DISTANCE DES ÉTOILES

Donnons-nous les coordonnées polaires écliptiques héliocentriques (R,, G,, L,) d’une étoile, et cherchons les coordonnées géocentriques correspondantes (G, L) du même astre.

Le déplacement (£, n, ©) de l’origine des coordonnées s’exprime en fonction de la distance R; de la Terre au Soleil, et de la longitude géocentrique G; du Soleil :

RE COS Ge NME RS STE MERE

Le rapport (Rs : R,) étant extrêmement petit, nous pouvons appliquer les formules approchées de parallaxe :

LAON SE Fe En AN CEA Rs à À ® L= EL, —— cos (G, — G;) sin L,.

La parallaxe stellaire est insensible pour un déplacement égal au rayon terrestre, et les coordonnées polaires (G, L) obtenues par ces équations sont aussi bien relatives au rayon stellaire local.

G et L sont variables avec Gs et R et ont pour période l’année sidérale ; le rayon stellaire local décrit donc, pendant ce temps, un petit cône autour du rayon dont les coordonnées sont (G,, L,)..

Pour nous rendre compte de la forme de ce cône, coupons-le par une sphère de rayon À, ayant pour centre le point d’observation, et faisons une projection de la courbe d’intersection sur un : plan repéré par des axes rectangulaires XŸ, et suivant les relations

x = (G — G,) cos L,, y = L—£L,.