REVUE DES RECUEILS PERIODIQUES 
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d’Evershed et Royds provient de ce que la configuration des 
trois astres est elle-même liée à la hauteur de Vénus au- 
dessus de l’ho;izon moyennement la plus commode pour les 
observations ; c’est, par exemple, dans le voisinage de la 
plus grande digression de Vénus que les hauteurs les plus 
favorables seront maxima (i). 
Distances des étoiles 
Da distance d’une étoile au système solaire résulte de sa 
parallaxe, angle suivant lequel, de l’étoile, on apercevrait 
opposé à la Terre que sur l'hémisphère tourné vers la Terre. De 
même qu’elle est l’astre le plus dense du système solaire, notre 
planète posséderait-elle une certaine propriété (telle que magné- 
tique ou électrique) à un plus haut degré que les autres planètes ? 
(x) Le petit résidu qui se maintient après déduction de l'influence 
de la hauteur s’explique par un éclairement dissymétrique de la 
fente dû à la séparation de l'image visuelle et de l'image photogra- 
phique par la réfraction atmosphérique, tandis que cette dissy- 
métrie dépend du diamètre de l’image et de la largeur de la fente. 
A rapprocher de ceci : J.W. Nicholson et T. R. Merton, On the Effect 
of Asymétrie on Wave-Length Déterminations, Pu. R. S., t. 98 (1921), 
p. 261. — Cette étude du spectre de Vénus a conduit ses auteurs 
à une détermination extrêmement îemarquable du rayon moyen 
de l’orbite terrestre : E. St. John et S. B. Nicholson, Détermination 
of the Solar Parallax from spectroscopic Observations of Venus, A. S. 
PAC., t. 32 (1920), p. 332. Le déplacement des raies est un effet 
Doppler-Fizeau de la variation des distances Soleil-Vénus et Vénus- 
Terre. Or ces distances peuvent s’exprimer en fonction de la seule 
distance moyenne de la Terre au Soleil. En égalant le déplacement 
spectral mesuré à son expression en fonction de cette moyenne 
distance Soleil-Terre, on obtient une équation ne renfermant que 
cette distance comme inconnue. L’extrême précision des mesures 
spectroscopiques permet de compter sur une approximation com- 
parable à celle des autres procédés. La valeur conclue de la paral- 
laxe solaire est 8 ”,813. 
Rotation de Vénus. ■ — • A propos de ces observations de Vénus 
(et bien qu’il ne s’agisse plus ici de mesures spectroscopiques), 
signalons que la question controversée de la rotation de cette pla- 
nète a été élucidée par Pickering au début de 1920 : The Journal 
OF THE BRIT1SH AsTRONOMICAL ASSOCIATION, t. 31 (1921), p. 2l8. 
L’axe de rotation fait un angle petit avec le plan de l’orbise, et 
sa projection sur ce plan a eu la direction du Soleil le 10 janvier 
1921, par une longitude héliocentrique de 46°, 6 . La durée de la 
rotation est de 68 heures. 
IV e SÉRIE. T. II. 
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