CHAPITRE X. — DUHtTBES STELLAIRES

d'où

logar = logB -ho, 5 log^ — o,5 logi.

Il faudrait donc pour connaître x avoir les valeurs de i et de =,•

Or, nous n'avons jusqu'ici aucune détermination réelle de «, quoique différentes méthodes aient été proposées et même essayées pour l'obtenir; en l'état, le plus simple est de supposer que les étoiles ont le même éclat intrinsèque que le Soleil, ce qui ne saurait s'éloigner beaucoup de la vérité pour celles qui ont la même coloration que lui; la formule précédente se réduit alors à

(i) loga: = logB -ho,51og- >

E et la solution du problème à la mesure du rapport -- • Mais, il faut

remarquer que x ne représente plus réellement le diamètre apparent de- Tétoile; c'est maintenant le diamètre apparent qu'aurait l'étoile si son rayon était diminué ou augmenté, de telle sorte qu'avec sa nouvelle valeur et un pouvoir émissif égal à celui de la surface solaire, son éclat apparent reste le même, d'où le nom de diamètre équWalent en lumière que nous lui donnerons avec Pickering (*).

Soit r' le nouveau rayon, r l'ancien, on a évidemment

r* = r v//, et ce diamètre apparent équivalent ^ est lié à ;r de (i) par

199. Rapport de r éclat d^une étoile à celui du Soleil. — La mesure de ce rapport fondamental a occupé beaucoup d'astronomes ou de physiciens. Les premiers résultats dont on ait à tenir compte sont dus à Steinheil (2); prenant l'éclat de la pleine Lune comme intermédiaire entre ceux du Soleil et de l'étoile, il obtint

( ' ) E.-C. PiCKERiNa, Dimensions 0/ the fixed stars^ with especial références to binaries and variables of the Algol type. (Proceedings of the american Academy of Arts and Sciences, Vol. XVI, p. i cl suiv.; 1881 ).

(-) Steinheil, Elemente der Jlelligkeits-Messungen am Sternhimmel, p. 82 et suiv., Munich; i835.

grands axes liaient à o^jôS l'un de l'autre. C'est évidemmcai i'écarlemenl maximum que permeltail l'objectif; il correspond à une valeur de x égale à o", i58. Or toutes les étoiles examinées par

M. Sléplian dans le cours d'uuc année, même Sirius, ont doniif des franges très nettes : leurs diamètres apparents sont donc tous plus faibles que celte valeur angulaire; l'application pratique df ce procédé exige, en elTet, des instruments d'ouverture beaucoup plus grande que ceux dont nous disposons aujourd'hui, un objectif ou un uiiroir de deux mùtrcs étant néceàsaîre pour déceler des diamètres stellaires de o",o5, valeur qui semble bien prés d<' leur limite supérieure.

La comparaison des éclats apparents des étoiles et du Soleil parait devoir donner des renseignements plus précis.