fondée sur la comparaison photométrique des éclats apparents des diverses étoiles. Si, pour reprendre ma comparaison de tout à l’heure, je n’ai pas d’instrument me permettant de mesurer les distances angulaires apparentes des lampadaires de l’avenue de l’Opéra, je ne pourrai déduire leur éloignement ; mais si j’ai un photomètre, un instrument permettant de mesurer leur éclat apparent, je ne serai pas embarrassé pour avoir la distance de chacun d’eux. Je sais en effet que l’éclat d’une source varie comme le carré de la distance, c’est-à-dire est réduit à un quart quand la distance a doublé, à un centième quand la distance a décuplé. Appliquée aux étoiles cette méthode a fourni également des données précieuses, et concordantes avec celles des méthodes précédentes, sur leurs distances, et plus exactement sur les distances moyennes qui correspondent à leurs divers éclats apparents.
J’en arrive maintenant à des méthodes extrêmement ingénieuses et d’ailleurs remarquablement concordantes, ainsi qu’on verra, avec les précédentes, et qui tout récemment nous ont ouvert des horizons prodigieux sur les distances de certains groupes d’étoiles lesquels par leurs distances énormes paraissaient naguère devoir échapper longtemps encore à notre emprise.
Voici d’abord la curieuse méthode imaginée par l’astronome américain Adams, directeur adjoint du grand Observatoire de Mount-Wilson. On sait, je l’ai déjà expliqué maintes fois ici même, que les spectres des étoiles, ces petites bandes dans lesquelles on résoud leur lumière à travers le spectroscope, sont caractérisés par une série de petites raies sombres ou lumineuses qui définissent et permettent de connaître la constitution chimique de chaque étoile. On sait que la lumière des étoiles, comme celle du soleil lui-même, est émise presque exclusivement par une certaine couche superficielle de l’astre qu’on appelle pour ce motif la photosphère.
Depuis longtemps on avait remarqué que l’intensité relative des raies d’un spectre donné, — du spectre du fer par exemple, — dépend des diverses conditions physiques et notamment de la pression sous laquelle la vapeur de fer est rendue incandescente. Il était donc probable que, puisque les diverses étoiles ont des dimensions et par conséquent des masses souvent différentes et que par conséquent la pression à la surface de la photosphère doit varier d’une étoile à l’autre, on observerait dans les intensités relatives des raies des
