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CHRONIQUE ET CORRESPONDANCE 



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Les mesures de S'-e sur les dianièties des grosses 

 pliinèles; les déterminations discordantes, en ce qui 

 conceine les astéroïdes, d'observateurs aussi remar- 

 quables que Sclineler, Hi'rschel, Miidler, Lamont...; les 

 dét<>rminations plus rérentes de Barnard avec un ré- 

 fracteur très puissant, montrent assez la délicatesse 

 d'un pareil problème. 



Les méthodes interférentirdles de Fizeau, employées 

 par Michelson et Hamy, échappent, il est vrai, aux 

 reproches que Ton peut faire à la mesure directe; 

 mais alors c'est Fagitation de l'air qui, généralement, 

 introduit une cause d'erreur en faisant disparaître les 

 frangi's, lorsque les fentes de l'écran placé devant 

 l'objectif sont encore à une dislance telle que ces 

 franges ilevraienl théoriquement se produire. Les 

 étoiles elles-mêmes n'en donnent pas toujours; aussi, 

 bien que pour des raisons dilférentes, ces méthodes ne 

 peuvent donner, comme la mesure directe, que des 

 chitTres trop forts. Les résultats obtenus par les di- 

 vei'ses méthodes sont des plus discordants, et l'on 

 remarque que, malgré le renom et l'habileté des 

 observateurs, il subsiste dans ces mesures des diffé- 

 rences qui atteignent 0",4 et 0",a, c'est-à-dire qui 

 dépassent le tiers des quantités mesurées; on voit 

 aussi que les méthodes interférentielles ne donnent pas 

 les chiffres les plus faibles, comme on aurait pu s'y 

 attendre. 



Tout cela montre assez combien cette question est 

 délicate et complexe, combien loin elle est d'être ré- 

 solue, et il faut savoir gré à MM. Salet et Bosler {Bail. 

 Astrom., t. XXIII, p. 13.'i) d'avoir apporté une utile 

 contribution à ce problème par l'emploi d'une méthode 

 non encore éprouvée : le micromètre à double image. 

 Cet appareil est composé de deux prismes biréfrin- 

 gents de Wollaston, superposés en avant de l'oculaire 

 et pouvant faire un angle variable mesuré par un cercle 

 divisé : le phénomène est alors celui bien connu des 

 « spaths croisés ». H se l'orme quatre images de l'objet, 

 disposées en losange : en amenant deux'i mages oppo- 

 sées à être tangentes, on lit sur le cercle un angle 

 d'autant plus grand que le <liamètre apparent de l'astre 

 est plus considérable. 11 faut naturellement calculer le 

 grossissement de l'oculaire et la déviation des prismes 

 de manière que, pour la grandeur des diamètres à 

 mesurer, le contact des deux images ail lieu pour une 

 valeur convenable, ni trop grandie, ni trop petite, de 

 1 angle mesuré. 



A la vérité, le problème est assez complexe, et le 

 diamètre apparent n'est pas une fonction simple de 

 l'angle d'écart des prismes, tandis que les équations 

 personnelles sont relativement fortes : mais nous ne 

 pouvons entrer ici dans le détail d'une étude très pré- 

 cise et très consciencieuse de la part de ces deux 

 observateurs. Cependant, l'oculaire à double imase a le 

 très grand avantage de faire disparaître les inconvé- 

 nients provenant de l'ondulation des images, et les 

 milieux ((ue traverse la lumière atténuent considéra- 

 blement les effets de l'irradialion et permettent do 

 faire des mesures sans se limiter aux lieures qui sui- 

 vent immédiatement le coucher du Soleil. 



Les résultats très concordants de MM. Salet et Bosler 

 font faire un pas important à des mesures très déli- 

 cates de l'Astrouoiiiie de piécision ; ils montrent, en 

 outre, qu'un appareil relativement simple et peu coû- 

 teux permet de mesurer les diamètres apparents des 

 petits astres et, par suite, dans de bonnes conditions 

 atmosphériques, d'intervenir utilement dans une ques- 

 tion réservée jusqu'à présent aux instruments puissants 

 ou a quelc|ues exp.-rimeiilateiirs 1res habiles et très 

 bien outiliés. 



Dans le même ordre d'idées, il faut signaler les 

 intéi'essanles mesures du D'' (.ulhnick, à l'Observatoire 

 de B)thkamp. pour les déterminations photoinélriques 

 des .satellites de Saturne. On sait, en effet, depuis 

 longtemps, que l'éclat de certains satellites n'est pas 

 constant : J.-D. Cissini et W. Herschel ont con.staté, 

 notamment, que Japet est plus biillantà son élonsation 



occidentale (|ue quand il se trouve à l'est de la planèl'-, 

 et en conclurent que le salellite exécute sa révolutimi 

 autour de Saturne en tournant toujours la même fai e 

 à la planète, mouvement analogue à celui de la Lune 

 par rapport à la Terre. Des taches interviendraienU, 

 alors, dans h's variations il'éelat. 



Le D'' Gulhniik a obtenu des courbes de luniièi.- 

 pour les différents satellites, et en déduit divers. •> 

 conclusions curieuses; mais làoù l'hypothèse vient jou'-r 

 un rôle assez hardi, c'est lorsque l'on nous <lil que bs 

 variations d'éclat de Théthys sont bien représentéi-s 

 en supposant à ce corps la forme d'un ellipsoïde 

 allongé dont le grand axe serait dirigé vers Saturni; : 

 d'autant plus que. pour être d'accord avec les inesuri-s 

 photoiniMriiiues. il faut supposer que le rapport des deux 

 axes est égal à y/2, déformation considérable dont II 

 n'existe encore aucun exemple dans le système solain-. 



Aussi bien la question de l'aplatissement des sat^d- 

 lites est fort malaisée et, notamment pour les satellites 

 de Jupiter, a fait dans ces quinze dernières anm-^s 

 l'objet d'études assez nombreuses. L'ne vive polémiqih' 

 eut même lieu vers" 1892-1893 entre MM. Barnard 't 

 Pickering. Ce dernier attribuait aux satellites d.'s 

 formes allongées, variables avec le temps, et parla 

 d'ellipsoïdes à trois axes inégaux. M. Barnard, avi-e 

 sa lunette de 36p. du mont Hamilton, n'aperçut jamais 

 que des disques parfaitement circulaires : il arrivi' 

 ilonc, contrairement aux recherches de M. Léo Bren- 

 ner, à cette conclusion que les satellites sont sphériqufs. 

 Le premier satellite, il est vrai, et sans doute aussi hs 

 autres, présenterait des calottes polaires obscures, ana- 

 logues à celles de Jupiter lui-même, plus accentuées 

 peut-être encore, ce qui pourrait expliquer les appa- 

 rences observées. 



Or, si la mesure des diamètres, comme toutes les 

 mesures absolues, se heurte à des difficultés qui ne- 

 sont jamais entièrement résolues, la mesure de l'apla- 

 tissement, ((ui est en quel(]ue sorte une mesure dif- 

 férentielle, doit se faire avec beaucoup plus de facilité. 

 Le plus grand obstacle, l'agitation des images, étant 

 supprimé par l'emploi d'un oculaire à double image, 

 les erreurs probables obtenues montrent avec quelle 

 précision on peut apprécier la différence de deux dia- 

 mètres d'un même satellite. On peut, en plaçant succes- 

 sivement l'oculaire dans deux positions rectangulaires, 

 mesurer ainsi, au même instant physique, la ditîérence 

 entre le diamètre polaire, par exemple, et le diamètre 

 équatorial d'un satellite. 



Ce n:est pas un des moindres intérêts du travail que 

 nous signalions. M. Salet a pu établir qu'il fallait se> 

 ranger à la manière de voir de M. Barnard : pour 1« 

 troisième satellite de Jupiter, en particulier, l'aplatis- 

 sement est insensible, et en tous cas inférieur à 0",01, 

 chiffre du ménie ordre que l'aplatissement terrestre. 



§ 3. 



Physique 



Un pholoni«>tre au sélénium. — Le phénomène 

 si remarquable présenté parle sélénium, déprouver des 

 variations de résistance électrique sous l'action d'un 

 éclairaize variable, a été utilisé plusieurs fois déjà jwur ^ 

 la construction d'un photomètre, sans qu'on ait toute- » 

 fois réussi à réaliser un dispositif se prêtant aux besoins 

 de la pratique industrielle. C'est que le mécanisme du 

 phénomène en question est resté jusqu'ici assez obscur, | 

 nos connaissances se bornant à savoir que, parmi les 

 modillcations allotropiques du sélénium, il y en a deux 

 dont la résistance électri(]ue décroît à mesure qu'on la ] 

 soumet à un éclairage plus intense; la variété cassante, 

 d'une nuance uris-clair, se montre tout particulière- 1 

 ment sensible a cet égard. Or, lorsqu'on essaie d'utiliser! 

 une résistance de sélénium (dite pile à >i-lëniuai) pour 

 déterminer l'intensité d'une source lumineuse, on sej 

 heurte à bien des difficultés, dues à l'humidité et à laj 

 température de l'air, à l'altération progressive que subit 

 le séb-nium, mais surtout à l'inertie qu'il possède et qul^j 

 se manifeste par la lenteur avec laquelle il retourne, uiie 



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