jeanflop/post_ocr_correction2 huggingface dataset:
celle de la deuxième série secondaire de l'hydrogène ont rendu cette classification sommaire insuffisante; aussi donnons-nous plus loin un Tableau de correspondance entre les plus récentes classifications. Les quelques étoiles temporaires apparues depuis l'application du spectroscope à l'Astronomie, celle de la Couronne boréale, étudiée par M. Huggins, et celle du Cygne par M. Cornu, ont montré des raies brillantes appartenant à l'hydrogène, au magnésium et à l'hélium, qui donne la raie D3, près de la raie double du sodium. Ce sont précisément les raies brillantes qu'on observe le plus fréquemment sur le pourtour du disque solaire, dans la chromosphère ou dans les protubérances, soit pendant les éclipses, soit journellement par la méthode de MM. Janssen et Lockyer. Des recherches plus récentes, spécialement celles qui ont porté sur les étoiles variables de l'Écu (1892), de l'Aigle (1887) et de Persée (1901), ont montré que, dans leur période décroissante surtout, les spectres des étoiles variables se rapprochent de plus en plus de ceux des nébuleuses, Spectre de l'hydrogène stellaire. Ce spectre, tout particulièrement important en Astronomie, paraissait constitué jusqu'ici par une seule série de raies dont la plus partie les quatre raies visibles bien connues (C. F. G', h), et les lignes ultra-violettes trouvées dans les étoiles par MM. Huggins, Hale et Deslandres, série représentée par la formule de Balmer (1). Cette anomalie d'une seule série de raies caractéristiques d'un élément a disparu avec la découverte de M. Pickering, qui a reconnu dans le spectre de l'étoile de la Poupe (du Navire) une suite de raies qui, à une constante près, peuvent aussi rentrer dans la formule de Balmer, et être considérées comme formant la deuxième série secondaire de l'hydrogène, les raies déjà connues appartenant à la première série secondaire: Deuxième série secondaire de l'hydrogène ou série Pickering. H' 5413,6 H' 4542,4 H 8' 4200,17 HE' 4026,0 H~ 3924,0 Hïj' 3860,8 H0' 3815,7 Hl' 3783,4 Aucune de ces raies ne figure dans le spectre du Soleil, mais elles sont présentes dans les spectres des étoiles considérées comme très chaudes. Spectre de l'hélium stellaire. La majeure partie des étoiles de la constellation d'Orion
ultra-violettes trouvées dans les étoiles par MM. Huggins, Hale et Deslandres, série représentée par la formule de Balmer (1). Cette anomalie d'une seule série de raies caractéristiques d'un élément a disparu avec la découverte de M. Pickering, qui a reconnu dans le spectre de l'étoile de la Poupe (du Navire) une suite de raies qui, à une constante près, peuvent aussi rentrer dans la formule de Balmer, et être considérées comme formant la deuxième série secondaire de l'hydrogène, les raies déjà connues appartenant à la première série secondaire: Deuxième série secondaire de l'hydrogène ou série Pickering. H' 5413,6 H' 4542,4 H 8' 4200,17 HE' 4026,0 H~ 3924,0 Hïj' 3860,8 H0' 3815,7 Hl' 3783,4 Aucune de ces raies ne figure dans le spectre du Soleil, mais elles sont présentes dans les spectres des étoiles considérées comme très chaudes. Spectre de l'hélium stellaire. La majeure partie des étoiles de la constellation d'Orion offraient dans leurs spectres un ensemble de lignes n'appartenant à aucun élément terrestre. Après la découverte de l'hélium, Vogel identifia ces raies inconnues avec celles de ce nouveau gaz, qui semble très abondant dans les étoiles blanches les plus chaudes. Runge et Paschen reconnurent, à la suite de mesures précises, que le spectre de l'hélium peut être réparti en six séries, qui se présentent comme si l'on avait affaire à deux spectres complets, constitués chacun d'une série principale et de deux séries secondaires dont l'une est formée de doublets et l'autre de lignes simples. Runge et Paschen paraissaient donc autorisés à se croire en présence d'un mélange de deux gaz qu'ils nommèrent Hélium et Par-Hélium; ce dernier nom fut changé en celui d'Astérisme par Lockyer. SÉRIE PREMIÈRE SÉRIE 2ème SÉRIE principale et 2ème série secondaire 5875.9 5471.6 4121.0 4026.3(1) 3888.8 3367.6 3819.7 3733.0 3705.1 3652.1 3634.4 3587.4 3554.6 SÉRIE Première SÉRIE 2ème SÉRIE principale et 2ème série secondaire 5047.8 5015.7 4922.1 4388.1 4169.1 4143.9 3964.9 3926.7 3878.3 3871.9 3805.9 3785.0 361.38 (Mesures des raies les plus facilement observables avec une faible dispersion, dans les étoiles d'Orion. Mais des recherches postérieures montrèrent à Runge et Paschen que d'autres éléments, l'oxygène par
que le spectre de l'hélium peut être réparti en six séries, qui se présentent comme si l'on avait affaire à deux spectres complets, constitués chacun d'une série principale et de deux séries secondaires dont l'une est formée de doublets et l'autre de lignes simples. Runge et Paschen paraissaient donc autorisés à se croire en présence d'un mélange de deux gaz qu'ils nommèrent Hélium et Par-Hélium; ce dernier nom fut changé en celui d'Astérisme par Lockyer. SÉRIE PREMIÈRE SÉRIE 2ème SÉRIE principale et 2ème série secondaire 5875.9 5471.6 4121.0 4026.3(1) 3888.8 3367.6 3819.7 3733.0 3705.1 3652.1 3634.4 3587.4 3554.6 SÉRIE Première SÉRIE 2ème SÉRIE principale et 2ème série secondaire 5047.8 5015.7 4922.1 4388.1 4169.1 4143.9 3964.9 3926.7 3878.3 3871.9 3805.9 3785.0 361.38 (Mesures des raies les plus facilement observables avec une faible dispersion, dans les étoiles d'Orion. Mais des recherches postérieures montrèrent à Runge et Paschen que d'autres éléments, l'oxygène par exemple, possèdent aussi six séries, et toutes les tentatives de séparation, par diffusion, des constituants hypothétiques de l'hélium restèrent sans résultat. On considère donc actuellement l'hélium comme un gaz unique; mais il nous a semblé utile, en donnant celles de ses raies qui se rencontrent dans les étoiles d'Orion, de 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 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,
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 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 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 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
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 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 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 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
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 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 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 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. Les raies d'absorption de l'hélium et de l'hydrogène y sont prédominantes; l'hydrogène étant représenté par sa première série secondaire et
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 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. 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 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, 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,
tandis que de rares et faibles lignes révèlent la présence 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, 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 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 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
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 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, 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 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 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 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 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 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 Catalogue, les catégories E, H, I, L, comportaient une répartition