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G. SALET. — LHYPOTHÈSE MËTËOHITIQUE DE M. NORMAN LOCKYER 



laboratoire, dans l'atmosphère terrestre et dans le 

 système solaire où elles forment les comètes, 

 M.Lockyer étudie celles-ci dans l'espace céleste d'où 

 elles viennent et où la plupart retournent. Elles 

 lui apparaissent comme tout à fait semblables à 

 ces autres amas de poussière cosmique qu'on 

 nomme nêhitleiises : c'est l'opinion de M.Schiaparelli. 

 11 est dillicile en effet de distinguer au télescope un 

 nébuleuse planétaire d'une comète très loin de 

 son périhélie. De plus M. Lockyer affirme que les 

 spectres sont seml>lal)les. M. Huggins, qui découvrit 

 en 186'tle spectre des nébuleuses, le trouva com- 

 posé de raies liriUantes peu nombreuses, parmi 

 lesquelles il signala la plus caractéristique dans le 

 vert, à la longueur d'onde .500 ; il l'attribua parla 

 suite à l'azote. En 1882 il réussit à photographier le 

 spectre de le nébuleuse d'Orion et il donna 

 les longueurs d'onde suivantes pour les quatre 

 lignes enregistrées : 371, 434, 48G, 493 et 300. La 

 première de ces lignes n'existe dans la nébuleuse 

 d'Orion que par places, en revanche certaines par- 

 ties de la même nébuleuse en donnent d'autre. 11 

 est extrêmement probable que les raies 4.34 et 48r> 

 appartiennent à l'hydrogène, ce sont G' et F du 

 soleil; quant à 493 elle est d'origine inconnue et 

 on ne l'a pas signalée dans les spectres cométaires. 

 Reste la forte raie 300, caractéristique des nébu- 

 leuses et qui, d'après sa longueur d'onde et une 

 comparaison directe faite parM. Huggins, coïncide 

 avec la moins réfrangihle des deux raies voisines 

 les plus brillantes de l'azote. On avait été surpris 

 de la trouver seule dans les nébuleuses, M. Lockyer 

 explique ce fait très simplement Ce n'est pas une 

 raie de l'azote, elle est identique avec la raie 

 500, G des comètes et appartient au « magnésium 

 froid ». A l'appui de son opinion il cite de nom- 

 breuses comparaisons de lectures micrométriques, 

 mais, ce qui est plus probant encore, il décrit unr 

 expérience personnelle faite avec un speclroscope 

 très dispersif et où l'on a juxtaposé les spectres 

 du magnésium brûlant et de l'azote avec un réti- 

 cule exactement centré sur la raie de la nébuleuse 

 d'Orion. Celle-ci est sensiJ)lemenl moins réfran- 

 gible que la raie de l'azote 500,5; elle coïncide 

 parfaitement avec la raie du magnésium SùO.G; 

 enfin elle est dégradée vers le violet comme elle. 



III 



11 est certain (jue cette comparaison est d'un 

 grand poids en faveur de la similitude des comètes 

 et des nébuleuses : ce sont des nuages cosmiques. 

 M. Lockyer pense qu'ils sont rendus visibles pai' 

 la collision des petites masses qui les composent 

 et il essaye de préciser cette notion. Selon lui, si 

 les orbites elliptiques des météorites se coupent 

 régulièrement sur la surface d'une sphère, celle-ci 



devenant lumineuse par la chaleur due aux chocs, 

 prend l'apparence d'une nébuleuse planétaire. 

 Après le choc les masses météoritiques peuvent 

 parcourir d'autres orbites également régulières 

 dont l'intersection fournirait une autre surface 

 sphérique intérieure à la première; telle serait l'o- 

 rigine des nébuleuses globulaires et des étoiles 

 nébuleuses. Ce chapitre singulièrement hypothé- 

 tique est illustré de magnifiques photographies 

 dues à M. Roberts. 



Certaines étoiles, dont le spectre présente des 

 raies brillantes, doivent, d'après les idées exposées 

 ci-dessus, être aussi considérées comme des es- 

 saims météoritiques un peu plus condensés que 

 les nébuleuses. La comparaison des spectres est en 

 faveur de cette assimilation : les raies brillantes 

 sont en effet pour la plupart celles des comètes, 

 et on y reconnaît presque toujours le spectre de 

 Swan (carbone chaud; et celui de l'hydrogène, qui^ 

 s'il n'apparait guère dans le spectre des comètes, 

 ne fait jamais défaut dans celui des nébuleuses. ■ 



Une autre classe d'astres, celle des petites étoiles " 

 à bandes sombres dégradées vers le rouge a 

 d'Hercule, Mira Ceti) paraît devoir être rapprochée 

 de la précédente; au moins distingue-t-on dans 

 leurs spectres les cannelures brillantes du carbone 

 (.")1C et 474) accompagnées de bandes d'absorption 

 (les métaux (Mg, Mn, etc.). 



11 y a donc un lien de parenté entre tous les 

 corps célestes puisque nous sommes arrivés de 

 proche en proche à considérer les étoiles, ou du 

 moins certaines d'entre elles comme des amas de 

 météorites. Mais M. Lockyer, rompant ici avec la 

 théorie classique de Laplace, selon laquelle la 

 température des nébuleuses et des étoiles irait 

 constamment en s'abaissant, insiste sur cette cou- , 

 sé(|uence de ses propres idées, qu'il y a des astres 

 dont la température augmente fpar la condensa- 

 lion des éléments météoritiques) et d'autres où 

 elle diminue 'par rayonnement). Ue sorte qu'un 

 même astre passe di-u\ fois par le mémo degré de 

 clmleur, une fois avant d'atteindi-e et une autre 

 niirès avoir dépassé son maximum de lempérature. 

 La structure d'un spectre ne peut donc pas nous 

 renseigner exactement sur l'A//'' d'une étoile, et un 

 soleil fournissant de nombreuses lignes d'absoi'p- 

 lion comme le uTitre pourrait aussi bien dans la 

 suite des siècles devenir plus chaud et présenter 

 alors le spectre moins compliqué des étoiles les 

 plus brillantes, que se refroidir et donner en con- 

 séquence les bandes d'absorption — surtout celles 

 du carbone —des étoiles déjà vieilles. 



Si donc on partage les corps célestes en divers 

 groupes d'après le degré de condensation de la 

 matière météorilique primitive, on sera amené à 

 en établir sept, non compris celui des météorites 



