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et peut meme devenJr zero, la relation exaete etant exprimable aussitot 

 que Ton connait la distribution dMntensite de la source. Reciproquement, 

 etant donnee la nettete ou la visibilite V des franges d'interference, on peut 

 calculer la distribution. 



Ainsi, soient 9(a) dy. l'intensite d'une bande de la source de largeur angu- 

 laire dz,s\a distance entre les deux fentes qu'on applique devant l'objectif : 



C=Ji(*)d*cos*K%a et S=y9(a)rf«sin a iri«. 



La visibilite est donnee par ^expression 



>ar excmple pour un astre binaire, dont l'intensite des elements est dans 

 apport de 1 a r et dont Tecart angulaire est a, 



Pour des intensites egales, cette expression se reduit a V = cost: .-a, et 

 devient nulle pour a= — > A etant la longueur moyenne d'onde de la 

 lumiere de la source. 



Par consequent, un angle a peut etre mesurc avec une precision conside- 

 rable, meme quand le telescope dont on se sert srparc a peine des astres 

 doubles qui presentent un angle deux fois plus grand. 



De plus, par une comparaison de la visibilite au maximum V, et au 

 minimum V 2 , on deduit la luminosite relative des composants 



etant egal k~~ z, el a etant le diametre apparent de Pastre. 

 Pour un lelobjet, les franges disparaissent pour a == 1, 22 -■ 



