Jean BOSLER. 



RKVUK D'ASTRONOMIE 



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étoile; un gaz raréfié d'une densité inférieure à 

 10""'* (par rapport à l'air normal) suffirait et ne 

 risquerait d'opposer au mouvement des planètes 

 aucune résistance appréciable. L'absorption de 

 la lumière dans les régions équatoriales de la 

 Voie Lactée ' relèverait aussi de la même hypo- 

 thèse. — L'intérêt de ces considérations saute 

 aux yeux sans qu'il soit nécessaire d'insister 

 davantage. 



IV. — Etoiles simples et multiples 



Deux étoiles très proches de nous ont beau- 

 coup occupé l'attention : celle de'Barnard et 

 celle de Innés. La première, visible sous nos 

 latitudes, a un mouvement propre considérable, 

 plus de 10" par an : sa parallaxe moyenne est de 

 i)',52. Quant à l'étoile de M. Innés, c'est une 

 voisine d'à Centaure avec laquelle elle semble 

 former un couple physique : sa parallaxe- sur- 

 passe un peu celle de sa compagne et atteint 

 0",78; c'est donc l'étoile la moins éloignée de notre 

 système et on l'a baptisée Proxinia Centauri. 

 Mais elle ne détient pas que ce record-là, car sa 

 luminosité propre, 10.000 fois inférieure à celle 

 du Soleil, en fait, toute question de distance 

 mise à part, l'astre le plus faible connu. 



Toujours dans le domaine de l'Astronomie de 

 position, signalons encore la publication de tra- 

 vaux assez nombreux sur les étoiles doubles. 

 M. R. Jonckheere, émigré, durant la guerre, de 

 Lille à Greenwich, où il a reçu le meilleur 

 accueil, a continué à s'occuper avec succès de 

 ce genre de recherches. 



Une méthode nouvelle, dont l'avenir apparaît 

 très iirillant, est maintenant employée pour me- 

 surer indirectement lesparallaxes. Son principe 

 a déjà été décrit ici ■*. M. \V. S. Adams, le direc- 

 teur adjoint du Mont Wilson, a pensé que l'inten- 

 sité relative des diverses raies spectrales d'une 

 étoile dépendait de conditions internes (la tem- 

 pérature, par exemple) qui doivent affecter pa- 

 reillement dans tout l'Univers l'éclat absolu, 

 c'est-à-dire l'éclat qu'aurait l'étoile à une dis- 

 tance donnée, prise pour unité. En utilisant les 

 étoiles, déjà assez nombreuses, dont nous con- 

 naissons la parallaxe directe et par suite l'éclat 

 absolu, on peut calculer les constantes de cette 

 loi hypothétique, puis les faire servir inverse- 

 ment à la détermination de l'éclat absolu, et par 

 conséquent de la distance, d'étoiles quelconques. 



1. N'oir plus loin p. 529. 



"J. t'ninn Ohservalory (of South Africa). Circular 40. 



3. Voir, dans Xbl Revue générale des Sciencet du 15 juin 1917, 

 In " Revue annuelle d'Astronomie » (1916) par M. P. Pni- 

 seux. 



Nous avons donc là un puissant moyen de con- 

 naître les distances d'une foule d'étoiles lointai- 

 nes dont les parallaxes mesurées directement 

 eussent été masquées par les erreurs d'observa- 

 tion. MM. W. S. Adams et A. H. Joy ' ont appli- 

 qué le procédé à ."iCO étoiles, sur lesquelles 3(i0 

 avaient, par la méthode ordinaire, des parallaxes 

 sensibles. , Or, si l'on borne la comparaison 

 aux ^9 parallaxes étudiées par .'{ observateurs 

 ou davantage, on trouve que l'écart moyen des 

 résultats de la méthode spectroscopique avec les 

 anciens ne dépasse pas 0",001, ce qui est extrê- 

 mement satisfaisant, si l'on songe à la difficulté 

 du problème. 



Ces recherches ont mis une fois de plus en 

 évidence la distinction entre les soleils « nains » 

 et les « géants », découverte par M. H. N. Rus- 

 sell-. Si l'on classe en effet les étoiles suivant 

 leurs spectres en notant les grandeurs ab- 

 solues (celle du Soleil étant, par définition, 

 -{- 5"',0), on trouve qu'elles se groupent, pour 

 chaque typ'e spectral, autour de deux valeurs 

 moyennes: l'une forte, à peu près constante et 

 égale à 1,2, l'autre faible et décroissant réguliè- 

 rement de A,l à 10, .S quand on va des étoiles 

 blanches aux rouges. On voit donc que notre 

 système. comprend à la fois des soleils géants 

 dont l'éclat varie peu et des nains d'autant plus 

 affaiblis que leur lumière est plus rouge. On 

 dirait — sans que ce soit là, bien entendu, la 

 seule explication — que l'évolution stellaire suit 

 unedouble marche, ascendante puisdescendante, 

 et passe deux fois, à l'aller comme au retour, par 

 les mêmes états. C'est à peu de chose près la 

 théorie soutenue jadis par Sir Norman Lockyer, 

 dans son livre sur « l'Evolution Inorganique ». 



Nous parlions tout à l'heure de l'absorption 

 interstellaire de la lumière ; il ne faudrait pas 

 croire cependant que l'espace cosmique soit par- 

 tout également absorbant : telle est du moins la 

 conclusion des travaux de M. H. Shapley ^ aussi 

 bien que celle des astronomes suédois d'Lîpsal. 



On sait par quel ingénieux détour le directeur 

 d'Upsal, M. 0. Bergstrand', est arrivé à maté- 

 rialiser la notion d'indice de coloration — de 

 couleur, si l'on veut — et à atteindre ainsi des 

 astres trop faibles pour nos spectroscopes. 



1. Aslrophysical Journal, t. XLVI, p. 313; 1917. 



•J. Voir là-dessus : K. S. Edoi.ncto.n. Stellir Morements 

 and tbe Structure of tlie liiivcrse, p. l"0; Londres, 1914. 



.'î. Contributions from thc Mount Wihon Solar Ohservaiory, 

 n" 115-117. — Voir plus loin p. 529. 



4. Comptes Rendus, t. CXLVIII, p. l(l"9 (1909), et No>-à Acta 



Regiœ Societatis Scientiarum lysata (IV), 2, n* 4 (1909). Voir 



une méthode analogue de .M. E. Herlisprung : Publik. des 



I aslrophysikalischen Observatoriums zu Polsdani, t. .XXII, n" 1 ; 



I 1911. 



