G. SALET. — 1/HYPOTHESE MËTÉORITIQUE DK M. NORMAN LOCKYER 



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non luminouses qui servent de point de départ et 

 dont on n'explique pas du tout la formation. 



1" Astres à spectres possédant des raies ou des 

 bandes brillantes (Nébuleuses; étoiles à raies bril- 

 lantes — Y d'Argus, Etoiles de Wolf et Rayet dans 

 le Cygne, etc.). 



^1" Étoiles à spectre mixte d'émission et d'ab- 

 sorption. Ce sont celles sur lesquelles les remar- 

 ques de Dunér ont surtout porté (a d'Orion et 

 X de la Baleine par exemple). Elles donnent des 

 bandes et lignes obscures , mais aussi , d'après 

 M. Lockyer, des bandes lumineuses; en effet, selon 

 lui, les bandes de 1 à 8 de la nomenclature de 

 Dunér sont bien des bandes d'absorption et appar- 

 tiennent vraisemblablement au magnésium, au 

 manganèse, au baj'yum, au plomb et au fer; mais 

 celles qui portent les n°' 9, 10 et 11 ne paraissent 

 noires que par contraste, ce sont de simples inter- 

 valles obscurs qui séparent les bandes d'émission 

 du carbone : 473 (Bande de Swan), 460 (carbone B 

 ou cyanogène) et 431 (Bande de Swan). 



3° Étoiles où les bandes ombrées ont disparu 

 pour faire place aux lignes noires. La cannelure du 

 magnésium y est remplacée par le triplct l, les 

 raies métalliques sont très fortes (a du Taureau, 

 3 d'Ophiucus); elles le sont d'autant moins que la 

 température s'élève davantage et que les raies de 

 l'hydrogène deviennent plus visibles (P de Persée 

 et a de l'Aigle). Il est facile de suivre cette grada- 

 tion intéressante dans un tableau très démonstratif 

 qui illustre le chai>itn>. 



4° Étoiles les plus brillantes et les plus chaudes 

 (a de la Lyre), caractérisées par de très fortes raies 

 noires de l'hydrogène et des raies métalliques, 

 fines et peu nombreuses. M. Lockyer suppose 

 (jue l'énorme excès ^d'hydrogène qu'elles renfer- 

 ment est di\ à la dissociation des éléments métal- 

 liciues. 



5" Étoiles en voie de refroidissement, analogues 

 à notre Soleil, et présentant comme lui de nom- 

 breuses raies métalliques, accompagnées de celles 

 de l'hydrogène. Il serait intéressant de trouver un 

 critérium pour placer ces étoiles dans ce groupe plu- 

 tôt que dans le groupe troisième. M. Lockyer pense 

 l'avoir trouvé dans l'absence ou la présence de 

 certaines raies particulières, par exemple, de la 

 raie 499, qui, très faible dans la Chèvre, .\rcturus 

 et notre soleil, est très forte chez d'auties étoiles; 

 mais il confesse qu'il serait désirable de trouver 

 d'autres caractères de classification ]ilus impor- 

 tants. 



0° Étoiles à spectre d'absorption cannelé. Comme 

 l'a reconnu Secchi,ces cannelures sombres corres- 

 pondent aux cannelures brillantes du carbone. On 

 les a toujours considérées comme caractérisant 

 une température fort basse. 

 Revue générale, 1891. 



7" Étoiles non lumineuses analogues aux pla- 

 nètes. 



IV 



Dans la section Vil de son livre, .M. Lockyer 

 traite de l'origine des étoiles doubles ou mul- 

 tiples. Elles peuvent provenir, soit de la conden- 

 sation d'une double nébuleuse, soit d'un essaim 

 météoritique, sorte de comète gigantesque, devenue 

 satellite d'une étoile déjà formée. Dans le premier 

 cas, si la coideur dill'ère plus ou moins, on peut 

 supposer que le premier compagnon, quoique 

 formé en même temps que l'autre, a accompli plus 

 vile que celui-ci. supposé plus gros, les phases de 

 son existence, il a donc passé par sa température 

 maxima avant que l'autre l'eût atteinte. Tel serait 

 le cas, par exemple, d'une étoile jaune du cin- 

 quième groupe, associée avec une bleue du premier 

 i I de Cassiopée). On peut ainsi expliquer la colo- 

 ration de presque tous les groupes sans avoir 

 recours à la seconde hypothèse. Malheui'eusement, 

 l'étude spectrale des étoiles doubles n'est pas assez 

 avancée pour permettre de pousser plus loin la 

 discussion. 



Les étoiles variables (section ^'llll peuvent être 

 considérées comme des systèmes multiples d'amas 

 météoritiques gravitant les uns autour des autres 

 et dont les oi'bites se coupent en quelque point. 

 Lorsque la rencontre des essaims a lieu, la tempé- 

 rature s'élève et l'on voit apparaître de nouvelles 

 radiations, principalement celles de l'hydrogène et 

 des gaz carbonés. Si l'un des astres est une véritable 

 étoile, l'hypothèse devient analogue à celle par 

 laquelle Newton expliquait l'apparition des Novœ, 

 (jui étaient p(nir lui des étoiles en voie d'extinction 

 auxquelles la chute d'une comète apportait tout à 

 coup de nouveaux aliments. Evidemment, les vue? 

 de M. Lockyer s'appliquent mieux aux astres à 

 raies liriUanles qu'à tout autre corps céleste; or, 

 on remarque précisément que presque tous les 

 exemples de variabilité se rapportent à cette classe 

 d'étoiles, [j de la Lyre appartenant au groupe pre- 

 mier et Mira Ceti au groupe deuxième. D'autres 

 causes de variabilité peuvent être d'ailleurs in- 

 voquées, par exemple, l'existence d'un satellite 

 obscur, par laquelle M. Pickering explique les va- 

 riations d'Algol. 



Tels sont les points principaux ti'aites dans le 

 nouvel ouvrage; M. Lockyer le clôt par un résumé 

 magistral où apparaît toute la grandeur de l'édi- 

 fice qu'il a mis vingt ans à élever. Nul doute que 

 ce livre ne soit très lu, mais aussi très discuté, au 

 moins dans quelques-unes de ses parties. Du 

 reste, contradicteurs ou adeptes n'auront pas à 

 chercher ailleurs des arguments en faveur de 

 leurs propres idées. Il contient, en effet, une masse 



