: L'ŒUVRE ASTRONOMIQUE DE CH. DUFOUR ai 
s’éloignerait dans les conditions que nous avons suppo- 
._ sées plus haut. » On verrait encore, en continuant cette 
étude, qu’en même temps que les sons émis en quelque 
point de la ligne K CG, l’observateur entend les sons émis 
par le corps avant d'arriver en K. Une oreille exercée 
saisirait certainement les deux notes. Le calcul montre 
que, par exemple, l'oreille entend le corps sonore, à la 
fois dans la direction B, à une distance de 2006 m. 15, 
avec la note st de la gamme supérieure, et dans la direc- 
tion C, à une distance de 56 m., avec la note do. 
Il est clair maintenant que l’on peut étudier le rapport 
existant entre la vitesse d’un corps lumineux et la vitesse 
de la lumière, comme on a étudié le rapport existant 
entre la vitesse du corps sonore et la vitesse du son f. 
Après le P. Sestini, et en se servant comme lui du 
principe Doppler-Fizeau, le P. Secchi avait cherché à 
déterminer la vitesse absolue des étoiles. Mais il s’aperçut 
. bien vite que s’il est vrai qu'un luminaire se rapprochant 
* ou s’éloignant d’un observateur doit lui paraître plus vio- 
2 C'est le résultat de cette étude que l’on désigne généralement sous le 
nom de principe Doppler-Fiseau. Le principe de Doppler (1842) constate la 
variation apparente de la période d’une source vibratoire en mouvement. 
Le principe de Fizeau (1848) mesure la variation de période d’une source 
lumineuse par la variation de réfrangibilité des ondes qu’elle émet. Dès lors, 
le mouvement d’une source lumineuse qui se traduisait, d’après Doppler, par 
les variations de sa couleur, se traduit aussi, d’après Fizeau, par le dépla- 
cement des raies de son spectre; la longueur d’onde apparente 2’ étant liée à 
la longueur d’onde réelle par la formule : 
VESTE (4 
De (: AE nn }: 
où V est la vitesse de la lumière, et v, la composante de la vitesse relative 
du corps én mouvement, le long du rayon qui va de l’observateur à ce corps 
— Composante qui, pour les étoiles, porte le nom de witesse radiale. En 
comparant le spectre d’une étoile à celui d’une source terrestre convenable, 
on chercha à mesurer le déplacement des raies de l’un par rapport aux raies 
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À NE 5 À D Û 5 
de même origine de l’autre, ce qui eût permis de calculer —— et par suite 
À 
, , G) . A o . , . 
de résoudre l'égalité ci-dessus par rapport à v. La vitesse radiale de l'étoile 
une fois connue, il devait être facile de calculer sa vitesse absolue. 
