des rayons; les couples très faibles ne 

 se rencontrent qu'au voisinage des étoiles bril- 

 lantes du type solaire. M. H. Shapley^ constate 

 dans les amas appelés, peut-être improprement, 

 globulaires, une grande piédominanee d'étoiles 

 faibles. Il est donc indiqué d'attribuer à ces amas 

 un grand éloignement et des dimensions compa- 

 rables à celles de la Voie Lactée. Comme d'ail- 

 leurs la proportion des é toiles rougeà très n'est pas 

 plus forte dans les amas que parmi les étoiles 

 rapprochées, l'absorption de la lumière dans 

 l'espace interstellaire ne saurait être que très 

 faible. 



L'idée que les étoiles qui nous fournissent des 

 directions de référence sont animées d'un mou- 

 vement d'ensemble par rapport à un supersys- 

 tème de Voies Lactées a été défendue par M. Tru- 

 man^. Si l'on admet que les nébuleuses spirales 

 ne prennent pas part à ce mouvement et si l'on 

 utilise les déterminations publiées de leurs vi- 

 tesses radiales, on est porté à croire que notre 

 groupe stellaire chemine à raison de (iOO kilo- 

 mètres par seconde vers la constellation du 

 Capricorne. 



La structure des amas, la dynamique des sys- 

 tèmes stellaires ont fait l'objet des recherches 

 de MM. Jeans et Eddington ■'. Nous ne saurions 

 donner une idée suffisante de ces travaux sans 

 excéder les bornes où cette notice doit se renfer- 

 mer. Les auteurs y ont fait preuve d'un talent 

 mathématique d'ordre élevé, mais, de leur propre 

 aveu, il n'est pas sûr que les hypothèses faites au 

 début confinent de près à la réalité. 



MM. Campbell et Moore, de l'Observatoire 

 Lick, ont défini avec plus de précision les lon- 



!. Monllihi Snlicrs, v,il. t,XXVII, p. Ifi. 



2. South Ajrtcan Journal of Science, juin l'JH). 



:<. r/ie Obsccmiory, vol. XXXIX, p. kbi. 



'l. l'i'iuiliir Asininoiiiy, vol. XXIV, p. III. 



';. Manlldy Notices, vol. LXXVI, p. -'i-^'i, .Mw, 57'2. 



gueurs d'onde de ([uelriues raies du speclre des 

 nébuleuses. Ils ont ainsi établi l'exisleiice d'un 

 mouvement de rotation dans deux nébuleuses 

 planétaires, qui se présentent sous une forme 

 ellijjsoïdale. Les vitesses trouvées sont de ."> à 

 •6 kilomètres par seconde, une révolution com- 

 plète doit exiger plusieurs milliers d'années; la 

 linesse des raies dénoie une extrême rar(;faction 

 de la matière avec une masse totale é([uivalenie 

 à plusieurs fois cçllc du Soleil. Une nébuleuse 

 spirale vue par la tranche doit se prêler à l'ap- 

 plication tle la mèmi! méthode, mais on ose à 

 peine espérer des résultats nets dans un système 

 vaste et complexe. 



Quand une spirale est vue de face, la mesure 

 des vitesses radiales doit être remplacée par la 

 confrontation de clichés pris à de longs inter- 

 valles ; il se peut que l'on constate ainsi un 

 déplacement de la matière diffuse par rapport 

 aux étoiles. M. Van Maansn ' et M. Kostinsky 

 ont soumis à cette épreuve l'un la spirale MlOl, 

 l'autre la spirale M51. 11 paraît probable que la 

 matière s'écoule le long d'une spire en s'éloi- 

 gnant du centre et qu'il y a en même temps 

 rotation de l'ensemble en 8.5.000 ans environ, de 

 telle façon que le bord concave de chaque spire 

 précède le bord convexe. II y aurait donc ten- 

 dance au déioulement, si le mouvement de 

 révolution trouve une résistance. 



Les photographies prises par M. Knox Shaw - 

 sous le ciel transparent de l'f'gypte ont confirmé 

 la variabilité de la nébuleuse située près de 

 l'étoile R Couronne australe. L'étoile elle-même 

 est variable, et il reste à délcrininer si elle ne 

 contribue pas dans une certaine mesure à la 

 lumière de la nébuleuse. 



M. E. E. Barnard-', après examen des lacunes 

 sombres qui se rencontrent dans les clichés de 

 beaucoup de régions riches en étoiles, conclut à 

 l'existence, dans les directions correspondantes, 

 de flocons obscurs. Ces flocons alVaibliraient 

 la lumière qui les traverse sans la colorer. 

 Même si l'opacité est complète, la théorie 

 d'Einstein permettra, d'après M. de Sitter, 

 d'assigner une limite supérieure à la densité de 

 cette matière mystérieuse. Une densité notable 

 aurait pour conséquence un déplacement des 

 raies spectrales des étoiles voisines. 



P. Puiseux, 



Membre de l'Iiistilut, 

 Astroji.iine à l'Obsi-ivatuirc de Paris. 



1. Astni^i/ii/sical Jour-ial. vol. XMV, p. '210, 



2. Monl/ily Notices, vol. LXXVI, p. riiC. 

 :î. Astrop/iysical Journal, vol, XLIII. 



