Parallaxes stellaires

1° — Au $ 30 nous disons quels phénomènes résultent de la proximité d'une étoile; quand le paramètre «= R : s,1n°est pas pratiquement nul elle décrit annuellement une ellipse de parallaté étudiée au $ 34. L'expérience a montré que si toutes les étoiles décrivent annuellement une ellipse, c'est pour une raison différente (el/lipse d'aberration, $ 31).

En. fait les parallaxes stellaires (paramètres &) sont si petites que jusqu'au milieu du xix° siècle, on les considérait comme pratiquement nulles. Leur non-nullité ne fut mise hors de doute qu'à partir, du moment où l’on se décida à l'emploi de mesures différentielles. On étudie les variations de distance de l'étoile E soupçonnée de parallaxe non nulle, à deux étoiles voisines considérées ‘comme fixes : on élimine ainsi la réfraction et l'ellipse d’aberration qui sont sensiblement les. mêmes pour Pétoile E et les étoiles de comparaison. - :

2° __ La méthode différentielle peut être appliquée de plusieurs manières.

Bessel se servit de l’héliomètre (voir mon Cours sur la Construction des appareils de mesure et d'observation). La méthode la plus précise d'emploi consiste à dédoubler le système de l'étoile E et de l'étoile de comparaison C, de manière que les quatre images E, C, E’, C', soient équidistantes sur une même droite. IL faut pour cela donner un azimut convenable au système des deux lentilles, etles écarter de manière que l’une des doubles images soit déplacée d'une longueur EE’ double de la distance EC à mesurer.

On peut utiliser la photographie, soit en 6btenant des clichés diffé= ;

rents à six mois d'intervalle, au moment des quadratures, soit en utih- &ant le même cliché non développé et conservé dans l'obscurité; on le développe après 3 poses à 6 mois d'intervalle. La distance des astres est mesurée entre les images ponctuelles par les méthodes que nous verrons plus loin. Dans les diverses poses, on s'arrange de manière que les images correspondantes soient voisines et non superposées. Enfin on peut utiliser les observations méridieñnes, mais en détermi-

nant les coordonnées de l'étoile E par rapport aux étoiles voisines de

comparaison; ce qui élimine encore l'aberration el la réfraction. 3° .— Pour fixer les idées sur les ordres de grandeur, rappelons que Ia seconde sexagésimale d'angle a pour valeur en radian : à PS

0,000-004:848 = 1 : 206:300 environ.

Si la parallaxe annuelle vaut 1”, l’astre est à la distance de la Terrelk égale 206-300 fois la. distante moyenne de la Terre au Soleil (149:500:000 kilomètres).

Ceci posé la plus grande parallaxe connue celle de + Centaure. Elle vaut 0”,75. La distande de & Centaure à la Terre est donc :

(206:300 X< 4) : 3— 275-000 rayons moyens de l'orbite terrestre.

Cela fait : 41:10 kilomètres — 41 trillions de kilomètres.

Pour parcourir une telle distance à raison 3.10° kilomètres à la seconde, il faut à la lumière 1,37.10$ secondes.

, Or un jour contient 86-400 — 8,64.10* secondes;

une année contient 3,1557.107 secondes.

Il faut donc 4,343 ans à la lumière pour venir de « CNRUEe jusqu'à nous.

Bien entendu, il est plus que suffisant de conserver les deux premiers chiffres 4,3, les valeurs trouvées de la punis oscillant entre 0”,72 et 0", 78. qe

La première étoile dont F parallaxe fut déterminée est b1 Cygne; elle est de 0”,33. Sa distance à la Terre est de 720-000 rayons moyens de

l'orbite terrestre, soit 106 bons de kilomètres. Sa lumière met 11,3 ans à nous parvenir.