OBSERVATIONS DE ROEMER

se piodiiit loi’Sfjue Jupiter est en J" et la terre en T ". Pendant cette période l'intervalle des éclipses est, au contraire, conslainnienl plus petit que 42 heures 1/2. C’est cette double variation en sens inverse que Rœiner établit rigoureusement en comparant et discutant toutes les observations faites jusqu’à lui. Or, si l’on admel que la lumière ne se transmet pas instantanément, les particularités précédentes deviennent faciles à comprendre. Car d’une immersion à la suivante , quand les astres se rapprochent, il doit s’écoidcr moins de temps que lorsque les astres s'éloignent, la différence étant précisément le temps que la lumière vis. 020.

met à parcourir la différence de

distance des astres d’une position à l’autre. Ue plus, si l'on fait la somme de toutes ces différences d’une conjonction à une opposition, ou d'une opposition à une conjonction, on trouve qu’elle est égale à une vingtaine de minutes. C’est le temps (juc met la lumière à parcourir uti intervalle à peu près égal à la différence de la distance inaxima à la distance minima des deux planètes, c’est-à-<lire au diamètre de l’orbite terrestre. Nous disons à peu près, parce que les deux astres ne s'éloignent pas l’un de l'autre ou ne se rapprochent pas suivant une direction rectiligne. .Mais il est facile d’interpréter ces ohseivations d’une manière tout à fait précise.

Supposons la terre et Jupiter en conjonction en T et en J ; on observe une écli|)se du satellite et on note l’instant exact t où l’éclipse apparaît. Cet instant n’est pas l’instant réel 6; il en diffère du temps a que la lumière a mis à parcourir l’espace JT ; on a donc la relation

A l’opposition suivante en J' et T’ on aura une relation analogue :

PROPAGATION DE LA LUMIÈRE

Enlin k la conjonction suivante en T” et J" ou

a a la inCme valeur dans les équations (1) et (3) puisque JT est Irés-sensihleinenl épral à J ’T".

Itetiimchanl ineinbro à ineinbre l’équation (1) de l'équation (2) <*l réipialion (2) de ré(|iiation (3), on a

d’où, en relrancbant ces dernières l’une de l’autre :

Mais 8' — 8 est égal à 8 " — 8’ et a' — a représente le temps <|ue la lumière met à parcourir l’orbite terrestre. Ce temps peut donc se déduire de l’équation précédente.

C’csI ainsi (jue Ra-mera trouvé uue valeur égale à 16 minutes 36 secondes; on en conclut que la lumière emploie pour venir du soleil ù la terre 8 minutes 18 secondes.

Le mémoire de HnMiier fut présenté à l’Académie des sciences en 1676; cinquante ans plus lard l’astronome anglais Hradley découvrait l’aberration et en tirait relativement à la vitesse de la lumière <les conclusions tout k fait conformes k celles du savant danois'.

689. Photométrie. — l>a photométrie a pour objet la mesui'e <le l’intensité lumineuse de diveraes sources; les procédés employés à cet effet sont tous plus ou moins défectueux ; l’œil n’est pas en effet plus habile k apprécier l’intensité de la vibration lumineuse <iue l’oraille ne l’est à apprécier celle de la vibration sonore. La difficulté est même à peu près absolue quand les lumières k comparer ont des couleurs différentes.

Quand les lumières ont k peu près la même teinte, on peut établir approximativement le rapport de leurs intensités en se fon-

I. On appelle aberration la dilTt'rence qui exiatc entre la ligne de visée d'une lunette dirigée sur une étoile et la ligne réelle aboutissant i cette étoile. Celte diflércnce est due k la vitesse de la lumière et k la vitesse de translation de la terre.

l’HOTOMÈTHE DK UOL'GUElt. 87S

<lant sur la loi de la variation en raison invei-se du carrd des distances. Celle loi est une conséquence directe de la lliéorie des vibrations lumineuses et on l’admet à priori bien pluUM qu’on ne la démontre expérimentalement. Toutefois on pourrait constater à peu prés qu’une surface donnée est cgnlemeiii hiairce soit par une source, soit par quatre sources pareilles placées à une distance double. (Juoi qu’il en soit, c’est sur cette loi que sont fondées la plupart des métbodes pbolométriques; nous en indi<|uerons succinctement quelques-unes.

690. Photomètre de Bouguer. — L’ne surface blanche, une feuille de papier, par exemple, un verre dépoli, ou une lame mince

Fig. 021. — l’Iiolomèli-e de Boiigiier.

de porcelaine, est divisée en deux parties par un écran opaque, de part cl d’autre duquel on place les deux sources. La disposition doit être telle, que chaque source éclaire exclusivement l’une des surfaces. L’observateur placé du côté opposé aux lumières voit deux surfaces blanches, séparées par une ligne d’ombre due à 1 écran. On éloigne la source la plus intense, jusqu’à ce que l'éclairement des deux surfaces paraisse le même. Si alore l’une des sources se trouve à une distance <louble, elle envoie quatre fois moins de lumière que si elle était placée à la même distance que 1 autre, et puisqu’elle produit en définitive un éclairement égal, cest que son intensité est quadruple.

PROPAGATION DE LA LUMIÈRE

691. Photomètre de Rumford. — Le pholomèlre de Rumford est fondé sur la roinparaison des teintes de deux ombres portées par deux lumières. Au-devant des deux lumières on place un bâton cylindrique dont l’ombre est projetée sur un écran. Chacune des

deux ombres portrés par une des sources est éclairée par l’auli’c. et leur teinte est généralement différente. On éloigne progressi\ement la source la plus intense, Jus(]u'à ce qu'elles paraissent exactement du même noir. On doit conclure que dans celte position chacune d’elles reçoit la même i|uantité de lumière. Si donc on constate que l’une des sources est à une distance double de l’autre, par exemple, c’est que son intensité est quatre fois plus grande.

692. Photomètre de H. Foucault. — Le photomètre de M. Foucault est une modification de celui de Rumford. 11 se compose d'une boite présentant un fond en glace dépolie et divisée en deux compartiments par une cloison mobile. Les deux lumières sont placées du cAté opposé à la glace, dans une position symétrique par rapport à la cloison. D’après celte disposition, chaque lumière projcite sur l’écran une ombre de la cloison, et ces deux ombres peuvent ou empiéter l'une sur l’autre, ou être séparées par un intervalle lumineux, ou être tangentes. A l’aide d’un bouton destiné à cet effet, on

l’HOTOMÈTKE UE BUNSEN. 877

l'ait mouvoir l’écran jus(ju'à ce que Ic.s ombres se toucbeiit, et il est facile alors de juger de l’instant où, par suite de l’éloignement de la lumière la plus intense, les deu.x ombres ont la même teinte.

693. Photomètre de Bunsen. — Le photomètre de Bunsen se compose d’une feuille de papier tendue sur un cadre et présenlant en son milieu une tache faite avec un cür[)s gras. Si l’on place la feuille entre l’œil et une source de lumière, la tache paraît Iranslucide et blanche sur un fond peu éclairé; si, au contraire, on place la source entre l’(Kil et la feuille, la lâche paraît sombre sur un fond blanc. Supposons d’après cela que l’on place de pari et d’autre de la feuille deu.x sources d’inégale intensité, par e.vemple une bougie et un bec de gaz : en regardant la feuille du côté de la bougie, on verra la feuille éclairée par diltusion el la laclie par transmission, et celte dernière sera plus brillanle, pui.sque le bec de gaz a une lumière plus inten.se. .Mais si on l’élôigne à une distance, suflisante, il arrivera un moment où le papier paraîtra uniformément éclairé et où la tache disparaîtra ù peu près complétemenl ; c’est fjue l’éclairemeni produit par les deu.v sources sera le même. Il suffira donc de mesurer leui's distances au photomètre pour en déduire le rapport de leui-s intensités.