spectres stellaires des différences qui nous renseigneraient sur les masses et les grosseurs relatives de diverses étoiles du même type spectral.
C’est précisément ce qu’a vérifié Adams. En comparant des étoiles de distances inégales et d’ailleurs connues, et dont on connaissait aussi les éclats réels, il a constaté dans les intensités relatives des diverses raies de leurs spectres, correspondant à un métal donné, des différences. Or, en appliquant le même procédé à toute une série d’étoiles dont la distance et partant les éclats réels étaient connus, il a constaté qu’il y avait toujours les mêmes rapports numériques entre les intensités relatives des raies spectrales et les éclats réels des étoiles. De l’intensité relative des raies Adams s’est proposé de déduire les éclats réels relatifs ; il a trouvé ainsi par exemple que pour une étoile donnée de même éclat apparent qu’une autre dont la distance était connue, l’éclat réel était neuf fois plus grand que celui de celle-ci. Par conséquent, elle devait être trois fois plus loin de nous. Or tel était bien le cas. Les résultats ainsi obtenus se sont trouvés remarquablement concordants avec ceux qu’on connaissait déjà par la mesure des parallaxes pour un grand nombre d’étoiles ainsi étudiées. Il est donc légitime de généraliser la méthode.
Il y a là un procédé d’un immense avenir qui permet, par une simple étude spectroscopique de la lumière, de connaître les distances des étoiles les plus éloignées. Les limites de la méthode sont pratiquement presque infinies puisqu’elle est applicable chaque fois que la lumière de l’étoile est assez intense pour être analysée au spectroscope.
Il existe dans le ciel un certain nombre, — d’ailleurs sans cesse accru par l’étude photographique de l’univers stellaire, — un très grand nombre d’étoiles dites variables, parce que leur éclat apparent n’est pas constant comme celui des étoiles d’éclat fixe qui constituent la majorité des constellations visibles à l’œil nu : la plus célèbre de ces étoiles est bêta de la constellation de la lyre, ou pour lui laisser son vieux nom arabe : Algol.
Tous les deux jours à peu près, — et ce phénomène est visible à l’œil nu, —l’éclat de cette étoile diminue assez brusquement de près de moitié, puis reprend sa valeur normale. Ce phénomène est dû au passage d’un satellite, d’une autre étoile moins brillante qui tourne autour d’Algol et qui vient périodiquement et partiellement l’éclipser en s’interposant entre elle et nous. Or en appliquant la loi de Képler à la gravitation de ces deux étoiles l’une autour de l’autre et en utilisant les données que fournit le photomètre sur la durée, la vitesse
