LL. à

__/|/ rayon lumineux traversait, dans *

attraction, soit sous l’ aspect d'une répulsion. Nous sommes in des idées newtoniennes.

Il'est essentiel de remarquer que les résultats qui précèdent sont établis dans un système de référence lié au centre matériel et en prenant comme coordonnées des coordonnées aussi voisines que possible des coordonnées

“euclidiennes (coordonnées devenant d’ailleurs euclidiennes à distance infinie du centre). Il n'en reste pas moins vrai que l'observateur en chute libre (c’est le cas de l’observateur terrestre dans le champ de gravitation du Soleil, car la Terre est en chute libre), faisant avec des règles et des horloges, dans son voisinage immédiat, la mesure de la vitesse de la lumiere, confondrait l'Univers réel avec l'Umvers euclidien tangent et trouverait toujours dans toutes les directions une vitesse égale à la constante c ; la variation de vitesse ne peut apparaître que si l'on envisage une très grande étendue du champ de gravitation.

Le calcul montre que pour un rayon venant de très Join, et parvenu très loin du centre après être passé à la distance minimum R de ce centre, la déviation totale de

ce rayon est » M étant la masse du centre, et G la

- CR constante de la gravitation. Cette déviation est exactement “double de celle qui résulterait de la loi de Newton, appli-

… quée à un mobile de vitesse initiale c. Pour un rayon passant

tangentiellement au bord du soleil, on trouve 1”,74: ainsi

* une étoile, vue près du bord du Soleil, doit être déviée

vers l'extérieur du Soleil, de 1”,74 à partir de sa position normale sur la sphère céleste.

Malgré la petitesse de l'effet, l'exactitude de ce résultat

a été vérihée par les astronomes de Greenwich et d'Oxford,

au cours de l'échipse totale de Soleil du 29 mai 1919. La

se pe

zone de totalité traversait l'Atlantique, commençant au

Brésil et finissant en Afrique. Une première expédition

(MM. Crommelin et Davidson) se rendit à Scbral au Brésil, et prit une dizaine de photographies pendant les cinq minutes que dura la totalité de l'éclipse. Deux mois après, la même région du ciel fut visible de nuit et fut photographiée avec les mêmes appareils pour permettre la comparaison ; on trouva que les déplacements des étoiles sont bien, comme le prévoit la théorie, en raison inverse de la distance au centre du Soleil, et les déplacements ramenés à ce qu'ils seraient au bord même du Soleil, ont donné une moyenne de 1”,98. L'autre expédition (MM. Eddington et Cottingham), installée dans l'ile du Prince (golfe de Guinée), a trouvé une moyenne de | ,60. La moyenne des deux résultats, | ,79, concorde remarquablement avec la valeur prévue par Einstein.

La déviation observée ne peut d'ailleurs pas être attribuée à une atmosphère ou à de la matière cosmique entourant le Soleil jusqu'aux distances pour lesquelles les mesures ont été faites, car le pouvoir absorbant et la densité d'une telle atmosphère auraient affaibli notablement l'éclat des étoiles ; d'autre part, des comètes suivies dans la même région n'ont manifesté aucun ralentissement,

TROISIÈME VÉRIFICATION:— LE DÉPLACEMENT DES RAIES SPECTRALES. — La formule qu donne l'expression de ds dans un champ de gravitation permet d'établir que, si deux horloges identiques sont placées, l’une sur la lerre où le champ de gravitation est faible, l’autre sur le Soleil où le champ est intense, pour l'observateur situé sur la Terre l'horloge solaire a une marche plus lente que l'horloge terrestre (note 13).

On démontre que ce résultat entraine la conséquence

suivante. Considérons une des vapeurs lumineuses présentes sur le Soleil; les raies spectrales de cette vapeur doivent, dans le spectre solaire, nous paraître déplacées vers le rouge, par rapport à la position des raies de la même vapeur dans le spectre obtenu au laboratoire. Ce déplacement est très faible (0,01 1 unité d’Angstrôm pour le milieu du spectre).

M. À. Pérot, ayant comparé dans le spectre solaire et dans le spectre obtenu au laboratoire les positions de raies du cyanogène et du magnésium, a établi qu'après corrections de déplacements dus à des causes connues, 1l subsiste un écart égal, dans les limites d'approximation des mesures, à celui prévu par Einstein. Le même résultat a été obtenu par MM. Buisson et Ch. Fabry pour de nombreuses raies du fer.