ABERRATION

1S8. Qo'ttn corps se meuve de A yers D (fig. 3S), tandis qu'on autre Tient ]e frapper dans la direction AB: FefFet produit par ces deux mou- Tements se trouve en prenant les lignes AB et AD proportionnelles aux vitesses; pais achevant le parallélogramme, le mobile est mù comme si^ placé en repos au point A, une force unique le poussait selon la diagonale AC 9 et loi faisait parcoarir une longueur =:AG , dans le même temps qu'il devait décrire AB ou AD, Lorsque la Terre nous entraine dans son mouvement annuel de A en D, la lumière nous vient d'un astre suivant BA ; et comme nous sommes insensibles à la vitesse de la Terre , l'impression que nous ressentons est la même que si nous clions en repos et que la lumière nous vint selon GA; c'est-à-dire que Fastre doit noos paraître dans la direction AG.

Le phénomène dont noos venons de parler, qo'on nomme Aherra" iiony consiste à nous montrer les astres dans un lieu un peu différent de celui qu'ils occupent. La lumière envoyée par un astre vient frapper nos yeux dans une direction composée de sa vitesse et de la nôtre : nous nous supposons immobiles dans l'espace , et la première de ces deux vitesses peut seule être sensible à nos organes. Nos yeux sont donc iiffeetés par la lumière éiiianée de B (fig. 3S) , comme si l'astre était eu G -y c'est en G que nous le rapportons, parce que nous le voyons selon la direction AC3 la lumière décrit le rayon moyen de l'écliptique en 8' l$"jt, ou iW^fi ; la Terre parcourt dans cette durée on arc de son orbite qu'on trouve par la proportion

Année sidérale 36S/,25637 : 360o ;; 493",2 : a?= 20",255.

Les deux côtés du parallélogramme ABCD sont les vitesses AB =r 49S",Î, AD = 20",2îni ; rasire B doit donc sans cesse paraître en avant de son lieu réel, de la quantité SO^'^âSS , parallèlement à la direc-tion du mouvement de la Terre; tel est l'efFet de l'aberration. La révolotion diurne étant 65 fois moins rapide que le moovemeul annuel , n'ajoute à cet effet qu'un tiers de seconde au plus.

L'angle de déviation BAC , estimé dans tel ou tel sens , dépend des directions relatives du mouvement de la Terre et de celui delà lumière^ cet angle est nul quand ces directions concourent , et le plus grand lorsqu'elles sont à angle droit. Menons du Soleil S (fig. 22) ta ligne S^' à une étoile tf dans le plan AFE de récliplique que décrit la Terre en ua an ; comme cette étoile n'a pas de parallaxe annuelle ( n<> 29 }, la lumière émanée de f nous arrivera toujours parallèlement à S^« Notre globe, dans sa révolution, change peu à peu la dirqction de son mou-

SOO LUMIÈRE.

Tentent et reçoit cet rayoni lamineux ions tontes les inclinaisons, par rapport à sa TitesfiCy précisément parce qne ces rayons restent parallèles, en quelque lien qne nous soyons. En Terln de Taberration, le rayon sera sans cesse chassé derant la Terre, l'astre sera déplacé et rn un peu en avant de son lien réel ; le parallélisme ne subsistera donc plus. Selon la région on notre globe sera placé, il aura nn monvenient parallèle, ou perpendiculaire, on obliqne à S/', tantôt d'un côté de cette ligne, tantôt de l'autre, et la déviation poussera l'astre il ici vers vly là vers if . Lorsque la Terre sera en quadrature au point £' ou B , la direction de son mouTcment concourra avec celle de la lumière qui est parallèle à Sf', parce que il est situé à l'infini ; H n'y aura pas d'aberration. Mais si la Terre est en D, l'étoile <' devancera un penson lien réel, et elle paraîtra plus loin en d', parce que la vitesse de la Terre est oblique sur D/' ou Sf'. En T, les mouvements sont à angle droit, la déviation sera la plus forte, il paraîtra en e', à !20" en avant. Au delà de T , vers C , la déviation sera moindre et Téloile se rapprochera de son lieu réel il ; elle s6)*a vue en l' même, lorsque la Terre sera à la quadrature opposée B , après quoi elle semblera s'éloigner vers le côté contraire &', etc.

On voit donc que l'étoile f, supposée immobile dans le plan de Técliptique , par cela seul que la Terre se meut, pannit osciller de part et d'antre de son lieu réel ; l'excursion la plus grande est de âO",S53 , et la période de ces oscillations est juste d'une année pour décrire ce petit arc de 40'' ~. Comme le Soleil ne sort pas de l'écliplique, ilsuit de sa position centrale, combinée avec le peu d'ellipticité de notro orbite , que nous recevons toujours sa lumière à angle droit sur notro mouvement; l'aberration de cet astre est donc oonslanle, et sa longitude est sans cesse diminuée de 20",â83.

Outre ces déplacements en longitude , si l'étoile est hors de Técliptique, elle en éprouvera de mémo en latitude. Soient TÂB (fig. i4) l'écliplique, et T la Terre; le lien vrai d'une étoile située à une hauteur quelconque au-dessus de ce plan : sur le rayon visuel TO qui 7 est dirigé; si l'on prend TA égal à la vitesse de la lumière, et tA parallèle et égale à la vitesse de la Terre, c'est-à-dire à la tangente en T à l'écliplique, la ligne Tt est le rayon visuel apparent, et l'étoile nous semble située en V. Placez la Terre en divers lieui de son orbite, et les rayons TO seront tous parallèles, à cause que l'étoile est à une distance infinie; les parties ih varieront peu de grandeur ; mais leurs directions, sans cesse parallèles è la tangente en T, changeront beaucoup, en demeurant parallèles au plan de l'écliplique. Et d'ailleurs.