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suivant Argelander par o,43i 



— Groombridge par o;38S 



les observateurs d'Oxford par. . 0,424 



M. Johnson donne dans uue table que uous ne croyons pas devoir 

 reproduire, les quantites de lumiere des eloiles, depuis la premiere 

 grandeur jusqu'a la seizieme, en prenant pour unite la lumiere d'une 

 etoile (moyeniie?) de premiere grandeur. 



Les uombres d'Oxford suivent la progression geometrique 0,424; 

 (o 424)-; (o,4a4)'5 etc. II n'en est pas de meme des nombres dcs aulres 

 observateurs qui sont tanlot plus grands ct tantot plus pelils qu'ils 

 ne devraient I'etre. II est d'ailleurs rt'ellement impossible d'arriver a 

 classer les etoiles par ordre d'eclat, parce que cet eclat depend de 

 mille circonstances secondaires. La position dans telle ou telle region 

 du cicl, I'illuminalion de ralmosphere, la transparence diurne, princi- 

 palement fonction deriiumldite, la presence ou I'absence de la lune 

 dans ses diverses phases, les crepuscules et meme les crepuscules luuaires, 

 sans compter la difference d'organes entre deux observateurs, et bien 

 plus la sensibilite variable de I'ceil d'un meme observaleur en deux jours 

 successifs:tout, en un mot, influe surl'estime des grandeurs et de Teclat. 

 Au moins faudrail-il, en presence de tanl de difficultes, de tant d'in- 

 fluenccs pcrturbatrices, que la methode de comparaison des eloiles au 

 point de vue de I'eclat fut exacte par elle-meme, et d'une rigueur pres- 

 que absolue; or, il n'en est certainement pas ainsi des procedes suivis 

 par M. Johnson ; ses definitions et ses estimes de la grandeur relative 

 sont encore tres-vagues, et Ton ne peut esperer de resoudre le difficile 

 probleme d'une maniere satisfaisante qu'eu adoptant la methode de 

 M. Ara"o, methode que son illastre auteur nous pardonnera d'esquisser 

 en attendant qu'il veuille bien I'exposer lui-meme. 



II s'af^it de comparer I'eclat ou les intensites lumineuses de deux etoi- 

 les : si ces deux etoiles ne sont pas voisines, on les amenera a proximite 

 par la reflexion totale sur les hypolhenuses de deux prismes egaux, 

 comme dans Taslrometre de sir John Herschel, reflexion qui, d'apres les 

 experiences precises de M. Arago, ne fait perdre aucune lumiere autre- 

 mentqu'a I'entree et a la sortie. Si elles sont voisines, les deux lumieres 

 pourront etre immediatementcomparees. Supposons, pour fixer les idees, 

 qu'il s'agisse de comparer la polaire et sa compagne ; la premiere de ces 

 etoiles est de deuxieme grandeur, la seconde de neuvieme grandeur ; 

 mais la compagne perd par son voisinage d'une etoile trop brillante, et 

 M. Babinet qui a pratique la methode de M. Arago eslime cette etoile de 

 huitieme grandeur au moins. Prenons une lunette de Rochon ou tout 

 autre appareil qui donne deux images des objets, operons la separation 

 de maniere a obtenir quatre images, savoir : deux brillantes images de la 

 brillante etoile et deux faibles images de sa faible compagne ; disposons 

 de plus la separation de telle sorte que I'image extraordinaire de la 

 brillante soit voisine de I'image ordinaire de la faible etoile. Ces deux 



