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 0”,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).

(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.

reçoivent les faisceaux lumineux envoyés par l'étoile ont un écartement variable dans le voisinage de vingt picds. Les deux miroirs intérieurs, qui renvoient les rayons dans le télescope, ont un écartement constant de 45 pouces. La coïncidence des deux faisceaux au foyer de l'interféromètre (1), est obtenue par l'écartement approprié des deux miroirs extérieurs, puis, en fin mouvement, par la rotation d'une lame de verre à faces parallèles à travers laquelle passe l'un des faisceaux. La concordance de marche au foyer est assurée par la symétrie des miroirs par rapport à l'axe du télescope, et l'imperfection de cette symétrie est corrigée par le passage de l'un des faisceaux à travers une lame de verre à faces parallèles et d'épaisseur variable constituée par deux prismes aigus égaux disposés dans des sens inverses et dont l'un est fixe, l'autre mobile.

Un essai effectué en 1920 au moyen de l'interféromètre cmployé par Anderson pour l'observation de Capella avait déjà décelé une diminution de la visibilité des franges d'interférence dans la lumière de Bételgeuse, ou a Orion. Le 13 décembre 1920, on s'assura du réglage parfait de. l'appareil par des observations de ẞ Persée avec 81 pouces de distance entre les miroirs extérieurs, puis de ↑ Orion avec 121 pouces d'écartement. Gardant ce même écartement, on tourna le télescope vers Bételgeuse: les franges d'interférence étaient indiscernables; les bandes brillantes de l'un des spectres de diffraction occupaient les bandes obscures de l'autre, et de la distance des miroirs on pouvait, eu égard à la longueur d'onde efficace de la lumière, déduire le diamètre angulaire de la source (2). La meilleure valeur à attribuer à la longueur d'onde efficace de la lumière de Bételgeuse étant 0,575 μ, le diamètre angulaire de cet astre se trouve égal à o",047. Or sa distance est connue, d'où ses dimensions : le rayon de Bételgeuse vaut 275 fois celui du Soleil ; centrée sur le Soleil, la surface de cette étoile atteindrait presque l'orbite de Mars, et l'orbite de la Terre y serait enfoncée à prés d'un tiers de rayon (3).

(1) Cette Revue pour 1920, R. Q. S., 3me série, t. 30 (1921, 2), p. 269 (p. 27 du tiré-à-part).

(2) Résultat annoncé le 20 décembre par G. Hale dans les M. N., t. 81 (1920-1921), p. 166.

(3) Le rayon de Bételgeuse atteindrait 86 % du rayon moyen

Le calcul ci-dessus du diamètre apparent a été fait dans l'hypothèse d'une égale répartition d'éclat sur toute la surface apparente de la source. Pour une décroissance parabolique de l'éclat du centre au bord, comme la causerait une atmosphère, le diamètre apparent calculé et par conséquent le diamètre absolu devraient être augmentés de 17% (1).

Lorsque la mise au point définitive de l'appareil aura été faite en ce qui concerne le déplacement continu des miroirs extérieurs, ces recherches seront reprises et appliquées à d'autres étoiles, à commencer par a de la Baleine, a du Taureau (Aldébaran) et ß des Gémeaux (Pollux) (2).

A l'occasion de ces travaux de Michelson, Ch. Nordmann

de l'orbite de Mars. La parallaxe adoptée par Michelson et Pease est o",018; c'est la moyenne par poids de la parallaxe spectroscopique d'Adams et de deux parallaxes trigonométriques peu concordantes, o",030 et o",016. Ce calcul équivaut sensiblement à avoir attribué des poids égaux à la parallaxe spectroscopique et à la moyenne des parallaxes trigonométriques. La grande divergence de ces dernières les fait paraître peu satisfaisantes, mais on arriverait à peu près au même résultat final, à savoir o",0165, en adoptant la moyenne de la parallaxe spectroscopique et de la parallaxe trigonométrique que l'on trouve dans le récent catalogue d'Adams et de ses collaborateurs, sous les références des Obse:vatoires d'Yale et d'Alleghani. Avec cette parallaxe, le rayon de Bételgeuse atteindrait 93 % du rayon moyen de l'orbite de Mars. Sur la parallaxe de Bételgeuse, voir encore : F.Schlesinger, The Parallax of a Orionis, AN. J., t. 33 (1920-1921), p. 130; la valeur obtenue est o",013; O. See, même titre, AN. J., et même volume, p. 146, parallaxe de o",017.

Cette première mesure d'un diamètre stellaire inspire à See une étude cosmogonique: Stellar Development on Relation to Michelson's Measurement of the Diameter of Betelgeuse, NATURE, t. 106 (1921), p. 663.

(1) M. Hamy, Sur la détermination interférentielle du diamètre des étoiles dont l'éclat superficiel n'est pas uniforme, C. R., t. 174 (1922, 1), P. 342.

(2) Dans une note de son numéro de juin 1921 (t. 44, p. 191) THE OBSERVATORY rapporte, d'après la POPULAR ASTRONOMY, que, le 12 février, F. G. Pease aurait mesuré le diamètre apparent d'Arcturus par l'interférence de deux faisceaux lumineux distants de 19 pieds; ce diamètre serait o",020, ce qui, moyennant une parallaxe de o",12, correspondrait à un diamètre linéair égal à 154 fois celui du Soleil.

a rappelé des études remontant à une dizaine d'années (1) et dans lesquelles il avait établi une relation entre les diamètres apparents, les grandeurs photométriques et les tempétatures efficaces de deux étoiles. La mesure des températures stellaires au moyen de son photomètre hétérochrome et la comparaison avec le Soleil lui permettent donc le calcul des diamètres apparents. Une observation récente de Bételgeuse a fourni une température de 2680°, d'où un diamètre apparent de o",059 (2).

On doit à H. N. Russell un travail analogue (3) dans lequel le diamètre apparent de l'étoile se calcule au moyen de sa grandeur visuelle et de son « colour-index ». L'article se termine par une table des valeurs ainsi conclues pour les diamètres apparents d'une quarantaine d'étoiles pour Bételgeuse un diamètre apparent de o",031..

L'ASTRONOMIE ET LA RELATIVITÉ

on y lit

C'est au témoignage de l'Astronomie que fait appel la Mécanique relativiste. Elle prétend justifier les petites divergences demeurées entre les résultats de la théorie newtonienne et les observations des perturbations planétaires; elle exige une déviation des rayons lumineux à leur passage dans le voisinage de masses considérables comme le Soleil ; elle prédit d'autres positions des raies dans le spectre suivant

(1) Ch. Nordmann, Sur le diamètre apparent de Bételgeuse, C. R., t. 172 (1921, 1), p. 906; rappel d'articles anciens C. R., t. 150 (1910, 1), PP. 448 et 669 ; t. 152 (1911, 1), P. 73. Sur le calcul des diamètres stellaires d'après les températures, on trouvera une bibliographie abondante et des renseignements nouveaux dans F. Wilsing, Ueber die Beziehungen zwischen den Farben, den Temperaturen und den Durchmessern der Sterne, A. N., t. 214 (1921), no 5124.

(2) En fait de recherches récentes sur la température des étoiles, il faut signaler: Ch. Nordmann et Le Morvan, Détermination des températures effectives de quelques étoiles et de leur « colour-index », C. R., t. 173 (1921, 2), p. 72 et 380. On y trouve les températures absolues d'une vingtaine d'étoiles mesurées au moyen du photomètre hétérochrome des auteurs, et allant de 3050° (n Gémeaux) à 27700° (Z Persée).

(3) H. N. Russell, The probable Diameters of the Stars, A. S. Pac. t. 32 (1920), p. 307.