Les Étoiles variables à courte période
LES ÉTOILES VARIABLES A COURTE PÉRIODE
Deux tâches d’un attrait inégal, mais en réalité inséparables, sollicitent tour à tour l’attention des astronomes enregistrer fidèlement l’état présent du ciel en interpréter les variations.
En ce qui concerne le monde stellaire, la première partie du programme est, sans contredit, la plus indispensable et la plus vaste. On peut en effet, dans la très grande majorité des cas, regarder chaque étoile comme définissant une direction fixe et comme nous envoyant, dans un temps donné, une quantité invariable de lumière. Les exceptions, considérées d’abord comme très rares, deviennent plus nombreuses à mesure que l’on dispose de catalogues plus riches et plus homogènes, et la construction de tels répertoires apparaît de plus en plus comme le pain quotidien de l’astronomie, comme la condition des progrès futurs.
Il faut l’avouer, cependant, ces œuvres de longue haleine excèdent les forces d’un chercheur isolé. Seuls les observatoires bien organisés les conduisent à terme, et les utiles artisans de ces édifices collectifs ne travaillent pas, le plus souvent, pour eux-mêmes. La détermination de coordonnées précises des étoiles a été, sous l’impulsion de Bessel, l’œuvre principale des astronomes dans la première moitié du XIXe siècle. Nous recueillons à présent le fruit de leurs peines, et plusieurs milliers de mouvements propres peuvent être considérés aujourd’hui comme bien connus. Le travail corrélatif, qui consiste dans l’évaluation des éclats ou grandeurs stellaires est moins avancé. Il n’a guère été poursuivi d’une manière systématique qu’à partir de 1850, d’après des méthodes préconisées par Argelander. Depuis, des procédés plus perfectionnés ont vu le jour, mais, bien que l’étude des grandeurs soit, plus que celle des mouvements propres, à la portée des travailleurs ordinaires, elle n’a point donné de résultats aussi abondants. Cela tient sans doute à ce que les variations d’éclat, n’accumulant point leurs effets sur de longs espaces de temps, ne peuvent être mesurées d’une manière aussi précise que les changements de position.
Quoi qu’il en soit, nous sommes aujourd’hui à même de désigner un millier d’étoiles certainement variables, et ce nombre semble destiné à s’accroître assez vite par l’emploi raisonné de la plaque photographique et du spectroscope. La moisson faite offre déjà un ample sujet de recherches. Elle est même assez vaste pour que l’on sente le besoin d’y établir des subdivisions et de concentrer ses efforts sur quelques exemplaires bien choisis.
Ce choix, nécessairement provisoire, nous est à peu près imposé. Les appareils et les procédés photométriques sont de date récente. Les estimes anciennes sont clairsemées et peu sûres. A peine peut-on citer quelques étoiles variables dont l’histoire puisse être reconstituée dans l’étendue d’un siècle. Souvent la métamorphose est capricieuse au point de déjouer toutes les prévisions. Ailleurs elle se révèle si lente qu’il serait prématuré de vouloir lui assigner aucune loi. Il suffit même qu’elle embrasse un ou deux ans pour que la marche du soleil introduise dans les observations des lacunes fâcheuses, et rende difficile ou incertaine la construction de la courbe de lumière.
Le cas le plus favorable, celui qui s’adapte le mieux à une étude serrée, correspond à une variation régulière, fidèlement répétée dans un espace qui n’excède pas un ou deux mois. On peut alors faire les observations par une méthode uniforme, avec une hauteur toujours la même de l’étoile sur l’horizon, attendre que l’atmosphère soit limpide et calme, éviter l’influence gênante du clair de lune ou du crépuscule. Dès que l’étoile a été suivie pendant une période entière, des maxima plus espacés peuvent être observés sans qu’il y ait doute sur le nombre des intermédiaires. La période finit par se trouver déterminée avec une exactitude extrême, et, si elle est reconnue variable, on peut, avec le temps, assigner la loi de sa variation. Une centaine d’étoiles, à peu près, ont permis la réalisation de ce programme. Elles fournissent, en conséquence, pour les interprétations physiques une plate-forme plus sûre, et nous ne nous occuperons ici que des études qui leur ont été consacrées. Avant tout il convient de préciser les données : la périodicité reconnue ne veut pas dire que l’éclat soit représenté en fonction du temps par une simple sinusoïde. Des influences diverses peuvent être superposées. Pour faire la part de chacune, il semble à propos de soumettre les variations de lumière à l’analyse harmonique, ainsi qu’on le fait pour les oscillations des marées.
Autre problème qui sollicite l’attention des observateurs exercés au maniement du spectroscope y a-t-il changement à la fois dans la quantité et dans la qualité de la lumière ? En d’autres termes, la répartition de la lumière dans le spectre reste-t-elle la même du maximum au minimum ? S’il était également facile de répondre aux deux questions, c’est au spectroscope, plutôt qu’au photomètre, qu’il faudrait demander les éléments d’une classification rationnelle. Que la quantité de lumière change, ce peut être l’effet d’une cause étrangère, d’un obstacle qui s’interpose périodiquement. Mais si de nouvelles raies sillonnent le spectre, c’est que la source elle-même éprouve une modification intrinsèque et réelle.
Il est donc, en un certain sens, moins intéressant de mesurer la lumière que de l’analyser. Néanmoins il arrivera le plus souvent que l’on sera obligé de s’en tenir au premier degré. L’éclat de la plupart des étoiles est faible ; celles dont la variation est régulière et rapide ne sont aucunement privilégiées sous ce rapport. Un astre de huitième grandeur, par exemple, donne encore une image facilement visible dans une lunette ordinaire et l’on peut en apprécier les fluctuations avec assez de délicatesse, si l’on prend comme point de comparaison une étoile voisine, d’éclat invariable et d’aspect analogue. Mais si, au lieu de concentrer toute cette lumière au foyer d’un objectif, on la disperse à l’aide d’un prisme ou d’un réseau, la limite de visibilité sera très vite atteinte. Tout au plus pourra-t-on identifier quelques raies, discerner les caractères généraux du spectre aux environs du maximum. Pour se donner quelques chances de démêler dans le spectre des variations légères, il faudra faire usage d’un instrument puissant et mettre à profit la faculté que donne la photographie de compenser l’affaiblissement de la lumière par l’allongement de la pose. Plaçons-nous dans l’hypothèse la plus communément réalisée, celle où l’on ne peut apprécier que la variation de l’éclat total. Une autre difficulté se présente cette variation, pour les étoiles à courte période, n’est pas très étendue. Elle peut dépasser une grandeur stellaire le plus souvent elle est moindre, c’est-à-dire que les cas où le rapport des termes extrêmes s’élèvera à deux ou trois devront être considérés comme favorables.
Il est d’autant plus indispensable d’apporter dans l’appréciation des éclats toute l’exactitude possible. On possède pour cet objet des instruments ingénieux, auxquels des physiciens et des astronomes éminents ont attaché leurs noms. Les photomètres les plus précis dérivent des découvertes d’Arago et de Malus. Ils utilisent les propriétés des cristaux biréfringents, qui polarisent la lumière et affaiblissent une source constante dans une proportion que l’on règle à volonté. Tous font appel, en définitive, au jugement de l’œil, chargé de saisir le moment où deux points lumineux lui paraissent égaux.
Le maniement de ces appareils est délicat et leur champ d’action un peu restreint. La rareté des cristaux assez grands et sans défaut, les soins réclamés par leur taille et leur réglage, le temps exigé par les mesures, les variations presque inévitables que subissent dans l’intervalle la transparence de l’atmosphère et l’intensité des sources terrestres sont des sources de mécomptes fréquents lorsqu’on veut appliquer les photomètres à l’étude continue des étoiles variables. Les observateurs les plus zélés peuvent se trouver ainsi paralysés par le défaut d’outillage ou par des obstacles indépendants de leur volonté. Nous n’entrerons à ce sujet dans aucun détail technique. Il suffira de dire que l’expérience a fait adopter ici une division du travail analogue à celle qui s’est faite dans l’astronomie de position entre les instruments méridiens et équatoriaux. L’emploi des photomètres est ordinairement restreint aux étoiles fixes. Ils servent à fournir des points de repère distribués dans tout le ciel, et, de préférence, au voisinage des étoiles reconnues changeantes. On constitue autour de chacune d’elles un lot d’astres de grandeur connue, séparés par de faibles intervalles et embrassant toute l’étendue des variations à prévoir. La suite des opérations s’exécute à la vue simple, aidée, s’il est nécessaire, par une lunette astronomique ordinaire. Chaque fois un rang est assigné, dans l’échelle choisie, à l’astre étudié. Il ne reste plus qu’à former un tableau de concordance entre les nombres inscrits et les grandeurs stellaires absolues, et à prendre celles-ci pour ordonnées d’une courbe où les abscisses représentent les époques correspondantes.
Cette méthode graphique permet de répartir à première vue les étoiles variables en quatre groupes distincts, d’après l’allure des courbes figuratives. Bien entendu il serait hasardeux d’affirmer, sans autre preuve, qu’il existe, d’un groupe à l’autre, de profondes différences physiques.
Une première classe est celle des étoiles à éclipses. Leur éclat conserve sa plus grande valeur pendant la majeure partie de la période. A un moment donné, il se met brusquement à décroître, franchit un minimum sans s’y attarder, et remonte à peu près dans le même temps au chiffre normal. Il n’y a pas d’exemple bien avéré d’éclipsé totale ni de dissymétrie marquée entre les phases d’ascension et de descente. On compte dans cette classe une trentaine d’exemplaires, qui sont des étoiles blanches avec des périodes variant de trente et un jours à douze heures.
Une deuxième classe sera formée par les étoiles à recrudescence où c’est au contraire l’état de minimum qui se prolonge. Il est interrompu par une ascension brusque, aussitôt suivie d’un retour, en général plus lent, à l’état habituel. Nous ne connaissons guère dans ce groupe que des étoiles faibles, appartenant à des amas de l’hémisphère austral.
Nous rangerons dans une troisième classe les étoiles à variation continue et symétrique. Il n’y a plus de stationnement dans aucune phase, et l’ordonnée de chaque minimum est, pour la courbe de lumière, un axe de symétrie. Mais il peut arriver que les minima présentent un caractère alterné, tous les minima d’ordre pair étant égaux entre eux et tous les autres s’écartant des premiers d’un intervalle uniforme. La période complète comprend alors deux maxima et deux minima.
Notre quatrième et dernière classe sera celle des étoiles à variation continue et dissymétrique. Imaginons que dans une courbe de la classe précédente les maxima de l’une des séries, soit paire, soit impaire, viennent à faiblir par rapport à ceux de l’autre série. La courbe de lumière ne possédera plus d’axe de symétrie. Il est même commun de voir l’une des séries de recrudescences s’effacer, sans laisser d’autres traces qu’un ralentissement dans la décroissance. Les maxima, aussi bien que les minima, se présentent alors en série simple. Seulement la diminution de lumière qui précède chaque minimum embrasse plus de temps que la croissance consécutive. Cette particularité est, comme on le sait, très saillante dans les courbes qui représentent, en fonction du temps, l’abondance relative des taches et des facules à la surface du Soleil.
Dans chacun de ces groupes les différences individuelles sont notables, que l’on considère soit la durée, soit l’amplitude des phases. Nous ne saurions demander aux lecteurs de la Revue du Mois de nous suivre dans tout le détail de ces faits, et nous leur demanderons d’arrêter leur attention sur un très petit nombre d’étoiles, dont l’éclat s’est trouvé suffisant pour une étude plus approfondie.
L’astre type de la première classe est Persée, connu aussi sous le nom arabe d’Algol. Il a été reconnu variable en 1667 par Montanari. On doit la connaissance exacte de sa périodicité à Goodricke, jeune sourd-muet qui, mourant à vingt-deux ans, avait trouvé le temps d’imprimer une trace durable dans la science. Algol se maintient habituellement à la grandeur 2,3. Il descend en 4 heures 37 minutes à la grandeur 3, S, remonte sans arrêt, dans le même temps, à l’état initial, et le conserve pendant 2 jours 11 heures 33 minutes pour recommencer le même cycle (fig. 1). La période a une oscillation séculaire de quelques secondes.
Goodricke a suggéré une explication probable du phénomène, explication développée depuis par le professeur E. C. Pickering, confirmée par les observations spectroscopiques du Dr Vogel, et aujourd’hui généralement adoptée. Algol est un système double, association de deux astres trop rapprochés pour être distingués à part, mais décrivant dans un même plan et dans le même temps, des Orbites elliptiques autour d’un centre de gravité commun. Si le plan du mouvement passe à peu près par la Terre, chaque révolution donnera lieu à deux éclipses, une du corps A par le corps B, une du corps B par le corps A. Pour que les deux séries d’éclipses soient indiscernables au point de vue de l’éclat, il faut supposer les deux corps égaux. Pour qu’elles déterminent des intervalles de temps toujours identiques, il faut que les orbites soient circulaires ou que leur axe de symétrie soit dirigé vers la Terre.
Ces hypothèses, un peu particulières, mais à première vue admissibles, soulèvent une grave objection. Dans le cas de deux corps égaux une éclipse, même totale, ne réduira l’éclat du système qu’à la moitié de sa valeur. Or, nous l’avons vu, la diminution observée est beaucoup plus forte. Si d’autre part nous donnons aux corps des éclats inégaux, les deux séries d’éclipses seront dissemblables et, pour l’une d’elles au moins, la réduction d’éclat sera plus petite.
On échappe à cette difficulté en admettant que l’un des deux corps, B par exemple, est obscur et cependant assez volumineux pour occulter les deux tiers environ du corps A. Dès lors les éclipses de B passeront inaperçues. Celles de A seront séparées par des intervalles précisément égaux à la période du mouvement orbital. Comme tout à l’heure l’égalité des périodes de croissance et de décroissance indique une forme symétrique de l’orbite par rapport à la ligne de visée. Cette symétrie paraît être une règle générale pour les étoiles à éclipses, et comme il n’existe nulle raison de penser que le globe terrestre exerce une influence appréciable sur l’orientation des orbites, il y a lieu de considérer ces orbites comme circulaires.
Nous sommes également fondés, à titre de première approximation, à regarder les deux corps comme sphériques. Ce point admis, le rapport de la durée de l’éclipse à la période entière nous fait connaître le rapport de la somme des rayons de deux globes au rayon de l’orbite. Appliquons maintenant au système la troisième loi de Kepler, sous la forme où elle est donnée par le principe de la gravitation universelle un calcul très simple nous conduit à une limite supérieure pour la densité moyenne des deux corps. Il est remarquable que, dans tous les cas où il a été possible de conclure, cette densité a été trouvée notablement inférieure à celle du Soleil.
Ainsi les variations de lumière d’Algol et des étoiles analogues s’expliquent bien par des occultations, mais à condition de supposer des associations de corps fort différentes de celles que nous offre le système solaire. Du moment, en effet, que l’éclipse embrasse une notable partie de la période, il faut considérer les dimensions des deux corps et celles de leur orbite comme étant des grandeurs du même ordre. Les méthodes ordinaires de la mécanique céleste ne s’appliquent plus à de tels systèmes. Il faut s’attendre à ce que ces astres si peu denses s’écartent de la forme sphérique sous l’influence de leur attraction mutuelle et la moindre excentricité de l’orbite aura pour conséquence des déformations rapides, des marées intenses.
A vrai dire le spectacle des étoiles doubles nous invite déjà à concevoir des systèmes cosmiques construits sur un tout autre plan que le Soleil et son cortège de planètes. Mais comme les diamètres apparents de ces astres sont inappréciables, on pouvait encore supposer entre les composantes d’un système binaire un intervalle beaucoup plus grand que leurs propres dimensions. On était confirmé dans cette opinion en voyant avec quelle fidélité elles se conforment à la loi des aires. Les étoiles à éclipses nous délogent de cette position traditionnelle, et l’on conçoit que les astronomes ne se soient engagés qu’avec un peu de répugnance dans une voie aussi insolite.
D’autres tentatives d’explication se sont en effet produites on s’est demandé si l’étoile ne pouvait pas s’envelopper à certaines époques d’une couche absorbante, qui arrête la plus grande partie du rayonnement et se dissipe ensuite. Ainsi font, dans une certaine mesure, les taches du Soleil, mais avec une période bien plus longue, une régularité beaucoup moindre, et en ne produisant, en définitive, qu’un déchet minime dans l’éclat total. Pour les étoiles à éclipse il faudrait supposer l’absorption poussée bien plus loin, et comment expliquer, dès lors, que de nouvelles raies, de nouvelles bandes, ne se forment pas dans les parties lumineuses du spectre ?
Zôllner et Bruns se sont placés à un autre point de vue pour eux aussi les étoiles variables sont solitaires ; mais elles tournent autour d’un axe en nous présentant successivement des zones d’un éclat très inégal. Cette hypothèse, comparée à celle des occultations, montre moins de souplesse pour s’adapter au cas de beta Persée et de ses congénères. Si l’étoile conserve un aspect immuable pendant la plus grande partie de la période, c’est qu’elle possède un éclat uniforme sur plus d’une moitié de sa surface. Dès lors, pour expliquer une chute de lumière aussi considérable, il faut donner à la partie obscure la forme d’un fuseau, orienter l’axe de rotation perpendiculairement à la ligne de visée. Un tel arrangement n’est guère vraisemblable et offre peu de chances de stabilité. De plus, entre la région obscure et la zone brillante il devrait exister une bande de transition, à température intermédiaire, et par suite un changement périodique se trahirait dans le caractère du spectre.
L’analyse de la lumière demeure muette sur ce point, mais elle apporte un autre renseignement, d’un caractère très précis, et qui se trouve être une confirmation décisive de l’hypothèse des occultations.
Les étoiles qui nous occupent sont du premier type spectral, c’est-à-dire qu’aux raies d’absorption de l’hydrogène et de l’hélium, ordinairement assez diffuses, elles associent des raies métalliques plus faibles, mais mieux adaptées aux mesures exactes. En recevant simultanément sur la fente d’un spectroscope la lumière d’Algol et celle d’une étincelle électrique jaillissant entre deux pointes de fer, on trouve que l’identification se fait avec certitude, mais que cependant la coïncidence est imparfaite. Avant le minimum d’éclat, les raies de l’étoile sont légèrement déplacées vers le rouge ; le minimum passé, elles se reportent vers le violet, et la coïncidence est rétablie soit vers l’époque des minima, soit vers le milieu de l’intervalle.
Pour interpréter ces faits, constatés par le Dr Vogel, il suffit d’associer à l’hypothèse des occultations le principe de Doppler-Fizeau. Avant d’être éclipsé l’astre brillant s’éloigne, après l’avoir été il se rapproche. C’est précisément ce qui doit arriver si l’on suppose immobile par rapport à la Terre le centre de gravité des deux corps. On peut même faire un pas de plus la vitesse radiale accusée par le spectroscope est un peu plus grande après le minimum qu’avant. On s’en rend compte en admettant que le centre de gravité se rapproche de la Terre avec une vitesse modérée, qu’on peut évaluer à quatre kilomètres par seconde. Avant l’éclipsé, c’est la différence des vitesses de translation et de circulation qu’on observe : après l’éclipse c’est leur somme.
De ce que l’astre brillant perd la plus grande partie de sa lumière, il résulte que le plan de l’orbite est peu incliné sur le rayon visuel. Si l’on néglige cette inclinaison, la moyenne des valeurs extrêmes de la vitesse radiale donne la vitesse réelle dans l’orbite circulaire. Le temps de la révolution étant connu d’autre part, nous sommes à même d’évaluer séparément le rayon de l’orbite et la somme des masses. Le calcul donne pour la première de ces deux quantités 5.200.000 kilomètres, pour la seconde les deux tiers de la masse du Soleil. La densité moyenne est au plus le quart de celle du Soleil.
Veut-on tirer des conclusions séparées relativement aux deux corps, une hypothèse supplémentaire est indispensable. On admet que les densités sont égales, ce qui doit fournir encore un résultat assez approché. On trouve ainsi que les masses de l’astre brillant et de l’astre obscur sont entre elles comme 2 et 1. Les vitesses sont respectivement 42 et 88 kilomètres par seconde ; les diamètres sont représentés, en milliers de kilomètres, par 1707 et 1336.
Parvenu à ce point, on sera tenté de rattacher au principe de la gravitation universelle la faible inégalité séculaire constatée dans les périodes. On peut y parvenir en suivant deux voies différentes. La première consiste à supposer, avec le Dr Chandler, que le système des deux corps est lui-même animé d’un ample mouvement de révolution autour d’un centre invisible. Comme la propagation de la lumière n’est pas instantanée, l’intervalle des deux éclipses diminue, en apparence, tant que le couple se rapproche de la Terre avec une vitesse croissante. Mais un moment viendra où les éclipses s’espaceront, en même temps que le spectroscope accusera une diminution de la vitesse radiale. Tisserand a démontré d’autre part que l’on pouvait se dispenser d’introduire un centre attractif invisible. Un certain aplatissement de l’étoile brillante, combiné avec une excentricité convenable de l’orbite de l’étoile obscure, entraîne une rotation séculaire du grand axe de l’orbite, et rend par suite légèrement variable l’intervalle des éclipses. Quelques années d’observations semblent encore nécessaires, avant que l’on puisse faire entre les deux théories un choix raisonné.
La parallaxe annuelle de Persée a été recherchée à l’ob servatoire Yale au moyen de mesures héliométriques. Le Dr Chase a trouvé ainsi une parallaxe très faible 0"035. Transporté à la distance correspondante, le Soleil, malgré sa masse et sa densité supérieures, serait bien loin de briller comme une étoile de deuxième grandeur. Algol représente, si l’on adopte le chiffre du Dr Chase, un foyer de lumière 52 fois plus puissant que l’astre du jour. Dans ces conditions il pourra sembler insolite que la plus faible composante, si voisine de l’autre et de dimensions à peine moindres, ne soit pas, elle aussi, lumineuse. Mais cette difficulté ne doit pas être considérée comme très redoutable, vu l’incertitude qui subsiste sur la valeur de la parallaxe.
Toutes les étoiles à éclipses n’ont pas des allures aussi régulières qu’Algol et, pour la plupart, l’éclat trop faible ne permet pas de demander au spectroscope un contrôle des inductions suggérées par la courbe de lumière. Tantôt les périodes de croissance et de décroissance sont inégales, tantôt des éclipses plus ou moins complètes se présentent alternativement. On conclut dans le premier cas à une orbite excentrique, dans le second à une simple infériorité lumineuse de l’un des deux corps. Un stationnement appréciable dans les minima s’expliquerait par l’alternance d’une éclipse totale et d’une éclipse annulaire. En somme aucun cas ne s’est présenté, pour les étoiles à éclipse, qui mette sérieusement en échec l’hypothèse des occultations. Il en serait autrement si l’on venait, par exemple, à constater l’existence de minima distincts, correspondant l’un et l’autre à un affaiblissement de plus de moitié.
Autant notre première classe de variables se montre docile, autant la seconde, celle des étoiles à recrudescence, est récalcitrante. Les individus de ce groupe, encore très faibles au maximum, n’ont point répondu aux sollicitations du spectroscope, et il est probable qu’ils auraient échappé longtemps à toute recherche, s’ils ne s’étaient trouvés en nombre dans quelques amas dont le professeur Bailey, de Harvard-College, a entrepris l’étude photographique. D’habitude leur période n’excède pas douze heures. Dans un espace de temps dix fois moindre l’éclat s’élève de plus d’une grandeur, et redescend avec une lenteur relative au chiffre normal, où il demeure pendant la moitié de la période (fig. 2).
Tenons pour exactes ces constatations, d’ailleurs malaisées. Si l’on veut faire de chacune des étoiles en question un système binaire, le grand affaiblissement indique que l’une des composantes l’emporte de beaucoup par son éclat, tout en étant sujette à des éclipses totales ou presque totales. Mais il restera toujours une moitié au moins de la période pendant laquelle le corps le plus brillant ne sera pas éclipsé. La courbe de lumière devrait donc offrir un deuxième stationnement aussi prolongé que le premier, soit au maximum, soit au voisinage du maximum. Il n’en est rien, d’après les photographies de Harvard College. Les faits condamnent donc ici l’hypothèse des occultations ou exigent qu’elle soit complétée par celle d'un changement physique.
On peut, si l’on tient au système binaire, lui donner une orbite très excentrique et faire provoquer par chaque passage au périastre une conflagration, une éruption, une marée violente, dont les effets, comme ceux d’un dérangement de l’organisme, seront plus lents à disparaître qu’à se produire. C’est bien ainsi que procèdent les taches solaires, mais avec une périodicité bien plus lente, que l’on a tenté, à diverses reprises, de rattacher aux conjonctions des planètes ou à leurs passages au périhélie. L’insuccès aujourd’hui reconnu de ces tentatives tend à discréditer l’idée que les étoiles à recrudescence soient multiples. Leurs changements d’éclat seraient plutôt, comme les taches du Soleil, une manifestation périodique de l’énergie intérieure.
Le fait que les taches solaires sont accompagnées de facules rend également admissible, en pareil cas, une recrudescence ou une éclipse. Mais aucune analogie ne nous autorise à penser que le changement d’état physique d’un corps céleste puisse être aussi rapide, aussi régulier, tout en réduisant des deux tiers la valeur de l’émission lumineuse. On sera tenté, par suite, d’adapter à ce cas spécial les vues de Zöllner et de Bruns. Laissons l’étoile, supposée simple, invariable dans sa constitution faisons-la tourner autour d’un axe incliné sur la ligne de visée admettons que sa radiation émane presque en entier d’une petite portion de la surface, que cette plage lumineuse soit dans l’hémisphère qui nous est en partie dérobé ; nous aurons expliqué la permanence du minimum, la très courte durée du maximum. A la dissymétrie de la courbe de lumière il est facile de faire correspondre un contour approprié de la tache brillante. Il n’est guère probable, toutefois, que cette forme soit toujours calculée pour rendre, à nos yeux, l’ascension plus rapide que la descente. Il y a peu de profit à recourir à des expédients commodes, mais dénués de contrôle et visiblement adaptés aux besoins de la cause. Les matériaux d’observation sont insuffisants. Il faut savoir le reconnaître et laisser les conclusions en suspens.
Nous pouvons nous croire mieux armés en ce qui concerne la troisième classe, celle des étoiles à variation continue et symétrique. Elle renferme, en effet, quelques astres assez brillants, sur lesquels les documents abondent. La plus remarquable est Lyre, reconnue variable en 1784 par Goodricke. La période, étudiée de plus près par Argelander, Schur, A.-W. Roberts, est actuellement de 12 heures 22 minutes. Elle s’est graduellement accrue de 33 minutes au cours du XIXe siècle, et tend à devenir stationnaire. Dans cet intervalle se présentent deux maxima égaux (grandeur 3,4), et deux minima inégaux alternatifs (grandeurs 3,9 et 4,5). La symétrie de la courbe de part et d’autre du minimum secondaire laisse peu à désirer, et il n’y a point d’arrêt aux phases de plus grand ou de plus petit éclat (fig. 3).
La théorie de ce système a été faite par M. C.-W. Myers dans l’hypothèse des occultations. Le système est binaire, formé de deux astres de volume inégal. La symétrie de la courbe indique que l’orbite relative est à fort peu près circulaire. Mais l’absence de stationnement introduit une difficulté qui ne se présentait pas dans le cas d’Algol. Le maximum correspond évidemment au cas où il n’y a point éclipse. Pour que cet état ne se prolonge point, il faut que les deux corps se touchent ou se pénètrent. Pour que cet état, tout en se prolongeant, soit accompagné d’une variation de lumière, il faut que les deux corps s’écartent notablement de la forme sphérique. On peut en faire des ellipsoïdes de révolution, avec leurs grands axes toujours dans le prolongement l’un de l’autre. Ils se présenteraient ainsi à la Terre tantôt par leur grande, tantôt par leur petite section. La figure d’ensemble rentre à peu près dans celles que MM. H. Poincaré et G.-H. Darwin ont trouvées par le calcul comme pouvant assurer l’équilibre d’une masse fluide homogène tournant autour d’un axe fixe.
On a donc, dans une certaine mesure, le choix entre les deux expédients placer les deux sphères en contact ou les déformer. Mais l’efficacité de chacun d’eux est limitée, car on ne peut ni garder la forme sphérique sans rendre la variation très lente aux environs du maximum, ni adopter une forme trop allongée sans faire tomber l’intensité relative des minima au-dessous du chiffre que l’observation révèle. Pour Lyre, d’après M. Myers, on reste libre de supposer un petit intervalle entre les deux composantes, mais la courbe de lumière est mieux représentée si l’on admet qu’elles se touchent. D’autres étoiles du même groupe, étudiées par le Dr Roberts, accumulent les probabilités en faveur de la pénétration mutuelle, tout en imposant la figure ellipsoïdale. Les observations spectroscopiques de M. Bélopolsky viennent à l’appui de la constitution attribuée à beta Lyre, et permettent, sur divers points, de la préciser. Le demi-grand axe de l’orbite relative mesure 50 millions de kilomètres. Les périodes de rotation et de révolution des deux ellipsoïdes sont égales. Les masses s’expriment par les nombres 20,91 et 9,65, avec la masse du Soleil comme unité. La densité moyenne serait moindre que celle de l’air au niveau de la mer. Cette faible densité paraît être un trait commun à toutes les étoiles du même groupe, et justifie l’hypothèse habituellement faite d’un pouvoir lumineux égal sur toute la surface.
Nous ne pouvons cependant passer sous silence les notes discordantes. Le spectre de Lyre présente, comme Secchi l’a remarqué depuis longtemps, un caractère très spécial, dont l’étoile temporaire du Cocher en 1892, l’étoile temporaire de Persée en 1900, ont offert de nouveaux exemples. Il s’y trouve un certain nombre de raies associées par couples, l’une sombre, l’autre brillante, comme si une étoile du type d’Orion avait mélangé sa lumière avec celle d’une masse gazeuse. Les mesures de Bélopolsky ont porté sur une raie d’absorption du magnésium et sur une raie brillante de l’hydrogène. Toutes deux, choisies en raison de leur aspect net et fixe, accusent un déplacement relatif sujet à la même période que le changement d’éclat et qui s’explique bien comme l’indice de vitesses radiales mais si l’on s’adresse à d’autres couples on trouve des valeurs très différentes et nullement proportionnelles à la longueur d’onde comme l’ont montré le professeur Pickering, le Dr Vogel, le Pr Sidgreaves. Les vitesses dans l’orbite devraient dépasser 480 kilomètres par seconde. Les raies sombres se montrent à certaines époques, projetées sur les raies brillantes correspondantes, au lieu d’être seulement effacées par elles. La séparation des raies d’un même couple est surtout prononcée au minimum principal, alors qu’il devra y avoir éclipse et par suite, dans une orbite circulaire, égalité des vitesses radiales. La coïncidence des deux spectres ne s’établit pas entre le minimum principal et le maximum qui le suit. Dans cette confusion un seul point semble demeurer acquis l’égalité des périodes pour la variation qualitative du spectre et pour le changement d’éclat de l’étoile.
Pour tout concilier, Sir N. Lockyer et Miss Maury demande raient que l’astre fût considéré comme multiple, comprenant au moins deux étoiles du type d’Orion et une étoile à lignes brillantes. Miss Clerke et le Dr Vogel persistent à regarder le système comme binaire, mais renoncent à interpréter le déplacement périodique des raies brillantes vers le rouge comme un signe de vitesses radiales. Ce déplacement serait, comme dans les étoiles temporaires, la conséquence d’un changement profond dans les conditions physiques température, pression, état magnétique. La division des bandes brillantes par des lignes sombres, si marquée dans une partie de la période, est un phénomène de renversement, dû à la superposition, dans l’atmosphère d’un même astre, de couches différentes par la température et la densité. On sait que ce renversement s’observe en permanence dans la chromosphère solaire pour les raies H et K du calcium et qu’il a servi de point de départ à des études importantes, qui sont encore loin d’avoir livré toutes leurs conséquences.
En somme l’étoile beta Lyre nous engage à déserter le domaine de l’astronomie de précision. Elle nous contraint de lier ou de substituer au mouvement orbital des changements physiques peu accessibles au calcul et que nous n’étions point accoutumés à croire réalisables dans un temps aussi court, avec une période aussi régulière.
Zeta Gémeaux soulève des doutes analogues par suite du défaut de concordance entre les minima de lumière et les zéros de la vitesse radiale. Les autres objets du même groupe s’accommodent plus aisément d’une théorie simple. Leur spectre ne révèle rien d’anormal, peut-être, à la vérité, parce qu’il est difficilement observable. Une légère dissymétrie dans les courbes s’explique sans peine, soit par l’excentricité de l’orbite, soit par le temps nécessaire à la propagation de la lumière, et le Dr Roberts croit même possible, en se plaçant au second point de vue, de déterminer le rayon moyen de quelques orbites par la photométrie seule, sans recours au spectroscope ni au micromètre. L’allongement progressif de la période, constaté pour(3 Lyre, soupçonné pour quelques autres étoiles, suggère l’intervention des marées, nécessairement très actives dans des corps aussi rapprochés et aussi peu denses. Elles feraient office de frein pour ralentir les rotations et séparer de plus en plus les deux composantes, dans des conditions analogues à celles qu’a étudiées M. G.-H. Darwin pour le système formé par la Terre nébuleuse et la Lune naissante.
Entre notre troisième classe et la quatrième la démarcation, on le comprend, ne saurait être absolue. Il convient de la tracer dans l’état actuel de nos connaissances, quand la dissymétrie des variations est trop forte pour s’expliquer par l’excentricité de l’orbite ou par l’équation de la lumière. Cette circonstance paraît être réalisée pour une quarantaine d’étoiles ; en général jaunâtres (ou du type solaire), pendant que les spectres de première classe (type de Sirius ou de Véga), semblent être de règle pour les étoiles à éclipses. Aucun de ces astres n’a manifesté de parallaxe ni de mouvement propre sensible. Leur éloignement est donc immense, et l’on entrevoit peu d’espoir de les dédoubler à la vue, du moment qu’une variation sans arrêt décèle la proximité des composantes. Il semble qu’il y ait plus de chances d’y arriver par le spectroscope, quant l’éclat est suffisant et le changement de lumière rapide (fig. 4). MM. Bélopolsky et Wright y ont réussi pour eta, Aigle et rho Céphée. Dans l’un et l’autre cas une variation de plus d’une grandeur laisse le spectre semblable à lui-même, mais les raies d’absorption oscillent par rapport aux lignes caractéristiques d’une source terrestre. La période de ce balancement concorde avec celle du changement d’éclat, et l’on peut y voir l’effet combiné d’un mouvement de translation et d’un mouvement orbital. Il n’y a pas dédoublement des raies de l’étoile, ce qui doit faire considérer l’un des deux corps associés comme obscur. Mais alors, pour voir dans le changement d’éclat un simple effet géométrique des occultations, il faudrait négliger le caractère instantané du maximum, la manifestation d’une recrudescence secondaire, une croissance deux fois plus rapide au moins, que l’affaiblissement, une différence notable entre les époques de minima et celles où la vitesse radiale reprend sa valeur moyenne.
Il faut donc admettre que la variation d’éclat est, vis-à-vis du mouvement orbital, dans une dépendance effective et non apparente. Un rapprochement plus grand de deux astres toujours étroitement associés provoque un embrasement périodique, prompt à jaillir, relativement lent à s’éteindre. Que dès lors le photomètre accuse, par rapport au spectroscope, une certaine phase de retard, c’est ce qui ne saurait surprendre. Mais de quelle nature peut être ce changement physique qui triple en un jour ou deux l’éclat d’un foyer déjà plus puissant que le Soleil, le ramène en moins d’une semaine, avec une régularité parfaite, à sa valeur primitive, et cela sans altérer le caractère du spectre ? Ces conditions sont réalisées, par exemple, pour rho Céphée, et l’on pourrait citer des périodes encore plus courtes, quoique peut-être moins bien constatées. On doit avouer qu’aucune expérience de laboratoire, aucune analogie tirée du système solaire ne s’offre pour nous guider plus loin sur le chemin des hypothèses.
En résumé les étoiles à éclipses sont les seules pour lesquelles la théorie des occultations produise l’effet d’un édifice homogène et bien ordonné. Les autres étoiles variables demeurent, par certains côtés, plus rebelles au traitement analytique. Mais leur étude, en apparence moins avancée, n’a pas été moins utile, et nous devons nous attendre à ce qu’elles soient l’objet d’une curiosité toujours plus active. On leur doit d’avoir mis les astronomes, d’une façon encore plus pressante, dans l’obligation d’élargir leurs vues cosmogoniques. La stabilité des orbites planétaires cesse de paraître une loi universelle. Il suffit de la durée d’une révolution lunaire pour que des changements profonds s’accomplissent dans des systèmes plus éclatants et plus vastes que le nôtre. Le Soleil, immuable de figure et d’éclat, tenant à distance son cortège de satellites minuscules, n’est plus le type stellaire général. La dualité, l’association étroite, s’imposent dans l’univers sidéral comme dans le règne organique et les idées d’Herschel et de Laplace, assignant comme terme uniforme au travail mystérieux des nébuleuses la constitution de globes solides, à température presque fixe, sont déjà presque aussi loin de nous que l’antique doctrine qui plaçait la Terre au centre immobile du monde.
PIERRE PUISEUX.