3 SEP. 
DISTANCE DES ETOILES. 
BULL. 3 
A cet effet, désignons par a le nombre de kilomètres que le 
satellite parcourt dans une seconde, par b la durée de sa révolu¬ 
tion exprimée en secondes, par m l’angle sous lequel on voit de¬ 
puis la terre la distance du satellite à l’étoile, et par d la distance 
en kilomètres de ce système à notre soleil. En faisant abstraction 
pour le moment de l’excentricité de l’orbite du satellite, la lon¬ 
gueur de cet orbite sera exprimée par ab, son rayon sera donc 
ab 
, et l’on aura enfin : 
2 
d = 
ab 
2 tt tang. m 
Mais si l’on ne constate aucune différence dans les raies du 
spectre, suivant que le satellite se rapproche ou s’éloigne de nous, 
on pourra en conclure que sa vitesse dans son orbite est inférieure 
au chiffre qui amènerait ce changement dans le spectre, et que 
la distance du système lui-même est inférieure à celle qui don¬ 
nerait ce déplacement des raies. Par conséquent, si l’on constate 
une différence, on peut en conclure la distance de l’étoile ; et si 
l’on n’en constate point, on peut en conclure une distance maxi¬ 
mum en deçà de laquelle l’étoile se trouve nécessairement. Dans 
l’exemple précédent, j’ai supposé pour plus de simplicité que le 
plan de l’orbite du satellite passait par la terre, il est facile de 
voir quelle légère modification devrait subir le calcul lorsqu’il 
n’en est pas ainsi. Et enfin la méthode serait tout à fait inappli¬ 
cable, seulement dans le cas où le plan de cet orbite serait per¬ 
pendiculaire à la ligne qui joint notre globe avec ce système. 
Quand la méthode des parallaxes est inefficace, on sait que 
l’étoile est située au delà d’une limite inférieure qui rendrait la 
parallaxe appréciable à nos instruments. Au contraire, si par 
l’emploi du spectroscope on ne rencontre pas de différence, on en 
conclut que l’étoile est en deçà d’une limite qui donnerait un dé¬ 
placement des raies. Il est probable ainsi que par la réunion des 
deux méthodes, on parviendra à fixer deux limites entre lesquelles 
doit se trouver chacune des étoiles doubles dont la distance n’aura 
pas pu être appréciée par l’un ou par l’autre de ces procédés. 
J’ajouterai que les idées précédentes soumises au P. Secchi ont 
reçu son approbation, il considère comme parfaitement juste la 
théorie sur laquelle elles reposent. Il dit seulement que dans la 
pratique il est difficile de distinguer le spectre des petites étoiles, 
et que pour les étoiles doubles il sera difficile de séparer le 
spectre du satellite de celui de l’étoile principale. Cependant, il 
ajoute que ce sont là des difficultés d’observation qui, causées 
par l’imperfection des instruments actuels, ne doivent pas être 
insurmontables. Et même récemment encore, en perfectionnant 
