Revue scientifique - L'étude des fluctuations lumineuses des étoiles

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Revue scientifique
L’étude des fluctuations lumineuses des étoiles

Charles Nordmann





REVUE SCIENTIFIQUE



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L’ÉTUDE DES FLUCTUATIONS LUMINEUSES
DES ÉTOILES


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J’ai signalé naguère ici même l’apparition de la fulgurante étoile surgie dans la constellation du Cygne, et qui maintenant n’est déjà plus observable qu’avec les plus puissants télescopes… sic transit gloria cœli. À ce propos, nous avons remarqué que cette étoile et ses pareilles pouvaient a priori sembler des sortes d’accidents, d’anomalies parmi les étoiles habituelles dont l’arrangement millénaire forme les constellations, et qu’on a dès l’antiquité appelées fixes parce que leurs éclats paraissent invariables et ont été longtemps considérés comme le symbole même de l’immutabilité.

En fait ce symbole, comme presque tous les symboles, n’est qu’une image fallacieuse de la réalité. Un examen un peu plus raffiné du ciel étoilé a montré depuis quelque temps déjà que l’éclat apparent d’un assez grand nombre de ces étoiles prétendument fixes, varie presque continuellement, que ce sont comme on dit des étoiles variables. Il n’est pas jusqu’à notre soleil, — dont l’éclat tumultueux et arrogant à nos yeux terrestres est réellement si modeste parmi ses sœurs stellaires, — qui ne soit une étoile variable. Mais je reviendrai quelque jour sur ce point non parce qu’il a en soi un intérêt particulier, mais parce que notre myopie humaine nous obhge ridiculement à en exagérer l’importance.

Pour aujourd’hui, avec la sérénité que permet seule l’étude des objets étrangers à toute contingence terraquée, je veux étudier seulement les moyens nouveaux par lesquels on explore quelques-uns des étranges phénomènes que manifestent ces étoiles lointaines dont la variation, quelle qu’en puisse être la grandeur, n’a assurément aucune influence sur le temps qu’il fait « cheux noux » et ne peut de quelconque manière déchaîner d’égoïstes passions en influençant les cultures maraîchères.

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La première étoile variable qu’on ait découverte est l’étoile omicron de la Baleine dont la singulière particularité fut constatée par l’astronome Holwarda en 1638. Il était occupé alors à mesurer par un ciel nuageux, et en vue de l’observation d’une éclipse de lune, des hauteurs d’étoiles éloignées de l’horizon, lorsque les nuages s’entr’ouvrirent et il vit par trois fois quelque chose de brillant et de nouveau scintiller dans la constellation de la Baleine ; préoccupé de l’éclipse, il ne s’en soucia pas davantage tout d’abord. Mais le même phénomène lui étant réapparu quelques jours plus tard, il en fit une étude attentive (décembre 1638).

Soit à l’œil nu, soit à la lunette, l’apparition insolite était de tous points semblable aux étoiles voisines : « son éclat surpassait celui des étoiles de troisième grandeur de la bouche et de la joue de la Baleine ou de l’épine dorsale des Poissons, mais il était certainement moindre que celui des étoiles de deuxième grandeur des mandibules et de la tête du Bélier. » Au bout de peu de temps, Holwarda ne put retrouver l’étoile qu’il crut disparue ; mais à son étonnement, il la revit à la même place que l’an précédent et avec le même éclat à peu près, le 7 novembre 1639.

Mais, me dira-t-on, qu’y a-t-il dans l’apparition de cette étoile et ses particularités qui la différencie des étoiles nouvelles, des Novæ dont il fut tant question récemment ? Ce qu’il y a, c’est que cette étoile disparaît et réapparaît périodiquement suivant un cycle déterminé et régulier. À cette époque heureusement périmée, les astronomes contestèrent cette découverte. Ils n’avaient pas encore atteint le noble et pur désintéressement auquel les destinaient dès lors leurs hautes méditations et Holwarda eut beaucoup de peine à démontrer à ses confrères déchaînés et qui dénigraient la valeur de sa découverte, qu’il venait en réalité d’enrichir l’astronomie d’une classe d’astres jusque-là inconnue : celle des étoiles qui subissent une variation lumineuse périodique et qu’on est convenu depuis d’appeler les étoiles variables. Holwarda pour cela dut montrer que cette étoile était connue depuis longtemps. Si paradoxal que cela puisse paraître, la nouveauté de sa découverte n’était réelle que si l’étoile en question était connue. C’était bien le cas, et on identifia par sa position, cet astre avec une étoile dès longtemps observée et qui figurait dans le catalogue de Bayer de 1603 sous le nom de Omicron Baleine.

Ainsi fut démontrée la variabilité périodique et rapide de l’étoile, et ces faits parurent tellement étonnants que les contemporains l’appelèrent la Merveilleuse de la Baleine, Mira Ceti. Depuis elle a été étudiée et suivie sans arrêt notamment par Hévélius qui en fit d’excellentes observations.

La durée de la périodicité de cette étoile, c’est-à-dire le temps qui sépare deux maxima ou deux minima de son éclat, varie suivant une loi connue entre 320 et 370 jours, c’est-à-dire qu’un an environ sépare deux maxima successifs. Quant à l’éclat de Mira Ceti, avec de petites fluctuations périodiques de son éclat maximum, il varie à peu près de huit grandeurs stellaires, l’étoile étant de grandeur 1,7 au maximum, de grandeur 9,6 au minimum.

J’ai déjà expliqué et je rappelle que les grandeurs photométriques des étoiles telles que les désignent les astronomes sont des nombres tels que dire que deux étoiles diffèrent d’une grandeur, cela équivaut à dire que l’une d’entre elles est deux fois et demie plus brillante. On en déduit que l’éclat de Mira Ceti est plus de quinze cents fois plus grand à son maximum qu’à son minimum ; tel est en effet le rapport des éclats de deux étoiles différant de huit grandeurs stellaires.

La découverte de la variabilité de Omicron Baleine fut suivie par d’autres analogues mais peu nombreuses. À la fin du xixe siècle, on ne connaissait encore que onze étoiles variables périodiques. Puis les découvertes analogues se multiplièrent et c’est par milliers qu’on compte aujourd’hui les étoiles variables connues dont le nombre s’accroît d’ailleurs chaque jour grâce aux méthodes raffinées de l’astronomie moderne.

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Les méthodes diverses de découverte et d’étude des étoiles variables se ramènent à trois types : méthode visuelle, méthode photographique, méthode spectroscopique. Visuellement, on peut les découvrir, soit à l’œil nu (ce fut le cas pour Mira Ceti) soit au télescope. La plus remarquable peut-être des étoiles variables, et dont nous reparlerons, a été reconnue telle visuellement en 1669 par l’astronome Montanari. C’est l’étoile Algol (ou bêta de la constellation de la Lyre) dont le nom arabe signifie le Démon.

Un grand nombre d’étoiles variables ont été découvertes à la lunette en faisant des catalogues astronomiques. En répétant les mesures de position d’étoiles voisines, il arrivait que les astronomes remarquaient des différences très grandes dans leurs éclats apparents relatifs, ce qui souvent permettait de constater la variabilité de l’une d’elles. On est arrivé souvent aussi au même résultat en comparant les éclats apparents, les grandeurs d’une étoile donnée telle qu’elle était exprimée dans des catalogues différents. Des différences inadmissibles entre les nombres indiqués ont conduit maintes fois à découvrir et étudier ainsi la variabilité des étoiles.

L’introduction en astronomie des méthodes photographiques a permis de multiplier ces découvertes en les rendant plus aisées. Il est évident en effet que la possibilité de voir, en quelques minutes de pose, une région du ciel contenant des milliers d’étoiles imprimées sur une plaque photographique qu’on peut ensuite étudier longuement à loisir, et la possibilité de répéter en des nuits différentes la prise du même cliché fournissent une mine presque inépuisable pour la découverte des étoiles à variation lumineuse. J’ai déjà eu l’occasion de parler ici même de cette belle entreprise qu’est la carte astro-photographique du ciel et qui, née à l’Observatoire de Paris, est devenue une des grandes œuvres scientifiques internationales. Les innombrables clichés pris par les méthodes qu’a mises au point cette belle œuvre française ou par des méthodes analogues ont amené la découverte de beaucoup d’étoiles variables.

La photographie a ici, — entre plusieurs autres, — l’avantage sur l’observation télescopique visuelle d’atteindre, par l’accumulation des impressions lumineuses sur la plaque, des étoiles trop peu brillantes pour être observables visuellement, fût-ce aux plus puissantes lunettes. C’est par la photographie qu’ont été ainsi découvertes un grand nombre de variables (comme nous disons abréviativement) et notamment les nombreuses et curieuses variables des amas stellaires, dont il fut déjà question naguère ici même. Parmi les procédés qui ont facilité beaucoup la découverte photographique des étoiles variables, il convient de citer l’emploi ingénieux du stéréo-comparateur.

Cet instrument, imaginé par Wolf, de l’Observatoire de Heidelberg, est construit de telle sorte que la lumière provenant de deux plaques photographiques est amenée dans un même oculaire grâce à un prisme à réflexion totale, qui y superpose les deux images. Grâce à un dispositif simple, on peut supprimer alternativement la lumière provenant de l’un ou de l’autre des clichés qui représentent tons deux, prise à des moments différents, la même région du ciel. En supprimant successivement et très vite l’une et l’autre des images, l’aspect d’une étoile donnée change beaucoup si elle est variable, ce qui permet facilement de découvrir une telle variabilité.

Pickering, à Harvard College, a appliqué une méthode différente qui a conduit aussi à d’excellents résultats : on prend un cliché négatif de la région céleste à étudier, puis on tire un positif de la même région photographiée à un autre moment. Le positif et le négatif sont développés de telle sorte que, superposés, ils ne constituent plus qu’une plage de luminosité et de transparence uniformes, sauf aux points des clichés où se trouve une étoile variable. Cette méthode, comme d’ailleurs toutes les méthodes astrophotographiques, soulève d’ailleurs, au point de vue technique, une foule de problèmes sur lesquels je reviendrai quelque jour. Elle a permis aux astronomes américains de découvrir un grand nombre d’étoiles variables, notamment dans les nébuleuses.

Enfin, il convient de signaler qu’un certain nombre d’étoiles variables ont été découvertes au moyen de la spectroscopie. On a en effet remarqué que les étoiles variables à longue période sont presque toujours des étoiles très rouges dont le spectre est un spectre particulier contenant les lignes brillantes de l’hydrogène. Dans les observatoires on photographie maintenant systématiquement et en série, — si j’ose employer cette expression industrielle, — les spectres des étoiles, simplement en plaçant devant l’objectif d’une lunette photographique un prisme de verre qui en recouvre l’objectif.

Cet ensemble, qui s’appelle le prisme-objectif, permet de photographier et d’identifier simultanément les spectres d’un grand nombre d’étoiles. La lumière de chacune d’elles est, en effet, décomposée par le prisme objectif en une petite bande de lumière contenant les diverses radiations que définit l’alexandrin célèbre :


Violet, indigo, bleu, vert, jaune, orange, rouge.


Dans cette petite bande de lumière qui, pour chacune des étoiles de la région photographiée, s’imprime sur le cliché, les petites raies sombres ou lumineuses qui caractérisent la composition chimique et l’évolution de l’étoile sont immédiatement et facilement identifiables. Par cette méthode spectrale, on a aussi découvert un certain nombre d’étoiles variables.

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Une fois découverte une étoile variable, il faut étudier la nature de sa variation, rechercher quelles en sont la périodicité et la durée, mesurer l’amplitude, l’importance de cette variation, déterminer l’éclat de l’étoile aux diverses phases de sa fluctuation. Il faut, en un mot, et suivant l’expression traditionnelle des astronomes, construire la courbe de lumière de l’étoile. Cette expression provient de ce que nous avons l’habitude, pour mieux parler aux yeux, de figurer les nombres représentatifs de la variation lumineuse d’une étoile en une courbe figurative analogue à la courbe qui représente, dans les thermomètres ou baromètres enregistreurs, la variation quotidienne et horaire de la température ou de la pression atmosphérique.

Les méthodes employées par les astronomes pour étudier en détail la variation lumineuse d’une étoile sont de plusieurs types. Il y a d’abord la méthode la plus ancienne et la plus simple qui, depuis qu’Argelander l’a mise au point, porte le nom de méthode des degrés. Cette méthode a ceci de précieux qu’elle permet à n’importe quel amateur de faire, avec une simple lorgnette de théâtre ou une jumelle marine, des études de photométrie stellaire extrêmement intéressantes et même très exactes lorsqu’elles sont conduites avec soin. Le principe de la méthode, qui fut indiqué d’abord par William Herschel (1796), consiste à comparer l’étoile à étudier avec une série d’autres étoiles voisines convenablement choisies et à estimer si elle est plus ou moins brillante qu’elles et de combien.

Argelander (1840), comme Herschel, dénota d’abord les différences d’éclat d’étoiles à comparer par des signes conventionnels qu’il fut bientôt conduit à traduire en nombres. La plus petite différence d’éclat appréciable entre deux étoiles observées simultanément ou successivement est ce qu’Argelander appelle un degré. Les différences d’éclat successives seront des multiples de cette unité. De là le nom de méthode des degrés. Dans cette méthode on convient que deux étoiles f (fixe) et v (variable) ont des éclats égaux, lorsque l’œil ne perçoit pas de différences entre elles ou bien lorsqu’indifféremment il estime tantôt l’une, tantôt l’autre plus brillante. Pour abréger, on note ce cas f v sur les carnets d’observation. Quant au degré, on le définit ainsi : c’est la plus petite différence d’éclat perceptible entre deux étoiles.

Si au premier coup d’œil les deux étoiles paraissent assez brillantes mais que je reconnaisse par un examen attentif et par un passage réilcré de v à f et de f à v que, sauf de rares exceptions, f brille plus que v, je dis que f est plus brillante que v de un degré et j’écris f1v, l’étoile la plus brillante étant toujours en avant. Si, malgré une égalité de première vue, l’étoile f apparaît à l’examen constamment sans hésitation plus brillante que v, j’évalue la différence à deux degrés et j’écris f2v. Une différence qui tombe sous le premier coup d’œil vaut trois degrés et s’écrit f3v ; enfin f4v présente une différence encore plus manifeste. Argelander déconseillait de comparer des étoiles dont la différence apparente d’éclat dépassât 4 degrés.

Ceci posé, si on veut observer une étoile variable, par exemple Mira Ceti, on en choisit dans son voisinage plusieurs autres comprenant entre leurs valeurs extrêmes les éclats successifs de Mira ; puis prenant arbitrairement l’origine des degrés, assignant par exemple le degré zéro à une étoile de 6e grandeur, on détermine par l’observation le degré qui convient à chacune des étoiles de comparaison. En faisant une série d’estimations pour chaque couple d’étoiles, on obtient une moyenne qui est exacte à une fraction de degré près. Il ne reste plus qu’à comparer Mira Ceti aux étoiles ainsi définies et à estimer pareillement chaque jour… ou plutôt chaque nuit… la différence en degrés. La valeur d’un degré, ou si on préfère le nombre de degrés trouvés entre deux étoiles données, varie un peu d’un observateur à- l’autre, mais devient, au bout d’un peu d’exercice, un nombre très constant pour un même observateur.

L’expérience a montré qu’en moyenne la valeur d’un degré diffère peu d’un dixième de grandeur stellaire, ce qui veut dire que la plus petite différence que l’œil soit capable d’apprécier entre deux étoiles, correspond au cas où l’une a un éclat d’un quart supérieur à celui de l’autre. C’est une bonne précision, étant donnée la difficulté du problème.

Sur ces bases et sur l’initiative de Pickering, certains observateurs se sont astreints à habituer leur œil à fractionner au dixième de grandeur le rapport d’éclat qui sépare des étoiles de grandeurs stellaires bien déterminées. Ainsi modifiée, comme sous la forme que lui a donnée Areglander, la méthode des degrés est une excellente méthode de photométrie stellaire, à la portée de tous les amateurs, et qui a permis de faire beaucoup de beaux travaux et de découvertes C’est par cette méthode qu’un des astronomes de l’Observatoire de Lyon, M. Luizet, a fait tous ses travaux photométriques sur les étoiles variables qui font autorité. Si je me suis étendu un peu sur ce procédé, c’est qu’au cas où quelqu’un de mes lecteurs serait tenté de l’appliquer, il lui suffira de méditer ce qui précède pour y être complètement préparé.

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À côté de ce procédé on emploie dans les Observatoires, pour l’étude des étoiles variables, des méthodes d’une plus haute précision dont je voudrais maintenant dire quelques mots.

Un photomètre stellaire qui a été très utilisé et qui a notamment permis aux astronomes de l’Observatoire de Potsdam de réaliser leur monumental catalogue photométrique, est celui de ZôUner.

Il consiste en une étoile artificielle dont on juxtapose, par un artifice optique, l’image à celle de l’étoile réelle qu’on veut étudier au foyer d’une lunette astronomique. L’étoile artificielle était naguère produite au moyen d’une lampe à pétrole éclairant une petite ouverture circulaire. J’ai montré autrefois qu’on obtient une précision plus grande en substituant au pétrole une lampe à filament métallique dont on peut régler à volonté l’éclat au moyen d’appareils de contrôle électrique, et depuis lors cette disposition est généralement adoptée.

Imaginons maintenant qu’on puisse faire varier de quantités connues l’étoile artificielle, diminuer à volonté son éclat, par exemple de moitié, d’un dixième, d’un vingtième, de la quantité qu’on voudra. En fait on obtient facilement ce résultat en interposant sur le trajet des rayons lumineux de l’étoile artificielle certains dispositifs optiques dont la description importe peu ici, qu’on appelle des niçois (du nom de leur inventeur) et qui permettent lorsqu’on les tourne d’une quantité connue de diminuer à volonté l’éclat de cette étoile artificielle.

Dans ces conditions il est très simple de mesurer avec précision la différence d’éclat d’une étoile variable donnée et d’une étoile fixe voisine. On juxtapose d’abord la première à l’étoile artificielle et on fait varier l’éclat de celle-ci (en tournant la petite manivelle des niçois) jusqu’à ce qu’on estime leurs éclats égaux ; puis on refait la même opération sur l’étoile fixe. Connaissant dans ces deux cas la quantité dont, par la manœuvre des niçois, on a réduit l’éclat de l’étoile artificielle, on en déduit immédiatement la différence des éclats de l’étoile variable et de l’étoile fixe auxquelles on a successivement égalisé l’étoile artificielle. Cet instrument a été et est encore très employé.

Les grands travaux modernes de photométrie stellaire, qui font la gloire de l’Observatoire de Harvard Collège aux États-Unis et qui sont le monument le plus important élevé parles astronomes dans cet ordre d’idées ont été réalisés au moyen d’un instrument quelque peu différent du précédent. Son inventeur Pickering l’a appelé photomètre-méridien pour cette raison qu’on s’est astreint à n’étudier avec cet instrument les étoiles qu’au voisinage de leur passage au méridien, c’est-à-dire lorsqu’elles sont au plus haut de leur course et que leur éclat est le moins affecté par le pouvoir absorbant de notre atmosphère qui est, comme on sait, d’autant plus grand qu’il s’agit d’astres plus près de l’horizon.

Dans le photomètre-méridien, comme dans le photomètre de Zöllner, on compare entre elles deux étoiles qu’il s’agit d’égaliser. Mais ici il n’y a plus d’étoile artificielle ; les étoiles qu’on compare sont deux étoiles réelles qui sont directement juxtaposées dans la lunette grâce à deux miroirs orientables qui font converger les rayons des deux étoiles considérées sur deux objectifs voisins et inclinés de manière à juxtaposer les images des deux astres au foyer de la lunette. L’une des étoiles, celle qui est généralement employée comme étoile de comparaison, est l’étoile Polaire qui a l’avantage d’être continuellement à la même hauteur au-dessus de l’horizon.

Sur le trajet des deux pinceaux lumineux provenant des deux étoiles à comparer, et dans la lunette, se trouve un cristal de spath d’Islande. On sait que ce singulier cristal a la propriété de donner, parce qu’il s’y produit une double réfraction, deux images de chaque objet regardé au travers. On les appelle respectivement image ordinaire et image extraordinaire et ces deux images sont telles qu’elles sont polarisées en sens contraire l’une de l’autre, de telle sorte que si on regarde ces deux images à travers un nicol et qu’on tourne celui-ci, l’une des images augmente d’éclat à mesure que l’autre diminue et l’une passe par son maximum d’éclat lorsque l’autre s’éteint et réciproquement. Dans ces conditions, nous avons au fond de la lunette deux images de l’étoile polaire et deux images de l’étoile à étudier. On s’arrange, au moyen d’écrans convenables, pour intercepter l’une des deux images de la Polaire, et celle des deux images de l’autre étoile qui est polarisée en sens inverse. Dans ces conditions, en regardant les deux images restantes à travers un nicol et en faisant tourner celui-ci, on augmente l’éclat de l’une à mesure qu’on diminue celui de l’autre et on arrive facilement à les égaUser. La position du nicol, quand ce résultat est obtenu, indique dans quel rapport il a fallu diminuer les éclals initiaux des deux étoiles, et on en déduit immédiatement le rapport de ces éclats initiaux.

Tel est le photomètre de Harvard qui a joué un rôle de premier plan dans toutes les études concernant les éclats des étoiles et leurs variations, et qui est un des outils de merveilleux savoir les plus précieux de l’astronomie moderne.

Enfin une autre méthode qui, quoique moins rigoureuse que les précédentes, a été beaucoup employée dans les Observatoires pour l’étude des éclats photométriques des étoiles, consiste dans l’emploi des photomètres à extinction. On réduit de plus en plus l’éclat d’une étoile observée dans une lunette donnée, par exemple en déplaçant sur le trajet de ses rayons un écran à teintes graduées de plus en plus sombres, jusqu’à ce que l’étoile cesse d’être visible. En faisant la même opération sur une autre étoile, et en notant les deux positions des écrans correspondant à l’extinction, on en déduit les rapports d’éclat des deux étoiles. Ceci suppose que l’éclat minimum au-dessous duquel une étoile cesse d’être perceptible est constant, ce qui n’est pas tout à fait sûr, car cela doit dépendre de la fatigue de l’œil.

La méthode photographique a été également et est encore appliquée chaque jour à l’étude des éclats des étoiles. Elle se ramène toujours à des méthodes visuelles, puisqu’il faut toujours, finalement, comparer les luminosités de deux images photographiques, au lieu de deux images directes. La photométrie photographique a donc tous les inconvénients, à cet égard, de la méthode visuelle ; elle y ajoute les causes d’erreur provenant de la loi mal connue qui lie dans des conditions variables, le noircissement d’un cliché à l’éclat de la source lumineuse. De ce fait, la photométrie photographique a une précision toujours inférieure à celle de la photométrie visuelle.

Mais dans le cas des étoiles, elle a sur celle-ci plusieurs avantages : elle permet d’étudier à loisir et de façon répétée les documents obtenus pendant un temps très court ; elle permet de faire des mesures indéfinies relativement à un phénomène pourtant éphémère, et longtemps après la fin de celui-ci ; elle permet enfin d’étudier des objets qu’avec les mêmes instruments l’œil ne peut percevoir. C’est que la plaque photographique est un véritable accumulateur de lumière, ce qui permet toujours de compenser la faiblesse des sources lumineuses par un accroissement du temps de pose. Cela, l’œil ne le peut pas.

L’astrophotométrie photographique n’est d’ailleurs rigoureusement possible que s’il s’agit de comparer les astres d’un même cliché — et encore, à condition d’admettre que l’homogénéité du cliché soit parfaite et l’influence de la pose et du développement sur ses diverses parties rigoureusement égale. La comparaison photométrique d’étoiles placées sur des clichés difforents est, en toute rigueur, illusoire. Cette comparaison, lorsqu’il s’agit des étoiles d’un même cliché, peut se faire par plusieurs procédés : ou bien on compare les diamètres des images photographiques qui sont d’autant plus grands que l’étoile est plus brillante, ou bien on compare le noircissement, le degré d’opacité de ces images. Dans cet ordre d’idées, certains ont obtenu aussi de bons résultats en plaçant la plaque photographique non près du foyer de la lunette où chaque étoile s’imprime sous forme d’un point très petit, mais en dehors du foyer, où chaque étoile s’imprime sous forme d’un disque assez large, d’opacité plus homogène et dont on peut plus facilement déterminer le degré de noircissement. On devine, sans que j’aie besoin d’y insister, toutes les difficultés théoriques et pratiques que présente dans ces conditions l’astrophotométrie photographique.

Enfin, il faut faire une place à part, dans l’étude des éclats stellaires,à des méthodes toutes récentes, qui utilisentlesplus modernes données de la physique et qui ont déjà amené de beaux résultats. Je veux parler des photomètres photo-électriques.

Le plus simple, celui qui a été surtout employé récemment en astronomie par M. Stebbins, de l’Université d’Illinois, est le photomètre à sélénium. On sait que le sélénium est un corps singulier qui offre la propriété que sa résistance électrique se trouve changée lorsqu’on l’éclairé, et cela proportionnellement à l’intensité des rayons lumineux qu’il reçoit. Si on fait passer un courant électrique par une cellule de sélénium convenablement prépj irée et qu’on intercale un galvanomètre, celui-ci déviera proportion! lellement à l’intensité de la lumière reçue par le sélénium. Autrement dit, celui-ci se comporte vis à vis de la lumière un peu comme le cohéreur de Branly vis à vis des ondes hertziennes.

À condition de se mettre à l’abri de quelques; causes d’erreur, on obtient avec cet appareil une haute précision. M. Stebbins a réussi de la sorte à déceler, dans les éclats des étoiles, des différences et des variations qui ne comportent qu’une erreur d'environ 6 millièmes de grandeur stellaire, ce qui correspond à un écart d’à peine un deux-centième entre les éclats comparés.

Assez analogues sont les photomètres stellaires photo-électriques qui ont été réalisés depuis peu et surtout d.ans les observations allemandes.

Ils sont fondés sur le phénomène bien connu de « fatigue photo-électrique » que présentent certains métaux.

Ce phénomène consiste en ceci que, si on fait tomber de la lumière sur la surface de certains métaux, comme le potassium, cette surface émet, proportionnellement à l’intensité de la lumière reçue, des « électrons, » des petites particules électrisées ; si on place ce fragment de métal photo-électrique sur un circuit électrique et de telle sorte qu’une petite plaque de métal usuel se trouve en face du potassium, il se produira donc un courant électrique d’autant plus intense que la lumière reçue par la cellule potassique sera plus intense. On a obtenu dans l’étude photométrique des étoiles de bons résultats par ce dispositif qui est riche d’avenir.

Telles sont quelques-unes des méthodes par lesquelles les astronomes computent et mesurent aujourd’hui les lumières stellaires. Cette obscure clarté qui tombe des étoiles n’est plus seulement l’ « animatrice » des poétiques pensers, le flambeau discret des mélancoliques amours, la flamme où se viennent briller les rêves aux ailes papillonnantes. Elle est maintenant, au foyer des télescopes, une chose qu’on mesure et qu’on dissèque et qui nous entr’ouvre de lumineuses allées parmi les mystères du ciel. Il nous reste à voir maintenant tout ce qu’elle nous a enseigné d’étrange et merveilleuse vérité.


Charles Nordmann.