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P. PUISEUX. — REVUE ANNUELLE UAS'l KONO.MIE (Année l'Hi 



coïncidence est imparfaite semble alors animée 

 d'une trépidation à laquelle ne participent pas les 

 autres étoiles. Par ce procédé, M. Barnard ' a 

 trouvé une étoile de 1I« grandeur, du type spec- 

 tral MG et dont le mouvement propre annuel, 

 dirigé vers le pAle Nord, atteint le chiffre jusque 

 là sans exemple de 10", 3. Les recherches aussi- 

 tôt entreprises ont fait retrouver cette étoile sur 

 des documents plus anciens, et il sendsle qu'elle 

 ait été observée par Lainont dès 1842. Le mouve- 

 ment propre annoncé par M. Barnard est plei- 

 nement confirmé. On n'est pas encore bien fixé 

 en ce qui concerne la parallaxe annuelle et la 

 vitesse radiale. Quoi qu'il en soit, cette étoile est 

 l'une des plus voisines de la Terre (la plus voi- 

 sine d'après M. Gonnessiat) ; elle se rapproche 

 rapidement de iious et sa luminosité propre, 

 environ 4.000 fois moindre que celle du Soleil; 

 est la plus faible qui ait pu être mesurée. 



La détermination micrométrique de la ])aral- 

 laxe, toujours fort laborieuse et de résultat incer- 

 tain, n'est plus entreprise, en fait, que sur les 

 étoiles de grand mouvement propre. MM. Lee, 

 Joy et Van Biesbra'ck- ont publié 43 résultats 

 nouveaux fondés sur les photographies de l'Ob- 

 servatoire Yerkes, et qui paraissent d'une haute 

 valeur. Une discussion étendue des principales 

 si'riesde parallaxes obtenuesdans diversobserva- 

 toires a été faite par M. FUnt^. 11 semble que l'on 

 trouverait avantage à introduire à peu près par- 

 tout une correction systématique dépendant de 

 la saison ou de l'ascension droite de l'étoile. 



("'est seulement dans des cas assez restreints 

 que l'on peut comparer la masse individuelle 

 dune étoile à celle du Soleil. On y parvient pour 

 les étoiles doubles visuelles, ois l'on possède, à la 

 fois une série de positions absolues et une série 

 de positions relatives. M. Van Biesbroeck ' a 

 établi une liste (.les couples pour lesquels cette 

 condition est remplie ou semble pouvoir l'être 

 en peu d'années. Assez souvent c'est la compo- 

 sante la moins brillante qui possède la plus forte 

 masse. Il en est ainsi, notamment, pour 85 Pégase 

 où la dillérence des éclats atteint cependant cinq 

 grandeurs. 



La classe spectrale, définie par la prédomi- 

 nance relative de l'hélium, de l'hydrogène, des 

 métaux, des bandes diffuses, est de tous les ca- 

 ractères intrinsèques celui qui peut être constaté 

 le plus rapidement. L'ordre choisi se justifie par 

 la constitution de familles naturelles, possédant 

 en commun un certain nombre de caractères. 



1. Astnmomical Jnuinal^ n" 0îf5. 



2. Id.. n' 697. 



3. Id., n° G'Jf). 

 'i. Id., Il» 694. 



Ainsi l'on sait, depuis quelques années, que les 

 chances de rencontrer une parallaxe sensible 

 augmentent quand on descend dans la série des 

 classes, et cette corrélation, d'après M. Plummer, 

 aurait pu être reconnue beaucoup plus tôt si l'on 

 avait accordé assez de confiance aux observations 

 de Pritchard à Oxford. La famille la mieux défi- 

 nie est celle des étoiles B ou étoiles à hélium, 

 toutes assez brillantes pour l'œil, toutes très 

 éloignées et par conséquent de grand éclat in- 

 trinsèque, et réparties avec une préférence visible 

 pour le plan de la Voie Lactée. M. Charlier et 

 M. B. Boss ' sont arrivés à définir plus complète- 

 ment l'extension de ce groupe, sa forme exté- 

 rieure, la distribution delà densité et des vitesses. 

 Les problèmes correspondants pour la classe A 

 ont été abordés par M. C. A. Maney^, mais les 

 conclusions ont été moins nettes, ce qui était à 

 prévoir, puisque la classe A est formée en grande 

 majorité d'étoiles très faibles, dont nous ne sa- 

 vons à peu près rien. 



Pour l'ensemble des étoiles blanches (classes 

 A et B), un vif éclat ne constitue qu'une faible 

 présomption en faveur de l'existence d'une paral- 

 laxe sensible. Il en est autrement dans le cas des 

 étoiles jaunes et rouges. Le logarithme de la 

 parallaxe probable peut alors s'écrire comme 

 fonction linéaire de la grandeur stellaire. Les 

 cofHicients de cette relation, donnés depuis assez 

 longtemps par M. Kapteyn, ont été à diverses 

 reprises dénoncés comme suspects. Ils ne récla- 

 ment cependant que de faibles corrections, 

 d'après les recherches récentes de MM. Van 

 Uhijn'*, Dyson et Thackeray ■*. (!ette dernière dis- 

 cussion, portant sur 12.000 étoiles observées à 

 dreenwich de lOoO à lOl.ô, confirme aussi les va- 

 leurs habituellement admises pour la précession 

 générale et les composantes du mouvement so- 

 laire. Mais la relation de Kapteyn sera remplacée 

 avec avantage par une autre beaucoup plus pré- 

 cise, s'il est exact, comme l'a annoncé M. W. S. 

 Adams, que l'éclat intrinsèque, dans les dernières 

 classes, est lié simplement à l'intensité relative 

 de certaines lignes du spectre. La mesure de cette 

 intensité, jointe à celle de l'éclat apparent, fera 

 dès lors connaître, en fort peu de temps, non 

 plus une parallaxe probable, mais une parallaxe 

 réelle. Les véiifications tentées jusqu'ici sur les 

 étoiles dont la distance paraît la mieux détermi- 

 née sont très encourageantes, et la Royal Aslro- 

 nomical Society a reconnu la grande valeur de la 



I. Moiilldy Notices, vol. 1,.\XVI, p. liS9. Aslronnmiinl Jour- 

 nal, n' G91. 



•-'. .islinnnmical Journal, n" fiTll, (',811, 699. 



3, .istrnp/n/sical Journal, vol.XI-III. 



'l. Monlhly Notices, vol. LX.WII, p. ". 



