LE MIROIR
202. Méthode optique pour mesurer les distances des étoiles. Pour en déterminer exactement les dimensions, il faut connaitre, non seulement leur diamètre apparent, mais encore leur distance. Nous avons vu que celle-ci, par la mesure de la parallaxe, n'était connue que pour très peu d'étoiles.
Mais nous avons, aujourd'hui, une méthode différente pour mesurer les distances des étoiles : sans l'exposer dans ses détails, nous pouvons cependant en donner succinctement le principe, basé sur l'emploi du spectroscope stellaire.
L'éclat apparent d'une étoile dépend de deux facteurs : de son éclat réel, d'abord; ensuite de sa distance à notre œil.
Prenons deux étoiles ayant, pour nos yeux, le même éclat apparent : si nous connaissions leur éclat réel, nous pourrions en déduire leurs distances relatives, car les intensités lumineuses étant en raison inverse du carré des distances, une distance 5 fois plus grande devra correspondre à un éclat réel 25 fois plus considérable.
Mais, chaque type spectral possède ses caractéristiques propres, et il suffit de mesurer l'intensité relative de certaines raies du spectre pour arriver à en déterminer l'éclat réel. Et comme, d'autre part, on peut toujours mesurer l'éclat apparent, nous avons là un procédé permettant de déterminer la distance d’une étoile X par rapport à celle d'une étoile A, celle-ci connue directement par la mesure de sa parallaxe.
La mesure des éclats apparents fait appel aux ressources de la photométrie. Evidemment, quand l'appréciation des intensités lumineuses se fait à l'œil, les erreurs peuvent être nombreuses ; mais l'introduction des photomètres basés sur l'emploi du sélénium, dont, on le sait, la résistance électrique varicavec l'intensité des rayons qui l’éclairent, vient apporter à la mesure cherchée la précision qui lui manquait. L'éclat se mesure alors par la déviation du galvanomètre. Cette méthode, employée par M. Joël Stebbins, est du plus grand avenir. Combinée avec celle de l’interféromètre, elle nous permettra bientôt de connaitre le ciel « suivant ses trois dimensions ».
203. Le miroir tournant, à surface de mercure. — Nous ne sommes donc arrêtés, dans notre «jauge » du ciel, que par les dimensions, trop faibles, des miroirs de nos instruments : le miroir du télescope du Mont Wilson a 2",50 et l'obtention du bloc de verre dans lequel il est taillé, bloc sorti des usines de Saint-Gobain, est, nous l'avons dit, considérée comme un tour de force, au moins à l'heure actuelle.
N'y aurait-il donc pas moyen d'obtenir plus simplement de grandes surfaces paraboliques réfléchissantes? Si, cela est possible par l'utilisation de la force centrifuge de rotation agissant pour déformer une surface liquide naturellement plane.
Tout le monde connaît cet appareil de physique dans lequel on démontre, dans les cours, l'influence de la force centrifuge sur les molécules d'un liquide pesant (/ig. 142). Un vase contenant de l’eau est monté sur un pivot qui permet de le faire tourner rapidement. Dès que la rotation commence, on voit la surface du liquide se creuser et deve-
FIG. 142. — Forme PARABOLIQUE nir concave, et le calcul, d'acprise par la surface d'une masse liquide cord avec l'observation, mon-
RASOMEMION: tre que la forme de la surface
concave ainsi produite est celle
d'un paraboloïde de révolution. Voilà done une manière toute
simple de produire naturellement et sans peine cette surface
parabolique que les opticiens ont tant de mal à réaliser dans
leurs miroirs de télescope, Il suffira de prendre une cuvette
plate contenant du mercure, de lui imprimer un mouvement
de rotation régulier ; on aura un miroir parabolique théorique-
ment parfait, dont l'axe optique sera vertical, c'est-à-dire braqué vers le zénith.
En 1908, un physicien américain, M. R. Wood, de l'Université John Hopkins, a, le premier, réalisé cette conception.
La cuvette tournante, en fer et plate, avait 50 centimétres de diamètre et contenait du mercure, Un mouvement de rotation
