CHAPITRE XIV

D^TlRMIITATIOlf DE LA VITESSE DE LA LDHIËRE PAE L'OBSERVATIOIV DES PHASES D'ALGOL

Nous avons vu qu' Algol ou p de Persée (liv. ix, chap. XXI, t. I, p. 398) est ordinairement de deuxième grandeur, mais que son éclat variable s'affaiblit jusqu'à n'être plus que de quatrième grandeur, pour repasser à la troisième, puis à la deuxième durant un second intervalle de même durée. Cette étoile ne change pas d'éclat peu à peu, comme la plupart des étoiles variables; elle reste constamment de deuxième à troisième grandeur pendant 2 jours et 13 heures, et elle emploie de 7 à 8 heures pour décroître, descendre à la quatrième grandeur et revenir à être de deuxième à troisième gi-andeur, éclat qu'elle conserve de nouveau à peu près constant pendant

2 jours et 13 heures environ. Nous avons annoncé (liv.ix, chap. XXV, t. I, p. 408) que, d*après ces faits, quelques perfectionnements dans Tintensité de la lumière des étoiles variables pourraient conduire à une détermination directe de la vitesse de la lumière. Voyons maintenant commenl Tobservation des phases d' Algol pourrait se prêter à une pareille mesure.

Si , par exemple , la durée de la période do variation d' Algol, durée un peu variable avec le temps, est dr

3 heures et demie, il arrive qu'en 405 minutes, moitu' de 3 heures et demie, Algol s'élève de la quatrième à la troisième grandeur, il ne faut que 105 minutes pour qur l'éclat de cette étoile double. Si la variation était proportionnelle au temps, à chaque minute correspondrai! 1/105" d'augmentation; mais au moment où Tastrc^ o>t de troisième grandeur, s'opèrent les plus rapides changements. Peut-être même la variation, à cette époque, arrive -t- elle à êtriB double de la variation moyenne: peut-être monte-t-elle à 1/52* par minute; 1/52' est une variation d'intensité saisissable à la simple ins|)ortion ; ainsi l'on pourrait déterminer les moments de la phase intermédiaire d* Algol, les moments dû passage de cette étoile par la troisième grandeur, à la précision d'une minute. Quelques perfectionnements dans les moyens de mesure photométrique permettraient probablement d'aller jusqu'à la moitié ou au quart de cette quantité.

Nous voilà presque arrivés à la précision dont les observations des éclipses des trois derniers satellites de Jupiter sont susceptibles. Rien n'empêchera donc que nous ne