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P. PUISEUX. — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



calcul, mais elle n'est pas obligatoire et l'on 

 trouve quelque avantage à introduire dèsle début 

 une forme aplatie et une rotation générale. De 

 toute manière, une sorte d'organisation se sub- 

 stitue, avec le temps, à l'état amorphe considéré 

 d'abord, et les chocs semblent devoir être trop 

 raies pour faire renaître la confusion. 



Mais les chances de collision s'aggravent beau- 

 coup si la majeure partie delà matière cosmique, 

 au lieu d'être rassemblée en globes brillants 

 très espacés, est disséminée à l'état obscur. 

 M. Lindemann ' estime qu'il en est ainsi, d'après 

 les apparitions notées d'étoiles temporaires. La 

 fréquence de ce phénomène est beaucoup trop 

 grande pour être attribuée àdes collisions d'étoi- 

 les brillantes. Elle rentre dans l'ordre si l'on 

 admet qu'il existe en moyenne, dans un espace 

 donné, 4.000 fois plus d'étoiles obscures que 

 d'étoiles visibles, et cette hypothèse, d'après 

 M. Lindemann, écarte plus de difficultés qu'elle 

 n'en soulève. M. King 2 est amené à une conclu- 

 sion encore plus surprenante en cherchant quelle 

 quantité de fines particules il faudrait répandre 

 uniformément dans l'espace pour produire l'illu- 

 mination du ciel nocturne, illumination faible, 

 mais encore trop grande pour s'expliquer par le 

 rayonnement direct d'étoiles invisibles. M. King 

 trouve que cette matière éparse aurait, une masse 

 totale 100.000 fois plus grande que celle des étoi- 

 les connues. Mais il est permis de tenir ce chiffre 

 pour suspect, car les particules rélléchissantes 

 ont des chances d'être beaucoup plus nombreu- 

 ses au voisinage de notre globe que dans l'espace 

 interstellaire. Enfin M. Turner, analysant les 

 zones déjà publiées du Catalogue astrographique» 

 remarque dans certaines régions du Ciel un défi- 

 cit prononcé de faibles étoiles, et conclut à l'exis- 

 tence d'un voile obscur local, particulièrement 

 nuisible à la perception des astres lointains. Ce 

 voile dessinerait une spire analogue à la Voie 

 lactée, mais déposition nettement différente ;i . 



L'attrait que présentent ces incursions, néces- 

 sairement hasardeuses, dans le domaine de 

 l'invisible ne doit pas faire négliger les rensei- 

 gnements que peut livrer encore l'étude des 

 étoiles brillantes. On se sent ici sur un ter- 

 rain plus solide; mais, pour réaliser un progrès 

 dans ce champ déjà très exploré, il faut faire 

 appel aux ressources de l'expérimentation phy- 

 sique la plus délicate. Les parallaxes annuelles 

 déterminées photographiquement par MM. Da- 

 vidson et Sloeum avec les grands réfracteurs de 



1. Monthly N, ■lices, vol. LXXV, p. 178. 

 •1. Sature, 26 Août [915. 



3. Séance do la Royal Aslronomical Society. 12 novem- 

 bre 1915. 



^eikes et de Greenwich sont dans ce genre des 

 modèles qu'il est plus facile d'admirer que d'imi- 

 ter. M. W. Coblentz a réussi à faire acquérir 

 une sensibilité véritablement prodigieuse au 

 couple thermoélectrique bismuth-platine dans 

 le vide. Le nombre des étoiles dont il est possi- 

 ble de mesurer l'émission calorifique dans le 

 réflecteur Crossley de l'Observatoire Lick s'est 

 trouvé ainsi fort augmenté. Il se confirme 

 qu'une étoile rouge représente en moyenne une 

 source d'énergie deux à trois fois plus puissante 

 qu'une étoile blanche de même grandeur appa- 

 rente. Des mesures de M. Coblentz, MM. Burns 

 et Merrill déduisent pour les températures des 

 étoiles des chiffres allant de 2.500 à 8.000 degrés, 

 et notablement moindres que les valeurs suggé- 

 rées par l'élude de l'intensité lumineuse. 



La photométrie reste le champ d'action pré- 

 féré de plusieurs spécialistes habiles. M. Seares 

 arrive, par de longues poses photographiques à 

 travers un écran jaune, à déterminer dans 

 l'échelle des grandeurs la place d'étoiles 100 mil- 

 lions de fois moins brillantes qu'Arcturus; il est 

 remarquable que les dernières minutes d'expo- 

 sition contribuent toujours moins que les pre- 

 mières à l'intensitéde l'image finale. M. Stebbins 

 continue d'utiliser les curieuses propriétés du 

 sélénium pour déceler de faibles variations 

 d'éclat. En ce qui concerne l'étoile d'Orion, une 

 part seulement de l'obscurcissement temporaire 

 se laisse expliquer par le passage d'un satellite, 

 et la durée de l'éclipsé fait connaître, comme 

 l'on sait, une limite supérieure de la densité. 

 Dans ce cas comme dans beaucoup d'autres ana- 

 logues, la densité trouvée est petite par rapport 

 à celle du Soleil, et le faitest assez général pour 

 que l'on soit amené à considérer le Soleil comme 

 un sujet anormal parmi les étoiles. Les faibles 

 densités ont été admises sans trop de peine tant 

 qu'il s'agissait d'étoiles blanches, que l'on pouvait 

 considérer comme appelées à se contracter. On 

 les trouve plus surprenantes dans le cas d'étoi- 

 les que leur spectre ferait assimiler entièrement 

 au Soleil. M. Perrine estimeque, si un maximum 

 de lumière caractérisé se présente, il vaut mieux 

 abandonner l'explication par les éclipses, sujette 

 d'ailleurs à d'autres difficultés, et considérer la 

 variation d'éclat comme affectant physiquement 

 un seul des deux corps associés. Celui-ci devien- 

 drait plus lumineux par saccades, ainsi qu'on le 

 constate pour certaines comètes près du périhélie. 

 M. IL C. Plummer ferait plus volontiers inter- 

 venir, dans le cas d'une variable à courte période, 

 les pulsations d'une couche absorbante '. 



1. Monthly Notices, vol. LXXV, p. 506. 



