p. PUISEUX — IIEVUI-: ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



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laires. A mesure que l'on rousidùre une direction 

 plus écartée de la première, le nombre des étoiles 

 acheminées suivant la direction nouvelle diminue 

 assez régiilièrenienl. De la relation entre l'éclat des 

 étoiles et la grandeur du mouvement apparent, il 

 résulte que la répartition des étoiles dans l'espace 

 n'est ni uniforme ni fortuite. La fréquence la plus 

 grande se rencontre dans la constellation des (ié- 

 meaux, ;Y une distance qui est petite, comparée aux 

 dimensions de la Voie Lactée. Quand on s'éloigne 

 de celte région centrale, la fréquence des étoiles 

 diminue sans limite, en sorte qu'on peut parler des 

 étoiles visibles dans les instruments méridiens 

 comuie d'un système limité, à structure délinie. 



Des conclusions analogues sont tirées par M. Ed- 



dington de l'élude du catalogue de L. Boss, qui 



■ rassemble les données les plus sûres concernant les 



étoiles brillantes dans toutes les parties du Ciel. C'est 



• surtout pour les hautes latitudes g.ilactiques que la 



'■ décroissance de la densilé, quand la di-tance aug- 



i mente, est prononcée. On doit donc regarder les 



«■toiles se rattachant à la Voie Lactée, c'est-à-dire 



la grande majorité des astres visibles, comme for- 



, mant un amas globulaire, avec aplatissement très 



accusé. 



En chaque point d'un tel amas l'attraction new- 

 tonienne doit produire un champ de forces. Une 

 étoile qui obéirait à ce champ sans être troublée 

 -ensiblement par les corps voisins accomplirait sa 

 révolution autour du centre en trois cent millions 

 d'années environ, et l'on pourrait s'attendre à voir 

 , une direction déterminée dominante dans chaque 

 région de l'espace. 



ËU'eclivement, les recherches de L. Boss, de 

 MM. Hertzspi'ungel Plummer, ont mis enévidence 

 l'e.xistence de plusieurs familles d'étoiles animées 

 de vitesses égales et parallèles, et de plus rap- 

 prochées par les caractères de leur spectre. Ces 

 étoiles gardent la trace d'une origine commune, se 

 meuvent librement ou sous l'action d'un champ de 

 I forces général, et se ressentent peu de la rencontre 

 éventuelle de corps animés d'un mouvement dilFé- 

 ri'iil. Il faut donc abandonner l'assiniilalion de la 

 Voie Lactée à une masse gazeuse où les vitesses 

 des molécules résultent de collisions multiples en 

 I tous sens, sont en relation de grandeur avec les 

 ! masses, mais ne présentent aucune régularité quant 

 aux direcli'ins- M. Jeans, prenant comme point de 

 départ du calcul la densité stellaire qui existe dans 

 le voisinage du Soleil, a trouvé que la dispersion 

 d'un essaim une fois formé demanderait des mil- 

 liards d'années, temps bien supérieur à. celui de 

 l'extinction probable d'une étoile. 



Des résultais très dignes d'attention ont été 

 obtenus dans ces derniers temps par la formation 

 de tableaux où sont pris comme en-téle les carac- 



tères principaux des étoiles: classe spectrale, situa- 

 tion dans le Ciel, parallaxe annuelle, grandeur du 

 mouvement, éclat intrinsèque. Ainsi M. W.-\V. Camp- 

 bell a montré que les étoiles blanches (classe A etB 

 de Harvard), plus accumulées que les autres vers 

 la Voie Lactée, ont de faibles vitesses, de grandes 

 distances au Soleil et de grands éclats. Les étoiles 

 rouges sont en moyenne plus voisines du Soleil et 

 animées de vitesses supérieures. Il y a lieu d'en 

 conclure, d'après M. Stratton, que les étoiles 

 prennent naissance près du plan de la Voie Lactée 

 et s'en éloignent avec une vitesse croissante. 

 M. H.-N. Russell croit pouvoir aller plus loin en 

 s'appuyant sur cette remarque que la statistique 

 partage les étoiles rouges en deux classes, les unes 

 beaucoup plus éclatantes que le Soleil, les autres 

 nettement plus faibles. Les premières (étoiles 

 géantes) seraient les moins avancées dans l'évolu- 

 tion générale. Leur destinée serait de se conlracler 

 en s'échaulTant, de devenir blanches, de perdre de 

 la masse et de gagner de la vitesse. Elles redevien- 

 draient rouges avant l'extmction linale. Ces corré- 

 lations sont précieuses pour guider les recherches, 

 mais il convient sans doute d'attendre, avant de les 

 tenir pour délinitives, que leur degré de généralité 

 soit mieux établi. 



L'existence d'une analogie particulièrement 

 étroite entre certaines étoiles et le Soleil s'est 

 dégagée des travaux des observateurs de Potsdam. 

 Ils ont trouvé que dans les spectres d'Arcturus et 

 d'Aldèbaran on peut observer le renversement 

 partiel des raies H et K, c'est-à-dire la formation 

 d'un trait brillant central, tel qu'on le rencontre 

 dans les régions troublées du disque solaire. 



La catégorie des étoiles doubles spectroscopiques, 

 sans cesse enrichie par les travaux de l'Observa- 

 toii'e Lick et de l'Observatoire d'Allegheny, présente, 

 au contraire, des phénomènes qui n'ont point d'ana- 

 logues dans le Soleil. On connaît maintenant plu- 

 sieurs exemples de ce fait, signalé d'abord pour 

 5 Orion, que les raies du calcium ne suivent pas 

 l'oscillation périodique de l'hydrogène et de l'hé- 

 lium. Peut-être un nuage de calcium, indépendant 

 de l'étoile, est-il interposé sur la ligne de visée. 

 Dans les variables cèphèides, comparées entre elles, 

 M. Ludendorll a reconnu l'existence d'une propor- 

 lionnalilé entre les amplitudes des variations que 

 subissent respectivement l'éclat et la vites-e radiale. 



Il serait très utile, pour interpréter celle loi et 

 d'autres semblables, de pouvoir apporter plus de 

 précision dans la mesure des faibles éclats. Toules 

 les méthodes dans lesquelles il est fait appel au Ju- 

 gement de l'ceil comportent un certain lloltement 

 d'origine physiologique. On cherche à substituer 

 à l'opérateur un appareil de mesure rigoureuse- 

 ment impersonnel, infatigable et dune sensibilité 



