RS OR A

Distance. nm. nm.

ANR 0 COMENT Mme NE 2e +095 116 +1 8 DU NT M RL RTE A Li ele Are 0,2 10 +0 ,8 > I LE IS CARRE PC ES 0% 2 20 OP 16 RE MES End ACROSS ae OS 23 Aro) 16 TN ENORME nee Une - - +0,41 II DOUMEATOMPEÉREES At otA ets dire - = +0, 1 10

Dans la détermination de la lecture origine, on écarte les deux images d’une étoile simple précisément de 15 à 20”; la concordance des angles pour ces distances vérifie donc le pointé d’alignement lui-même, puisque nous venons d’écarter le cas d’une erreur sur cette lecture origine.

Il est difficile de conclure à une erreur sur l’angle d’une forme déterminée en fonction de la distance; en tout état de cause, c’est sur des mesures de laboratoire et non sur la comparaison avec les observations réelles qu'il faudrait compter pour en faire l’étude. Si cette erreur existe, elle n'excède pas r %, de même sens, mais moins importante que celle

LS b]

trouvée par Rougier et Sémirot dans une discussion (1) sur mes mesures de 1937 seulement, comparées à celles de Hertzsprung. « Je terminerai par une remarque sur le rôle du prisme biréfringent. On pourrait songer, en effet, qu’un défaut de taille fait osciller la direction du dédoublement lorsqu'il défile devant l’oculaire. Pour entraîner l'erreur systématique en angle constatée, il faudrait d’abord que ce défaut soit maximum au centre et nul vers les bords. Il y aurait, en outre, non pas un, mais trois prismes différents en cause, puisque les mesures de Rougier et Sémirot concordent avec les nôtres; enfin, il ne faut plus compter les écartements en secondes d’arc, mais en microns, et la seconde vaut au foyer des trois lunettes utilisées respectivement 9, 15 et33 microns. Il n’y a pas lieu de discuter longuement de la comparaison des distances; l’accord peut être considéré comme entièrement satisaifant, sauf peut-être avec les mesures de Baïze (qui fournissent un écart nettement détaché des autres).

B. DIAMÈTRES. — Le nouveau micromètre permet de reprendre, dans les meilleures conditions, la mesure des petits diamètres par double image. Nombre d’observations de ce genre ont été effectuées avec les appareils anciens (héliomètres, micromètres de Steinheil et surtout d’Airy), généralement avec de bons résultats. C’est ainsi que le diamètre actuellement adopté pour Vénus résulte des mesures faites par Auwers à l’héliomètre lors des passages de 1874 et de 1882. On a toujours souligné la moindre dispersion des mesures par double image par rapport aux résultats obtenus avec les fils; mais il est non moins établi que les deux méthodes comportent des erreurs systématiques qui apparaissent par leur différence dans la comparaison des résultats. Le nouveau micromètre, exempt des défauts parasites de la plupart des anciens dispositifs, doit permettre d’ailleurs d’étudier la méthode d’une façon absolue et non par comparaison avec une autre sans doute moins sûre qu'elle.

L'appareil est particulièrement propre à la mesure des petits diamètres, où le micromètre à fils lui est certainement inférieur. Son champ d'action est limité, du reste, aux disques d’une dizaine de secondes; on peut espérer l’augmenter en utilisant un prisme de plus grand angle, mais l’essai n’en a pas été fait jusqu'ici, le prisme devant être taillé tout exprès. On ne peut donc mesurer, pour l'instant, que les satellites et les planètes Mercure, Vénus et Mars vers leurs plus grandes distances. Les satellites ainsi que les planètes Uranus et Neptune, feront l’objet d’observations à l’équatorial de 18 pouces; les trois autres ont été mesurées un certain nombre de fois au 6 pouces, Mars en 1937-1938, Mercure et Vénus lors d’une période particulièrement favorable de l'été 1939. Remarquons que, pour ces dernières, on ne saurait considérer comme un inconvénient

(!) J. des Obs., vol. XXVII, n°8 7-8, 1944, p. 57.

APE l'obligation de les mesurer vers la conjonction supérieure; elles présentent alors un grand éclat et leur phase ronde, et cela compense bien la

petitesse de leur diamètre dès l'instant qu’on opère par double image. Voici les résultats ainsi obtenus :

Diamètre Rayon Valeur admise apparent. &D-—="1 n. (éphémérides).

Mercure nee Dee 3,20+0,04 II 3H Vénus re IO-I1 8,320 ,03 21 8,41 ke F F Mars tire Liee 4- 6,5 4,500 ,0ù 15 4,68

Chaque mesure résulte de deux séries de 20 pointés, parfois trois dans le cas de Mars, les valeurs correspondantes étant prises dans la moyenne avec un poids 3/2. |

Les nombres trouvés sont sensiblement inférieurs à ceux des éphémérides (Connaissance des Temps, Nautical Almanac). Sans vouloir aborder une discussion qui remplirait un volume, sinon plusieurs, signalons que ces résultats confirment quelques faits connus et notamment que les diamètres réduits à la distance r diminuent avec le diamètre apparent mesuré. Toutefois, la valeur trouvée pour Vénus est beaucoup plus proche de celle des tables que les résultats courants des mesures avec fils. Il y aura donc un intérêt certain à poursuivre ces observations; 1l est prévu de monter dans le micromètre un prisme qui aura une course plus grande (?) et aussi d’étalonner la mesure au laboratoire.

Les satellites de Jupiter et peut-être Titan, seront mesurés dès que les grosses planètes pourront être observées; les positions favorables, avec forte déclinaison boréale, ont malheureusement été perdues en raison des événements. Dans ces mesures, la méthode de la double image est sans doute la seule, avec les méthodes interférentielles, à pouvoir donner un résultat positif.

2. Mesures photométriques. — Les deux images d’un objet quelconque dans l’appareil sont polarisées à angle droit; il paraît donc tout naturel d’en faire un photomètre de Pickering amélioré et de tenter, en particulier, la mesure de Am dans les étoiles doubles.

L’analyseur a servi au début à renouveler les méthodes de détermination des distances dans le cas des couples très disparates, et les mesures photométriques n’ont pas été entreprises d’abord avec un programme

(1) Uu prisme de 20 < 30°" de section, soit 56°,3 d’angle, et dont la course dépassait 35” a fourni en 1948 quelques nouvelles mesures de Mars dans d'excellentes conditions (voir l’article L’Aplatissement de Mars dans l’'Astronomie, t. 62, 1948 p. o1).

La mesure de Titan a pu être effectuée lors d’une mission à l'Observatoire du Pic-du-Midi en avril 1947; ces mesures, au nombre de 6, dont 3 par MM. Lyot et Camichel, ont donné 0”,95 avec un écart moyen de o’,o1.

Aire

défini; il a paru nécessaire, avant tout, de bien établir les propriétés de l'appareil au point de vue des mesures micrométriques. Ce but paraissant atteint après les observations de 1937-1939, il sera fait désormais une place plus large à la mesure des Am.

La technique est facile à imaginer. On égalise deux images de nom différent des composantes, par exemple A, et B,, puis les deux dernières des quatre, soit ici À, et B,, en ayant soin d'échanger les positions des images de l'étoile principale et du compagnon entre les deux opérations. On élimine ainsi à la fois l’équation de position de l’observateur et la différence d’éclat possible entre les deux images d’une même étoile. Chaque égalisation se trouve réalisée pour quatre positions de l’analyseur, deux à deux opposées. On peut donc, sans inconvénient, lire à un seul index, l’excentricité de la division s’éliminant automatiquement. On retrouve, dans la seconde opération, les lectures de la première, augmentées d’un angle droit; en raison de ces rapports entre les huit lectures, il est commode d’utiliser une division en grades.

On lira alors par exemple :

Premiéeremésalisation. 62 mer 0e 28 152 228 372 Deuxième DR NT ne RS 128 272 328 72

F « en supposant les extinctions réglées à 0-200 et 100-300, et l’on voit immédiatement comment grouper les lectures quatre à quatre en deux moyennes dont la demi-différence donnera l’angle «. Cet angle détermine la valeur de Am corrigée des deux erreurs par la formule

Am =— 5logtga,

dans un sens facile à distinguer, s’il n’est pas apparent, d’après les lectures d'extinction. En règle générale, d’ailleurs, il est prudent de bien identifier les lectures elles-mêmes dès qu'il s’agit d’un Am inférieur à 2 ou 3 dixièmes de magnitude, car elles sont affectées des sommes et des différences des deux erreurs, ce qui les déplace suffisamment pour les faire confondre. En pratique, je forme toujours séparément les Am obtenus dans les deux égalisations, qui diffèrent du double de l’équation de position, erreur la plus importante et qui risque de varier avec le temps ou même suivant le couple observé; ceci d'autant plus que je me suis habitué, par nécessité, à comparer les images non seulement sur une même horizontale, mais au besoin superposées. On y est obligé, en effet, pour les couples assez serrés et qui se présentent suivant la ligne des yeux. Les mesures trahissent une équation de position variable de l’ordre de oM,2.

Il a été fait jusqu'ici une centaine de mesures ('); l'expérience a

(:) Voir la publication de notre première série de Am (près de 4oo mesures) dans les Annales de l'Observatoire de Strasbonrg, t. 5, fascicule 1 (1948) où l’on trouvera notamment une statistique pius complète des écarts.

montré qu’on peut descendre sans peine aux distances de l’ordre de deux à trois fois le pouvoir séparateur. La commodité des observations a été accrue récemment par la substitution d’un polaroïd au nicol analyseur, ce qui permet d'approcher davantage l’oculaire et d’interposer des écrans colorés.

La statistique de ces mesures a fourni les résultats suivants :

Accord interne. — L'écart moyen d’une détermination (qui repose sur 4o pointés) a été calculé d’après 72 mesures sur 23 couples observés au moins deux fois. On trouve ainsi

CNE OoNS0 4 NE)

précision satisfaisante en photométrie différentielle d’étoiles doubles et qui pourra sans doute être améliorée. En effet, ce genre d'observations comporte toujours une période de tâtonnements, dont les premiers résultats ont certainement souffert. Tels qu'ils sont, ils présentent, toutefois, une dispersion plus faible que toutes les autres séries de mesures publiées jusqu'ici, bien qu’elles aient été obtenues avec des instruments d’au moins 30m d’ouverture.

Accord externe. — On n’est pas embarrassé, ici, par le nombre de documents : ni, en général, par les variations dans le temps de la quantité mesurée, et cela est heureux car les travaux anciens restent utilisables. Cela ne signifie pas, du reste, que l’on doive considérer les Am comme nécessairement fixes, mais simplement que leur étude en est encore à ses débuts.

On a recherché les couples communs avec les séries suivantes :

H. Pickering, Searle et Upton (1878-1870) au 38cm de Harvard muni d’un photomètre à polarisation (Harv. Ann., XI);

h.-Wendell avec les mêmes instruments (1903-1912) (Harv. Ann. LXIX; Catalogue dans Harv. Ann., LXIV, 6e Partie);

S-Stebbins avec le même type de photomètre et une lunette de 3o0m (1903-1906) (Univ. of IIL.; Bull., IV, n° 25);

D.-Detre avec un photomètre à coin par comparaison successivé des composantes à une même étoile artificielle, adapté au ro, pouces de Munich (1940) (A. N., t. 273, 253);

W.-Wallenquist avec un photomètre à coin également, mais par comparaison directe des deux composantes, avec le 14,5 pouces d'Uppsala (1942-1944) (Ark. f. Mat. Astr. Fys., Stockholm, 30/1 À, p. r et 31/3 À, 210):

K.-Kuiper.— Quelques mesures seulement publiées, extraites d’un vaste programme en cours d'exécution; observations visuelles à l’aide d’un jeu de réseaux au 10, pouces de Leyde et au 12 pouces de Lick. Date et

instrument non précisés pour les mesures données incidemment dans Aph. J., t. 88, 1938, p. 477; | |

L.-Ferwerda et Kooreman. — Mesures photovisuelles à Leyde sur les clichés ayant servi à des mesures micrométriques et pris aux observatoires de Lick, de l’Union et de Potsdam (B. À. N., vol. X, n° 375).

Cette comparaison a donné les résultats rapportés dans le Tableau IV ; la moyenne générale a été obtenue en affectant chacun des sept écarts d’un poids qui est en raison directe de |/n et en raison inverse de l'écart moyen interne des mesures de l’observateur considéré.

TaBLEAU IV.

MX.

X (m). n. Poids DR NES DR er ins le eu +0,06 30 GE) RE NS RL DE LISA TRE AS +0,0) > / 4,1 D D Se ER NE NE RO TOR +0,0 14 6,2 DOS SRE SR rune fetes —0,14 9 De) AU ré Eee RS CL PA +0,01 23 DA RTE ere Arr NE +0,11 6 MT LR et ane le ie ‘ 9,00 29 9,4

L'accord est aussi bon qu’il était permis de l’espérer; signalons que les mesures de Stebbins, les plus précises parmi ces six séries, ont pour écart moyen interne 0,056. 3 ‘

Ici la méthode est moins nouvelle que pour les mesures micrométriques, mais elle est mieux utilisée que dans les photomètres à polarisation anciens. En particulier, l'emploi du nouveau prisme à dédoublement nul évite la formation de deux cercles oculaires distincts et fait traverser l’analyseur par deux faisceaux parallèles; l’aspect identique des deux images, exemptes de tout astigmatisme sensible, contribue évidemment à la qualité des pointés.