DENSITÉS DES ÉTOILES DOUBLES. — (Juand on connait les

spectres des deux composantes, on peut avoir une idée de :”

leurs températures à toutes deux et par suite de leurs éclats par unité de surface. On en déduit les diamètres vrais (3) et, partant, si les masses sont connues, les densités.

Le plus souvent on obtient ainsi, pour les étoiles doubles, des densités plausibles et comprises entre la densité du Soleil (1,4 par rapport à l’eau) et la millième partie de ce chiffre. Il est assez curieux que l’on trouve si peu d'étoiles

(1) Avec M. F. ScHLESINGER.

{ (2) AïTkEN, ouvrage cité, p. 206.

(3) Voir page 521.

plus denses que le Soleil ; mais c’est surtout l’autre limite et la faiblesse extrème de certaines évaluations, qui soulevaient autrefois beaucoup d’étonnement : on se demandait si la constante de la gravitation était bien la même pour ces étoiles-là que pour nous. Aujourd'hui les travaux de Russell, et davantage encore les mesures des diamètres stellaires qui les ont confirmés, ont dissipé tous ces doutes.

Pourtant certains chiffres formidables — exagérés en sens inverse — ont été signalés. Ainsi Sirius (1) a, nous l’avons vu, un compagnon de grandeur absolue 11,3 et de masse 0,85 © qui, à en juger par son spectre, est de classe F. Sa température effective de 8000° ferait de lui un astre plus petit qu'Uranus, de densité 53 000 par rapport à l’eau et la Théorie d'Einstein semble avoir corroboré ces chiffres.

Procyon à, lui aussi, un satellite qui a donné lieu à des recherches analogues. Son spectre étant peut-être de classe M, l'énigme est moins troublante.

Laissant de côté ces cas exceptionnels, la relation dont nous avons parlé au $ 7 entre les masses et les types spectraux doit se retrouver à propos des densités. En choississant 67 étoiles, de parallaxes et d'orbites suffisamment connues, M. E. Bernewitz (2) a dressé le tableau suivant :

Grandeur absolue Densité moyenne Spectre Nombre d'étoiles (©—1) 0,8 de A àF, À 0,08 1,5 À, à FE, 6 0,20 2,6 AE 11 0,24 3,9 À, à K 8 0,26 4,6 Eat 11 0,45 5,6 F;°à K 12 0,43 6,2 RATER 9 0,47 8,1 F,àK, 4 0,52

(1) Voir plus haut, p. 560. — Et P

déjà cité, p. 422.

(2) P. Guranick, loc. cit., p. 423.

. Guranick, Physik der Fixsterne,

Ces chiffres correspondent à des étoiles doubles visuelles et, pour cette raison, à partir de la classe F, à des étoiles naines. Les deux étoiles de type M qui y figurent et possèdent des densités relativement très fortes sont 60 Krüger et # Herculis : elles sont rouges et, pour les astres de cette catégorie, la loi reliant la classe spectrale à la température ou, ce qui revient au même, à l'éclat surfacique est assez incertaine ; les diamètres supposés et par suite les densités qui en résultent peuvent se trouver assez erronés (1). Quant aux autres, leur progression est remarquable : à mesure que les astres vieillissent, leur densité va en croissant.

10. RELATION ENTRE LES PÉRIODES ET LES EXCENTRICITÉS. — Plusieurs astronomes, en particulier T. J. J. See, ont attiré l'attention sur les fortes excentricités des étoiles doubles visuelles, excentricités qui sont beaucoup plus grandes que celles des couples spectroscopiques. Les recherches de M. Aitken ont définitivement montré qu'il s’agit là d'un fait très général, susceptible d’être mis en évidence par une classification détaillée des étoiles doubles connues, visuelles et spectroscopiques. C’est ainsi qu’a été formé le tableau suivant (2) ;

Nature Nombre Période Excentricité

des couples de couples moyenne moyenne 46 2,75 jours 0,047 Couples 19 7,80 » 0,147 spectroscopiques 25 23,00 » 0,324 | 29 558: » 0,350 | 30 31,3 ans 0,423 Couples visuels 20 74,4 » 0,514

(1) M. EnnxGron (voir plus haut, en note) trouve notamment, pour 60 Krüger, une densité beaucoup plus forte.

(2) AirkEN, ouvrage cité, p. 197. — Voir aussi, pour une statistique plus complète : J. H. Moore et R. G. Airken, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, t. XXXVI, 1924, p. 326. Cette stalistique est basée sur les orbites de 103 couples visuels calculées en 1924 et sur 226 couples spectroscopiques tirées du Third Catalogue of Spectroscopic Binary Stars de M. Caupsezr (Lick Observatory Bulletin, t XI, 1924, n° 355, p. 141).

On voit que la période est d'autant plus lonque que l'excentricité est plus forte. La croissance est assez régulière et il n'est pas douteux qu'elle ait une signification profonde au point de vue de l'origine des étoiles doubles.