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G. BIGOURDAN. — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



phiquedevraêtreconslruite d'une manière indépen- 

 dante, sans rien emprunter à aucune autre mélliode. 



VIII. 



PllOTOC.HAPIlIE DES NEBULEUSES 



Pour les nébuleuses, même les plus belles, 

 l'éclat intrinsèque en chaque point est presque 

 toujours faible; aussi n'est on parvenu à photo- 

 graphier ces astres qu'à l'aide des plaques au 

 gélatino-bromure. H. Draper, le premier, obtint 

 une photographie de la nébuleuse d'Orion, le 

 30 septembre 1880, après 51 minutes de pose : elle 

 ne représentait guère que la partie la plus bril- 

 lante. Mais en mars 1882, après 132 minutes de 

 pose, il en obtint une qui représentait la nébu 

 leuse sur une bien plus grande étendue. A la 

 même époque (30 janvier 1882i, M. Comnion, à 

 Ealing, près de Londres, obtint de la même né- 

 buleuse la belle photographie qui lui valut la 

 médaille de la Société royale astronomique. 

 Une photographie de la nébuleuse d'Andromède, 

 obtenue par M. Roberts à Maghull en 1888, a 

 révélé la constitution de cette nébuleuse que les 

 meilleurs dessins laissaient inintelligible : elle 

 montre une constitution qui rappelle celle du sys- 

 tème des anneaux de Saturne et confirme ainsi 

 l'hypothèse nébulaire : on sait que cette hypothèse, 

 due à Kant et à Laplace. attribue l'origine du sys- 

 tème solaire à une nébuleuse animée d'un mouve- 

 ment de rotation et qui, par condensation gra- 

 duelle, aurait donné naissance aux planètes et au 

 soleil. 



Enfin, les photographies de la célèbre nébuleuse 

 annulaire de la Lyre, faites l'été dernier dans les 

 Observatoires d'Alger, de Bordeaux et de Toulouse, 

 ont révélé sur sa constitution des particularités 

 qui avaient échappé à l'œil armé des plus puis- 

 santes lunettes. 



Avec des instruments de moyenne grandeur, la 

 photographie a montré des nébuleuses très diffi- 

 ciles à voir, soit à cause de leur faiblesse, soit par 

 suite du voisinage de brillantes étoiles; dans ce 

 dernier cas sont les nébuleuses qui, en 1880, se 

 sont révélées sur les clichés de MM. Henry, autour 

 des principales étoiles des Pléiades. De son côté, 

 M. Pickering a découvert également quelques 

 nébuleuses par la photographie, et il compte en 

 découvrir un bien plus grand nombre à l'aide de 

 la grande lunette qu'il doit à la générosité de 

 .Miss Bruce. 



IX. — AITLICATIONS DE LA l'UOTOGRAl'IlIE 

 A LA SPECTROSCOPIE ASTIiONOMIQUE 



Le jour même 19 aoTit 1830) oii fut communiqué 

 à l'Académie des Sciences le procédé photogra- 

 phique de Daguerre, Ârago citait, parmi les prin- 

 cipales applications astronomiques du nouveau 



procédé, la possibilité d'obtenir une image com- 

 plète du spectre solaire. Pour les spectres des 

 étoiles, les premiers essais de photographie datent 

 de 1863 (Huggins et A. Miller); mais ils ne de- 

 vaient donner de résultats vraiment importants 

 qu'après la découverte de plaques très sensibles; 

 aujourd'hui on obtient le spectre des belles étoiles 

 avec des détails aussi nomlireux que ceux que 

 donnait le Soleil il y a quelques années. M. Picke- 

 ring a presque terminé la photographie des spectres 

 de toutes les étoiles jusqu'à la huitième grandeur. 

 Dans ses mains et dans celles de M. Vogel, direc- 

 teur de l'Observatoire astro-physique de Potsdam, 

 la photographie spectroscopique vient de révéler 

 des résultats qui ouvrent des horizons tout à fait 

 inattendus. Mais disons d'abord sur quel principe 

 est basée la méthode employée, qui est juste- 

 ment appelée la Méthode Doppler-Fizeau'. 



Examinons au spectroscope un corps lumineux 

 en repos relatif par rapport à l'observateur et 

 dont le spectre soit formé d'un certain nombre 

 de raies brillantes, par exemple. Si ce corps 

 vient à s'éloigner de l'observateur avec une 

 vitesse sutlisanle, toutes ces raies se porteront vers 

 l'extrémité rouge du spectre; si, au contraire, le 

 corps lumineux vient à se rapprocher, les raies 

 seront déviées vers le violet. La déviation est pro- 

 portionnelle à la vitesse relative du corps lumi- 

 neux et de l'observateur, cette vitesse étant comptée 

 sur la ligne qui les joint. C'est sur ce principe 

 qu'est basée la méthode qui permet d'évaluer 

 le mouvement d'un astre suivant le rayon visuel; 

 il est bien remarquable que, pour la mesure des 

 espaces, elle- n'exige pas, comme les autres mé- 

 thodes, la connaissance d'une base. 



L'application de celte méthode à une étoile va- 

 riable bien connue, Algol ou ^ Persée, a donné des 

 résultats extrêmement remarquables: M. Pickering 

 avait montré que, si la variation d'éclat de cette 

 étoile était due au passage d'un satellite sombre sur 

 le disque de l'étoile principale et produisant une 

 éclipse partielle, les deux astres devaient avoir 

 des dimensions peu différentes, être peu écartés 

 et tourner rapidement autour de leur centre de 

 gravité. Comme conséquence, l'étoile brillante 

 devait tantôt se rapprocher et tantôt s'éloigner 

 rapidement de la Terre. Or, M. Vogel, ayant photo- 

 graphié fréquemment le spectre de cette étoile, a 

 constaté, par le déplacement des raies, que la 

 vitesse de l'étoile suivant le rayon visuel est de 

 sens contraire avant et après l'époque du mini- 

 mum d'éclat ; c'est une confirmation complète de 

 l'explication déjà ancienne de la variabilité de cer- 



' Voyez sur coUc méthode et sur ses applic:itionsIa savante 

 Xolice insérée par M. A. Cornu dans l'Annuaire du Burei.u 

 des Longitudes pour 1891. 



