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» Pour résoudre les étoiles doubles les plus rapprochées, de o",6 à o"/i, 

 il faut des ouvertures de 7",6 à ii",4; mais la spectroscopie permet de 

 mesurer facilement le déplacement de raies jusqu'à o",i. C'est sur ce fait 

 que sont fondées la nouvelle méthode spectrale et le nouveau spectroscope, 

 servant à mesurer, à la fois, l'angle de position des étoiles doubles très 

 rapprochées, et leur distance, avec une grande précision. Imaginons qu'on 

 ait pratiqué dans une chambre noire deux ouvertures, très voisines l'une 

 de l'autre, et qu'on les observe, illuminées en arrière par les rayons solaires 

 à l'aide d'un héliostat, avec un spectroscope à vision directe avec fente 

 ouverte ou supprimée. On voit alors toujours deux spectres, déplacés en 

 raison de la distance des ouvertures dans le volet. En tournant le prisme 

 à vision directe, on voit les deux spectresapprocher l'un de l'autre, et quuid 

 la ligne réunissant les centres des ouvertures est perpendiculaire à l'arête 

 réfringente du prisme, on voit les deux spectres superposés, de manière que 

 les raies de Fraunhofer deviennent parallèles. C'est ainsi qu'on peut, avec 

 la dernière précision, déterminer l'angle de position des étoiles même très 

 rapprochées. 



» Pour en mesurer la distance, on fait usage du micromètre à vis d'un 

 spectroscope stellaire à vision directe, dans la position indiquée. Les deux 

 spectres ainsi superposés laissent reconnaître les raiesde chacun, et l'on peut 

 mesurer leur distance jusqu'à -^- de seconde d'arc. C'est ce qui correspond 

 au pouvoir d'un objectif achromatique de /(5,6 pouces anglais, dimension 

 qui n'a pu être atteinte jusqu'ici. Or, ces conditions peuvent être aisément 

 réalisées avec une lunette de 4 pouces anglais, munie à la fois d'un spec- 

 troscope au micromètre de position et au micromètre à vis donnant le ~ de 

 seconde. Soient, par exemple, DFJ la distancedes raies spectrales appartenant 

 au sodium et à l'hydrogène, mesurée préalablement avec précision, et DF 

 la distance des raies des spectres superposés de l'étoile centrale et du sa- 

 tellite. La différence DF — DF', = p représente le déplacement de la ligne F 

 dans les spectres de deux étoiles voisines. 



» On peut ainsi apprécier la distance même des étoiles sans être gêné 

 par les effets si nuisibles de la diffraction du spectre secondaire et des autres 

 petites imperfections del'objectif. La précision qu'on peut ainsi atteindre est 

 surprenante, et sans doute elle permettrait, en outre, d'aborder une des 

 questions les plus difficiles de l'Astronomie moderne, savoir la détermina- 

 tion de la parallaxe, jusqu'à -^ de seconde d'arc, sans avoir besoin d'instru- 

 ments coûteux, comme les héliomètres. On n'a qu'à chercher des étoiles 

 très voisines et pas trop faibles, situées dans des positions avantageuses pour 



