Georges Bruhat

“ La répartition des étoiles dans le Ciel n’est pas uniforme : la plupart des étoiles sont accumulées dans la Voie Lactée. L’immense traînée blanche de la Voie Lactée dessine dans le Ciel un grand cercle de la sphère céleste qu’on appelle le cercle galactique ou l’équateur galactique, et l’on sait que le télescope résout les nuages qui la composent en un fourmillement d’étoiles. ”

“ Il convient d’ailleurs de remarquer qu’une cellule photo-électrique n’est sensible qu’à une région du spectre, et que cette région ne coïncide, en général, ni avec celle où se trouve le maximum de sensibilité de l’œil, ni avec celle où se trouve le maximum de sensibilité de la plaque photographique. Un photomètre photo-électrique définit donc en général une échelle de magnitudes qui n’est ni celle des magnitudes visuelles, ni celle des magnitudes photographiques, de sorte que les catalogues qu’il permettrait de dresser ne pourraient pas être comparés aux catalogues actuels. ”

“ Le problème de la mesure énergétique d’un flux lumineux est un problème difficile, qu’on ne peut guère aborder directement pour le flux très faible que nous envoie une étoile. On a pu par contre déterminer au laboratoire la répartition de l’énergie dans le spectre de certaines sources : on photographie sur la même plaque, avec le même temps de pose, le spectre d’une de ces sources et le spectre de l’étoile à étudier, et l’on déduit facilement la répartition de l’énergie dans le spectre stellaire de la mesure du rapport des éclairements de ces deux spectres pour les diverses longueurs d’onde. ”

“ Au lieu des mille étoiles que cataloguait Ptolémée, nous en avons catalogué plus d’un million, et nous savons que notre Galaxie en contient des milliards ; nous savons qu’elle n’est qu’un système stellaire entre des millions d’autres, et rien ne nous indique que les instruments encore plus puissants actuellement en construction ne nous révéleront pas encore d’autres systèmes. ”

“ La formule de Pogson permet facilement de se rendre compte de l’importance du gain en magnitude que donne l’emploi d’un objectif de grande ouverture. Le flux reçu par un objectif de surface est ; comme, quelle que soit la surface de l’objectif, l’image de l’étoile est ponctuelle et que tout le flux est reçu par un même élément rétinien, deux objectifs d’ouvertures et et de surfaces et donneront à l’œil la même impression pour des étoiles d’éclats apparents et tels qu’on ait ”

“ Cette évolution du spectre est progressive, et l’on passe d’une façon continue d’une classe à l’autre. On a l’impression très nette que les spectres stellaires forment une suite unique, et que leurs variations lorsque l’on parcourt la série principale des étoiles dépendent d’une seule variable, variant d’une façon continue. Le développement des théories spectroscopiques modernes a permis de montrer que toutes les atmosphères stellaires doivent avoir des compositions voisines, et que l’évolution du spectre est due simplement à la variation de la température. ”

“ Une cellule photoélectrique est constituée par une ampoule où l’on a fait le vide, et dont une partie de la surface intérieure est recouverte par une couche d’une substance convenable, généralement d’un métal alcalin, cæsium ou potassium. Lorsqu’on fait tomber un flux lumineux sur cette couche sensible, elle émet des électrons et, pour un flux monochromatique, le nombre d’électrons émis par seconde est proportionnel au flux reçu par la couche sensible. ”

“ Il suffit, pour employer une cellule photo-électrique à la photométrie stellaire, de la mettre à la place de l’oculaire, derrière le plan focal de l’objectif utilisé, et d’isoler par un diaphragme, dans ce plan focal, l’étoile à mesurer : les courants donnés par diverses étoiles sont proportionnels aux flux qu’elles envoient sur l’objectif, donc à leurs éclats apparents . ”

“ Lorsque les différences de magnitude dépassent 0,5, l’œil devient incapable d’apprécier leur importance : il faut de toute nécessité recourir à une mesure photométrique régulière, c’est-à-dire affaiblir l’image la plus brillante pour l’amener à être identique à l’autre, en opérant la réduction au moyen d’un appareil qui permette de connaître à chaque instant le degré d’affaiblissement. ”

“ L’étoile artificielle est constituée par l’image qu’un système optique M donne du filament d’une lampe électrique L : il est possible, en employant un filament assez petit et un système optique convenable, de réduire suffisamment les dimensions de l’image pour qu’elle apparaisse comme un point dans un oculaire faiblement grossissant. ”

“ On amène entre E1 et E2 l’image E que l’objectif de la lunette donne de l’étoile à étudier, on observe à l’aide de l’oculaire O, et on déplace le coin jusqu’à réaliser l’égalité d’aspect. Si est la magnitude de l’étoile qui donne cette égalité lorsque le tambour est au zéro, la magnitude de l’étoile qui correspond à un déplacement est , la constante étant une constante instrumentale qu’on peut connaître une fois pour toutes. ”

“ Le but essentiel de l’enseignement est, en leur faisant connaître les résultats acquis, de leur faire comprendre les méthodes qui ont permis de les obtenir, de leur donner une idée exacte de ce que sont les choses que l’on mesure, de les mettre à même de se rendre compte de la précision avec laquelle on les mesure. ”

“ Nous verrons également au chapitre quels résultats surprenants ont fourni ces mêmes mesures, appliquées, à l’aide du télescope de 2 m 50 du Mont-Wilson, aux nébuleuses spirales.
Les spectres des étoiles d’une même classe peuvent différer par les intensités relatives des raies d’un même élément. Le développement des études spectroscopiques faites au laboratoire sur les sources terrestres et les progrès des théories de l’émission des raies spectrales qu’elles ont entraînés ont permis, depuis une vingtaine d’années, d’en aborder l’interprétation. ”

“ Ce n’est qu’après avoir fait cette discussion que l’on peut indiquer comment on peut se faire une image d’ensemble de l’Univers, car ce n’est qu’à ce moment que l’étudiant peut se faire une opinion personnelle sur la valeur de cette image : il saura quels en sont les traits essentiels imposés par l’observation, quelles en sont les parties où l’imagination théorique a dû suppléer à l’insuffisance de nos connaissances, quels sont les faits expérimentaux qu’elle est encore impuissante à représenter. ”

“ La détermination par des mesures méridiennes des positions de plusieurs millions d’étoiles représentait une tâche inaccessible par son étendue : la création par les frères Henry en 1884 de la photographie astronomique conduisit à remplacer la publication de catalogues par la publication de cartes reproduisant les clichés obtenus dans la photographie du Ciel. La Carte du Ciel fut alors entreprise par la collaboration de 18 observatoires répartis sur toute la surface de la Terre, qui se partagèrent l’ensemble du Ciel ”

“ La complexité du phénomène n’a pas permis de le représenter par une loi simple : mais, pour une plaque donnée, les diamètres sont une fonction régulièrement croissante de l’éclat, et la relation entre la magnitude et le diamètre, , peut être représentée par une courbe qu’il est facile de tracer si le cliché contient un certain nombre d’étoiles de magnitude connue. ”

“ Un cours d’Enseignement supérieur n’est en effet pas destiné à énoncer aux étudiants des faits et des hypothèses sans les prouver ou les justifier, pas plus qu’à leur faire l’énumération de théories contradictoires ou à leur donner l’indication bibliographique des mémoires qui les contiennent. ”

“ Une fois qu’un cliché d’une portion du Ciel a été obtenu, il est possible de mesurer au laboratoire les positions des étoiles qui y sont enregistrées, sans être gêné par les variations des conditions atmosphériques qui limitent les possibilités de l’observation directe. On entreprit ainsi de publier, en même temps que la Carle du Ciel, un Catalogue Astrographique donnant les positions de toutes les étoiles jusqu’à la 11e grandeur : il comprendra, lorsqu’il sera achevé, environ 3 millions d’étoiles. ”

“ Sirius, de magnitude visuelle −1,58, a seulement une magnitude radiométrique −1,27 : quoiqu’il nous envoie environ 10 fois plus de lumière que Bételgeuse on trouve, lorsqu’on mesure l’énergie totale (visible et infra-rouge) , qu’il ne nous envoie que les 2/3 de l’energm que nous envoie Bételgeuse. Il faut d’ailleurs signaler que, si l’on fait la correction relative à l’absorption des radiations de courte longueur d’onde par notre atmosphère, on trouve finalement que Sirius émet un peu plus (10 p. 100) d’énergie que Bételgeuse. ”

“ Les photomètres à plages permettent de réduire l’erreur de pointé à environ 2 p. 100 sur l’éclairement, et, en prenant la moyenne d’une série de pointés, de déterminer les magnitudes avec une précision de l’ordre de 0,01. Mais il faut noter que leur emploi est limité aux étoiles assez brillantes pour que le flux lumineux que recueille la lunette produise encore une sensation permettant l’appréciation des contrastes lorsqu’il est réparti sur une surface de la rétine comprenant un grand nombre d’éléments rétiniens. ”

“ La mesure de l’énergie rayonnée par une étoile est très délicate, car l’énergie que l’on peut recevoir, même sur un miroir à grande ouverture, est très faible. On est pourtant arrivé, avec le grand télescope de 2 m 50 du Mont-Wilson et avec un galvanomètre extrêmement sensible, à pousser les mesures jusqu’à la magnitude m = 5 ”

“ On a pu évaluer leur distance, et fixer ainsi les dimensions de la Galaxie : on considère maintenant (p.) que son diamètre est de l’ordre de 30 000 parsecs. Mais le Soleil est loin d’en occuper le centre : le centre se trouve à quelque 10 000 parsecs de nous dans la région du Sagittaire.
Le système galactique contient peut-être 30 milliards d’étoiles, qui ne sont naturellement pas réparties uniformément dans tout l’espace qu’il occupe. On a pu étudier la rotation de la Galaxie autour de son centre (cf. chap.) ”

“ Comparons à une étoile A0 une étoile rouge de la classe M, de température beaucoup plus basse, et supposons qu’elle ait même magnitude radiométrique . Comme son spectre contient proportionnellement plus d’infra-rouge et moins de radiations visibles, l’étoile M a un éclat plus faible que l’étoile A0 et une magnitude visuelle supérieure à la magnitude visuelle de l’étoile A0, qui est precisément . Pour une étoile rouge, la différence , qu’on appelle l’indice de chaleur, est positive : sa valeur, qui est de 1,8 pour les premières étoiles de la classe M0, atteint 4 et 5 pour les étoiles M5 et M8 ”

“ Les radiations infra-rouges envoyées par l’étoile doivent parvenir jusqu’à la pile, sur laquelle l’objectif forme l’image de l’étoile : il faut employer un télescope à miroir, car les lentilles de crown des objectifs des lunettes absorbent ces radiations ”

“ On voit qu’on gagne 5 grandeurs lorsqu’on multiplie par 10 l’ouverture de l’objectif. Si l’on admet que l’œil nu, avec une ouverture de pupille de 8 mm, peut voir les étoiles jusqu’à la 6e grandeur, on en déduit qu’une lunette de 8 cm permet de voir les étoiles de 11e grandeur, qu’une lunette de 80 cm permet d’atteindre la 16e grandeur, et que le télescope de 2 m 50 du Mont-Wilson rend visibles les étoiles de 19e grandeur. ”

“ Le chapitre est consacré à l’étude des distances et des dimensions des étoiles, le chapitre à l’étude de leurs masses, déduites de l’observation des étoiles doubles : on verra dans ces deux chapitres quel secours puissant les méthodes de l’Astronomie physique ont apporté en ces questions aux méthodes plus anciennes de l’Astronomie de position. ”

“ Les amas galactiques. — Amas galactiques et amas globulaires. — Mouvements propres des étoiles d’un amas galactique. — Spectres des étoiles des amas galactiques. — Distances, dimensions et répartition des amas galactiques.
Les amas globulaires. — La structure des amas globulaires — Distance des amas globulaires. — Dimensions des amas globulaires. — La répartition des amas globulaires et les dimensions de la Galaxie. — Vitesse radiale des amas et rotation galactique.
Chapitre X
Les nébuleuses extragalactiques ”

“ Dans un tel appareil, on forme sur la plaque, en un point du spectre, l’image d’une fente lumineuse à l’aide d’un flux , et l’on reçoit sur une pile thermo-électrique ou sur une cellule photo-électrique le flux transmis ; en déplaçant la plaque, on peut enregistrer les déviations du galvanomètre, c’est-à-dire les variations du flux en fonction de la position du point du spectre où passe le faisceau, c’est-à-dire en fonction de la longueur d’onde ; on en déduit facilement la courbe du noircissement en fonction de . ”

“ Les premiers miroirs paraboliques en verre ont été construits par Foucault en 1856 ; la principale difficulté de leur emploi est que de faibles déformations par flexion d’un miroir détruisent la qualité des images qu’il fournit ”

“ La température des étoiles
et la constitution de leurs atmosphères
La température des étoiles d’après leur spectre continu. — Les lois du rayonnement du corps noir. — Principe des déterminations absolues de températures stellaires. — Déterminations relatives de températures stellaires. — Résultats des mesures. — Causes d’erreurs systématiques dans la détermination spectrophotométrique de la température. — Températures déduites des indices de couleur. — Températures des étoiles géantes et des étoiles naines. ”

“ Photométrie visuelle. — Principe des méthodes de mesure. — Photomètre à coin à étoile artificielle. — Les catalogues photométriques. — Précision des mesures visuelles. — Photomètres à plages.
Photométrie photographique. — Les lois du noircissement. — Photométrie stellaire extrafocale. — Photométrie focale. — Les catalogues photométriques. — L’indice de couleur. ”

“ Les étoiles doubles photométriques. — Observation des étoiles doubles photométriques. — Calcul des dimensions relatives du système. — Dimensions réelles et densités.
Masses et densités des étoiles. — Masse et densité moyenne par classe spectrale. — La relation masse-luminosité. — Les nains blancs.
Chapitre VII
Les nébuleuses galactiques
Nébuleuses galactiques et nébuleuses extragalactiques.
Les nébuleuses planétaires. — Nombre, distribution et forme des nébuleuses planétaires. — Distances et dimensions des nébuleuses planétaires. — Spectre de raies brillantes des nébuleuses. ”