La Revue Des Deux Mondes n°95-20 15 oct 1925
La Revue Des Deux Mondes n°95-20 15 oct 1925
  • Prix facial : 4,50 F

  • Parution : n°95-20 de 15 oct 1925

  • Périodicité : quinzomadaire

  • Editeur : Société de la Revue des Deux Mondes

  • Format : (145 x 227) mm

  • Nombre de pages : 256

  • Taille du fichier PDF : 143 Mo

  • Dans ce numéro : hiver, première partie.

  • Prix de vente (PDF) : 2 €

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938 htEV UE DES DEUX MONDES. Il est clair que, lorsque le point est très éloigné, les deux directions de visée deviennent à peu près parallèles, et la parallaxe à peu près nulle. Il arrive alors que celle-ci est si faible, que l'incertitude 1 dans l'appréciation angulaire des deux directions de visée est ellemême plus grande. La parallaxe cesse alors d'être mesurable. Supposons par exemple qu'il s'agisse d'un objet éloigné, d'un sommet de montagne dont nous voulons mesurer la distance topographiquement au moyen de deux visées éloignées. Supposons que des visées successives de l'objet sont faites avec chacune des deux lunettes employées, et d'ailleurs identiques,.et que ces visées relevées au.x cercles gradués de l'appareil indiquent successivement des angles qui diffèrent entre eux d'une minute (1'). Il est bien clair que si la parallaxe de l'objet éloigné est d'une demi-minute, elle ne pourra être déterminée dans ces conditions. Pour accroître les distances ainsi mesurables il y a un moyen  : c'est d'élargir la base ; il est clair que plus les deux stations d'observation seront écartées l'une de l'autre, plus la parallaxe d'un point donné sera grande, et moins l'incertitude des visées affectera cette parallaxe. En effet, pour reprendre noire exemple précédent, il est clair que l'écart d'environ une minute existant entre les visées successives n'empêchera pas de mesurer à peu près la parallaxe, si celle-ci est, de dix minutes et non pas d'une demi-minute. La plus grande base que l'homme puisse utiliser pour déterminer les parallaxes des étoiles est le diamètre de l'orbite terrestre, c'est-à-dire est constituée par les deux positions qu'occupe à six mois d'intervalle la terre sur son orbite. Ces deux positions sont séparées par une distance d'environ 300 millions de kilomètres. C'est en utilisant cette base qu'on a réussi à déterminer, au moyen de visées faites avec les lunettes les plus puissantes, les parallaxes et, parlant, les distances de quelques étoiles. Celles-ci sont si éloignées que, malgré tout, la parallaxe ainsi déterminée demeure très faible. C'est ainsi que l'étoile la plus proche de nous actuellement connue qui s'appelle Proxima Centauri, et qui est une petite étoile de la constellation du Centaure située dans l'hémisphère austral, a une parallaxe de 0"79 (soixante dix-neuf centièmes de seconde seulement). Or, on sait qu'un angle d'une seconde (1") sous-tend une base qui est environ 206 000 fois plus petite que sa distance. On en déduit facilement que la distance à la terre de Proxima Centauri, qu'il serait fastidieux d'exprimer en kilomètres, est telle que la lumière, à sa vitesse de 300000 kilomètres par seconde, abesoin de quatre ans
REVUE SCIE  : \TIFIQUE.. 939 et un mois pour la parcourir. Dans notre hémisphère, parmi les étoiles brillantes, la plus rapprochée reste Sirius, dont la distance est à peu près deux fois celle de Proxima Centauri. 11 faut des lunettes très puissantes et des méthodes très précises pour déterminer des angles inférieurs à une seconde d'arc (1"). La détermination directe de parallaxes d'environ un dixième de seconde est déjà très difficile, et celle des parallaxes plus petites est au delà de ce qu'on peut faire actuellement avec les plus puissants instruments astronomiques. Il s'ensuit que l'on ne peut mesurer directement que les distances d'un petit nombre d'étoiles, et précisément des plus rapprochées. En fait, il n'y a même pas une centaine d'étoiles'dont la parallaxe trigonométrique puisse être considérée comme bien déterminée. Depuis peu, une autre méthode, due à Adams et Joy, a permis de déterminer un certain nombre de distances stellaires. Elle est fondée sur la remarque suivante  : en photographiant les spectres de toutes les étoiles, dont on connaît les parallaxes trigonométriques, et, par conséquent, le vrai éclat, l'éclat intrinsèque, on a remarqué que, pour celles de ces. étoiles qui ont un grand éclat intrinsèque, certaines raies spectrales sont extrêmement fortes et d'autres, au contraire, très faibles. Par exemple, on y trouve que les « raies renforcées », les « raies d'étincelles » du strontium y sont extrêmement fortes, tandis que la raie 4454 du calcium est très faible. Dans les étoiles dont l'éclat intrinsèque est faible, le contraire a lieu. Adams a remarqué qu'il existe une relation numérique précise entre l'intensité relative de ces raies et l'éclat intrinsèque des étoiles considérées. Il s'ensuit. que connaissant, pour une étoile éloignée dont on photographie le spectre, l'intensité relative de ces raies, on peut en déduire son éclat intrinsèque, c'est-à-dire l'éclat qu'elle aurait, si elle était ramenée à une certaine distance donnée. Comme on connaît l'éclat apparent de cette étoile, on en déduit la quantité dont elle est, en fait, plus éloignée que cette distance donnée ; on en déduit par conséquent sa parallaxe. On a pu ainsi, à côté des quelques dizaines de parallaxes trigoiio-.metriq es de ja connues, déterminer jusqu'à aujourd'hui environ 3 900 pgralic xes spectroscopiques. Ç'est. bien ; ce n'est pas encore assez, étant donné que le nombre dee seules ëioiles visibles à l'ç.l nu dépasse de beaucoup ce chiffre, et que cette pét1 ode laisse de côté toutes les étoiles faibles dont le spectre n'est pas actuellement pho-



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