P. PU1SEUX. - REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 





Les progrès attendus ou réalisés en photogra- 

 phie céleste n'ont point arrêté les études qui 

 tendent à l'élimination des petites erreurs dans 

 les observations méridiennes. L'emploi d'un fil 

 mobile entraîné, avec enregistrement automati- 

 que des passages, celuid'écrans qui affaiblissent 

 les étoiles brillantes, entrent de plus en plus 

 dans la pratique. Mais il résulte d'une discussion 

 de M. Tbackeray que, même pour un cercle mé- 

 ridien étudié et manié avec beaucoup de soin 

 comme celui de Greenwich, le coefficient de 

 (lexion peut varier notablement en quelques 

 années '. 



La constante de l'aberration, qui intervient 

 dans toutes les positions d'étoiles, a été déter- 

 minée à nouveau par M. Jones-, faisant usage 

 d'un télescope flottant sur le mercure. La valeur 

 trouvée (20", 4(i7) justifie la décision prise par la 

 Conférence internationale en 189(>. Même si la 

 parallaxe solaire est obtenue par une autre voie 

 avec plus de précision relative, la méthode suivie 

 par M. Jones, et dont l'application est encore en 

 cours, garde un intérêt en fournissant unevaleur 

 de la vitesse de la lumière dans l'espace inter- 

 stellaire et des renseignements sur la variation 

 des latitudes. 



M. de Sitter propose, pour déterminer la cons- 

 tante de l'aberration, de choisir dans l'équateur 

 quatre étoiles séparées par des intervalles de 

 90" environ, de comparer deux arcs consécutifs 

 dans la même nuit à l'aide de deux télescopes 

 fixes installés dans l'horizon en face d'un miroir 

 également fixe, et de combiner quatre mesures 

 de ce genre effectuées à des intervalles de trois 

 mois. La théorie'' fait espérer que l'élimination 

 des causes d'erreurinévi tables (réfraction, paral- 

 laxes annuelles, mouvements propres, instabilité 

 des appareils) sera mieux obtenue par cette mé- 

 thode qu'avec les systèmes à miroirs multiples, 

 déjà proposés ou employés pour le même 

 objet 3 . 



A diverses reprises, on a voulu rattacher la 

 gravitation universelle à d'autres forces physi- 

 ques, lui assigner un mode et une vitesse de 

 propagation. Les expériences tentées dansce but 

 n'ont pas donné les résultats espérés. Mais, 

 d'après M. Eddington,on aurait tort de renoncer 

 à toute tentative dans la même direction, de 

 considérer comme intangible le principe de rela- 

 tivité ou la transmission instantanée de l'attrac- 

 tion. Ainsi rien n'empêche de supposer que, 

 dans un champ gravitationnel intense, la marche 

 des ondes lumineuses est ralentie. Une occasion 



1. Monthly Notices, vol. LXXV. p. 548. 



2. Monthly Notices, vol. LXXV, p. 542. 

 3 Monthly Notices, vol. LXXV, p. 45S. 



favorable de le vérifier pourrai) être offerte par 

 une occultation qui se produirai pendant la 



durée d'une éclipse totale '. 



II. — Etude des étoiles bi i>i:s nébi lei 



Peut-on assigner un centre et des limites au 

 monde des étoiles, comme on a coutume de le 



faire sans scrupule quand il s'agit du système 

 solaire ? Ce grand problème a été maintes Pois 

 débattu. \Y. Struve et .1. Herschel, notamment, 



y avaient pris des positions opposées, l'ius que 

 jamais, on peut le dire, il est à l'ordre du jour, 

 et la solution affirmative de J. Herschel gagne 

 visiblement du terrain. A l'existence, depuis 

 longtemps aperçue, d'un plan de symétrie appro- 

 chée, dessiné par la Voie lactée, se joignent 

 maintenant d'autres indices concordants: limi- 

 tation nette, du coté des faibles grandeurs, pour 

 certaines classesspectrales comme les étoiles à 

 hélium, diminution rapide de l'importance nu- 

 mérique pour les dernières classes de grandeur 

 accessibles à la photographie, existence d'une 

 région de densité maximum à partir de laquelle 

 l'intervalle moyen des étoiles va en s'élargissant, 

 corrélation directe entre la vitesse totale et la 

 richesse du spectre en lignes d'absorption, cor- 

 rélation inverse entre la vitesse radiale et la lali- 

 tude galactique, entrela vitesse totale et la masse, 

 entre la vitesse totale et l'éclat absolu, préfé- 

 rence moins marquée des étoiles pour une direc- 

 tion particulière, à mesure qu'on avance dans la 

 série des spectres. 



Un tel faisceau de probabilités n'est pas loin 

 de valoir une démonstration. La relation entre 

 la vitesse et l'éclat absolu, plus difficilement 

 mise en évidence que les autres, repose mainte- 

 nant sur une base plus large à lasuite de récents 

 travaux de M. Adams -'. Ellejustifie les tentatives 

 de MM. Turner et Eddington pour rattacher les 

 mouvements généraux des étoiles à la loi de 

 Newton. Il y a relativement si peu d'étoiles dont 

 les masses soient connues que nous ne pouvons 

 rien dire du champ de forces qu'elles détermi- 

 nent. Toutefois, l'état présent des vitesses, si l'on 

 ne parle que des étoiles auxquelles des mouve- 

 ments propres ont pu être assignés, n'estpastrès 

 loin d'être régi par les lois de Kepler. M. Edding- 

 ton, élargissant la conception de Laplace, a en- 

 trepris avec un certain succès de définir des dis- 

 tributions de matière simples d'où dériverait 

 obligatoirement un univers non pas identique, 

 mais analogue à celui que nous observons. 

 L'hypothèse d'une symétrie sphérique complète 

 est la plus commode comme point de départ du 



t. The Observatory, vol. XXXVIII, p. 93. 



2. AstrophysicalJournul, vol. XLII, p. "2. 



