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P. PUISEUX — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 
différences s'accusent assez nettement pour servir 
de base à une nouvelle classification des étoiles. 
M. Tikhoff arrive à un résultat équivalent en com- 
parant les durées de pose qui donnent la mème 
intensité aux images photographiques d'une étoile, 
obtenues à travers deux écrans colorés (Comptes 
Rendus del Académie des Sciences, 1°" février 1909). 
A l'Observatoire d'Oxford, dirigé par M. H.-H. 
Tarner, on a comparé micrométriquement 40 cli- 
chés répétés après un intervalle d'une quinzaine 
d'années, en vue d'en déduire les mouvements 
propres des étoiles faibles. Sur 10.000 étoiles exa- 
minées, on n’a trouvé qu'un très petit nombre de 
mouvements supérieurs à 20" par siècle (Séance de 
la R.A.S:, 14 mai 1909). 
On sait que cinq étoiles du Chariot de la Grande 
Ourse ont leurs mouvements propres dirigés en 
apparence vers un même point du Ciel, c'est-à-dire 
en réalité parallèles. Le D' Hertzsprung, en cher- 
chant d’autres associations analogues, a trouvé que 
l'étoile Sirius doit appartenir au même groupe. En 
effet, en lui supposant le même mouvement linéaire 
qu'aux cinq premières étoiles, on retrouve les 
valeurs connues de la parallaxe et de la vitesse 
radiale. Le déplacement du système par rapport au 
Soleil est de 18 kilom. 4 par seconde (Ast{rophysical 
Journal, vol. XXX, p. 135). 
La théorie de MM. Kapteyn et Eddington, con- 
cernant l'existence de deux courants principaux 
d'étoiles, a reçu une confirmation par les travaux 
«de l'Observatoire du Cap, où MM. Hough et Halm 
ont déterminé au spectroscope les vitesses radiales 
de 318 étoiles australes. L'un des deux courants 
aurait dans cette région une notable prédominance, 
qui ne se manifeste pas dans l'hémisphère Nord. 
Les variations annuelles de vitesse radiale, con- 
statées au Cap sur 7 étoiles seulement, ont fourni 
une détermination de la parallaxe solaire à peine 
moins précise que celle qui a été obtenue par 
l'observation d'Eros au prix d’un travail bien plus 
considérable. 
L'étude récemment, publiée, de M. Lewis sur les 
éloiles doubles à fourni au Professeur Pearson 
l’occasion de quelques recherches statistiques. Le 
résultat le plus net est l'existence d’une corréla- 
tion marquée entre la différence des éclats des 
deux étoiles d'un même couple et la couleur de la 
composante secondaire (7he Observatory, vol. 
XXXII, p- 94): 
Une nouvelle étoile variable du type d’Algol à 
élé découverte par M. Astbury. MM. Van der Bilt 
et L. Campbell ont étudié U Gémeaux et SS Cygne, 
qui sont deux variables d’un type extrêmement 
spécial. Toutes deux ont de fortes recrudescences 
suivies d'une lente diminution. Les maxima sont 
alternativementlongs et courts (20 jours et 12 jours), 
mais il n'a pas encore été possible de trouver une 
loipourleurintervalle (Harvard Annals, vol. LXIV). 
La loyal Astronomical Society à été saisie d'une 
proposition du major Mac Mahon, tendant à me- 
surer le diamètre apparent des étoiles par le temps. 
qu'elles emploient à disparaitre derrière le disque 
de la Lune. Ce temps est certainement très court, 
mais il semble que les plaques photographiques 
actuellessoient capables d'enregistrer et de mesurer 
des durées encore plus courtes. De la discussion 
qui à suivi, il se dégage que les difficultés tenant 
à l'agrandissement des images par la diffraction et 
l'irradiation ne sont pas encore près d'être sur- 
montées. 
Le huitième volume des Publications de l'Obser- 
vatoire Lick, distribué en 1909, contient une très 
belle collection d'héliogravures représentant les 
nébuleuses et les amas les plus remarquables de 
l'hémisphère Nord, d’après les photographies prises 
par Keeler avec le réflecteur Crossley. 
V. — INSTRUMENTS ET MÉTHODES. 
L'efficacité comparée des grands et des petits 
instruments est encore revenue sur le tapis. On a 
fait appel sur ce point à l'expérience de M. Burnham, 
qui a découvert de nombreux couples serrés avec 
des lunettes d'ouverture diverse. La limite qu'il a 
pu atteindre avec une lunette de 6 pouces est 0",30, 
et cette limite ne s'est abaissée qu'à 0",13 avec une 
lunette de 36 pouces. Le pouvoir séparateur ne croi- 
trait donc pas en proportion de l'ouverture. M. Innes 
estime que cette infériorité des grands instruments 
estseulementapparenteetrésulte de ce qu'ilsexigent 
des conditions atmosphériques plus parfaites et plus 
rarement réalisées (7he Observatory, vol. XXXII, 
p. 213). 
On se demande si les objectifs doubles, d'un 
usage encore à peu près général en Astronomie, 
ne vont pas être remplacés par des objectifs à trois. 
verres, expérimentés avec succès en photographie: 
terrestre, et dont l'avantage théorique n'est pas 
douteux. Mais c’est sur le Ciel que l'épreuve déeci- 
sive doit étre faite. M. Gifford a présenté à la 2. 4.5. 
un objectif triple dont l'achromatisme irrépro- 
chable a été vérifié par sir David Gill. À cette occa- 
sion, M. Gifford à expliqué la méthode qu'ilemploie 
pour déterminer les indices de réfraction et qui 
repose sur l'emploi simultané des trois faces d’un 
prisme à section équilatérale. Pour atteindre toute 
la précision nécessaire, il faut renoncer aux raies 
de Fraunhofer et recourir à des raies speclrales 
plus fines. 
M. Lowell à terminé l'installation à Flagstaff 
d’un télescope de 40 pouces, construit par la maison 
Alvan Clark. Le miroir principal, en verre de Saint- 
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