partie constante de Taberration du Soleil en longitude

log3548', 19. . . 3,55ooi

C* log 86400 5,06349 — ïo

CMog /i — e* 0,00006

log497»78 î», 69703

1 ,3 1059 = log ao',445 = log arc sin ^

Détermination par les étoiles de la constante de Taberration.

Il suflisait à la rigueur de comparer les coordonnées d'une étoile observée au méridien aux époques où Taberration atteint ses efTets maxima, en sens contraire, c'est-à-dire à six mois d'intervalle. Après avoir corrigé ces observations des effets de la précession, de la nulation et du mouvement propre, il n'y reste plus que ceux de l'aberration, qu'il est aise d'en déduire. On choisit pour cela une étoile circumpolaire, a de la petite Ourse, par exemple. Il vaut mieux employer toutes les observations méridiennes d'une année, et former des équations de condition où figurent comme inconnues la parallaxe t: et la petite correction à ajouter à une valeur provisoire de Taberration. Les M fournissent une série d'équations pareilles; les o en donnent une autre série indépendante de la première. Cependant il est préférable d^instituer des observations spéciales pour cet objet, comme l'ont fait autrefois Hooke, Molineux, Bradley, à Taide de grands secteurs zénithaux. M. W. Struve, de Poulkowa, a eu recours à une méthode fort remarquable basée sur l'emploi d'une lunette semblable à la lunette méridienne, mais tournant dans un plan vertical perpendiculaire au méridien. En observant les deux passages, par ce plan, d'une étoile dont le B ^ X, aux heures H et H', on a, pour Tangle

horaire, à l'instant d'un de ces passages, ^I = et l'on en

déduit 8 par la relation (triangle rectangle PZE)

tan g 8 zzi tangX ces. il.

On suppose X connu. La réfraction n'intervient pas ici, non plus que les erreurs de division d'un cercle ou d'un secteur et les dila-

ara livrb v. — chapitre xxviii.

talions des vis inicrométriques. En diflférentîant, on a

IN

-r-n : — — dM tangiH ;

sinocoso

parconséqucnl, si Ton choisit des éloiles dont le S dépasse peu le )v local, tang^H sera petit, et ce fadeur diminuera rinfluence des erreurs de Tobicrvation de H ou de H', c'est-à-dire de A\. G*Ue méthode, due originairement à Rœmer, a été tirée de Touhli par Bessel, qui Ta appliquée à la mesure des colatitudes ^ dans ses opérations géodésiques. M. W. Slruve a fait construire un instrument spécial pour observer ainsi, avec une exactitude remarquable, une nombreuse série d'étoiles culminant près de son zénith. De la discussion des 8 ainsi obtenus, il a déduit

Vitesse de la lumière mesurée par les physiciens.

Comme la lumière a une vitesse de 3oo millions de mètres par seconde, elle met ^j^ôô ^^ seconde à parcourir 65''™. C'est à peu près la plus grande base qu'on puisse choisir dans ces expériences; par conséquent la méthode doit permettre d'apprécier -^^ de seconde avec une grande exactitude. Il y a pour cela deux admirables procédés : celui de M. Fizeau et celui de M. Foucault. \a procédé de M. Fizeau a été appliqué avec un [)lein succès par M. Cornu. H consiste à envoyer, [)ar l'intervalle de deux dents d\inc roue dentée, un faisceau de lumière parallèle qui >a frapper normalement un miroir immobile placé à 32^*", et qui revient ainsi à la roue dentée après avoir parcouru 65"^"*. Si l'on imprime à celte roue une grande vitesse de rotation, de 1600 tours par seconde, par exemple, cette roue se sera déplacée très sensiblement pendant ce trajet de la lumière, bien qu'il ne dure que —^ de seconde; le rayon, à son retour, repassera donc, non par le premier intervalle des dents, mais par un autre, le vingtième ou le vingt-unième par exemple, qui sera venu prendre la place du premier. Si le ravoa tombe sur une dent, il y aura éclipse; sur un intervalle il passera. Ln comptant les écbpscset les réapparitions du faisceau de lumière

qui se produisent successivement, à mesure qu'on augmente la vitesse de rotation, on se rend compte du rang de l'intervalle auquel on s'arrête. Toute la difficulté se réduit à mesurer avec exactitude la vitesse de rotation de la roue. M. Cornu a trouvé ainsi

W = 3oo4oo^'" ±1 1000''".

M. Helmert a corrigé un peu ce résultat et l'a réduit à

La méthode de M. Foucault consiste à appliquer le miroir

tournant de Wheatstone à la mesure du temps employé par la

lumière à parcourir un espace beaucoup plus petit. Elle a été

singulièrement perfectionnée dans ces derniers temps par M. Mi-

chelson, des Etats-Unis. Un rayon de lumière, lancé par un miroir

tournant, est réfléchi normalement par un second miroir fixe qui

1^ renvoie sur le premier. Le double trajet était, dans les expé-

'^cnces que nous mentionnons, d'environ 1200"*. Le rayon de

'"Giour, rencontrant le miroir tournant dans une position nouvelle,

^^^ réfléchi vers l'observateur qui mesure la déviation. Celle-ci

^ accroît avec la vitesse de rotation, dont il faut connaître exacte-

'^^nt la valeur (' >

Le résultat obtenu par M. Michelson est

W = 299940^'" ±1 loo*^™.

Nous adopterons ce second nombre, si bien confirmé par le pré- ^^dent. Son erreur relative est d'environ âQ^ô*

En rapprochant cette valeur de W de celle qu'on déduit de la ^^nstante de Srruve par

an ff //"

(*) On y parvient optiquement à l'aide d'un diapason dont le nombre de vibra-

*^os par seconde est connu exaclcmcnt. Ce diapason porte à l'une de ses branches

'^'^ petit miroir qui réfléchit une inia^e du miroir tournalit. Celle-ci est immo-

"^ lorsque le nombre de tours de celui-ci est égal au nombre des vibrations du

^'«pason.

274 LIVRE V. — CHAPITKE XXVIII.

OU encore

On voit que Ton peut en déduire en mètres la distance movcDDe a ou, ce qui revient au même, la parallaxe du Soleil. Nous avons trouvé ainsi (p. 221)