Quant à la Physique, elle admet qu'il existe un milieu par rapport auquel la lumière se meut en ligne droite et avec la même vitesse dans toutes les directions; et la Physique non-relativiste ajoute : il n'en existe point d'autre. C'est le milieu optique, l'éther des physiciens (1). A l'approximation la plus satisfaisante que l'on puisse actuellement exiger, toutes les observations vérifient que ce milieu optique est l'un de ceux par rapport auxquels le principe de l'inertie est vrai, à savoir celui-là même par rapport auquel les étoiles sont, dans leur ensemble, immobiles. Cette vérification consiste en ce que les équations qui expriment les mouvements célestes les plus certains sont satisfaites lorsque les résultats des observations visuelles sont, avant d'y être introduits, corrigés de ces termes dits d'aberration, qui tiennent compte, précisément, du déplacement de l'observateur par rapport au milieu optique censé solidaire de l'ensemble des étoiles.

Or il existe une expérience capable de déceler un mouvement de rotation par rapport au milieu optique : c'est l'expérience de Sagnac (2). - Un disque circulaire horizontal (de 0,50 m. de diamètre) est susceptible de prendre un mouvement de rotation autour d'un axe vertical (jusque deux tours par seconde). Sur le disque se trouvent une source lumineuse (monochromatique), des miroirs verticaux convenablement orientés, une lame sans tain et un objectif photographique avec plaque sensible. Un faisceau de rayons lumineux se partage sur la lame en deux pinceaux, l'un réfléchi, l'autre transmis. De miroir en miroir, les deux pinceaux font, dans des sens inverses, le tour du disque, et, traversant l'objectif, viennent impressionner la plaque photographique. Lorsque le disque est immobile, les chemins parcourus par les deux pinceaux (par rapport à l'éther) sont égaux, et ceux-ci, atteignant la plaque en concordance de phase, l'impressionnent de la même manière. Lorsque le disque est en mouvement, il y a inégalité des chemins

(1) Voir Astronomie et Relativité, R.Q.S., 4o série, t. 6 (1924, 2), P. 472.

(2) G. Sagnac, Un interféromètre en rotation uniforme, C. R., t. 157 (1913, 2), p. 708; pour une bibliographie plus détaillée, voir Astronomie et Relativité, loc. cit., note précédente, p. 479, fin note (1).

parcourus (par rapport à l'éther) par les deux rayons, dont l'un se propage dans le sens de rotation du disque, l'autre dans le sens inverse; les rayons atteignent la plaque en désaccord de phase, et les franges d'interférence sont déplacées d'une quantité proportionnelle à la vitesse angulaire de rotation du disque ainsi qu'à la surface limitée par le polygone que parcourent les deux rayons, et inversement proportionnelle à la vitesse de la lumière et à la longueur d'onde de la radiation lumineuse utilisée.

Pour vérifier la rotation de la Terre par rapport à l'éther, avec la même vitesse angulaire que par rapport aux étoiles, A. Michelson vient de refaire l'expérience de Sagnac en faisant jouer à la Terre elle-même le rôle du disque tournant (1). Ç'aurait été exactement l'expérience de Sagnac si elle avait pu se faire au pôle, et il a fallu, dans l'expression du déplacement des franges d'interférence, multiplier la vitesse de rotation par le sinus de la latitude.

La réalisation s'est faite à Clearing, près de Chicago. Sur un terrain soigneusement nivelé, a été construit un rectangle de 2010 pieds sur 1113, au moyen de tuyaux cylindriques de 20 pouces de diamètre, assemblés par des joints en caoutchouc. Aux sommets, des miroirs verticaux, à 45° sur les côtés du rectangle; dans le voisinage de l'un des miroirs, deux fenêtres pour l'entrée et la sortie des rayons lumineux. Dans la canalisation, le vide était fait jusqu'au demi-pouce de mercure, et les franges d'interférence s'observaient avec une grande netteté.

Le déplacement des franges, vis-à-vis de la position qu'elles auraient si la Terre était immobile, pouvait être prévue par le calcul. Pour la latitude du lieu (41o 46'), la vitesse de rotation de la Terre par rapport aux étoiles, la surface entourée par la canalisation, la vitesse de la lumière et la longueur d'onde de la lumière monochromatique équivalente à la lumière employée, ce devait être un déplacement égal aux 0,236 d'une largeur de frange (2).

(1) A. Michelson, puis A. Michelson et H. Gale, The effect of the Earth's rotation on the velocity of the light, APH. J., t. 61 (1925, 1), I, p. 137 et II, p. 140.

(2) Cette longueur d'onde efficace, 0,5700 μ, avait été mesurée au laboratoire. Quant à la vitesse de la lumière, déjà déterminée

Pour mesurer ce déplacement, il fallait connaître la position qu'auraient eue les franges sur la Terre immobile. Ceci a été obtenu en faisant parcourir à une partie du faisceau lumineux un autre circuit, partiellement emprunté au premier, et coupant au court dans celui-ci la surface entourée par ce second circuit était assez petite pour que le déplacement des franges correspondantes pût être négligé, et c'est à partir de ces franges que se mesurait le déplacement des franges d'interférence correspondant au grand circuit.

En 269 observations, groupées (généralement) en séries de 20, le déplacement observé a été, avec la même unité que ci-dessus, de 0,193 à 0,255, avec une moyenne de 0,230. L'expérience était tout à fait concluante : par rapport à des axes liés à la Terre, la lumière ne se meut pas en ligne droite et avec la même vitesse dans toutes les directions; au contraire, il en est ainsi par rapport à des axes liés à l'ensemble des étoiles. Cette conclusion garde sa valeur en Physique relativiste.

Variation des latitudes. Il y a une quarantaine d'années, les instruments d'observation se sont trouvés assez perfectionnés pour déceler de petites variations des latitudes terrestres, et permettre l'étude systématique de celles-ci. Uné association internationale s'est constituée pour l'étude de ces phénomènes, des observatoires ont été créés qui auraient uniquement à s'en occuper, et de l'ensemble des observations effectuées au cours de chaque année se déduit le déplacement de l'axe terrestre, et par con

jadis par A. Michelson, elle venait de faire l'objet d'une nouvelle mesure, très précise, du physicien américain: Preliminary experients on the velocity of light, APH. J., t. 60 (1924, 2), P. 256. Un faisceau lumineux, parti de Mount-Wilson, d'une face d'un miroir octogonal en rotation, est réfléchi, à Mount San Antonio, à 22 milles de là: la distance exacte des deux stations a été déterminée par le service géodésique; la rotation du miroir est réglée de façon que le rayon, à son retour, atteigne le miroir tournant sur la face suivante : cette vitesse de rotation est alors liée à la vitesse de la lumière. Ramenée au vide, cette dernière vitesse a été trouvée égale à 299820 km. par seconde.

séquent le déplacement du pôle à la surface de la Terre, au cours de cette année (1).

Le mouvement observé apparaît comme la superposition de deux mouvements, l'un d'une période de douze mois, l'autre dont la période est comprise entre quatorze et quinze mois (2).

La guerre a interrompu les travaux du Service international des latitudes. Depuis la guerre s'est créée l'Union astronomique internationale, avec une commission de la variation des latitudes. Au Congrès de Rome de 1921, cette commission s'est transformée dans une commission mixte, commune à l'Union astronomique internationale et à l'Union géodésique internationale, sous la présidence de Kimura. Dès 1916, la continuité des travaux avait été assurée par la création, entre états non belligérants, de l'Association géodésique restreinte, sous la présidence de R. Gautier (Genève). Des six observatoires de l'ancien Service international des latitudes, quatre ont pu poursuivre leurs travaux. Dans son assemblée générale de Madrid, en 1924 (3),

(1) Pour tous les détails concernant l'organisation du Service international des latitudes et les premiers résultats de ce Service, voir E. Pasquier, Sur les variations de la latitude et les déviations de la verticale, ANNALES DE LA SOCIÉTÉ SCIENTIFIQUE DE BRUXELLES, t. 36 (1911-1912), p. 1 de la deuxième partie.

(2) Si la Terre était un solide indéformable, le pôle décrirait à la surface de la Terre une petite circonférence en une période de dix mois, période eulérienne. Des deux périodes observées, l'une de douze mois, l'autre de quatorze à quinze mois, la première est attribuée aux phénomènes qui alternent, en un an, dans le voisinage de l'un et l'autre pôles. Quant à la deuxième, période chandlerienne (du nom de Chandler), c'est ce que devient la période eulérienne dans un solide, non pas indéformable, mais élastique, et pour une élasticité convenable de ce solide. — Article récent sur le mouvement du pôle, sa décomposition en mouvements périodiques simples et les causes de ces périodes: H. Wehner, Ueber den Verlauf der Polhöhenschwankungen, A. N., t. 220 (1923-1924), no 5280. Cet auteur décompose de la manière suivante la périodicité du mouvement polaire une période principale de 19 années qui est l'ennéadécaétéride du calendrier luni-solaire des Grecs, avec, à très peu près, son nombre entier de 235 lunaisons, et une période secondaire de

16 mois.

(3) G. Perrier, La deuxième assemblée générale de l'Union géodésique et géophysique internationale, Section de Géodésie. BULLETIN GÉODÉSIQUE, 1924, p. 241 (voir p. 263).

l'Union géodésique internationale a décidé, en principe, la reprise des observations en l'un au moins des deux autres observatoires. Ces six stations sont situées dans l'hémisphère nord, au voisinage d'un même parallèle le congrès de Madrid a envisagé également la création de stations dans l'hémisphère sud. La réalisation de ce projet semble bien souhaitable pourvu que, cette fois, les stations ne soient pas établies à grande distance de l'équateur (1).

Des publications récentes font connaître de quelle manière le pôle s'est déplacé à la surface de la Terre jusque vers la fin de 1922 (2). Le pôle a continué (sauf une exception qui va être signalée) son mouvement de rotation de la droite vers la gauche à l'intérieur d'une circonférence dont le diamètre n'excède pas une vingtaine de mètres. De 1912 à fin 1922, le pôle a fait neuf fois le tour de sa position moyenne, en des spires dont la moins développée a été décrite pendant la seconde moitié de 1918 et la première moitié de 1919. Pendant les deux derniers mois de 1918 et le début de 1919, le pôle est resté presque stationnaire, décrivant une petite boucle en sens inverse de son mouvement habituel. De spire en spire, la position moyenne du pôle s'est déplacée progressivement d'environ deux mètres, à peu près le long du méridien de Greenwich, et de manière à diminuer la latitude moyenne de cet observatoire. Ces particularités se constatent dans la figure ci-jointe (fig. 1) dressée d'après les documents anciens et récents, et sur laquelle a été tracée la trajectoire du pôle depuis le début de 1912. Chaque date marque la position du pôle au début de l'année correspondante. La graduation des axes a été faite à la fois en mètres et en secondes ; ces dernières mesurent l'angle que fait, dans chacune de ses positions,

(1) M. Alliaume, Meilleure approximation dans la détermination du pôle terrestre instantané et essai de systématisation des recherches sur la déviation de la verticale, BULLETIN DE LA CLASSE DES SCIENCES DE L'ACADÉMIE ROYALE DE BELGIQUE, 2e série, t. 10 (1924), p. 331.

(2) B. Wanach, Vorläufige Ergebnisse des internationalen Breitendienstes im Jahre 1917, A. N., t. 208 (1918-1920), no 4969; Die Polbewegung in den Jahren 1918 bis 1922, Ibid., t. 222 (1924), no 5314. Depuis le 5 septembre 1922, les observations se font d'après un programme nouveau.