LIVRE X. — DES ETOILES MULTIPLES

c'est-à-dire lorsque le plan qui la renferme est perpendiculaire à la ligne menée de la Terre à Tétoile centrale , l'étoile satellite, pendant la durée de sa révolution, reste constamment à la même distance de la Terre. Cette étoile satellite va, en efïet, occuper successivement, en vertu de son mouvement propre , toutes les positions possibles sur le contour du petit cercle : or, personne ne doute que tous les points d'une circonférence de cercle, vus exactement de face, ne soient également éloignés de l'œil de l'observateur.

Par le centre de l'orbite circulaire du satellite stellaire, menons un diamètre horizontal qui partagera cette orbite en deux parties égales, l'une supérieure, l'autre inférieure. Faisons ensuite tourner le plan dans lequel la courbe est contenue autour de ce diamètre horizontal , et dans un tel sens par exemple que la partie inférieure vienne en avant ou vers l'observateur, tandis que l'autre se portera en arrière. Vue perpendiculairement, l'orbite de la petite étoile était circulaire. Dans sa nouvelle position oblique, elle semblera allongée; mais il importe surtout de remarquer que ses diverses parties ne se trouveront plus réellement à la même distance de l'observateur. Dans le demi-cercle qui , à partir de la position perpendiculaire, aura marché en avant, il existera nécessairement un point plus voisin de la Terre que tous les autres. Le point diamétralement opposé à celui-là sera le plus distant. En allant du premier point au second, l'étoile satellite s'éloignera donc graduellement de l'observateur. En revenant de ce second point au premier, elle s'en rapprochera. Cette double circonstance, attendu la vitesse

appréciable de la lumière, peut apporter des dilTérences sensibles dans la manière dont l'étoile semblera parcourir les deux moitiés, Tune ascendante et l'autre descendante de son orbite. Examinons en effet comment nous apercevons un astre lumineux qui est doué d'un mouvement propre.

Prenons cet astre dans une position déterminée. De cette position , il dardera dans tous les sens des rayons qui se propageront en ligne droite, et dont les directions prolongées, quels que soient le lieu et le moment où on les observe, indiqueront la place qu'occupait le corps radieux au moment de leur départ.

L'un de ces rayons arrivera à la Terre. Supposons qu'il ait mis un temps considérable, un mois par exemple, à faire le trajet. Pendant ce temps, l'astre ne sera pas resté immobile; il aura quitté sa première place. Ainsi nous le verrons dans cette première place , quand il n'y sera déjà plus.

Admettons maintenant, pour fixer les idées, que l'astre ait parcouru, en s'éloignant de la Terre, un arc de courbe d'une certaine étendue, un arc de cercle, si l'on veut, qui, placé obliquement dans l'espace, soit plus près de nous par un de ses bouts que par l'autre.

Nous apercevons l'astre mobile sur cet arc, à l'extrémité la plus voisine de la Terre, trente jours, je suppose, après qu'il l'aura quittée. Dès lors, il faudra plus de trente jours pour que la lumière nous arrive de l'autre extrémité qui est plus éloignée. L'astre aura donc visité cette seconde extrémité, il l'aura quittée, depuis plus de trente jours, au moment où de la Terre nous le verrons