particularités curieuses. Une première liste de 10,875 spectres est terminée. Cet automne, une expédition sera envoyée dans l’hémisphère austral, probablement au Pérou, pour compléter le travail jusqu’au pôle Sud.
M. Pickering espère aussi mener à bonne fin une série de recherches photométriques qui ont pour but la comparaison des grandeurs stellaires, fournies d’un côté par la photographie, et de l’autre par l’observation directe au moyen des divers photomètres en usage. Ces recherches portent sur un millier d’étoiles voisines du pôle, sur un nombre égal pris dans le voisinage de l’équateur, et sur les étoiles visibles dans la constellation des Pléiades, l’une des mieux connues du ciel boréal, et qui offre l’avantage de ne renfermer guère que des étoiles blanches. C’est aussi cette constellation que M. J. Scheiner a choisie pour les expériences photométriques dont il vient de publier les résultats.
Ces sortes de recherches donneront le moyen de réduire les diverses échelles à une mesure commune. Nous savons déjà que l’échelle photographique s’établit par les diamètres des disques stellaires ; pour un temps d’exposition donné, les différences des diamètres sont, en général, proportionnelles aux différences des grandeurs, telles qu’elles résultent des comparaisons photométriques directes. Avec un peu d’habitude, on arriverait sans doute à estimer les grandeurs pendant les mesures micrométriques des clichés, comme les astronomes les estiment pendant l’observation des passages. Pour une détermination plus précise, on rapporterait toutes les étoiles d’un cliché à trois ou quatre d’entre elles, dont les grandeurs seraient mesurées au photomètre.
Les procédés en usage permettent, en général, de fixer la grandeur[1] d’une étoile à 1 dixième près, au moins pour les neuf ou dix premières grandeurs ; c’est ce que montre l’accord des déterminations publiées par différens observateurs. Il n’en est plus de même lorsqu’il s’agit d’étoiles exceptionnellement brillantes, qui se rangent au-dessus de la 1re grandeur, ou d’étoiles très faibles, au-dessous de la dixième, et les désignations de 15e, 16e, 17e grandeur n’ont un sens précis qu’en vertu de la définition adoptée par tel ou tel observateur. On peut, comme on l’a fait à Paris, les définir par la durée de pose nécessaire pour faire apparaître les images, car cette durée varie dans la proportion de 1 à 10,000 depuis la 6e grandeur jusqu’à l’extrême limite de la visibilité, et fournit une échelle des plus étendues. Mais il faut aussi tenir compte de la sensibilité variable des plaques ; enfin, il est clair que le procédé fondé sur l’appréciation des temps de pose ne se prête pas
- ↑ D’une grandeur à la suivante, l’éclat relatif diminue (en moyenne) dans la proportion de 1 : 0, 42.
