Celles-ci ont été cataloguées par dizaines de mille, mais nous avons maintenant acquis la conviction que des télescopes du genre de celui du Mont Wilson, avec son diamètre de 2,54, pourraient nous en montrer quelque chose comme un million (1). Or la densité de ces objets suit une règle inverse de celle des amas; de façon générale, leur nombre augmente vers les pôles de la Voie lactée.

Tel était l'état de la question il y a quelques années, lorsque tout récemment des faits nouveaux et des méthodes insoupçonnées des anciens astronomes vinrent troubler la quiétude des savants. On avait constaté depuis longtemps que les mouvements propres des étoiles sont compris entre 30 et 40 kilomètres à la seconde, et Lord Kelvin avait montré que ces chiffres n'ont rien qui puisse nous étonner : ils sont tout à fait compatibles avec la quantité de matière gravitationnelle que comporte ce que nous appelons notre Univers. Un milliard de soleils comme le nôtre, répandus au hasard dans une sphère de 3762 années-lumière de rayon, suffiraient à produire ce résultat. Or ces nombres sont de l'ordre de grandeur de ceux qu'on admettait couramment un million d'étoiles dans un univers de 6000 années-lumière de diamètre, d'après les estimations de Newcomb.

Mais on avait compté sans les surprises. L'application du principe Doppler-Fizeau à la mesure des vitesses radiales nous a décelé des mouvements propres stellaires absolument fantastiques.

Mu Cassiopée marche à la vitesse de 166 kilomètres par seconde; 1830 Groombridge accuse 255 kilomètres; la petite étoile 15290 Lalande, 332 kilomètres, etc.

Et tous ces records sont battus par Arcturus, la

(1) V. Art. de Curtis cité plus haut (1918).

brillante étoile du Bouvier qui vole à raison de 413 kilomètres par seconde; en 4 jours seulement, elle irait de la Terre au Soleil.

Ces étoiles, véritables projectiles, posent à l'astronome les problèmes les plus troublants.

De deux choses l'une, en effet: ou bien ces corps célestes doivent être regardés comme de véritables vagabonds pénétrant par hasard dans notre système, et dans ce cas on admet implicitement qu'ils nous viennent d'Univers distincts du nôtre; ou bien, s'ils nous appartiennent, force nous est d'agrandir les dimensions de la Galaxie.

A l'heure actuelle, c'est cette dernière solution qui semblerait la meilleure, car un tiers au moins des vitesses qu'on a pu convertir en kilomètres, sont supérieures à la vitesse maxima théorique de 40 kilomètres fixée par Newcomb comme une limite que la masse totale des étoiles pouvait déterminer par son attraction sur un corps céleste (1).

Une douzaine de milliards de soleils répandus dans une sphère de quelques dizaines de milliers d'annéeslumière de rayon suffiraient tout juste pour rendre compte des vitesses observées.

Que le ciel puisse nous offrir l'image d'un vaste cimetière où s'entassent peu à peu les étoiles éteintes, cela ne fait aucun doute pour l'astronome habile à manier le spectroscope; nous connaissons quantité d'étoiles doubles dont l'une des composantes n'est autre qu'un Soleil noir; mais l'hypothèse ne résout qu'une partie du problème. Il faudrait en même temps entrevoir la possibilité de reculer les frontières de notre Voie lactée. Or, avec nos anciennes méthodes, nous ne pouvons nous flatter de déterminer la parallaxe

(1) V. sur tous ces sujets: Où en est l'Astronomie, par Th. Moreux. Gauthier-Villars, 1920, Paris.

d'une étoile à plus d'un centième de seconde près; supposons même que nous puissions apprécier correctement cette deuxième décimale et que nous trouvions un astre ayant pour parallaxe O',01, cette constatation placerait l'étoile à 325 années-lumière. Au delà, c'est l'incertitude la plus complète.

Reste une méthode indirecte que nous avons longtemps employée faute de mieux, mais le procédé repose sur un postulat qu'il faudrait prouver. Le calcul indique en effet que si, parmi les étoiles de 18° grandeur, il en existe de même éclat que notre Soleil, ces étoiles doivent se trouver à 13 000 années-lumière.

Or, les grands télescopes actuels permettent d'atteindre ces étoiles; des réflecteurs tels que celui du Mont Wilson, obtiennent même la 21° grandeur photographique; 13 000 années-lumière restent donc une limite inférieure et notre Univers s'étendrait beaucoup plus loin.

Mais ces conclusions ne sauraient être légitimes qu'à deux conditions: elles supposent en effet que la lumière ne subit pas d'absorption dans les espaces interstellaires et enfin qu'il existe aux confins de la Voie lactée, des étoiles en tout point comparables à notre Soleil.

Évidemment tout cela est possible, mais nous n'avons à ce sujet aucune indication précise et il pourrait fort bien se faire qu'aux limites de la Galaxie, il existe seulement des étoiles naines jouant le rôle d'astéroïdes par rapport aux soleils plus gros, à l'instar de ce que nous voyons dans le système solaire.

Sans doute, pour un esprit attentif et habitué à envisager les choses d'un large point de vue, l'hésitation n'était guère permise; tout semblait nous inviter à reculer les frontières de notre Univers; toutefois, les preuves positives faisaient défaut et on sentait qu'il fallait trouver, coûte que coûte, des moyens nouveaux de mesurer les distances stellaires.

En fait, ces valeurs de parallaxe étaient depuis longtemps inscrites, pour ainsi parler, sur nos spectrogrammes d'étoiles, mais personne ne les avait remarquées.

L'éclat apparent d'un astre dépend à la fois de sa distance et de son éclat intrinsèque ou réel. Soient donc deux étoiles de même éclat apparent; il est évident que si nous connaissions leur éclat réel, nous pourrions en inférer les distances relatives; à un éclat réel 9 fois plus fort, par exemple, correspondrait en effet une distance 3 fois plus grande. Or, chaque type spectral possédant ses caractéristiques propres, il suffit de mesurer l'intensité relative de certaines raies pour arriver à déterminer l'éclat réel ou si l'on veut la magnitude absolue.

Comme, d'autre part, l'éclat apparent peut toujours être soigneusement mesuré, nous sommes en possession d'un procédé qui pourra donner la distance rapportée à une étoile de même genre dont la parallaxe est déjà connue par les anciennes méthodes.

Ce procédé ingénieux, dû à M. Walter S. Adams, a été employé au Mont Wilson, comparativement avec les moyens ordinaires et ne s'est jamais trouvé en défaut. Essayé sur plus de 1000 étoiles, nous dit l'auteur, il a fourni des résultats en tout point comparables pour la précision aux mesures directes; enfin, dernière remarque capitale, la méthode a (1) « l'avantage d'être applicable aux étoiles de très petite parallaxe », et c'est dans ce cas qu'elle nous rendra les plus importants services.

Il n'est pas jusqu'à l'étude des variables qui ne puisse tirer parti des remarques de W. S. Adams. Les statistiques montrent que toutes les étoiles ressemblent

(1) V. W. S. Adams : Dét. spectr. des distances stell. V. REVUe du Ciel, octobre 1918.

plus ou moins à notre Soleil dont la courbe d'activité, manifestée principalement par les taches et les protubérances, accuse une périodicité de onze années environ; mais le phénomène est plus ou moins marqué en intensité et en durée.

Certaines variables, comme Mira Ceti (omicron Baleine) ont des périodes d'une année, qui rappellent tout à fait les variations de notre Soleil, tandis que d'autres, comme les Céphéides, du genre de Delta Céphée, accusent d'énormes fluctuations en quelques jours seulement.

Or, et c'est là où l'observation mène à un résultat pratique, on a démontré tout récemment que dans ce dernier cas, il existe une relation constante entre la durée de la période et l'éclat absolu. Dans le type céphéide, par exemple, nous savons que si la période est d'un jour, l'éclat réel est 100 fois plus grand que celui du Soleil; 400 fois plus fort pour une période de 4 jours; 1500 fois plus grand pour une période atteignant 10 jours, etc...

Nous voilà donc en possession d'une méthode précieuse pour fixer la distance de toutes les étoiles du type céphéide et elles sont nombreuses - puisque, d'après la méthode d'Adams, il nous suffit de connaître l'éclat réel et l'éclat apparent pour en inférer la parallaxe.

Or, les résultats ont été tout à fait remarquables et très encourageants les travaux de Hertzsprung, Pease et Shapley s'accordent pour montrer que certaines étoiles sont beaucoup plus loin qu'on ne l'avait supposé au dernier siècle, mais n'anticipons pas et analysons sommairement les études entreprises dans cette voie.

La contribution de beaucoup la plus importante sur le sujet est due à Horrow Shapley, qui entreprit de fixer la distance des amas dits globulaires à l'aide des