l\ PUISKUX. — l{EVUE ANNUELI.K D'ASTRONOMIE liUM 



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étoiles. Ces déterminations jirennenl natnrellc- 

 ment d'antant plus de valenr (|ue la famille con- 

 sidérée s'ecarle moins du parallélisme et (|uo les 

 spectres y présentent plus d'analogie. F>es sour- 

 ces principales de renseii^neinents sont : pour les 

 mouvements angulaires ap])arL'nts le Cnhtlo^ne 

 Prcliiiiiiiinre (jcni-rnl de L. lioss, pour la vitesse 

 radiale les publications de i'Oljservatoire Lick, 

 pour le caractère du spectre les publications de 

 l'Observatoire de Harvard Collège. A défaut de 

 données sullisantes sur la vitesse radiale, on sera 

 tenté d'y suppléer en admettant que le mouve- 

 ment réel est parallèle au plan galactique. 



Des travaux très intéressants, poursuivis dans 

 cet ordre d'idées, ont vu le jour dans ces derniers 

 temps. M. B. Boss ' partage les étoiles en groupes 

 suivant l'ordre de la classification de Harvard 

 Collège, qui est celui d'une complication crois- 

 sante du spectre. Il trouve pour l'apex des posi- 

 tions réparties non loin de la Voie lactée, autour 

 de deux centres différents suivant que l'on con- 

 sidère les premières classes spectrales de Harvard 

 (A, B, F) ou les dernières (K, L, M). M. Raymond 

 établit l'existence d'une distribution analogue 

 pour le vertex. Le type spectral G est en désac- 

 cord avec ses voisins, aussi bien pour la position 

 de l'apex que pour celle du vertex. Quand on 

 passe à un type spectral plus avancé, il y a ten- 

 dance à l'accroissement général des vitesses, et, 

 en même temps, la préférence des étoiles pour 

 une direction particulière devient moins mar- 

 quée. Quand on arrive aux étoiles rouges, c'est à 

 peine si l'on peut dire encore qu'il y ait une 

 direction préférée. Quelle que soit la classe spec- 

 trale considérée, il y a un écart systématique de 

 près de 10° dans la déclinaison de l'apex, suivant 

 qu'on se guide, pour le déterminer, sur les mou- 

 vements angulaires apparents ou sur les vitesses 

 radiales. 



D'autres corrélations curieuses entre les carac- 

 tères des étoiles ont été mises en évidence par 

 les études de M. H. N. Russell. Si, à son exem- 

 ple, on appelle géantes les étoiles dont l'éclat in- 

 trinsèque est très supérieur à celui du Soleil, 

 naines celles dont l'éclat intrinsèque est très in- 

 lérieur, on trouve que les étoiles rouges (classes 

 Ket.M) rentrent dans l'un ou l'autre de ces types 

 extrêmes, toutes les fois que leur parallaxe est 

 connue. Les classes A, F, G, plus analogues au 

 Soleil, renferment surtout des exemplaires 

 moyens, la classe B ne compte que des étoiles 

 géantes. M. Russell pense que le type B repré- 

 sente un état exceptionnel, de haute température. 



1. Aslronomical Journal, n" 6G8-6G'.). 



alleini seiili'riiciil pin les étoiles les plus massi- 

 ves au cours di; leur carrière. La teinte rouge, au 

 contraire, pourrait se présenltM- aussi bien 

 tlaus l'enfance que dans la vieillesse d'un 

 astre. La division des étoiles louges en deux 

 groupes t ra ne 11 es est cou lirm(-e, d'après .\L Dyson, 

 par la discussion des mouvements propres au voi- 

 sinage du prtle Nord. 



Les clicliés de Franklin Adams, (jui ont enre- 

 gistré toutes les étoiles du (jel jusqu'à la KV- 

 grandeur, ont fait l'objet, à l'Observatoire de 

 Greenwicli, de dénombrements complets, par 

 classe de grandeur et par région. M.M. Chapman 

 et Melotte ont trouvé ainsi (jue l'enrichissement 

 du ciel vers la Voie lactée se maintient à fort peu 

 près le même entre les grandeuis 7 et 17. Jus- 

 qu'ici on admettait en général un taux d'enrichis- 

 sement plus rapide pour les étoiles faibles. 



Les mêmes documents permettent de préciser 

 davantage la relation entre le nombre des étoi- 

 les comprises dans une certaine classe de gran- 

 deur et le numéro de cette classe. Le premier 

 nombre n'augmentepas sansliniiteavecle second, 

 mais passe par un maximum et parait devoir se 

 réduire à zéro. On est ainsi autorisé à limiter 

 l'étendue du monde stellaire, le nombre des étoi- 

 les, la lumière totale qu'elles nous envoient. 



De ces dénombrements il résulte <jue la réo-ion 

 la plus riche du Ciel est la partie de la Voie lac- 

 tée comprise dans la constellation du Navire. 

 Comme il se trouve dans cette région un astre 

 très brillant (Canopus) dénué de mouvement 

 propre et de parallaxe sensible, M. Walkey pro- 

 pose de considérer cette étoile comme le centre 

 du monde stellaire. Ce privilège, analogue à 

 celui que Madler a voulu autrefois conférer au 

 groupe des Pléiades, semblera sans doute exces- 

 sif. Toutefois, si la distribution des étoiles a pré- 

 senté, à un moment donné, une certaine unifor- 

 mité, on trouvera vraisemblable que leurs 

 mouvements ultérieurs soient régis approxima- 

 tivement parles lois de Kepler, et que les orbites 

 très allongées y soient de beaucoup les plus 

 nombreuses, comme chez les comètes. M. Tur- 

 ner a fait remarquer que l'on justifie ainsi la di- 

 vision des étoiles en trois classes principales, 

 division suggérée par l'étude empirique des 

 mouvements propres. 



Les étoiles de la classe B, dont la vitesse est 

 uniformément faible, seraient toutes contempo- 

 raines, et voisines de l'extrémité la plus lointaine 

 de leur excursion. Le problème du mouvement 

 d'une étoile soumise à l'attraction combinée de 

 toutes les autres a été aussi abordé au point de 

 vue dynamique par AL Eddington, qui a mis à 

 l'épreuve diverses lois simples reliant la densité 



