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les répartir suivant leurs séries, celles de droite ayant été attribuées à l'Astérisme. Observations récentes. La plupart des observatoires astrophotographiques consacrent une partie de leur activité à l'étude spectrale de la lumière des étoiles. Entre tous on doit citer celui de Harvard College (Cambridge, États-Unis d'Amérique), comme ayant adopté un plan d'études très original, très expéditif, rappelant beaucoup la méthode de la Carte photographique du Ciel. Grâce à de riches dotations (fondations Bache, Draper Mémorial), le Directeur de l'observatoire de Harvard College, M. C. Pickering, a pu compléter les champs d'observation de l'hémisphère boréal par celui de l'hémisphère austral dans
d'observation de l'hémisphère boréal par celui de l'hémisphère austral dans des conditions particulièrement favorables. Un observatoire auxiliaire a été à cet effet installé à Arequipa, au Pérou, à 2363m d'altitude. L'instrument principal est constitué par une lunette spectrophotographique spéciale (télescope Boyden), composée d'un objectif de 33cm d'ouverture avec une longueur focale de 192cm. Les clichés sont obtenus en plaçant un, deux ou trois prismes en avant de cet objectif. Cet appareil, monté équatorialement, donne sur une même plaque un nombre considérable de spectres stellaires. Ces spectres seraient linéaires si le mouvement parallélépipédique était rigoureusement réglé; mais un artifice ingénieux laisse
mouvement parallélépipédique était rigoureusement réglé; mais un artifice ingénieux laisse un petit déplacement dans le sens du mouvement diurne et donne aux spectres l'étalement transversal qui fait apparaître les raies. La dispersion est faible mais elle est la même pour tous les spectres, qui ont ainsi une échelle commune et facile à déterminer. La connaissance d'un seul repère suffit donc pour établir les comparaisons. Le simple aspect de ces spectres permet de les repartir suivant les types principaux et signale, à première vue, les spectres présentant des raies brillantes, relativement si rares. Grâce à cette méthode expéditive le nombre d'étoiles
si rares. Grâce à cette méthode expéditive le nombre d'étoiles de ce type a déjà beaucoup augmenté. Dans l'une des dernières campagnes, un même cliché en présentait six. Sous la direction de M. C. Pickering, plusieurs Catalogues de spectres d'étoiles ont été successivement publiés par l'Observatoire de Harvard : le premier, intitulé Draper Catalogue, en 1890; le second, Spectra of Bright Stars, par Miss Maurer, en 1899; et le troisième, spécialement consacré aux étoiles de l'hémisphère austral, Spectra of Bright Southern Stars, par Miss Cannon, en 1901. Un nouveau catalogue, plus spécialement photométrique, Revised Harvard Photometry, a paru en 1908
plus spécialement photométrique, Revised Harvard Photometry, a paru en 1908 et donne la classe des spectres de 9110 étoiles. On trouvera, plus loin, la correspondance entre les notations employées dans ces Catalogues. Nous donnons aussi leur concordance approximative avec les classifications antérieures; celle de Vogel concorde mal avec les découvertes récentes et avec la place attribuée maintenant aux étoiles à lignes brillantes parmi celles dont la température est la plus élevée, et qui sont en tête du Tableau. Voici, d'une manière générale, l'interprétation d'ensemble qu'on peut donner de ce Tableau, forcément incomplet, et dont certaines correspondances sont douteuses ou impossibles
forcément incomplet, et dont certaines correspondances sont douteuses ou impossibles à établir avec précision, à cause des nombreux types de passage que le progrès des moyens d'investigation a permis de constater de plus en plus nombreux. On classe parmi les plus chaudes les étoiles du type découvert par MM. Wolf et Rayet. Le bleu et le jaune de leurs spectres contiennent des radiations particulièrement intenses, d'origine inconnue. L'hydrogène y est représenté par des raies brillantes ou obscures de la série Pickering, très caractéristique de ces étoiles, et parfois par C et F. On y trouve aussi les lignes de l'hélium
et F. On y trouve aussi les lignes de l'hélium et la raie 4686,9 qu'on avait cru pouvoir attribuer à la série principale, encore inconnue, de l'hydrogène, mais dont l'origine est incertaine. On n'y a rencontré aucune raie des métaux. Le fond du spectre est continu et très intense dans l'ultra-violet. Ces étoiles, qui présentent des affinités avec les nébuleuses planétaires, paraissent portées à une très haute température; elles sont toutes situées dans la voie lactée ou dans les nuées de Magellan. Parmi la centaine d'étoiles de ce type, les trois petites étoiles du Cygne et du Navire dépassent seules
trois petites étoiles du Cygne et du Navire dépassent seules la sixième grandeur. Elles sont désignées par 0 dans les Catalogues de Harvard. M. Pickering avait autrefois proposé d'en faire une classe V à ajouter à celles de Secchi. Viennent ensuite les étoiles à hélium qu'on rangeait dans la classe 1 de Secchi, et qui forment les groupes B et BA de Harvard. M. Mac Clean a montré que ces étoiles blanches ont la même distribution que les nébuleuses gazeuses par rapport au plan de la voie lactée, et que leur stade d'évolution doit succéder à celui de ces nébuleuses.
leur stade d'évolution doit succéder à celui de ces nébuleuses. Les raies d'absorption de l'hélium et de l'hydrogène y sont prédominantes; l'hydrogène étant représenté par sa première série secondaire et l'hélium par au moins trente-six des plus fortes raies de ses six séries. Dans quelques étoiles ayant des affinités avec les nébuleuses, l'hydrogène est représenté par sa deuxième série secondaire (Pickering). La raie 4435 avec exclusion du triplet b, indique le magnésium dans des conditions de décharges électriques très spéciales, tandis que de rares et faibles lignes révèlent la présence du sodium, du calcium et du fer. Les raies du
du sodium, du calcium et du fer. Les raies du silicium, de l'oxygène et de l'azote sont plus marquées. Les étoiles de ce groupe semblent posséder des couches de renversement d'une composition très simple; leurs principaux types sont: Rigel et la plupart des autres étoiles d'Orion, Régulus, Deneb, J du Centaure, la plupart des Pléiades, etc. Nous devons y rattacher intimement les étoiles à hélium à lignes brillantes, qui ne se distinguent des précédentes que par la présence de raies d'émission principalement de l'hydrogène et de l'hélium, souvent réduites à une seule raie brillante, le premier terme de la série,
une seule raie brillante, le premier terme de la série, par exemple C pour l'hydrogène. Certaines raies présentent parfois un triple renversement. Parmi les raies brillantes, il faut signaler le triplet b et 4481 du magnésium. Cette classe est formée entièrement de variables à courte période ou même de temporaires, et comprend une cinquantaine d'étoiles parmi lesquelles: Alcyone des Pléiades, P du Cygne, 0 d'Orion, y de Cassiopée, 8 et p. du Centaure. Nous arrivons seulement ensuite à la classe 1 de Secchi, celle des étoiles blanches à hydrogène, qui forment les groupes A et F de Harvard. L'absorption des
forment les groupes A et F de Harvard. L'absorption des lignes de la série ordinaire (première) de l'hydrogène y est intense, sans les lignes de la série Pickering. L'hélium est absent ou à peine visible, H et K du calcium sont très faibles et étroites, mais que les nombreuses raies de fer. Le spectre s'étend très loin dans l'ultra-violet (passe jusqu'à 2970). Ces étoiles, de couleur blanc, bleuâtre, forment, avec celles de la classe précédente, la première classe de Secchi. Principaux types: Vega, Sirius, Fomalhaut. La classe H de Secchi, qui comprend les groupes G et R de Harvard, est
qui comprend les groupes G et R de Harvard, est celle des étoiles solaires. — Mêmes raies de Fraunhofer que dans le Soleil mais avec un développement encore plus grand des lignes H et K; les raies métalliques sont étroites et faibles, mais excessivement nombreuses. Les quatre raies visibles de la série ordinaire de l'hydrogène apparaissent, à l'exclusion des trois ultra-violets qui se montrent seulement dans les étoiles, telles que Polaris ou Canopus, intermédiaires entre la classe précédente et celle-ci (étoiles froides de Secchi). Principaux types: le Soleil, Arcturus, 2 du Centaure, Carella, la Polaire. La huitième classe de Secchi,
du Centaure, Carella, la Polaire. La huitième classe de Secchi, celle des étoiles à bandelettes rouges des groupes M de Harvard, correspond à un abaissement de température stellaire. Ces spectres sont construits par un système de très nombreuses raies d'absorption; sur un fond linceulé de raies de Fraunhofer se projette l'échelle d'une demi-douzaine de bandes cannelées sombres qui correspondent aux bandes du manganèse et de leurs oxydes. Les arêtes fournies vers le violet des bandes du titane ont pour longueurs d'onde respectivement 5145, 5124, 4762, 4584; aucune de ces bandes ne se trouve dans l'ultra-violet. Plusieurs de ces étoiles sont
ne se trouve dans l'ultra-violet. Plusieurs de ces étoiles sont variantes. Leurs principaux types sont Arcturus, Réticule, as d'Hercule. En dernier lien dans l'ordre des températures, nous devons placer les étoiles carbonées du groupe N de Harvard. Elles ont, comme les précédentes, des spectres de bandes, mais d'une structure toute différente et qui ne peut être attribuée au carbone ou aux oxydes. On y trouve quelques raies de Fraunhofer, notamment D et E. Leur couleur est rouge lubrifiée; elles correspondent à la IVe classe de Secchi. L'hydrogène, l'hélium, le carbone sont douteux ou absents. On y trouve quelques raies brillantes
sont douteux ou absents. On y trouve quelques raies brillantes d'origine inconnue. Seconde étoile typique de cette classe sont sept seulement qui seules dépassent la sixième magnitude. Parmi les plus types : 18 des Poissons, 19 de l'Hydre, 152 28 de Schjellerup. Les étoiles à spectre cannelé avec raies brillantes de l'hydrogène peuvent être rattachées aux deux classes précédentes. Elles en ont les cannelures et la couleur rouge ou orangée; on y trouve les mêmes raies métalliques, mais ces spectres sont sillonnés des raies brillantes de la série ordinaire de l'hydrogène, en nombre variable, car C et F sont soit
l'hydrogène, en nombre variable, car C et F sont soit absentes, soit faibles. Toutes ces étoiles sont inégalement variables. On en compte environ deux cents, parmi lesquelles Mira de la Baleine, du Cygne, H de l'Aigle. Dans le troisième Catalogue de Harvard (mise à jour Cannon) les catégories intermédiaires entre les types du Draper Catalogue ont été désignées en dixièmes, exprimés par l'un des nombres consécutifs de 1 à 9, et écrits entre les lettres indicatrices des classes, dont ces catégories forment la transition. Les principales seules, parmi ces catégories intermédiaires, figurent dans le tableau qui suit. Dans le Draper
intermédiaires, figurent dans le tableau qui suit. Dans le Draper Catalogue, les catégories E, H, I, L, comportaient une répartition provisoire de certains spectres imparfaitement définis, et n'ont point été conservées par la suite. Dans la Revised Harvard Photometry le principe de la classification est conservé, mais, pour les catégories intermédiaires, la seconde majuscule est supprimée (voir page 235). Récemment, M. E.-C. Pickering a reconnu que certaines étoiles, dont la plupart avaient été jusqu'ici attribuées à la IVe classe, en différaient, notamment par leur grande quantité de lumière bleue, leur spectre s'étendant jusque dans l'ultraviolet, vers H, à 3970; il
spectre s'étendant jusque dans l'ultraviolet, vers H, à 3970; il présente une ou plusieurs bandes sombres, la principale entre 4640 et 4730, et ressemble à un spectre de la Ve classe renversé sur un fond continu. La plus brillante des 51 étoiles qui possèdent ces caractéristiques est de la 7e grandeur et a pour coordonnées : AR 19h 17m, 6; D — 10°54'; cinq autres seulement ont une grandeur qui dépasse la 8e. M. Pickering propose de former entre ces étoiles une VIe classe, et de les désigner par la lettre R parmi les groupes de Harvard. À côté des
lettre R parmi les groupes de Harvard. À côté des classifications où l'on a cherché à disposer les étoiles en groupes progressifs, d'après les complications croissantes de leurs spectres, Miss Maury a proposé de former des séries collatérales avec certains aspects particuliers des spectres, fondés, principalement sur les apparences des lignes métalliques autres que celles du calcium, et de les nommer divisions a, b et c. Dans la division a, ces lignes sont fines et tranchées, tandis qu'au contraire, elles sont élargies et diffuses dans la division b. La division c présente les raies de l'hydrogène étroites et bien définies
c présente les raies de l'hydrogène étroites et bien définies (notamment moins larges que dans les divisions a et b), tandis que les lignes d'origine métallique sont plutôt épaisses et présentent des intensités relatives tout à fait différentes de celles du spectre solaire, un certain nombre d'entre elles étant même étrangères à celui-ci. Cette division offre un intérêt spécial si on la compare à la classification de Sir Norman Lockyer (voir page 274). Les raies renforcées y sont particulièrement intenses et annoncent un état de la matière différent de celui qui existe dans le Soleil ou dans les sources électriques
qui existe dans le Soleil ou dans les sources électriques ordinaires de nos laboratoires. Inversement les raies ultimes ou de plus grande sensibilité, qui sont les premières à déceler l'apparition d'un corps en faible quantité, se montrent à un stade stellaire notablement plus retardé dans la division c que dans les deux autres, et en moins grand nombre. Citons comme exemple les spectres de Rigel et de Deneb (alpha du Cygne), types les plus caractéristiques (groupes Rigelian et Cygnian) de la série ascendante de Lockyer, série correspondant bien à la division c, et comprenant des étoiles à un moindre degré
division c, et comprenant des étoiles à un moindre degré de condensation, où prédomine le terre-spectre, spectre témoin constitué avec les raies renforcées. Sur 681 spectres stellaires examinés par Miss Maury, 576 appartenaient aux divisions a et b; 355 formant la seule division a; tandis que 35 seulement présentaient les caractères anormaux de la division c, qui ne s'étend pas au-delà du XIe groupe (F 8 G), c'est-à-dire à peine plus loin que les étoiles de la 1re classe. TABLEAU DE CORRESPONDANCE ENTRE LES CLASSIFICATIONS STELLAIRES SPECTRALES NOM (HARVARD) VOYAGER VOKEL DRAPER A C. A. J. ÉTOILES-TYPES l, -) 0
VOKEL DRAPER A C. A. J. ÉTOILES-TYPES l, -) 0 CONTAINS MANN ( s ln A.G.C. i Í -.!(>'.1 (nébuleuse). Or, Navire. O Carène. A.G.C. 1530; y Navire. XXII 01, Gr. Chien, H.l 13n. Or Scorpion, A.G.C. 22763. O <1 Ç Navire. Oe a<) Gr. Chien. 11 ( ) » Il 1 Oe.1 R S' Lir 01'11 l' ; t Chien, » » » B Il H s Orion (Alnilam); x Orion ; 6 Orion ; y Cassiopée. » » » » III BiÀ [J Gr. Chien ; ji Centaure. » » » » H Ji -2 Aoc Vierge (l'épi);
» » » » H Ji -2 Aoc Vierge (l'épi); £ Lyre. » » « » IV » Orion (Bellatrix); » » AB » R3A T. Gr. Ourse; 6 Centaure. » » » » r BTiA 7} Taureau (Algon). » H » » VI BSA, 3 Persée (Algol); a Lion (Régulus); jî Orion (Rigel). » » v » VI B4iA Girafe, H.P. 567. Chien (Sirius); Alyre (Vega) Milo (Gélien) Castor (Orion) AF (Andromède); Cygne (Doradus). MG (Grande Ourse); Poissons (Piscis). Triangle; Aigle (Aquila). Navire (Canopus). Chien (Procyon); Persée (Miraka). Polaire (Orion); Perse (Perseus). Cocher (la Chèvre); le Soleil. Jouvier (Aurige);
(Orion); Perse (Perseus). Cocher (la Chèvre); le Soleil. Jouvier (Aurige); Cassiopée; Grande Ourse. Éelèvre (Orbi); Taureau (Taurus). Andromède; Scorpion (Antarès). Oriole (Bélier); Érisque. Persée; Hercule; Croix. Baleine (Mira). Poissons. (voir page 270) Comptes rendus, t. XIII, IM. 2) Astron. Nachr., vol. IV, l' (C7) M 10 CLÉAN. Archives of Southern Astronomy. Dominion Observatory, Ottawa, Comparative Photographs of Stars to the Moon. trans., vol. VI, D 18 — 14 IMCKLÜNU, Draper Catalogue (American Academy of Arts and Sciences). Harvard Observatory, vol. WM, I A M, 1891. A.-C. MAURY, Spectra of Bright Stars (Ann. Obs. Harvard, t. XXVIII, First Partie, 1898). Spectra
Stars (Ann. Obs. Harvard, t. XXVIII, First Partie, 1898). Spectra of Bright Southern Stars (Ann. Obs. Harvard, t. XXVI, II). Militiactions III. de la Classe de l'Observatoire de Paris ne peuvent être ni comparées avec le télescope de Héraclius qui manque de luminosité. La plupart des étoiles à hydrogène, ainsi que celles à hélium. Les étoiles où les raies de l'hydrogène sont brillantes. Classification de sir Norman Lockyer. Nous ne voudrions pas terminer ce résumé sans parler de la plus récente des classifications stellaires, celle de sir Norman Lockyer. Il l'a exposée dans plusieurs Mémoires (Proc. Roy. Soc. Lond., t.
l'a exposée dans plusieurs Mémoires (Proc. Roy. Soc. Lond., t. LXVII, n° 40, 1901; t. LXXIII, n° 492, 1904; t. LXXVI, n° 508, 1903) et dans son dernier Ouvrage inorganic evolution, dont il existe une traduction française. Sa classification, à la fois thermique et chimique, peut être schématisée par deux droites, dirigées en sens inverse, suivant la marche supposée des températures stellaires, et se réunissant au maximum représenté par l'étoile du Navire (Argo). Suivant de bas en haut l'une des droites, on traverse des catégories à températures croissantes jusqu'au maximum, puis on redescend de haut en bas suivant l'autre droite
puis on redescend de haut en bas suivant l'autre droite à travers des catégories à températures décroissantes. Cette classification repose, au point de vue chimique et thermique, sur la considération des raies dites renforcées par les très fortes étincelles, et qui sont supposées correspondre à une dissociation des différents corps simples en protoéléments. Pour des stades correspondants au point de vue thermique, la marche ascendante serait représentée par des spectres à lignes de l'hydrogène fines, et la marche descendante par des spectres à lignes de l'hydrogène diffuses, dus à des couches de renversement, peu denses dans le premier cas, et
couches de renversement, peu denses dans le premier cas, et épaisses dans le second. Chaque stade ascendant, sauf le Cygnian, et chaque stade descendant, sauf le Sirian, ont leur correspondant thermique de sens inverse. Dans le Tableau suivant, nous avons fait suivre chaque groupe de Lockyer de son étoile-type et de la désignation qui correspond à celle-ci dans le troisième catalogue de Harvard (Cannon): Maximum. Argonian (y Voile, Ora uncle. Onu); Alnilamian (Orion, B). Série ascendante. Crucian (la Croix. 151); Taurian (ζ Taureau, B3); Rigelian (Orion, 158A); Cygnian (a Cygne, A2F). Polarian (la Polaire, F8G); Aldebarlan (ex Taureau, 13M). Série
A2F). Polarian (la Polaire, F8G); Aldebarlan (ex Taureau, 13M). Série descendante. Achernarian (IX Eridan, fr A); Algolitan (β Persée, 15A); Markarian (a Pégase, A); Sirian (α Gr. Chien, A); Procyonian (α P. Chien, F5G); Arcturian (a Bouvier, A). Minimum. Antarcticus (a Scorpion); Piscian (19 Poissons). SPECTRE DES MÉBULEUSES. Les nébuleuses non résolubles présentent cette particularité curieuse de donner un spectre relativement très visible, malgré la faiblesse de leur éclat : cela tient à ce que leur lumière, formée d'un petit nombre de radiations monochromatiques, au lieu de s'étaler suivant un long spectre continu, se concentre en un petit nombre d'images
long spectre continu, se concentre en un petit nombre d'images isolées dont l'éclat intrinsèque est indépendant de la largeur de la fente du spectroscope. Les spectres des différentes nébuleuses offrent dans la partie visible trois raies communes particulièrement caractéristiques ayant pour longues d'onde exactes : 5007,05; 4959,02; 4861,50 (F de l'hydrogène). Les deux premières, ainsi que la forte raie 8727 de l'ultra-violet ont été attribuées à un élément hypothétique spécial aux nébuleuses, le nebulium. On rencontre encore dans ces spectres les autres composantes de la série ordinaire de l'hydrogène, et aussi une trentaine de raies, variables d'une nébuleuse à l'autre,
aussi une trentaine de raies, variables d'une nébuleuse à l'autre, qui peuvent offrir une notable intensité, par exemple les raies violettes de l'hélium 4472 et 4388, dans la grande nébuleuse d'Orion. Sur dix-neuf lignes mesurées par M. Campbell dans le spectre de la nouvelle étoile du Cocher, parmi lesquelles 4360, bien visible dans la plupart des nébuleuses, une seule ligne de faible importance est étrangère à la lumière de ces corps célestes. Le spectre des nébuleuses est d'ailleurs celui que prennent les étoiles temporaires dans la période ultime de leur évolution. SPECTRE DES COMÈTES. Le spectre des comètes ou plutôt
évolution. SPECTRE DES COMÈTES. Le spectre des comètes ou plutôt de leur tête est formé généralement d'un faible spectre continu auquel sont superposées quelques bandes brillantes dont cinq appartiennent à la partie visible et les autres à l'ultra-violet. Ces bandes ont leur arête tranchée tournée vers le rouge et s'estompent graduellement vers le violet. Quatre de ces bandes coïncident avec celles des hydrocarbures soumis à l'illumination électrique ; leurs arêtes ont pour longueurs d'ondes : 5635; 5166; 473; 431. Deux autres bandes 4216 et 384 sont celles du cyanogène; la seconde, ultra-violette, et décelée seulement par la photographie, est très
seconde, ultra-violette, et décelée seulement par la photographie, est très forte, comme aussi dans le spectre solaire où, bien entendu, elle n'est plus brillante, mais renversée. Le spectre continu, plus ou moins faible, est dû, en partie du moins, à la lumière du Soleil réfléchie par des particules, car on y a reconnu les principales raies de Fraunhofer, et la lumière des comètes offre toujours des traces de polarisation. Le spectre de la queue, en raison de sa faiblesse, a été observé dans un petit nombre de comètes. Dans celle de 1881, la queue avait le même spectre que la
de 1881, la queue avait le même spectre que la tête, c'est-à-dire offrait les bandes des hydrocarbures. La comète Daniel de 1907 avait pour sa queue un spectre différent, d'origine encore inconnue, montrant trois groupes de radiations vers X 4520; ). 4270; ), 4035. Un certain nombre de faits porte à considérer les comètes comme des essaims de météorites; les orbites de plusieurs de ces essaims possèdent d'ailleurs les mêmes éléments que ceux de certaines comètes connues. La comète si brillante de 1881 a présenté, en outre, une double raie orangée qui n'est autre que D du sodium. Ce doublet
orangée qui n'est autre que D du sodium. Ce doublet prit un éclat extraordinaire lors du passage de la comète au périhélie. La position relative de cette raie a permis de vérifier la valeur de la vitesse de l'astre par la grandeur de la déviation (voir l'Annuaire de 1891, méthode de Doppler-Fizeau, p. D. 27). SPECTRE DE L'AURORALE POLAIRE. Voici les principales lignes toujours présentes, même dans une faible lumière aurorale : 5570,5; 4276; 3913, les seules qui, suivant Kayser, seraient déterminées à une unité d'Angstrom près. Pour les autres raies, beaucoup plus faibles, et, par suite, plus difficilement mesurables,
raies, beaucoup plus faibles, et, par suite, plus difficilement mesurables, les erreurs probables seraient dix fois supérieures; parmi celles-ci, les plus fréquentes sont : 4708; 4200; 3580; 3300. La plupart des lignes du spectre de l'aurore paraissent correspondre soit à celles du krypton (1), soit à celles de la lumière cathodique d'un tube contenant de l'air raréfié. La raie verte 5070,5, caractéristique de l'aurore, est aussi la plus forte du spectre du krypton. Malgré la grande densité de ce gaz, c'est à cause de l'extrême sensibilité et de la persistance de son spectre qu'on s'explique l'apparition de celui-ci au milieu