SÉANCE DU 20 JUILLET igo8. 17I 



Pour estimer la valeur de ces objections ('), je suis conduit à présenlei' 

 les résultats que je viens d'obtenir à Poulkovo sur la parallaxe de l'étoile 

 UT Persée, et à préciser les idées qui m'ont guidé dans les recherches sur 

 la dispersion cosmique. 



1. M. Ivostinsky a liien voulu préparer, sur ma demande, au moyen de Fasliograplie 

 de i3 pouces de Poulkovo, une épreuve pour la détermination de la parallaxe de 

 RT Persée, par la mélliode de JNI. Kapteyn, avec deux images, à ciiacune des époques 

 suivantes : i3 février, 5 et 1 1 septembre 1907, a'i février 1908. 



J'ai mesuré sur cette épreuve 128 étoiles et j'en ai choisi 4i c[ui sont toutes plus 

 faibles que RT Persée au maximum. Pour l'erreur moyenne d'une parallaxe de ces 

 4i étoiles de comparaison, j'ai obtenu ±:o",oi8. Trois mesures de RT Persée ont 

 donné les valeurs suivantes de sa parallaxe ; 



— o", 0.36; — o",o3o; — o",o39. 



En adoptant, pour son erreur moyenne, la valeur ±0", 028 : \/3 =: ± o",oi6, on 

 obtient ainsi 



TT ^ — o", o35 ± o", 016. 



L'erreur systématique ne peut pas dépasser quelques centièmes de seconde d'arc, 

 parce que l'éclat de la vaiiable difl'ère peu de celui des étoiles de comparaison (de o,3 

 à 1,4 grandeur). 



Il en résulte que la parallaxe de RT Persée est insensible. On peut donc 

 adopter pour cette variable, c{ui est au maximum de la dixième grandeur, 

 la distance moyenne des étoiles de cette grandeur, ce qui fait, d'après 

 M. Kapteyn, 740 années de lumière. Or j'ai trouvé que le décalage entre 

 les miniina de 4301^1* et DÔo'^i'' est de 4 minutes, ou, en passant aux ondes 

 individuelles, 80 secondes. La dilTérencc des vitesses de ces rayons, si le 

 décalage en question était dû à la dispersion cosmique, serait donc 



80 I 



740. 365 X 24 X 60 X 60 



de la vitesse de la lumière, ou i" par seconde. Or la différence des vitesses 

 de ces rayons dans l'air égale 870'° par seconde. 



(') Déjà, en 1906, M. Lebedew a présenté des objections à l'explication simple delà 

 dispersion cosmique présentée par Beiopolski et TikhofT, pour les décalages observés 

 sur |3 Cocher |)ar la méthode spectrale. M. Lebedew les attribuait à une différence de 

 pression qui s'établit sur chaque composante dans la partie tournée vers l'autre com- 

 posante et dans la partie diamétralement opposée. L'objection de Lebedew et la réponse 

 de Beiopolski ont été publiées en russe dans le Rullelin de l'Académie de Saiiil^ 

 Pélersbourg (1906). 



