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P. PUISEUX 



REVUE ANNUELLE DAST«ONOMIE 



toutes celles qui surpassent la grandeur 7,3. On a | 11" grandeur le 10 mars et atteignait la 3" grandeur 



obligé chaque étoile à donner pour image un ! 

 rectangle, par la combinaison d'une translation 

 uniforme avec un mouvement de va-et-vient. 

 L'opacité se mesure au moyen d'un microphoto- 

 mètre de Hartmann, avec une précision supérieure 

 à celle que l'on pourrait attendre de la mesure du 

 diamètre dans une image circulaire. 



Les étoiles brillantes sont, comme on sait, moins 

 accumulées vers la Voie lactée que les étoiles téles- 

 copiques. D'une statistique dressée par M. Zinner 

 et portant sur 1.23-4 objets, il paraît résulter que 

 les étoiles variables partagent, à l'égard de la Voie 

 lactée, l'indépendance des étoiles brillantes. On 

 est ainsi tenté de regarder les variables comme 

 faisant partie d'un groupe plus restreint. Mais il 

 faut se dire que beaucoup de variables, parmi les 

 étoiles faibles, échappent sans doute à notre 

 attention. 



Dans la classe si curieuse des variables Céphéides, 

 il existe, d'après M. Ludendorff, un rapport assez 

 constant entre l'amplitude de la courbe des vitesses 

 et l'étendue de la variation d'éclat {Astronoinische 

 Nachncliten, n" 4623). 11 'convient peut-être d'at- 

 tendre des exemples plus nombreux avant de s'atta- 

 cher à une explication physique. 



On a souvent exprimé l'espoir que l'étude des 

 spectres stellaires amènerait les chimistes soit à 

 découvrir des corps nouveaux, soit à enrichir le 

 spectre des éléments anciens. Cette prévision vient 

 d'être brillamment confirmée. M. Fowler a fait 

 connaître à la Société Royale Astronomique, dans 

 sa séance tenue le 13 décembre 1912, qu'il avait 

 réussi à reproduire dans le laboratoire une série 

 de lignes signalées par M. E. C. Pickering en 1896, 

 comme appartenant au spectre de l'étoile Ç P.oupe. 

 Ces lignes avaient été attribuées, à titre d'hypo- 

 thèse, à l'hydrogène, à cause de leur relation avec 

 des lignes déjà connues de ce gaz. L'une d'elles 

 existe dans le spectre des nébuleuses, où, d'après 

 M. Nicholson, elle constitue une exception, ne ren- 

 trant pas dans une même série avec les autres lignes 

 nébulaires. M. Fowler a réussi à faire apparaître 

 toutes les lignes énigmatiques, et d'autres encore 

 qui n'avaient jamais été observées, en faisant 

 passer une forte décharge électrique condensée à 

 travers un mélange d'hydrogène et d'hélium. Une 

 partie au moins du tube doit être en quartz pour 

 permettre la photographie de l'ultra-violet. On 

 connaît maintenant cinq séries distinctes dans le 

 spectre de l'hydrogène. 



L'étoile nouvelle signalée par M. Enebo dans la 

 constellation des Gémeaux, le 13 mars 1912, a fait 

 l'objet d'études assidues et fructueuses. Une re- 

 cherclie rétrospective dans les clichés de Harvard 

 Collège a montré que l'astre était au-dessous de la 



le il. Il a surpassé la 3° grandeur dans les jours 

 qui ont suivi la découverte, puis a baissé rapide- 

 ment, avec quelques arrêts ou recrudescences. La 

 couleur rouge est devenue plus prononcée du 31 

 mars au 1'='' avril. L'aspect nébuleux n'est survenu 

 qu'en septembre. 



Une part notable de la lumière de l'étoile était 

 concentrée dans la radiation rouge de l'hydrogène. 

 Il en résultait dans le grand équatorial de l'Obser- 

 vatoire Yerkes un dédoublement de l'image, dédou- 

 blement que M. Barnard arrivait à rendre très sen- 

 sible sans spectroscope, en amenant l'étoile à 

 quelque distance du centre du champ. M. Barnard 

 estime que les étoiles nouvelles, dans les premiers 

 mois de leur évolution, doivent pouvoir se distin- 

 guer ainsi à première vue. 



Dès le début, l'astre a montré dans le spectro- 

 scope une bande continue, traversée de lignes- 

 brillantes dues à l'hydrogène et à l'hélium. Ces.- 

 lignes étaient accompagnées de satellites sombres. 

 Les unes et les autres accusaient de fortes vitesses^ 

 radiales, de l'ordre de 2.U0() kilomètres par seconde 

 dans les deux sens. Mais le déplacement ne portait 

 que sur les lignes larges. Les lignes du calclunij; 

 nettes et nombreuses, n'étaient pas aft'ectées. Le 

 spectre continu est allé en s'afl'aiblissant, pendant 

 que les lignes brillantes gagnaient par contraste'; 

 Le spectre a fini par tendre vers celui d'une nébu^ 

 buleuse gazeuse, ainsi qu'on lavait observé avec 

 plus d'éclat sur les étoiles nouvelles du Cocher et 

 de Persée. 



Le D'' Duffield a obtenu, avec des étincelles jail- 

 lissant sous pression, des structures spectrales sema 

 blables à celle de la Nova. Mais, en général, l'in- 

 terprétation a été cherchée dans une autre voie. 

 M. INewall estime que l'on avait affaire à deux corps 

 en mouvement relatif, ofrrantl'un et l'autrele carac- 

 tère composite des Aovit'. M. Deslandres noie que le 

 sens toujours le même du déplacement des lignes 

 sombres s'accommode mal de l'explication par une 

 collision. Au contraire, cette disposition est habi- 

 tuelle dans la chromosplière solaire. Nous aurions 

 donc, d'après M. Deslandres, assisté à une érup- 

 tion volcanique généralisée à la surface d'un astre> 

 encroiîté, éruption assez forte pour envelopper 

 l'astre d'une atmosphère brillante comparable à, la 

 chromosphère, mais de courte durée. 



Après examen de dix clichés du spectre de la 

 À'ura, pris du 15 mars au 4 avril, MM. (jiebeler et 

 KOstner ont considéré comme probable la présence 

 dans l'étoile du radium, de son émanation, de 

 l'uranium et de l'hélium. Cette annonce a excité 

 un vif intérêt et provoqué de nouvelles études desfl 

 lignes chromosphériques enregistrées à l'occasion 

 des dernières éclipses totales. M. Dyson a été ainsi 



