CHAP. VU. — ÉTOILES

terre ne soit plus grande que 200 000 fois la distance de la

terre au soleil. En effet, si des deux extrémités du diamètre de

Forbite de la terre, les deux rayons visuels dirigés à une étoile

fimt entre eux un angle plus petit que 2', c'est une preuve que

œ diamètre, vu de Tétoile ne sous-tendrait pas 2"^, et que le rayon

de Torbite, ou la distance de la terre au soleil, ne sous-tendrait

pts l'^, donc rétoile ou le sommet de cet angle est éloigné au

Boins de 200 000 fois la distance de la terre au soleil ; car Tare

èe l'' est à peu près 200 000 fois plus petit que le rayon ou que

a distance au sommet de Tangle qu'il mesure.

Cependant des observations récentes, faites dans trois Obserntoires de Russie , à Abo, à Dorpat et à Poulkova , et discutées pir M. Struve , conduisent à ce résultat : que les étoiles de première grandeur ont une parallaxe de 0'',2 et qu'elles sont en conséquence à 986 000 ou approximativement à 1 million de {ois la dbtance de la terre au soleil.

I* M. Struve , par d'autres considérations fondées sur la distribution des étoiles dans la sphère céleste, et sur leur nombre relatif, à raison de la grandeur à laquelle elles appartiennent, est conduit à cette autre conséquence : que les étoiles sont d'autant \ plus éloignées qu'elles ont moins d'éclat; celles de sixième pandeur, par exemple , les dernières visibles à l'œil nu , étant 1 fois plus éloignées que celles de première grandeur, et les dei<lières étoiles visibles au télescope de W. Herschel étant 225 foi& |hs éloignées ; par conséquent à une distance de la terre égale Î225 millions de fois la distance de la terre au soleil. On ne doit pas s'étonner que les étoiles, vues au télescope f - iTec les grossissements les plus considérables , ne paraissent que t eomme des points lumineux, si déliés qu'ils n'ont aucun diamè» \ tre sensible^ car si le soleil était 2 millions de fois plus loin de ^^ ttoos, il ne pourrait paraître, dans nos meilleurs instruments, f fUe comme un point sans étendue. L'intensité de sa lumière se- *■** ^^^ ï ooo'ooo» = 4 000 ooô oto 000 ' c* correspondrait à peu près i celle d'une étoile de huitième ou de neuvième grandeur; car, 9 Truite des expériences de Wollaston que l'intensité de la lu- ^dère de Sirius est go ooo ôoo ooo ^® ^^"® ^" ^é\ ; et l'on s'est t(Knrcé de classer les étoiles de manière que rintensité de l'étoile J^une certaine grandeur est | de celle de la grandeui* précédente ; ^insi l'étoile de neuvième grandeur a une intensité ,1 = âfg d© <^Ue de Sirius qui est la plus éclatante des étoiles de première IL 20

LIYEÊ YL — OPTiatJÊ^

^,.„deiir, et par conséquent luw intensité g— ^-^jO—.^—. . (lu soleil^ c est-a-dire un peu plus faible que celle que pr potir nous le aoleil transporté â million!^ de foi& plus toiii

Nous devons signaler em-i>re deux plu niomcne* rétnan| celui des étoiles périodiques et cx4ui des étoiles ieinpô On apjjelle étoiles periodiquea eelles tlont rédat augim diminue suivant des périodes à peu près ré^julieres ; telle » exemple, jélgol on p de Persée, S«>u éclat ordinaire apj à là deuxième grandeur; iniùs, de temps à autre, il dim se réduit à la cjuatrième grandeur dons l'espftce de S"* | , p relevé aussi rapidement pour ix^passer à la deuxt^nïe g« qu il côiist-ne sans altération pendant 2' et 14''» Ain^i sa j est d'en'vii'on 2i 21'',

M. A ni go, eu appliquant à ces étoiles Ba méthode p^l pique si remarquable, arrive à celte conclusion : que leur I a, par rapport à la polarisation^ touilles caractères de lu I solaire ^ ce qui confirme ropinicn* que les étoiles sont i leils et qu'd y en a dont la distance est telle qu'elle met pi siècles pour se propager juMjti'à nmiâ [Annuaire \%b%).

M, ïtrrscltel donne le t:il>!eiiu siiiTiMit fies étoiles pério