L'« earth-effect ». Dans leur recherche de la déviation générale des raies du spectre solaire vers l'extrémité rouge prédite par la physique relativiste (voir ci-dessous, Relativité), Evershed et Royds, en 1916, à l'Observatoire de Mount-Wilson, avaient trouvé des déviations insuffisantes à confirmer la théorie einsteinienne. Aussi proposèrent-ils une explication des déplacements observés qui n'invoque que les courants régnant dans la couche incandescente du Soleil. Ces courants devant se diriger systématiquement en sens inverse de la direction Soleil-Terre, les auteurs proposèrent l'hypothèse assez inattendue d'une répulsion subie par les gaz solaires de la part de la Terre et non de la part des autres planètes (1). Il en résulterait que les longueurs d'onde mesurées dans le spectre de la lumière émanée de l'hémisphère solaire dirigé vers la Terre seraient systématiquement moindres que les longueurs d'onde des raies correspondantes dans le spectre de la lumière émanée de l'hémisphère regardant une autre planète et réfléchie par celle-ci, et la différence croîtrait avec la distance angulaire de la Terre et de la planète par rapport au Soleil. L'observation spectroscopique de Vénus avait semblé confirmer cette hypothèse.

Ch. E. St. John et S. B. Nicholson ont repris récemment cette étude à l'Observatoire de Mount-Wilson (2). Le déplacement systématique vers le rouge des raies de la lumière solaire directe vis-à-vis des raies de la lumière réfléchie sur Vénus est bien réel; mais c'est à la hauteur de la planète au-dessus de l'horizon, et non à sa distance angulaire à la Terre par rapport au Soleil, qu'est liée la grandeur de ce déplacement, et l'hypothèse d'une répulsion terrestre, d'un « earth-effect », doit être abandonnée (3). La confusion

(1) OBS., t. 42 (1919), p. 52 et t. 43 (1920), p. 153.

(2) Ch. E. St. John et S. B. Nicholson, On systematic Displacements of Lines in Spectra of Venus, APH. J., t. 53 (1921, 1), P. 380.

(3) Un autre « earth-effect >> a été signalé récemment par L. Rodès La Terre exerce-t-elle une influence sur la formation des taches du Soleil? C. R., t. 173 (1921, 2), p. 550. De l'étude de 3000 clichés pris à l'Observatoire de l'Ebre, l'auteur conclut à une formation généralement plus abondante de taches sur l'hémisphère

d'Evershed et Royds provient de ce que la configuration des trois astres est elle-même liée à la hauteur de Vénus audessus de l'horizon moyennement la plus commode pour les observations; c'est, par exemple, dans le voisinage de la plus grande digression de Vénus que les hauteurs les plus favorables seront maxima (1).

DISTANCES DES ÉTOILES

La distance d'une étoile au système solaire résulte de sa parallaxe, angle suivant lequel, de l'étoile, on apercevrait

opposé à la Terre que sur l'hémisphère tourné vers la Terre. De même qu'elle est l'astre le plus dense du système solaire, nɔtre planète posséderait-elle une certaine propriété (telle que magnétique ou électrique) à un plus haut degré que les autres planètes ?

(1) Le petit résidu qui se maintient après déduction de l'influence de la hauteur s'explique par un éclairement dissymétrique de la fente dû à la séparation de l'image visuelle et de l'image photographique par la réfraction atmosphérique, tandis que cette dissymétrie dépend du diamètre de l'image et de la largeur de la fente. A rapprocher de ceci : J.W. Nicholson et T. R. Merton, On the Effect of Asymetrie on Wave-Length Determinations, PR. R. S., t. 98 (1921), p. 261. Cette étude du spectre de Vénus a conduit ses auteurs à une détermination extrêmement remarquable du rayon mɔyen de l'orbite terrestre : E. St. John et S. B. Nicholson, Determination of the Solar Parallax from spectroscopic Observations of Venus, A. S. PAC., t. 32 (1920), p. 332. Le déplacement des raies est un effet Doppler-Fizeau de la variation des distances Soleil-Vénus et VénusTerre. Or ces distances peuvent s'exprimer en fonction de la seule distance moyenne de la Terre au Soleil. En égalant le déplacement spectral mesuré à son expression en fonction de cette mɔyenne distance Soleil-Terre, on obtient une équation ne renfermant que cette distance comme inconnue. L'extrême précision des mesures spectroscopiques permet de compter sur une approximation comparable à celle des autres procédés. La valeur conclue de la paral- . laxe solaire est 8',813.

Rotation de Vénus. A propos de ces observations de Vénus (et bien qu'il ne s'agisse plus ici de mesures spectroscopiques), signalons que la question controversée de la rotation de cette planète a été élucidée par Pickering au début de 1920: THE JOURNAL OF THE BRITISH ASTRONOMICAL ASSOCIATION, t. 31 (1921), p. 218. L'axe de rotation fait un angle petit avec le plan de l'orbise, et sa projection sur ce plan a eu la direction du Soleil le 10 janvier 1921, par une longitude héliocentrique de 46°,6. La durée de la rotation est de 68 heures.

IVe SÉRIE. T. II.

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transversalement le rayon moyen de l'orbite terrestre une parallaxe d'une seconde correspond à 206 265 rayons moyens de l'orbite terrestre ou à 1190 jours de durée de parcours de la lumière; cette distance est, par définition, le « parsec ».

La distance des étoiles les plus rapprochées se déduit des variations de leurs directions par rapport à la Terre au cours d'une année : c'est la méthode trigonométrique, véritable triangulation topographique. Cette méthode s'est beaucoup perfectionnée dans les dernières années par la substitution de la plaque photographique à l'œil de l'observateur, ce qui permet des mesures d'une précision bien plus grande (1).

Pour les étoiles inaccessibles à la méthode trigonométrique à cause de leur trop grand éloignement, on introduit la notion de grandeur absolue, qui est la grandeur apparente pour un observateur situé à un parsec de distance. Il y a nécessairement une relation entre la grandeur apparente, la grandeur absolue et la parallaxe. De ces trois quantités, la première se mesure au photomètre, la deuxième se déduit de l'observation spectroscopique, par l'intensité relative de certaines lignes spectrales, eu égard à la classe spectrale de l'étoile, et par interpolation des résultats des observations des étoiles de la même classe dont la parallaxe est connue : c'est la méthode spectroscopique proposée par Adams en 1916 (2). Le même astronome a publié en 1921 un important catalogue de parallaxes stellaires obtenues par cette méthode, dont les progrès marchent nécessairement de pair avec ceux qu'apporte à la méthode trigonométrique le perfectionnement

(1) Quelques travaux publiés en 1921: Ph. Fox, Mesures de parallaxes stellaires à l'observatoire Dearborn, C. R., t. 172 (1921, 1), p. 1016; A. Rambaut, Parallaxes of 5-6 Stars..., M. N., t. 71 (1920-1921), p. 579; F. Allen et F. Schlesinger, The Parallaxes of 34 Stars, AN. J., t. 33 (1920-1921), p. 138; K. Burns, Photographic Determinations of the Parallaxes of 70 Stars, même vol., p. 171; R. Aitken, Recent Determinations of stellar Parallaxes by photographic Method, a Reivew, A. S. PAC., t. 33 (1921), P. 41.

(2) W. S. Adams et A. H. Joy, The Luminosities and Parallaxes of five hundred Stars, APH. J., t. 46 (1917), p. 335. D.L. Edwards, The spectroscopic Determination of Parallaxes, OBS., t. 44 (1921, p. 234.

des instruments (1). A signaler encore des notes de H. Turner sur la comparaison des deux méthodes (2).

On s'est aussi proposé le calcul de la parallaxe moyenne de groupes d'étoiles. On connaît la vitesse de la Terre par rapport à l'ensemble des étoiles : 19 à 20 km. par seconde ; et, en un siècle, le Soleil se déplace de 410 fois le rayon moyen de l'orbite terrestre. Si l'ensemble des étoiles constituait un système indéformable, le recoupement sur chacune d'elles de deux lignes de visée terrestres séparées par un intervalle suffisant permettrait le calcul de sa distance.

Mais les étoiles sont animées de mouvements relatifs, et cette méthode ne peut s'appliquer que d'une manière statistique à la parallaxe moyenne d'un groupe d'étoiles défini par un caractère physique commun, photométrique ou spectroscopique, et dont les composantes sont censées animées de vitesses distribuées de la même façon que, dans un gaz, les molécules de celui-ci.

H. N. Russell a apporté récemment une contribution théorique à cette question (3), avec application à 180 étoiles à hélium, du type d'Orion. La parallaxe moyenne a été trouvée égale à o",0083 ou à o",0058 (400 ou 570 années de lumière) suivant que le calcul était basé sur le déplacement du système solaire ou sur les mouvements propres des étoiles. C'est le premier nombre qui doit inspirer confiance, la deuxième parallaxe étant probablement abaissée par l'introduction d'étoiles doubles sans qu'on l'ait su, et dont le mouvement périodique a été compté comme mouvement propre.

(1) W. S. Adams, A. H. Joy, G. Strömberg et C. G. Burwell, The Parallaxes of 1646 Stars derived by the spectroscopic Method, APH. J., t. 53 (1922, 1), p. 13.

(2) H. Turner, Note on the Comparison of Trigonometric Parallaxes with spectroscopic, M. N., t. 81 (1920-1921), P. 354; Further Note..., même vol. p, 597. G. Strömberg, Systematic Corrections to spectroscopic and trigonometric Parallaxes, APH. J., t. 55 (1922, 1), P. II.

(3) H. N. Russell, On the Accuracy with which mean Parallaxes can be determined from parallactic and peculiar Motions, APH. J., t. 54 (1921, 2), p. 140.

MESURE INTERFÉRENTIELLE DU DIAMÈTRE D'UNE ÉTOILE

Cette Revue d'Astronomie a signalé, l'an dernier, les recherches récentes sur la mesure interférentielle des petites distances angulaires et rappelé les fondements théoriques de ces recherches (1). Au télescope de 100 pouces de l'observatoire de Mount-Wilson, et sous la direction de A. A. Michelson, J. A. Anderson avait mesuré la distance angulaire des composantes de l'étoile double Capella, a du Cocher. Mais la mesure interférentielle de distances angulaires aussi petites que les diamètres apparents des étoiles exigeait, selon toutes les probabilités, un écartement d'une vingtaine de pieds entre les deux faisceaux lumineux tombant de l'étoile et recueillis par le télescope. Comme on ne peut songer à la construction de miroirs aussi grands, un artifice était nécessaire (2). Ce fut celui que proposa naguère M. Hamy (3), et qui consiste dans la réception des faisceaux lumineux parallèles sur deux miroirs qui les renvoient l'un vers l'autre, perpendiculairement à leur direction primitive, jusque deux nouveaux miroirs qui leur rendent cette direction alors que leur distance est devenue assez petite pour permettre leur entrée dans le télescope.

Dans la réalisation de ce principe par A. A. Michelson à l'observatoire de Mount-Wilson, les quatre miroirs sont disposés dans une charpente solidaire du télescope de 100 pouces de diamètre et de 134 pieds de distance focale, dans un plan passant par l'axe du télescope et sur une même perpendiculaire à cet axe, symétriques deux à deux par rapport à celui-ci. Les deux miroirs extérieurs qui

(1) R. Q. S., 3me série, t. 30 (1921, 2), p. 268, (p. 26 du tiréà-part).

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(2) A.A. Michelson et F.G. Pease, Measurement of the Diameter of a Orionis with the Interferometer, APH. J., t. 53 (1921, 1), P. 249. (3) M. Hamy, La détermination interférentielle du diamètre des astres, ANNUAIRE DU BUREAU DES LONGITUDES POUR 1919, Notice B. D'autre part, M. Hamy a poursuivi ses recherches sur la mesure micrométrique du diamètre des astres, signalées dans cette Revue pour 1920 (R. Q. S., 3me série, t. 30, 1921, 2, note de la p. 270, p. 29 du tiré-à-part) Sur un cas particulier de diffraction des images des astres circulaires, C. R., t. 173 (1920, 2), p. 888, et B. A. MÉM., t. 1 (1921-1922), p. 197.