A. UN POINT CAPITAL : LES DEUX FAISCEAUX INTERFÉRENTS PEUVENT

PROVENIR D'OBJECTIFS DISTINCTS. — On croyait autrefois que, pour ces expériences, il était indispensable de ne faire interférer que des faisceaux issus d’un même objectif : les expériences auraient été ainsi limitées par le diamètre maximum

des instruments en service, qui ne dépassait pas { mètre au

début et atteint aujourd’hui 2 m. 50. Or il n’en est rien ; on peut arriver au même résultat, comme M. Michelson l’a remarqué en 1891, en écartant l'un de l’autre les deux fais-

Fig. 33.

ceaux émanés de l'étoile au moven de deux miroirs auxiliaires M, et M, (fig. 33) inclinés à 45° et invariablement fixés devant l'objectif, où les ramène un second couple de miroirs à 45°, M, et M,. Grâce à ce dispositif, il devient possible d'employer un télescope ou une lunette de dimensions normales. Les difficultés de réglage, d'ailleurs très grandes, mais peut-être aussi un scepticisme bien compréhensible, firent néanmoins ajourner toutes les tentatives jusqu'à la construction du grand télescope de 2 m. 50 du Mont. Wilson.

(1) Bulletin Astronomique, t. XVI, 1899, p. 257.

5. L'Inrerrénomèrre srezLaine De M. Micuecsox. — Ce n’est donc pas à cause de son très grand diamètre ou de sa puissance optique que le Télescope de 100 pouces a été choisi, mais en raison surtout de la solidité et de la parfaite stabilité desa monture, qui permettent d’y adapter, sans crainte des flexions, une glissière M, M, suffisamment longue.

Le premier appareil (fig. 34), construit en 1920, permet

Fig. 34.— L'Interféromètre de M. Michelson monté sur le Télescope de 100 pouces du Mont Wilson.

d’écarter les miroirs M, et M, à 6 mètres l’un de l’autre. Ces miroirs ont 15 centimètres de diamètre : ils peuvent se déplacer symétriquement et sont montés chacun sur une vis sans fin à la manière d’un chariot de tour. Les deux vis ont leur filetage de même sens; un petit moteur électrique fixé au tube du télescope les fait tourner en sens inverse. Les miroirs M, et M, sont fixes et à 1 m. 14 de distance.

Pour faire une mesure, on écarte graduellement .les miroirs M, et M,, en observant chaque fois la netteté des franges. Quand celles-ci disparaissent, on note la distance.l des deux miroirs M, et M, : le diamètre apparent de l’astre

est alors donné par la formule w — 1,22 = ;

Afin de faciliter le réglage, on a disposé derrière l’oculaire un prisme à vision directe grâce auquel on peut voir, dans chaque région spectrale, Les franges en lumière monochromatique : les phénomènes d’interférence sont en effet toujours bien plus faciles à observer dans ces conditions.

De plus il faut pouvoir agir à volonté sur le chemin optique, c’est-à-dire sur la longueur exacte du trajet des deux faisceaux, compte tenu des divers milieux traversés. Les

deux chemins doivent être en effet, au te centre de l’image, rigoureusement égaux.

ii Pour amener ce résultat, on pourrait agir sur l’un des miroirs; mais il est bien plus simple d’interposer, sur le parcours d'un des faisceaux, une lame de verre d’épaisseur variable, formée de deux prismes dont l’un est mobile (fig. 35); le tout se trouve près de l'oculaire et à portée de la main de l'observateur, Une lame à faces parallèles ordinaire compense, au point de vue optique, l'introduction de la lame réglable.

Une course de 6 mètres de la glissière MM, à suffi jusqu'ici pour déterminer le diamètre d’un certain nombre d'étoiles. Contrairement à ce que l’on craignait au début, les franges ne nécessitent, pour être observables, que des images de qualité très ordinaire. MM. A. A. Michelson et F.G. Pease ont ainsi trouvé, en 1920-21, pour Bételgeuse (1) un diamètre de 0",047, pour Arcturus (2), un de 0”,024 et pour Antarès (3) 0”,040. Quand on tient compte des paral-

(1) Astrophysical Journal, t. LUE, 1921, p. 249.

(2) Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXIIT, 4921, p. 471.

(3) Même publication, même volume, p. 204. — Plus tard le diamètre apparent d’Aldébaran a aussi. été mesuré : l'étoile aurait un diamètre vrai 38 fois supérieur à celui du: Soleil.

MESURE INTERFÉRENTIELLE DU DIAMÈTRE DES ÉTOILES it

laxes probables des 3 étoiles (0,017, 0”,095, 0,009), ces chiffres reviennent respectivement à. 300 fois, 28 fois et 450 fois le diamètre vrai du Soleil. Les diamètres apparents trouvés coïncident remarquablement avec ceux que faisaient

présumer les mesures de température effective et les lois des corps noirs.

6. MESURE INTERFÉRENTIELLE DES ETOILES DOUBLES TRÈS SERRÉES. — La méthode de M. Michelson s'applique aussi aux étoiles doubles trop rapprochées pour apparaitre distinctes dans les lunettes, c’est-à-dire aux étoiles doubles spectroscopiques.

Considérons une étoile double très serrée ; supposons les deux composantes d'éclat égal et admettons que le diamètre: apparent de chacune d'elles soit négligeable. Si nous pouvons orienter autour de l’axe optique du télescope la

pièce qui supporte Les deux miroirs M, et M, de la figure 33, nous devons constater que les interférences se produisent avec netteté quelle que soit la distance D des miroirs M, et M, lorsque ceux-ci ont une certaine orientation, normale à celle des composantes du couple. On se trouve en effet ainsi dans le cas de la source ponctuelle à l'infini et Les systèmes de franges correspondant à chacune des deux étoiles se superposent complètement (fig. 36). Pour toute autre orientation, les deux systèmes sont en discordance et la netteté des franges observables dépend de D (fig. 37).

On a ainsi le moyen de connaitre l'orientation du couple dans le Ciel (ou son angle de position). Pour avoir l’écartement des composantes, faisons maintenant tourner de 90°, à partir de sa position dans la figure 36, la ligne M,M, des

deux miroirs. Les deux systèmes de franges sont alors décalés l’un par rapport à l’autre d’une distance angulaire égale à l’écartement des composantes du couple. Si maintenant nous faisons varier la distance D des deux miroirs M, et M, de facon que les franges disparaissent, en nous assurant qu’elles reparaissent en dehors de la position trouvée, nous serons certains que les deux systèmes sont en discor-

. NX 4 dance absolue et partant que l'interfrange est égal au

double de F'écartement du couple.

L'expérience a été tentée en 1920 par M. J. A. Anderson (1) sur Capella. Le demi-grand axe a été trouvé de 0”,05249 et les points obtenus au cours de la période de révolution de 104 jours sont très exactement sur une ellipse. La précision de la méthode est telle que l'écart maximum entre les distances mesurées et calculées n’a pas dépassé 0/”,00004 et les angles de position n’ont jamais été en erreur de plus de 02,9 : on ne pouvait espérer mieux.

Les composantes de Capella sont-de même éclat. Lorsqu'il n’en est pas ainsi, la visibilité des interférences passe par un minimum, sans devenir nulle : on peut observer de la sorte des étoiles différant de 1,5 grandeur.