USAGES DIVERS ET RÉSULTATS

Mis en service en janvier 1937, l'appareil a reçu sa forme actuelle par le montage du nouveau biréfringent; mais celui qu’il venait remplacer donnait déjà de très bonnes images (?). Le prisme compensateur était commandé en 1939, mais n’a pu être livré avant la guerre qui a interrompu

@) J. des Obs., vol. XXII, n° 10, 1939, p. 181 et l’Astronomie, 53e année, 1939, p. 323.

(°) I s’agit d’un prisme de second genre de 45°, dédoublant 13’ seulement avec un grandissement très voisin de celui du Wollaston de même angle; il n'a que 16mm d’arête et ne procurait donc qu’une course assez faible. Il est décrit et étudié sous le nom de prisme A (IIIe Partie).

een

brutalement et pour longtemps le cours normal des travaux de l’Observatoire de Strasbourg. Les observations ont été reprises en juin 1946.

De 1937 à 1939, le micromètre a été presque toujours adapté à l’équatorial de 162Mm; un petit nombre de mesures ont été faites au grand équatorial (486mm), d’abord à l’aide d’un gros Wollaston de 61° monté sur le micromètre à fils de platine, ensuite à l’aide du premier micromètre après construction d’un intermédiaire pour sa fixation à la grande lunette.

1. Mesures micrométriques. — A. ÉTOILES DOUBLES. — La faible ouverture et le court foyer (1%,85, soit une raison d’ouverture de 1/11,4 seulement) du 6 pouces en font tout le contraire d’une lunette à étoiles doubles; mais on sait que ce genre de classifications est à revoir lorsqu'on utilise le nouveau micromètre. Le foyer court permet une course de 22" environ; elle atteindrait 34” si la course du chariot (16%) ne venait la limiter avant les dimensions du prisme (26m), La plus petite distance mesurable est de 1” environ; mais il faut entendre par là qu’elle se mesure régulièrement et non au prix d'efforts pénibles et d’estimations douteuses. Contrairement au cas du micromètre à fils, où les méthodes classiques sont rarement employées vers les distances de l’ordre du pouvoir séparateur, elles restent ici les mêmes; car le passage de la simple à la quadruple distance pour les petits écartements n’a rien d’un palliatif ou d’un artifice. Loin d’être propre aux cas les plus difficiles, la méthode /d sert dès que la distance est inférieure à cinq ou six fois le pouvoir séparateur.

Compte tenu des pertes de lumière, notamment par division de l’image, la petitesse de l’instrument interdit toutefois l'observation des couples dont une composante est plus faible que la 82 magnitude, malgré l’avantage de pouvoir opérer avec le champ éteint.

Chaque mesure comporte 10 pointés en angle et 20 en distance (10 de chaque côté de la coïncidence), qu’il est facile d'effectuer et de noter en 10 minutes. Les distances supérieures à 4,5 environ se mesurent par simple distance lorsque les composantes diffèrent peu en éclat (jusqu’à une magnitude), sinon par double distance avec analyseur; mais on est limité alors à 10/ environ au lieu de 20”. Entre 3”,5 et 5”, on a le choix entre les méthodes d et { d; on les a souvent utilisées toutes deux pour la même étoile au cours de la première année, où l’on mettait la technique à l’épreuve. Avec un programme de couples à écartement moyen ou petit, la méthode / d sera pratiquement seule appliquée. La méthode du carré qui peut, en principe, donner l’angle et la distance (24) a été, en fait, rapidement abandonnée. Les distances étaient cohérentes pour un couple donné, mais de l’un à l’autre elles concordaient avec les résultats donnés par les autres méthodes, ou en différaient systématiquement; quant à la détermination de l’angle par le carré, son étude

au laboratoire (f) a montré qu’elle comportait une erreur systématique de l’ordre de 2°. Il peut s’agir d’ailleurs d’une inaptitude toute personnelle à la formation du carré et la méthode en soi ne doit peut-être pas être condamnée. Je ferai remarquer toutefois qu’elle n’ajoute rien aux possibilités du micromètre, contrairement aux méthodes avec analyseur, et que les alignements (d et 4 d) permettent la mesure de toutes les distances accessibles. ;

Ceci dit sur la technique des mesures, passons aux résultats. Parmi les facteurs qui interviennent dans leur qualité, signalons tout d’abord (parce que son rôle ne ressortira pas comme celui des autres) que l’agitation atmosphérique est peu gênante dans l’emploi de la méthode par double image. Comme on pouvait s’y attendre, seule est à considérer la déformation des images, non leurs mouvements. Toutes choses égales d’ailleurs, les conditions d’observation sont. toujours meilleures qu'avec un micromètre à fils; bien souvent, il a suffi, pour s’en convaincre, d'imaginer le pointé avec un fil sur l’image Pa que l’on mesurait facilement par double image.

Accord interne. — On à fait une statistique aussi complète que possible des mesures de 1937 à 1939 et de 1946 en calculant pour chaque étoile observée au moins deux fois les écarts moyens en 0, o, A0, enfin ces deux derniers en centièmes de p. Pour les couples en mouvement sensible, on a formé des moyennes annuelles (parfois saisonnières), pour les autres des moyennes générales, les observations de 1946 étant toujours groupées en une moyenne distincte. Dans quelques cas, le nombre des mesures n’est pas le même en p et en 0, ou bien le mouvement n’est sensible que suivant l’une des coordonnées; c’est pourquoi les moyennes ne reposent pas sur le même nombre d’écarts.

On a été amené, dans certains cas, à considérer, au lieu des écarts : ; À SE VA

moyens en angle, en distance et sur l’arc, les écarts relatifs € et A6 P

(radians); d’ailleurs, la méthode par double image doit comporter des erreurs relatives sensiblement constantes, puisque le jugement porte sur la forme d’une figure et non sur une coïncidence.

Les moyennes générales des écarts relatifs sont (en centièmes) :

AO

100 — = 0,08 HD 00 à \

100 AÛ{rag) = 0,81 == 210:

Ils sont donc de l’ordre de 1 %, l'écart sur l’arc étant légèrement infé-

() Voir IIIe Partie.