de la première Fougère. Une particularisation plus avancée le serait trop, car elle impliquerait, dans le cloisonnement même de l'œuf, des directions qui s'opposent à la production d'une Fougère. Les propriétés que nous attribuons à l'oeuf, sont seules assez générales pour avoir pu régir à la fois le développement de l'ancêtre des Fougères, quel qu'il ait été, et celui des Fougères elles-mêmes. Elles permettent d'ailleurs, en faisant simplement intervenir les tendances fondamentales de la vie, de se rendre compte de l'apparition d'un sporophyte de Fougère. Si, en effet, un œuf de ce genre et ainsi placé sur le thalle, obéit à cette impulsion qui nous a déjà fait comprendre l'alternance de phases, à savoir l'impulsion à grandir en un corps végétal indépendant, il doit en résulter une planté enracinée et feuillée; car, comme nous l'avons exposé plus haut, c'est à produire une plante de ce type que va, dans les conditions indiquées, la tendance foncière qui anime la vie végétale elle-même et qui la pousse à s'épanouir dans toute la mesure des possibilités que lui ouvrent les milieux nouveaux où elle se trouve plongée.

Nous n'avons envisagé que le sporophyte des Fougères. Mais cet exemple peut passer pour l'un des plus représentatifs et, si j'en avais le temps, je vous mon trerais que l'étude d'autres exemples ne fait que confirmer la conclusion à laquelle nous a conduit l'examen des Fougères et que l'on peut, croyons-nous, formuler comme une règle générale de la manière suivante : les nouveaux types d'organisation ne sont pas nés de la transformation lentement graduée de types antérieurs, mais ils ont apparu d'emblée, les espèces préexistantes ayant fourni des « germes» indifférents qui, sous la poussée des tendances foncières de la vie, se sont développés en des formes originales, taillées pour ainsi dire à la mesure des possibilités que les milieux nouveaux offraient à l'épanouissement de la vie végétale.

Cette conception - qui demanderait d'ailleurs à être discutée dans le détail et mise en regard des objections qu'elle peut soulever pourrait donner lieu à de longues considérations philosophiques. Je me contente d'en indiquer une seule, c'est que, si cette façon de voir est la vraie, il n'y a vraiment pas moyen de faire intervenir le hasard comme cause de progrès dans l'évolution. L'idée de voir dans la variabilité fortuite des organismes, aidée de la lutte pour la vie, la source du perfectionnement évolutif du monde vivant, n'a pu avoir prise sur les esprits que parce qu'on avait en quelque sorte monnayé l'évolution, en la décomposant en innombrables petits échelons, dont chacun ne paraissait pas dépasser l'amplitude possible de la variabilité accidentelle des organismes. Mais s'il s'agit d'expliquer l'apparition, d'emblée, de formes hautement complexes, personne, évidemment, ne pourra même songer à y voir le produit d'une variabilité fortuite. Il faut, de toute nécessité, faire intervenir une poussée qui entraîne la vie vers une plus parfaite croissance, vers plus de complexité, vers plus de différenciation. Cette poussée, c'est la vie elle-même, qui nous apparaît ainsi comme une immense puissance d'organisation dont la matière a été dotée un jour par le Créateur. Profond mystère, à coup sûr, devant lequel il est bienfaisant de se redire les paroles de Pascal : « Toutes choses sont sorties du néant et portées jusqu'à l'infini. Qui suivra ces étonnantes démarches? L'auteur de ces merveilles les comprend; tout autre ne le peut faire ».

Chanoine V. GRÉGOIRE,

Professeur à l'Université de Louvain..

VARIÉTÉS

I

UNE COSMOGONIE MATHÉMATIQUE

Deux ans avant sa mort, G. Darwin écrivit que de nouveaux progrès ne seront pas possibles en cosmogonie tant que la connaissance des figures d'une masse gazeuse ne sera pas plus avancée. Peut-être est-ce cette remarque qui fit choisir le sujet suivant pour le prix Adams de l'Université de Cambridge en 1917 L'étude des configurations possibles d'une masse fluide pesante en mouvement de rotation, et de leur évolution, y compris la discussion de leur stabilité. Ce prix fut décerné à M. Jeans, et les recherches de ce savant sur cette question ont été publiées dans un ouvrage récent que je me propose d'analyser (1).

L'observation

Le problème cosmogonique s'est posé pour la première fois, sous la forme moderne, lors de la découverte des satellites de Jupiter par Galilée, en 1610: il y a similitude entre le système de ces satellites et le système des planètes; cette similitude permet de croire à une cause commune, dont la recherche fait l'objet de la cosmogonie. Depuis l'époque de Galilée, la probabilité de l'existence de cette cause s'est accrue énormément par la découverte de mouvements planétaires de plus en plus nombreux, presque tous dans le même sens, généralement suivant

(1) PROBLEMS OF COSMOGONY AND STELLAR DYNAMICS, being an Essay to which the Adams Prize of the University of Cambridge for the Year 1917 was adjudged, par J. H. Jeans, professeur émérite de l'Université de Cambridge. Un vol. grand in-8° de VIII-288 pages. Cambridge, University Press, 1919.

des orbites peu excentriques et dans des plans peu inclinés l'un sur l'autre. Mais il faut aussi considérer les masses, et, en particulier, les masses des satellites vis-à-vis de celles des planètes autour desquelles ils gravitent. Or, tandis que les rapports de ces masses sont ordinairement de très petites fractions (comme de 1/11 000 à 1/59 000 pour les quatre principaux satellites de Jupiter), il y a exception pour la Lune vis-à-vis de la Terre, où le rapport des masses est 1,82.

Passant du système solaire au système stellaire, nous y trouvons, en moyenne, sur trois étoiles, une étoile double, avec ce fait étranger au système solaire que le rapport des masses des composantes est voisin de l'unité. Supposons-nous placés à une distance du Soleil telle que celui-ci paraisse une étoile double où le compagnon serait Jupiter, la plus grosse de ses planètes : le rapport des masses des composantes de ce système serait de l'ordre de 0,001. Dans les étoiles doubles, au contraire, la moyenne de ce rapport est placée entre 0,69 et 0,79.

Les nébuleuses sont classées en nébuleuses spirales, planétaires (ou sphéroïdales), elliptiques (ou lenticulaires), annulaires et irrégulières. Or, des 500 000 nébuleuses dont les instruments d'aujourd'hui permettent l'examen, la moitié sont des nébuleuses spirales, et c'est sur celles-ci que se concentre d'abord l'attention. Leurs vitesses de translation sont énormes : la nébuleuse spirale d'Andromède se déplace à raison de 300 kilomètres par seconde; on a trouvé 1120 kilomètres pour la nébuleuse de la Baleine, 1180 pour celle de la Vierge; et la vitesse moyenne de ces formations se place entre 300 et 400 kilomètres par seconde, vingt fois la vitesse moyenne d'une étoile. Leurs vitesses de rotation ne sont pas moins remarquables. La première fut constatée en 1914, dans la nébuleuse de la Vierge celle-ci tourne comme une masse indéformable, de manière qu'à une distance angulaire de 2' à partir du centre (pour l'observateur terrestre) sa substance est animée d'une vitesse de 330 kilomètres par seconde. Les autres nébuleuses spirales étudiées jusqu'ici présentent des vitesses de rotation du même ordre. Une nébuleuse de la Grande Ourse ne tourne pas comme un corps rigide sa vitesse angulaire est plus grande dans le voisinage de son centre, et, à 5' de celui-ci, la période de mouvement est d'environ 85 000 ans.

Ces grandes vitesses sont caractéristiques des nébuleuses spirales. Les nébuleuses irrégulières sont presque immobiles, et les autres ont des vitesses de translation dont la moyenne est

voisine de 65 kilomètres par seconde, de l'ordre des vitesses des étoiles. Ceci semble indiquer que les nébuleuses non spirales font partie de notre système stellaire, et se meuvent avec lui, tandis que les nébuleuses spirales en sont indépendantes et lui sont extérieures. La distribution des nébuleuses dans le ciel confirme cette conclusion. Tandis que les nébuleuses non spirales s'observent dans le voisinage de la voie lactée, les nébuleuses spirales sont de plus en plus nombreuses à des distances angulaires de plus en plus grandes du plan galactique, ou plan moyen de la voie lactée. C'est que le groupe stellaire auquel appartient notre Soleil a une forme telle qu'on peut y comparer la distribution des étoiles à celle des particules métalliques dans une pièce de monnaie; nous sommes voisins du centre de cette figure, et le plan galactique peut être assimilé au plan de symétrie de celle-ci, parallèle à ses faces; en perspective, les nébnleuses qui lui appartiennent se projettent nécessairement dans le voisinage de ce plan. Au contraire, si les nébuleuses spirales sont indépendantes de ce groupe stellaire, elles se rencontrent indifféremment dans toutes les directions, et la faiblesse de leur éclat les rend d'autant moins perceptibles que, plus voisines du plan galactique, elles sont davantage effacées par les objets célestes plus nombreux dont le perspective se superpose à la leur.

Aux nébuleuses spirales s'opposent en particulier les nébuleuses planétaires, annulaires et lenticulaires. Les premières sont peu nombreuses, 150 sur 15 000 étudiées jusqu'ici, et présentent, outre leur ressemblance, des caractères communs elles fournissent un spectre d'émission, un spectre de lignes brillantes, comme les gaz incandescents. Les nébuleuses annulaires ne s'aperçoivent jamais sous forme d'ovale très allongé; aussi ces formations sont-elles interprétées, non comme des anneaux, mais comme des globes ellipsoïdaux creux, dont la matière est moins transparente dans le voisinage du contour perspectif, où elle présente une plus grande épaisseur dans la direction du rayon visuel. Quant aux nébuleuses allongées, ce ne peuvent guère être que des nébuleuses planétaires relativement plates vues par la tranche, ou à peu près.

Il y a lieu, enfin, en vue du problème cosmogonique, de tenir compte des amas d'étoiles, et, particulièrement, des amas globulaires. Ceux-ci sont des groupes d'étoiles dont la condensation augmente rapidement vers le centre. On en connait environ 80. Leur distribution dans le ciel a quelque chose de surprenant : presque tous appartiennent à un même hémisphère, et, bien