p. PUISEUX 



HEVrE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



TOI 



des étoiles et la nature de leur spectre, la naissance 

 de mouvements de rotation opposés au sein d'une 

 même nébuleuse, la préférence des étoiles nouvelles 

 pour la constellation des Gémeaux oii, précisément, 

 la prédominance numérique des faibles étoiles est 

 plus marquée que partout ailleurs. La direction 

 ainsi trouvée pour le centre du monde stellaire 

 (AR=113% D = +ll'') diffère peu de celle que 

 M. Lewis a déduite de la statistique des étoiles 

 doubles. 



D'autres faits encore militent en faveur d'une 

 coordination générale des vitesses. Certaines étoiles, 

 apparentées entre elles par les lignes de leur 

 spectre, sont dispersées dans toutes les parties du 

 Ciel. Si l'on admet que leurs vitesses réelles sont 

 parallèles à la Voie lactée, la considération simul- 

 tanée du mouvement propre et de la vites.se radiale 

 permet de conclure la parallaxe annuelle. M. H.-C. 

 Plummer a soumis à cette épreuve les étoiles des 

 classes B 8 et B de Harvard Collège. 11 a trouvé 

 des parallaxes toutes vraisemblables et une ten- 

 dance nette au parallélisme. 



Jusqu'à quelle distance ces conclusions ont-elles 

 chance d'être valables? La réponse varie beaucoup 

 suivant que l'on concède ou que l'on refuse au 

 milieu interstellaire la faculté d'absorber la lu- 

 mière. Des indices d'une absorption sensible peu- 

 vent être cherchés par diverses voies. M. F. -G. 

 Brown a pensé que, si la lumière ne s'affaiblissait 

 pas le long de son trajet, les petites nébuleuses 

 devraient briller par unité de surface autant que les 

 grandes. Or, il est loin d'en être ainsi. L'éclat 

 intrinsèque des nébuleuses parait fournir une me- 

 sure de leur dislance. Cet éclat est aussi fonction de 

 la direction, et l'on peut représenter par les rayons 

 vecteurs de deux ellipsoïdes peu différents l'éclat 

 moyen des nébuleuses et celui des étoiles. 



Les idées de M. F. -G. Brown ne sont pas sans sou- 

 lever quelques objections, mises en lumière par MM. 

 Hinks et Fddington. Les nébuleuses sont, comme 

 les queues de comètes, des masses transparentes : 

 le regard y pénètre jusqu'à une grande profondeur 

 et leur éclat ne varie pas avec la distance comme 

 celui d'un point lumineux ou d'un disque uni- 

 forme. 



L'absorption peut encore se révéler par une liai- 

 son entre l'éclat des étoiles et leur couleur. Les 

 zones publiées de la Carte internationale du Ciel 

 peuvent être utilement analysées à ce point de vue. 

 M. Turner a trouvé ainsi que la prédominance des 

 étoiles bleues dans la Voie lactée n'existe que pour 

 les astres plus brillants que la dixième grandeur. 

 Au delà de cette grandeur, les étoiles rouges sont, 

 absolument et relativement, plus communes dans 

 la Voie lactée que dans les autres régions du Ciel. 

 Cette remarque est confirmée par un travail récent 



de .M. Fath. qui a trouvé, au Mont Wilson, que les 

 parties les plus brillantes de la Voie lactée ont un 

 spectre du type solaire {Aslrophysical Jourunl, 

 janvier 1913). L'ensemble de ces faits s'interprète 

 en admettant que le monde stellaire a sa plus 

 grande extension dans le plan galactique et qu'il 

 s'y exerce une absorption sélective, portant surtout 

 sur les rayons bleus. La région la plus voisine de 

 nous aurait une majorité d'étoiles effectivement 

 rouges. 



L'absorption, si faible qu'on la suppose, joue un 

 rôle capital dans le calcul de la plus grande pro- 

 fondeur où la Voie lactée soit accessible à nos téles- 

 copes. \V. Herschel pensait que son grand miroir 

 montrait des étoiles dont la lumière emploie deux 

 millions d'années à nous parvenir. Son fils John et 

 les auteurs qui, depuis, ont traité ce sujet, se sont 

 arrêtés à des chiffres bien plus modérés. Et, en 

 effet, ni la mesure des parallaxes annuelles, ni la 

 combinaison des vitesses radiales avec les évolu- 

 tions orbitales ne nous conduisent d'une manière 

 sûre au delà de mille années de lumière. D'après 

 M. T. J. J. See, il y aurait lieu de revenir aux évalua- 

 tions de W. Herschel et même de les amplifier. 

 Mais, pour arriver à ce résultat, il faut admettre 

 que la lumière ne s'affaiblit pas le long de son 

 trajet, que les dernières étoiles perceptibles sont 

 en réalité des foyers aussi puissants que les astres 

 visibles à l'œil nu, que des télescopes plus grands 

 que ceux dont nous faisons usage montreraient, 

 en nombre toujours croissant, des étoiles beaucoup 

 plus faibles. Ces suppositions invérifiables nous 

 paraissent enlever au plaidoyer de M. See, pré- 

 senté à la Société Philosophique américaine, le 

 caraclère d'une démonstration. 



Bien que n'ouvrant pas de telles perspectives, la 

 recherche méthodique des parallaxes annuelles est 

 loin d'être délaissée. Jusqu'à ce jour, on n'a guère 

 employé pour ce genre de travail que des instru- 

 ments de puissance moyenne. L'avantage théo- 

 rique d'une longue distance focale est manifeste, 

 mais, dans le champ restreint qu'embrassent les 

 grands réfracteurs, on ne trouve pas ordinairement 

 d'étoile de comparaison assez brillante et il devient 

 nécessaire d'affaiblir l'étoile principale, pendant 

 toute la durée d'une longue pose, avec un disque 

 tournant. Ces difficultés, et d'autres encore, ont 

 été surmontées heureusement par M. Schlesinger, 

 faisant usage du grand équatorial de Yerkes. La 

 mesure des clichés a fourni 25 parallaxes avec une 

 erreur probable évaluée à +0",01o. 



On doit aussi considérer comme une contribution 

 de grande valeur un catalogue de grandeurs photo- 

 graphiques publié par le Professeur Scliwarzschild 

 pour une zone embrassant 20^ au Nord de l'équa- 

 teur. 3.500 étoiles y figurent, et, dans le nombre. 



