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moment où / atteint une valeur telle que 



(2) £ — I,:22 jy 



\ étant la longueur d'onde des radiations admises dans Tœil de l'obser- 

 vateur. Cette relation suppose d'ailleurs essentiellement que la source est 

 uniformément éclairée. Dans cette hypothèse, la mesure de la distance des 

 fentes qui correspond à l'évanouissement des franges, fait connaître la 

 valeur du diamètre £, si cette distance est suffisamment grande par rapport 

 à la largeur commune des deux fentes. La relation (2) montre qu'il faudrait 

 pouvoir éloigner les fentes à plus de 12"^, pour mesurer un diamètre voisin 

 deo",oi. Ea conséquence, aucun instrument existant ne peut servir à étudier 

 directement le diamètre de sources d'aussi faible étendue angulaire. Mais il 

 y a un moyen détourné, d'application d'ailleurs difficile, de rendre une 

 lunette utilisable, pour un pareil objet. Il consiste à ramener, par des 

 réflexions sur des miroirs plans, deux faisceaux émanant de la source et 

 primitivement très écartés à pénétrer parallèlement, dans l'instrument, 

 avec une très faible différence de marche. L'écartement des faisceaux pri- 

 mitifs joue alors le rôle de la distance /, dans la formule (2). C'est par un 

 dispositif de ce genre, organisé par A. Michelson, que le diamètre de 

 l'étoile a Orion, supposée d'éclat uniforme, a été mesuré par Pease et 

 Anderson, à l'Observatoire du mont Wilson. 



L'application de la méthode interférentielle peut s'étendre aux étoiles 

 entourées d'une atmosphère absorbante dont la surface n'est pas uniformé- 

 ment lumineuse. Jl est même possible de déterminer à la fois la valeur du 

 diamètre et les variations d'éclat superficiel de l'astre, le long d'un rayon, 

 en prenant comme point de départ les valeurs, supposées observées, du 

 rapport des intensités des maxirna et ininima des franges, correspondant à 

 des valeurs connues de l'écartement des fentes. Appelons /la distance des 

 fentes qui correspond à l'évanouissement des franges. Le rapport de l'inten- 

 sité des maxima à celle des minima est alors égal à i. Désignons par K^ le 

 rapport de ces intensités, lorsque la distance des fentes a pour valeur /,, et 



par a, le rapport connu -• Si l'on pose m = t: -r^ et m, = tt —^ £ étant le dia- 

 mètre de l'astre, on a /w, = m a,. Egalant à K^ l'expression analytique donnant, 

 en fonctions des constantes A de la formule (i), le rapport de l'intensité des 

 maxima à celle des minima, pour la distance des fentes /,, on est conduit à 

 iine relation de la forme suivante, dans laquelle les fonctions y et F sgnt 



