l'Algèbre n'épiloguons plus sur le mot Logistique était une science indépendante, qui devait s'édifier sur ses propres fondements, en ne supposant connus que les principes de l'Arithmétique élémentaire ; principes qu'il résuma, pour atteindre ce but, dans son Arithmetica introductio.

Cette thèse est aujourd'hui admise par tout le monde ; mais par l'influence qu'il exerça sur ses élèves, dispersés plus tard dans les principaux collèges de la Compagnie, le professeur du Collège Romain contribua sérieusement à la faire triompher.

H. BOSMANS, S. J.

La Statistique stellaire

et les travaux de l'école suédoise

Parmi les diverses branches de l'astronomie, il n'en est pas qui ait fait dans ces derniers temps, de plus rapides progrès que l'astronomie stellaire. Des méthodes nouvelles, fondées sur l'utilisation de procédés physiques inconnus des anciens savants, en première ligne la photographie et la spectroscopie, nous ont permis d'amasser sur le sujet un nombre très considérable de documents. fondamentaux, de pénétrer assez avant dans l'étude de la constitution et de l'évolution des étoiles, et nous ont fourni le moyen de tenter, sur ces astres innombrables qui semblent jetés au hasard sur la sphère céleste, des essais satisfaisants de classification en familles homogènes et parfaitement caractérisées. Aux noms, ici prépondérants, de Kapteyn, d'Eddington, des Pickering, de Russell, est venu s'ajouter depuis plusieurs années celui de M. Charlier, directeur de l'Observatoire de Lund (Suède), qui, entouré de nombreux disciples (1), a publié

(1) MM. Akesson, Esscher, Fange, Gyllenberg, Henie, Jorgensen, Lundall, Malmquist, Raab, Rasmusen, Wicksell, etc. Tous leurs résultats, ainsi que ceux de M. Charlier, se trouvent dans les Meddelanden fran Lunds Astronomiska Observatorium. Un bon résumé de leurs méthodes, surtout pour la partie mathématique, a été donné par M. MICHKOVITCH, dans le Bulletin astronomique de 1924. D'ailleurs, M. CHARLIER a condensé ses travaux dans deux excellents opuscules, édités à Lund, Die Grundzuege der Mathematischen Statistik et Introduction to Stellar statistics. Un troisième, Lectures on Stellar statistics, est depuis longtemps annoncé. La plupart des mémoires de l'école de Lund sont rédigés en anglais, quelques-uns en allemand.

sur ces questions une série de très importants mémoires, contenant les premiers éléments d'une doctrine solide, la statistique stellaire (1), et ouvrant sur la constitution de notre univers des perspectives curieuses. Bien qu'il soit malaisé de résumer en un court espace une œuvre aussi étendue et aussi variée, d'ailleurs loin d'être achevée, nous tâcherons, dans ce qui suit, d'indiquer les principes généraux et quelques-uns des premiers résultats de l'école suédoise, et de montrer l'intérêt et la nouveauté de ses recherches.

Commençons par rappeler brièvement, sans quoi ces pages seraient difficilement comprises, quelles sont les grandes familles que l'on a pu reconnaître parmi les étoiles. Il est évident que le groupement par constellations, c'est-à-dire par position apparente sur la sphère céleste, bien que passé dans nos mœurs et fort utile à beaucoup de points de vue, ne peut présenter aucun caractère scientifique, puisqu'il ne s'agit que de positions relatives à la terre, sujettes donc à varier séculairement avec le déplacement du système solaire dans l'espace et le mouvement propre de chaque étoile. Arbitraire aussi, dans une mesure moindre, la classification par éclat, par magnitude stellaire les étoiles étant à des distances très variables de la terre, leurs éclats relatifs dépendent de leur éloignement et ne sont pas directement comparables entre eux. De plus, la variabilité d'éclat d'un grand nombre d'étoiles rendrait illusoire une telle classification. Pour obtenir quelque chose d'absolu, il faut faire appel à la constitution physique ou chimique de l'astre, caractère intrinsèque, tout à fait indépendant de l'observateur terrestre. Le seu moyen que nous possédions de pénétrer ainsi la

(1) La statistique stellaire n'est pas une invention de M. Charlier, et beaucoup d'autres travaux ont été faits en dehors de Lund : mais il s'agit là d'un ensemble cohérent, avec des méthodes nouvelles et des principes originaux.

véritable nature des étoiles, c'est l'analyse spectrale, depuis longtemps appliquée au soleil par Fraunhofer, et permettant, d'après l'expérience fondamentale de Kirchoff sur le renversement des raies, d'identifier dans le spectre les radiations caractéristiques de tel ou tel élément terrestre. C'est la gloire du Père Secchi, directeur de la Specola Vaticana, d'avoir le premier, en 1867, partagé les étoiles en quatre grandes classes, d'après l'aspect de leur spectre. Excellente pour son époque, la classification de Secchi a dû céder la place à de plus détaillées à l'heure actuelle, on a universellement adopté celle des astronomes de Harvard College, à Cambridge (Massachusetts), dont les travaux sur la spectroscopie stellaire forment un ensemble imposant et magnifique : grâce à une dotation très riche, en particulier aux libéralités de Sir Henry Draper, ces savants, et spécialement Edward Pickering et Miss Cannon, ont pu entreprendre, à Harvard et dans un autre observatoire créé dans l'hémisphère Sud pour l'étude du ciel austral, des recherches colossales, enregistrant les spectres de plus de 200.000 étoiles. Les familles qu'ils ont déterminées, désignées par des lettres, sont, en suivant l'ordre des températures décroissantes:

O, B, A, F, G, K, M, R, N ;

les étoiles O, les plus chaudes (23.000 degrés), semblent former une classe à part, liée aux étoiles temporaires. Les B sont caractérisées par la présence de l'hélium, les A, de l'hydrogène. Dans le spectre des F apparaissent les raies du calcium; les G, dont fait partie le soleil, et les K, très nombreuses (27 % des étoiles visibles à l'œil nu) contiennent un grand nombre de métaux ; la caractéristique des M est la raie du titane; les R et les N, étoiles proches de leur extinction, ont le carbone comme principal constituant.

La répartition, dans chaque classe, des étoiles qui la

composent n'est pas la même si les B, A et F forment des ensembles bien homogènes, les classes G, K et M se partagent chacune en deux sous-classes, comprenant des étoiles géantes et naines; le diamètre de certaines géantes pouvant être quatre-vingts fois supérieur à celui des naines.

L'évolution que semblent suivre normalement les étoiles, de leur naissance à leur mort, serait, d'après M. Russell, représentée par la série :

Le soleil serait une étoile naine du type G, donc à son déclin.

Ces belles recherches nous renseignent à merveille sur la constitution intime de chaque étoile et sur sa place dans la série évolutive: mais il faut à présent nous demander comment ces familles particulières se comportent dans l'espace, et quelle place elles occupent dans la famille générale qui forme notre univers.

Et d'abord, qu'entendons-nous par ces mots, notre univers? Si nous laissons de côté les planètes du système solaire, nos sœurs et voisines immédiates, et leurs satellites, le télescope montre dans les espaces célestes des objets que l'on peut classer en étoiles proprement dites; amas ouverts, petites agglomérations stellaires peu ser