G. BIGOURDAN — REVUE ANNUELLE D'ASTRONOMIE 



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fait-il qu'un astre qui peut devenir visijjle à l'œil 

 nu, ou qui tout au moins peut être aperçu avec la 

 moindre lunelle, ait échappé jusqu'ici à toutes les 

 recherches ? 



Certes, cela est assez surprenant; toutefois, il 

 faut noter qu'Eros ne devient si brillante qu'à de 

 rares intervalles, que les recherches assidues de 

 petites planètes n'ont commencé qu'en 1850 et 

 qu'elles ont porté surtout sur la région écliplique, 

 dont Eros peut s'éloigner considérablement. 



En raison de la grande variation de sa distance 

 à la Terre, Eros permettra de résoudre diverses 

 questions importantes de photométrie astrono- 

 mique; mais, c'est surtout en permettant de mieux 



d,£ros 



Fig. 1. — Posilion relative des orbites de la Terre, de Mars 

 et de la nouvelle planète Eros. — La partie pointillée de 

 l'orbilre d'Eros est celle qui se trouve dans l'iiémisphère 

 austral par rapport à l'écliptique. A, A', positions rela- 

 tives de la terre lA) et d'Eros (A': lors de la découverte 

 d'Eros, le 13 août 189S. B, B', positions relatives de la 

 Terre (Bj et d'Eros iB' lors de la prochaine opposition, le 

 6 novembre 1900. G, C positions relatives de la Terre (G 

 et d'Eros i,G'j lorsque leur distance sera la plus faible. 



déterminer la parallaxe solaire, que sa découverte 

 contribuera aux progrès de l'Astronomie. 



II. 



Parallaxe solaire. 



Un des travaux les plus remarquables publiés en 

 1898, est celui dans lequel M. Gill, directeur de 

 l'Observatoire du Cap de Bonne-Espérance, a fait 

 connaître le résultat de ses observations faites pour 

 déterminer la parallaxe solaire, autrement dit la 

 distance de la Terre au Soleil. 



Théoriquement, pour déterminer cette distance, 

 on pourrait prendre à la surface de la Terre une très 

 grande base et procéder comme dans le problème 

 bien connu de la mesure de la distance d'un point 

 inaccessible. Mais celte méthode, la seule applica- 

 ble pour la Lune, ne donne pas de résultat précis 

 pour le Soleil, à cause de diverses difficullés prati- 

 ques, telles que l'impossibilité de viser le centre du 



Soleil, etc. El on est obligé d'avoir recours à un 

 procédé détourné, qui consiste à déterminer la dis- 

 lance d'une planète convenablement placée, aussi 

 rapprocliée de la Terre que possible, et de conclure 

 de cette distance celle du Soleil, en se basant sur 

 la troisième loi de Kepler. 



En vertu de celte loi, si l'on appelle t el l' les 

 temps que mettent deux planètes quelconques à 

 faire leur évolution autour du Soleil, a et a' le'' 

 dislances moyennes de ces mêmes planètes au 

 Soleil, ces quatre quantités satisfont à la relation : 



£l — ^ 



Or, on observe les grosses planètes depuis plu.' 

 de deux mille ans, de sorte que i et t', durées de 

 révolution, sont connues avec beaucoup de préci- 

 sion; si donc la dislance a de l'une d'elles au Soleil 

 est mesurée d'une manière quelconque, la distance 

 a' de l'autre s'en déduira immédiatement. C'est 

 ainsi que de la distance d'une planète quelconque 

 au Soleil, on jiourra déduire les dislances de toutes 

 les autres et en particulier la distance de la Terre 

 au Soleil. 



Les planètes les plus favorablement placées pour 

 la mesure immédiate de leur distance sont celles 

 qui se rapprochent le plus de la Terre : c'est pour 

 celte raison que l'on choisit ordinairement Vénus 

 ou Mars. 



Mais pour Vénus, il faut attendre qu'elle passe 

 devant le Soleil, ce qui n'arrive pas, en moyenne, 

 deux fois par siècle ' ; en outre, il faut se transpor- 

 ter, au prix de beaucoup de fatigues et de dépenses, 

 aux points convenables de la surface de la Terre. 



Mars offre l'inconvénient de présenter un disque 

 sensible, qui ne se pointe pas aussi bien qu'une 

 étoili'. Et on a été amené ainsi à préférer les peti- 

 tes planètes, particulièrement celles qui deviennent 

 les plus brillantes et celles qui se rapprochent le 

 plus de la Terre. 



C'est la méthode qui a été adoptée par M. Gill, 

 dans le grand travail que nous avons déjà men- 

 tionné, et qui forme deux gros volumes in-i". Les 

 observations ont porté principalement sur les pla- 

 nètes Virtorin et Snplio, qui occupent le 12° et le 80' 

 rang sur la liste des petites planètes. Leur dislance 

 à la Terre peut descendre à 0,8 (toujours en pre- 

 nant pour unité la distance de la Terre au Soleil), et, 

 par leur moyen, M. Gill a trouvé finalement, pour 

 la parallaxe solaire, 8", 802, ce qui donne, pour la 

 dis lance moyenne de la Terre au Soleil, 23.434 rayons 

 terrestres, ou 149. 403. 000 kilomètres. 



Comme bien on pense, toutes ces planètes seront 



' Les derniers passages ont eu lieu eu 1874 et en 1882; le 

 proi'li.iin ne se produira qu'au ce mmencement du xxi'^ siècle, 

 en l'an 200i. 



