Jean BOSLER. — RKVUE DASTUONOMIK 



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a pu admirer autrefois autour de la Nova Persei 

 de 1(101. 



V. — Amas d'ETtoii.es ei' Nébuleuses 



C'est surtout l'étude de ces astres qui a le 

 plus progressé dans ces derniers temps et les 

 travaux dont nous allons nous occuper compte- 

 ront assurément j)armi les plus remarcjuables 

 ([u'aura vus naître la guerre, sinon toute notre 

 génération. Ils n'ont abouti à rien de moins qu'à 

 nous révéler la dist.ince approchée de ces ma- 

 5 gnifiques amas globulaires qui font l'ëtonne- 

 f ment de tous les amis du Ciel et les méthodes 

 employées seront sans doute applicables aux né- 

 buleuses spirales. De pareils résultats méritent 

 qu'on s'y arrête. 



Il existe deux sortes d'amas : les uns, de con- 

 tours mal définis, afFectionnent les parages.de 

 la Voie Lactée dont ils font vraisemblablement 

 partie ; les autres, les plus beaux, les amas glo- 

 bulaires, semblent au contraire la fuir et se 

 trouvent de plus presque tous réunis dans un 

 hémisphère de la sphère céleste dont le pôle 

 avoisine le Scorpion ou le Sagittaire. Si l'on 

 connaissait la distance de ces derniers, on se 

 ferait une idée de leur distribution dans l'es- 

 pace et cela nous en apprendrait long, peut- 

 être, sur le vaste sujet de la constitution d'en- 

 semble de tout l'Univers visible. 



La première méthode employée l'a été, dès 

 la fin de 1913, par un astronome danois travail- 

 lant à Potsdam, M. E. Ilertzsprung', àpropos de 

 la petite Nuée de Magellan. C'est un amas glo- 

 bulaire qui, comme beaucoup de ses pareils, 

 renferme de nombreuses étoiles variables. Or 

 ces variables, analogues à nos Céphéïdes, ont, 

 dans presque tous les amas, des courbes photo- 

 métriques similaires; leur grandeur moyenne 

 cliange d'un amas à l'autre, mais fort peu dans 

 le même amas : c'est ainsi que, dans celui des 

 Chiens de Chasse, les variables sont de gran- 

 • (leur 15'",50, avec un écart moyen de-|-0"',08. 

 — D'autre part, à Harvard Collège, Miss Leavitt'-, 

 en examinant une série de clichés d'amas globu- 

 laires, a découvert en 1912 une loi bien singu- 

 lière : dans un amas déterminé, le logarithme 

 de la période de chaque variable est propor- 

 tionnel à sa grandeur apparente^, c'est-à-diic 

 aussi à sa grandeur absolue, puisque toutes les 



1. Aalrunomische i\ac/iric/iteii, t. CXCV, n* 4i;9->,i>. 1313, et 

 t. CXCVl, p. 201 ; 1013. 



2. Harvard Circulât^ n* 173. 



3. Il faut êvideiiiiuent choisir des unités appropriées : 

 sinon la loi s'exprime par une relation linéaire au lieu d'une 

 simple proportionnalité. 



étoiles d'un amas sont sans doute, en gros, à la 

 même distance de nous. Cette étrange formule 

 est beaucoup plus exacte qu'on se le figurerait 

 à priori : il y a donc des chances pour (ju'elle 

 touche de près le fond des choses. 



I, a généralité de ces constatations suggère la 

 pensée que les variables de ce type sont les 

 mêmes dans tout l'Univers : on peut alors sup- 

 poser que seule la dislance fait les difl'ércnces 

 (l'éclat. La vérification de cette hypothèse ne 

 peut venir bien entendu (comme il arrive plus ' 

 souvent qu'on ne le dit)(iue de l'examen de ses 

 consé(|uences. Mais, si on l'admet, on en dé- 

 duit — et c'est ce qu'a fait M. Ilertzsprung en 

 utilisant la loi de Miss Leavitt — la distance de 

 la petite Nuée de Magellan par comparaison avec 

 les Céphéïdes de noti'e système dont la paral- 

 laxe est connue. On peut aussi' aller plus loin 

 et ne se baser que sur l'éclat apparent moyen : 

 on obtient ainsi les distances d'un certain nom- 

 bre d'amas du Ciel, distances dont l'ordre de 

 grandeur se trouve concorder. 



En comparant ces résultats, on remarqua (juc 

 la grandeur moyenne absoluedes plus brillantes 

 étoiles, non variables, de chaque amas était 

 constante; on put- alois parla obtenir les dis- 

 tances d'une nouvelle série d'amas trop pauvres 

 en variables pour ([ue le premier procédé leur 

 fût applicable et ceci permit de reconnaître que 

 lediamètie apparent des amas varie à peu près 

 en raison inverse de leur éloignement .• on en 

 profita pour atteindre de nouveaux amas encore 

 (jue les méthodes précédentes avaient dû laisser 

 de côté. En définitive, sur 69 amas considérés 

 par M. H. Shapley, 7 ^nt été étudiés par les 

 variables, 21 par les grandeurs des plus belles 

 étoiles et 41 parles diamètres apparents. 



La conclusion de toutes ces recherches, c'est 

 que le |j1us proche des amas globulaires envisagés, 

 <» Centaure, est à une distance de 6.500 parsecs 

 (1 parsec= 3,256 années de lumière = distance 

 d'un astre dont la parallaxe serait 1"): le plus 

 éloigné, N.G.C. 7.006, est à 67.000 parsecs, alors 

 que notre système galactique central entier n'a 

 probablement guère plus de 1.000 parsecs de dia- 

 mètre. Ces anias foirnciil en somme une agglo- 

 mération dont le centre est situé à une vingtaine 

 de mille parsecs et sur les confins extrêmes de 

 lii<iuelle notis nous Irouvons : c'est pourquoi ils 

 nous paraissent n'occuper ([u'un hémisphère du 

 Ciel. Quant à la raison pour laquelle les amas 

 globulaires, distincts en cela des autres, sont si 

 rares tlaus le plan galacti(jue, elle pouriait bien 



I . Voir : IIaki.ow Shapi.kv : Contributions from the Sli'unt 

 ]\'ils<nt Sular Ohsrrratory, n" l.'>2, et Astropliysical Journal, 

 vol. .M.VIII, 1918. 



