MESURE DES PARALLAXES DES ÉTOILES
ment propre désignait comme devant être probablement une des étoiles les plus voisines de la Terre.
On connaît aujourd'hui avec précision les parallaxes d'une vingtaine d'étoiles (*).
Les mesures de parallaxe annuelle se font avec le micromètre filaire de l'équalorial ou à l'aide de l'héliomètre. Dans ces derniers temps, M. Pritchard, à Oxford, a appliqué la photographie à ce genre de recherches et démontré les avantages qu'on peut attendre de ce nouveau procédé.
100. Aberration. — Bradley, en cherchant àdéterminer la parallaxe annuelle des étoiles, découvrit l'aberration (1728) et l'attribua à la combinaison de la vitesse de la lumière avec celle de la Terre.
(1) Voici les Taleurs de ces parallaxes:
Etoiles
Grandeur Parallaxe
Années de lumière
a Centaure
61 Cygne
21185 Ul
34 Groorobridge . .
17415 Arg. Oeltz . .
ff Dragon
21258 Lai
Sirius
Wega
70 p Ophiuchus . .
i Gr. Ourse ....
Arcturus
1K30 Groombridge .
y Dragon
Polaire
3(177 Bradley. . . .
85 Pégase
a Cocher
La propagation successive de la lumière, soupçonnée par Galilée, fut démontrée par Rœmer (4675), diaprés les observations des éclipses des satellites de Jupiter. Jupiter a quatre satellites dont les durées T de révolution sidérale et tes distancés R à cette planète ont les valeurs suivantes :
1" satellite . . .
2* satellite, . .
3* satellite. . .
4* satelUte. . .
Les orbites de ces satellites étant très peu inclinées sur celle de Jupiter, les éclipses ont lieu à chaque révolution quand le satellite pénètre dans le cône d'ombre de la planète et on peut facilement en déterminer la durée. En effet, l'ombre de Jupiter fait le tour de la planète supposée immobile, en 4332i,588, durée de la révolution sidérale de Jupiter ; son moyen mouvement est donc :
D'autre part, le moyen mouvement du satellite est :
La vitesse relative ou synodique est donc n! --n et par suite, la durée d'une révolution synodique, ou l'intervalle de deux éclipses, est donnée parla formule :
(<) R Mt exprimé en rayons de la planôte.
Si donc une éclipse a lieu au temps ^ la suivante se produira à l'époque t + 16J,7535, la troisième à l'époque ^4-2 Xi6j,7535, etc..
Or Rœmer constate un retard dans le moment de la production des éclipses à mesure que la Terre s'éloigne de Jupiter, depuis Topposition jusqu'à la conjonction, et une ayancedans Tautre moitié derorbite. Ce retard, lemémepour tous les satellites, est proportionnel à l'augmentation de distance TJ. Il en conclut que la lumière emploie 8*13% (493% Delambre ; 497*,8, Struvej à parcourir la moyenne distance de la Terre au SoleiL
Conséquences. — 1^ Un astre en mouvement est vu dans une position différentede celle qu'il ocpupe réellement au moment de l'observation. Ce phénomène constitue taherration plané" taire^ dont la correction s'obtient en retranchant du temps de l'observation, le temps employé par la lumière pour venir de l'astre : le lieu apparent observé est le lieu vrai pour le temps ainsi corrigé'. Ou bien on réduit le lieu apparent au Ueu vrai en calculant, à l'aide du mouvement diurne de la planète, la variation de ses coordonnées pendant le temps "employé par la lumière à parcourir l'intervalle.
Un astre immobile est vu dans son lieu vrai, abstraction faite de l'aberration de Bradley.
En raison du temps énorme que met la lumière à venir des étoiles, nous voyons un état du ciel qui peut être très différent de l'état vrai (<).
. (1) La différence à laquelle 11 est fait id illusion, est celle qui provient des Tariations de position et d'éclat des étoiles. Un ciel immobile, Ta de la Terre animée de son donble mouvement de translation et de rotation, apparaît sous son aspect réel, sauf les très pelils déplacement^ dus à Taberration de Bradley, malgré le temps quelquefois très long et très différent
2o La propagation successive de la lumière combinée avec le mouvement de translation de la Terre prodoit Y aberration \ ^S' des fixes.
L'observation (^) montre que les rayons venant d'un astre à la Terre mobile font voir Tastre dans une direction qui est celle de la diagonale du parallélogramme construit sur la direction vraie du rayon et sur la direction de la vitesse de translation de la Terre {fig. 86), les longueurs Fig. S6. des côtés étant la vitesse Y de la lumière
dans le vide et la vitesse v de la Terre. On a :
sin a V
sin S'Tr ■" V ou 2 par approximation
a = rr-?-r^sinSTr, V sm 1
qua la lumière emploie pour venir des dlTerses étoiles. Il est à remarquer, avec Arago, que cette proposition oe serait nullement eiacle, si Ton sup- , poMil la Terre immobile et le ciel ou Tensemble de tous les astres ezécu« faut autour d*eUe une révolution complète en vingl-quatre heures. L^aspec^ du ciel serait alors entièrement différent de la réalité, en raison de la diffé • retire des temps employés par la lumière pour nous venir des astres. Les mauvements relatifs de ces astres, en les rapprochant ou les éloignant de noua, produiraient des variations de positions relatives qui deviendraient trâs sensibles dans les étoiles doubles et les planètes. La démonstration de la propagation successive de la lumière, due aux expériences de Foucault et de M. Fizeau, combinée avec l'absence de pareilles inégalités dans le mouvement des astres mobiles, devient alors une preuve du mouvement de rotation de la Terre. — Voif sur ce sujet Arago, A»ir<momie populaire, L m, p. 35.
(1) Dans l*élat actuel de la science, il n*eM pas possible de donner une démonstration théorique do ce théorème, qu'on doit accepter comme un râsultat de rexpérie&ce.
