CHAPITRE V

1. Hisronique er cénérauiTés (1). — La première étoile double qui ait été remarquée est probablement € Grande Ourse, que les Arabes semblent avoir signalée, sinon observée, avant les Occidentaux, sous les noms de Mizar et Alcor. Mais c'est Sir William Herschel qui, grâce à son zèle et aussi à ses puissants instruments, fit surtout progresser cette branche de l’Astronomie : c’est lui qui nous a révélé, parmi ces astres, des systèmes dont le monde solaire ne nous donne aucune idée. Les recherches de Herschel ont été continuées après lui par de nombreux astronomes parmi lesquels il nous suffira de citer W. Struve, Dawes, GC. Flammarion, Burnham, Aiïtken, R. Jonckheere..….…

On distingue deux grandes classes d'étoiles doubles : les couples optiques, formés d’astres n'ayant en réalité rien de commun, mais situés par hasard dans la même ligne de visée et les couples physiques, dont les composantes gravitent l’une autour de l’autre sur des orbites fermées. Le Calcul des Probabilités montre que les premières doivent être très rares (2). Parmi toutes les étoiles de 8° grandeur, il ne faut pas s'attendre à en voir une seule à moins de 2! de dis-

(4) Pour tout ce chapitre, on consultera souvent avec fruit les ouvrages suivants : Cu. Anpré, Traité d'Astronomie stellaire, t. II, 1900 (Paris, Gauthier-Villars); R.-G. A1Tkex, The Binary Stars, 1918, New- York (Publications of the University of California).

(2) Le nombre probable des couples séparés par une distance angulaire r est égal au nombre des combinaisons 2 à 2 des x étoiles du Ciel, multiplié par la probabilité pour qu’une étoile soit à la distance 7 d’une

a rp2 autre déterminée. On trouve — (J. Micueur, Philosophical

Transactions, t. 57, 1767, p. 249).

tance de sa voisine : c’est à peine s’il peut y en avoir 5 à moins de 16”. Les couples physiques sont d’ailleurs de beaucoup les plus intéressants. On les reconnait par une observation patiente — de quelques dizaines d’années en général — qui permet le plus souvent d'établir la nature de la trajectoire ; à défaut d’orbite relative suffisamment incurvée, la constatation pour les deux composantes de mouvements propres parallèles et égaux est un indice presque certain de lien

physique.

2. OBSERVATIONS D'ÉTOILES DOUBLES. — ÉTUDE DES ORBITES. — On mesure la position relative de l’une des étoiles, de la plus petite si l’on veut, par rapport à l’autre. Le détail des

Fig. 472. — Orbite du Couple Y 3062 du Catalogue de W. Struve.

procédés mis en œuvre sortirait de notre cadre : disons seulement qu'on emploie le plus souvent le mieromètre ordinaire à fils et à vis calibrée, muni d’un cercle de position. On met d’abord le fil mobile dans la direction AB des deux étoiles et on lit, par rapport à la direction apparente du mouvement diurne, l’angle indiqué par le cercle. On tourne alors le micromètre de 90° et on mesure, à la manière habituelle, la distance AB des deux étoiles, en secondes d'arc. On a ainsi les coordonnées polaires de B, rapportées à A.

‘On à essayé dernièrement l'emploi de la photographie (1). Avec une lunetté de 10 mètres de foyer, il a été ainsi possible d'étudier des couples de 2” de séparation : il semble pour le présent difficile de faire beaucoup mieux. De puissants instruments, à long foyer, seraient nécessaires, mais l'extension de cette méthode constituerait sans aucun doute un réel progrès.

Quand la durée des observations est suffisamment longue, les orbites apparentes sont des ellipses (fig. 172). L’astre principal n'apparaît d'ordinaire ni au foyer ni même sur le grand axe de la trajectoire du compagnon. Cela tient à ce que nous ne voyons que la projection sur la sphère céleste de la vérilable orbite. Or la projection d’une ellipse sur un plan est bien une ellipse, seulement le foyer n'en est pas la projection de celui de l’ellipse réelle. Mais, si l’on admet que les lois de Képler sont applicables aux étoiles doubles, on peut reconstituer celle-ci dans l’espace et en calculer tous les éléments : il suffit pour cela de trouver une conique dont la projection sur un plan donné est connue et qui a pour foyer un point de ce plan. C'est là un problème de pure géométrie (2), traité au surplus dans les ouvrages d’Astronomie de position. Nous n’y insisterons pas.

3. UNIVERSALITÉ DE LA Lor DE NewrTox. — On dit parfois qu'en étendant ainsi les lois de Képler aux étoiles doubles, on fait une « hypothèse » : la légitimité de cette extension peut cependant être regardée comme démontrée. J. Bertrand (3) à établi en effet que, si un mobile décrit autour d'un centre fixe une courbe fermée sous l’action d’une force ne dépendant que de la seule distance 7 (4), la loi de la force

est nécessairement en 1 : »*. La seule alternative possible serait celle d’une force proportionnelle à la distance, qui, à

(1) G. P. Ouvier, Popular Astronomy, t. XXVII, 1919, p. 664; E. HerrzsPRüNG, Astronomische Nachrichten, 1.208, 1919, no 4976, p. 115.

(2) Ca. Anpré, ouvrage cité, t. IL, p. 47.

(3) Comptes rendus de l’Académie des Sciences, t. T1, 1873, p. 849.

(4) Et non pas de la direction. Une loi d'attraction qui dépendrait de la direction serait d’une invraisemblance telle qu’on ne saurait guère en admettre l'idée.

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l'infini, croitrait au delà de toute limite et par suite ne saurait s'appliquer aux astres.

Seulement, si l’on est sûr que dans les systèmes d'étoiles la loi d'attraction est bien celle de Newton et partant que les lois de Képler sont valables, on n'est pas aussi certain que la constante / de la gravitation y soit la même que la nôtre. On l’admet cependant et rien ne permet d’en douter.

La quasi-certitude de cette hypothèse — car cette fois c'en est une — offre un intérêt considérable, attendu que c'est seulement par les étoiles doubles, quand leurs parallaxes sont connues, que nous pouvons avoir une idée des masses stellaires, grâce à la 3° loi de Képler. Celle-ci s'écrit en effet, & étant le demi-grand axe, T la période de révolution, #2 et m' les masses des deux étoiles

Ar? aÿ EU !

Rs = /(m + m').

Comme & n'est autre (1) que le quotient de la distance angulaire apparente des deux étoiles par leur parallaxe, (m + m') peut être évalué, pourvu que f soit la méme que dans le Système Solaire.

Malheureusement la parallaxe intervient ici par son cube : une erreur de 10 0/0 sur cette donnée en amène une de 30 0/0 sur m + m'. Or les parallaxes bien connues sont encore rares, bien que la méthode d’Adams (2) en augmente rapidement le nombre. Pour l'instant, il n'y a guère que 14 couples visuels de masses bien déterminées : celles-ci sont comprises entre » ++ m' — 0,6 et m + m'—3,3©. La moyenne est 1,76 fois la masse solaire (pour l’ensemble des deux astres). Nous aurons d’ailleurs à revenir sur cette question ($S 7).

4. EToiLes MULTIPLES ET OBSCURES. — Souvent on découvre que l’étoile principale (et parfois aussi l’autre) est elle-même double. Par exemple © Cancri (fig. 173) apparait comme triple et les irrégularités de l’étoile la plus lointaine ont fait

(1) En unités astronomiques.

(2) Voir page 313.

en outre soupçonner une 4° étoile entièrement invisible. Les étoiles triples, quoique bien moins nombreuses que les doubles ne sont ainsi pas rares ; on connaît plusieurs étoiles quadruples observables visuellement et il y a même une étoile sextuple, 6 Orionis.

Les cas d’astres obscurs (ou presque) et cependant pourvus de masses appréciables par les perturbations qu’elles provoquent, ont été très remarqués :

leur nombre s’accroit tous les jours, avec les progrès des observations. Le plus notoire et le plus anciennement connu est peut-être celui de Sirius dont le très faible compagnon avait été soupçonné, avant

Fig. 173. ‘être découvert à la lunette,

Système triple & Cancri. en raison du trouble qu'il

occasionnait dans la position

de Sirius : ce compagnon dont la masse est 0,29 de celle de

l'étoile principale est pourtant 11.000 fois moins lumineux (1).

Les étoiles variables à éclipses, systèmes binaires dont nous nous occuperons bientôt, ont montré qu’il n’y a là rien d’exceptionnel. Mais l'existence dans l'Univers de masses stellaires obscures, masses que l'étude des étoiles doubles a révélées, n’en est pas moins d’une portée considérable.

5. EToiLes DouBLes spECTROscoPIQuES. — C’est E.-C. Pickering (2) qui signala le premier en 1889 que, dans le spectre de Mizar (€, Ursæ majoris), toutes Les raies se dédoublaient périodiquement, à intervalles de 20 jours 1/2. — L’explication du phénomène, confirmée par la suite, est qu'il s’agit de deux astres en révolution autour de leur centre de gravité et dont le plan orbital est incliné sur le rayon visuel. On se rend compte en effet facilement que, dans ces condi-

(1) Voir page 560 (2) American Journal of Science, 3° série, t. XXXIX, 1889, p. 46

tions, la vitesse de chacune des deux étoiles à une composante radiale v, (fig. 174) qui change de sens à chaque demipériode. Ainsi, l'observateur étant dans la direction Oz et l'étoile M circulant autour du centre de gravité O du couple dans le sens indiqué, la vitesse radiale est maximum aux points Q et Q/, avec rapprochement en Q et éloignement en Q'. D’après le principe de Doppler, les raies du spectre sont donc déplacées vers le violet dans une moitié de l'orbite et vers le rouge dans l’autre. Aux points où la vitesse est perpendiculaire à Oz, la composante radiale est nulle et les raies sont à leur place normale, correspondant à la vitesse de tout Le système par rapport à l'observateur.

L’explication qui précède s'applique à Ÿ, Ürsæ majoris. Mais il peut arriver que l'une des étoiles du couple ait, comme le compagnon deSirius, une masse suffisante pour influer sur le mouvement de sa voisine, sans posséder pour cela un éclat notable. Ce cas s’est présenté pour la première fois en 1889 quand H. C. Vogel (1) reconnut qu’Algol ou moi 8 Persei, l'étoile variable bien FT connue, est en même temps double spectroscopique. On n’observe alors plus, comme tout à l'heure, deux spectres superposés, mais celui du seul compagnon brillant dont les raies, toujours simples, oscillent dès lors alternativement autour de leur position moyenne.

Les étoiles doubles spectroscopiques ont permis de préciser un trait capital de la Théorie de la Lumière. G. C. Comstock, puis M. W. de Sitter (2) ont remarqué que, si la vitesse de la lumière dépendait de celle de la source (comme ce serait le cas dans l'hypothèse de l'émission, par exemple), l’'énormité

(1) Astronomische Nachrichten, t. 193, 1890, no 2947, p. 289 et t. 125, 1890, no 2995, p. 305.

(2) Physikalische Zeitschrift, t. XIV, 1913, p. 4929.

es

de la distance pourrait nous permettre d'observer au méme instant Y'étoile à des positions différentes de son orbite — ce qui, bien entendu, n'a pas lieu. Les ondes lumineuses paraissent donc bien se propager comme au sein d’un liquide immobile, point de la plus grande importance pour les théories relativistes modernes.

Revenons aux étoiles doubles. La valeur inestimable du spectroscope vient, dans leur étude, de ce qu'il s'applique à des couples dont les composantes sont en général trop rapprochées pour nous apparaître séparées dans les lunettes les plus puissantes (1). L'immense éloignement des étoiles fait d'autre part que les étoiles des couples visuels sont souvent en réalité très loin l'une de l’autre, par comparaison avec la distance du Soleil à la Terre : leurs périodes sont par suite très longues et leurs vitesses linéaires trop faibles pour être perceptibles au spectroscope. Les deux méthodes, l’observation visuelle simple et l’étude spectroscopique, se complètent ainsi mutuellement, chacune d'elles nous permettant d'atteindre des astres inaccessibles à l’autre.

Il y a cependant des exemples — à la vérité très rares — d'étoiles doubles visuelles observables en même temps comme couples spectroscopiques : on cite notamment Hydræ et « Centauri. Ces cas sont intéressants en ce qu'ils établissent la légitimité de l'interprétation, peu douteuse à vrai dire, des étoiles doubles spectroscopiques. De plus, l'orbite de ces systèmes étant connue entièrement par l’observation visuelle, la seule mesure de leur vitesse radiale permet d’avoir très exactement leur parallaxe (2).

G. ORRITES DES ÉTOILES DOUBLES SPECTROSCOPIQUES. — Revenons au cas habituel où l'étoile apparaît simple à la lunette.

(4) La méthode interférentielle de Micnezsox (voir page 111) permet cependant de mesurer l’écartement des couples spectroscopiques dans les cas les plus favorables : elle a confirmé les résultats des calculs orbitaux. ;

(2) AirkeN, ouvrage cité, p. 210 (pour € Hydræ); P. Guranick, Physik der Fixsterne, dans Astronomie, publiée par J. HarTmanx (Leipzig, B. G. Teubner, 1921), p: 423 (pour « Centauri et quelques autres exemples).