CHAPITRE XIV

DÉTERMINATION DE LA VITESSE DE LA LUMIÈRE PAR L'OBSERVATION DES PHASES D'ALGOL

Nous avons vu qu' Algol ou (3 de Persée (liv. ix, chap. xxi, t. i, p. 398) est ordinairement de deuxième grandeur, mais que son éclat variable s'affaiblit jusqu'à n'être pîus que de quatrième grandeur, pour repasser à la troisième, puis à la deuxième durant un second intervalle de même durée. Cette étoile ne change pas d'éclat peu à peu, comme la plupart des étoiles variables; elle reste constamment de deuxième à troisième grandeur pendant 2 jours et 13 heures, et elle emploie de 7 à 8 heures pour décroître, descendre à la quatrième grandeur et revenir à être de deuxième à troisième grandeur, éclat qu'elle conserve de nouveau à peu près constant pendant

2 jours et 13 heures environ. Nous avons annoncé (liv. ix, chap. xxv, t. i, p. 408) que, d'après ces faits, quelques perfectionnements dans l'intensité de la lumière des étoiles variables pourraient conduire à une détermination directe de la vitesse de la lumière. Voyons maintenant comment l'observation des phases d' Algol pourrait se prêter à une pareille mesure.

Si , par exemple , la durée de la période de variation d'Algol , durée un peu variable avec le temps, est de

3 heures et demie, il arrive qu'en 105 minutes, moitié de 3 heures et demie, Algol s'élève de la quatrième à la troisième grandeur, il ne faut que 105 minutes pour que l'éclat de cette étoile double. Si la variation était proportionnelle au temps, à chaque minute correspondrait l/105e d'augmentation; mais au moment où l'astre est de troisième grandeur, s'opèrent les plus rapides changements. Peut-être même la variation, à cette époque, arrive- 1- elle à être double de la variation moyenne; peut-être monte-t-elle à l/52e par minute; l/52e est une variation d'intensité saisissable à la simple inspection ; ainsi l'on pourrait déterminer les moments de la phase intermédiaire d'Algol, les moments du passage de cette étoile par la troisième grandeur, à la précision d'une minute. Quelques perfectionnements dans les moyens de mesure photométrique permettraient probablement d'aller jusqu'à la moitié ou au quart de cette quantité.

Nous voilà presque arrivés à la précision dont les observations des éclipses des trois derniers satellites de Jupiter sont susceptibles. Rien n'empêchera donc que nous ne