PARALLÈLE

changer), se dit : 1° de tout ce «jiii tient à la parallaxe : en ce sens on dit angle parallacttque, celui qui est formé au centre d'un astre par son vertical et son cercle de <léclinaison : il sert à calculer la parallaxe ; triangle parallactitfue, le triangle forme par le rayon de la terre et par deux lignes qui partent des deux extrémités de ce rayon pour aller se réunir au centre d'un astre ; règle paratlrictique , l'instrument dont Ptolémée s'est servi pour mesurer la parallaxe de la lune : télescope parallactiqne, un télescope construit par Jlolyneux et Graliam pour mesurer la parallaxe des étoiles ; — '2° de tout ce qui subit un changement régulier. On a appelé machine ou lunette parallactique une machine composée d'un axe dit axe horaire dirigé vei-s le pôle du monde, et d'une lunette qui peut s'inchner sur cet axe et suivre le mouvement diurne des astres sur le parallèle qu'ils décrivent. En raison de l'obliquité de l'axe horaire, la construction absolument précise d'un tel instrument est impossible, et l'on s'est surtout appliqué à en rendre la manœuvre facile même pour des instruments de très grandes dimensions. En ce qui concerne les mesures, on se borne à comparer au moyen d'un micromètre les positions d'astres voisins, visibles dans un même champ de la lunette. Grâce à cet artilice, on obtient des comparaisons au moins aussi précises que celles que donne le cercle méridien.

PARALLAXE ^du gr. TrapiAAa;:;, changement ; à cause du déplacement que parait éprouver l'objet quand l'observateur change de place). En Astronomie, on appelle uara/- Icue de hauteur d'un astre, pour uu point donne de la terre, l'angle sous lequel de cet astre on verrait le rayon de la terre qui aboutit en ce point. La iwrallaxe de hauteur prend le nom de parallaxe horizontale quand la dislance zénithale de l'astre est de 90", c.-à-d. quand l'astre est à l'horizon de l'observateur. Le rayon R de la terre, la distance il de l'astre à la terre et l'arc P qui mesure la parallaxe horizontale dans la circonférence du rayon 1, sont

liés par la relation d= -, qui montre que, pour déterminer la distance d'un astre à la terre, il suffit de connaître sa parallaxe horizontale. Un procédé de détermination de la parallaxe horizontale, qui réussit bien pour la lune p. ex., est fondé sur la remarque suivante : si deux observateurs placés sur un même méridien terrestre déterminaient au même instant la distance zénithale de l'astre, sa parallaxe iiorizontale serait domiée par la formule

P = —. — : — r ,dans laquelle a et X' représentent les

>in z-t- SUIS ' '

lalitmics des deux observateurs et s et s* les distances zénithales jKir eux observées. On conçoit que si les deux observateurs ne sont qu'à peu près sur le même méridien et observent à un faible intervalle de temps, on aura aussi bien une solution du problème. Les formules sont seulement un peu plus compliquées. Ce même procédé, appliqué au soleil, ne donne qu'une approximation insuffisante. Pour la détermination de la parallaxe horizontale de cet astre on se sert des passages de la planète Vénus sur son disque. On conçoit que deux observateurs placés en des points différents de la terre voient au même instant la planète se projeter en des points différents de l'astre et décrire sur son disque des cordes dilféreiites dont la distance dépend de la dislance de la terre au soleil, c.-à-tl. de la parallaxe de ce dernier. Encke, en discutant les observations du passage de Vénus faites au xviii' siècle, a trouvé pour la parallaxe du soleil 8* ,57 ; Le Verrier a montré que ce nombre doit être augmenté. Les observations des passages de Vénus de 1874 et 1882 ont donné des résultats moins concordants que l'on ne l'avait espéré. Cepen- , daiit elles permettent d'affirmer que la parallaxe diffère très peu de 8",8. ,

Quel que soit le procédé qu'on applique à la détermination de la parallaxe horizontale des étoiles, on trouve tou- ' joui-s qu'elle est nulle, ce qui revient à dire qu'elle est i inférieure à 1 centième de seconde, car les instruments \ d'optique ne permettent pas de descendre au delà de cette limite. Pour déterminer leur distance à la terre ou mieux au soleil, il faut connaître leur parallaxe antiuelle : on appelle ainsi l'angle sous lequel de l'étoile on verrait le rayon de l'orbite terrestre perpendiculaire à la ligne menée de l'étoile au centre du soleil. Plusieurs moyens ont été employés : qu'à une époque quelconque de l'année on vise une étoile : à 6 mois de distance, c.-à-d. quand la terre 8e sera transportée au point diamétralement opjwsé de son

orbîte, pour viser de nouveau la même étoile il faudra dé-

filacer la lunette d'un angle égal précisément à celui sous equel on apercevrait de l'étoile le diamètre correspondant de l'orbite terrestre. Cet angle variera évidemment avec l'époque de l'oliservalion, c.-à-d. avec la direction du diamètre, et sa valeur maximum sera égale au double de la parallaxe : en en prenant la moitié, on aura ilonc la parallaxe elle-même. Un second moyen consiste à déterminer la distance angulaire de l'étoile dont on veut avoir la parallaxe et d'une étoile de position apparente très voisine, à 6 mois de distance. La variation de cette distance angulaire est moindre que la parallaxe annuelle cherchée.

Les étoiles qui ont une parallaxe sensible ont généralement un mouvement propre assez grand. Le tableau suivant donne : dans sa "2" colonne, le mouvement propre; dans la 5', la parallaxe des étoiles indiquées dans la 1 ', et dans la 4° le nombre d'années que met à venir de ces étoiles la lumière, dont la vitesse est ."SOOOOO kilom. par seconde.

Ans

a Centaure

21185 Lalande

61 Cygne

Sirius

18009 Arg.-Œltzen ....

54 Grooml)ridge

9552 Lacaille

Procvon

1 1 6'î'7 Arg.-Œllzen ....

1645 Fedorenko

21258 Lalaude

u Dragon

7j Cassiopce

a Cocher

17415 Arg.-Œltzen. . . .

a Aigle

£ Indien