XIV

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Ce système stellaire se compose d'une étoile de 3' grandeur, d'une nuance jaunâtre, et d'une étoile de 6* grandeur, d'une nuance rougeâtre. Sa position moyenne sur la sphère céleste est actuellement

C'est l'un des systèmes dont les orbites sont le plus resserrées et dont les périodes de révolution sont le plus courtes. La distance moyenne angulaire des deux composantes n'est que de i'',o65 ; elle ne dépasse jamais i",53, et descend jusqu'à o",59. Au temps des périhélies, cette dernière distance fait entièrement disparaître l'étoile secondaire dans l'éclat de l'étoile principale. C'est ce qui excita à un si haut degré l'attention de William Herschel en lui présentant un phénomène entièrement nouveau en Astronomie, l'occultation d'une étoile fixe par une autre. En 1795, il ne put séparer les deux astres qu'avec une extrême difficulté. Cependant, en 1782, il avait écrit :

«c Beau groupe composé de deux étoiles très-iné-

{*) Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences^ J février 1874.

DE l'Étoile double K d'hercule. i83

gales. La brillante est blanche ; Tautre a une couleur cendrée. Avec un grossissement de 460, l'intervalle qui sépare les bords des deux disques est moindre que le diamètre du \)etit. »

Herschel ne reprit l'observation de cette étoile qu'en i8oa et constata que le dédoublement était encore très-dif6cile. II pensait que la conjonction avait lieu vers cette époque; mais ses observations ne se sont pas étendues sur un assez long espace pour qu'il ait pu sa rendre compte de la nature de l'orbite. En réalité les deux étoiles ne s'occultent pas.

Le phénomène qui avait frappé W. Herschel, en 1795, fut de nouveau constaté en 1829 par W. Struve, et en 1 864 par Otto Struve, Dawes, Dembowski, etc. Il importe de rappeler ici les paroles de W, Struve :

ce J'ai vu sans difficulté, dit-il, les deux étoiles en 1826: pendant l'année 18118, il était déjà difficile de les séparer ; en 1829 ®^ ^^ i^^<) j^ °'^i P^int aperçu le compagnon. En 1882, j'ai cru observer une apparence de compagnon ; enfin, en i834, il s'est offert à mes regards, dégagé des rayons de l'étoile principale et de l'autre côté qu'en 1826. Ainsi j'ai constaté, sans hésitation, ce phénomène qui se présentait inattendu; car, d'après le récit d'Herschel, j'avais supposé le mou7 vement beaucoup plus lent. »

M. Otto Struve a eu l'obligeance de m'envoyer toutes les observations qu'il a faites sur cette intéressante étoile; la dernière avant l'occultation apparente de 1864 6st de 1862,74 et la première postérieure au passage au périhélie est de 1866,74. L'astronome Dawes, dont la vue était ai perçante, a distingué aussi le corn-

l84 ORBITE

pagnon à la même époque. Alvan Clark était parvenu à le revoir dès l'automne de i865 avec son objectif de 7 pouces anglais, et le P. Secchi croit avoir distingué une protubérance au mois de juin i865, dans ces instants fugitifs où l'observation semble dépasser sa portée normale. J'ai pu réunir soixante-quinze observations moyennes, dont quelques-unes toutefois ont dû être éliminées à cause de leur évidente divergence ; j'en ai utilisé soixante-huit pour la discussion et pour la construction de l'orbite ; quatre d'entre elles, se rapportant au périhélie, ne comportent pas de mesure d'angles de position.

La comparaison de toutes les observations me conduit à établir que le passage au périhélie a eu lieu en 1864,35 à 1198 degrés, et que la période de révolution est de 34'"*,57.

Les périodes de révolution calculées jusqu'à ce jour sont toutes plus longues que celle-ci. Dans son savant Mémoire sur les étoiles doubles, M. Yvon Villarceau conclut à une durée de 36**^,357 ; les passages au périhélie auraient lieu en 1793,740, i83o,o97et 1866,454. Plummer porte cette même période à 36*°',6i, et Fletcher à 37'",2i. Ces périodes sont certainement trop longues ; la discussion des observations récentes ne permet pas de les conserver. Les passages au périhélie ont eu lieu en i864,35, en 1829,78 et 1795,21. Il faut avouer cependant que l'observation d'Herschel est embarrassante (*).

(*) Il est difficile de concevoir que cet astronome ait pu distinguer les deux étoiles en octobre 1796 ayec un grossissement de 460, quand W. StruTe ne le pouvait en 1899 et

VE l'Étoile double Ç d'hercule. i85

L'histoire de cette étoile offre une autre circonstance sar prenante : c'est qu'en i8ai, en 182a et en i8a'3, avec des grossissements de 3o3, 38i et même de 678, sir John Herschel et South n'ont pas pu découvrir la petite étoile. Cependant la distance angulaire devait s'élever alors à i^5. Peut-être l'étoile satellite varie-t-elle d'éclat et de nuance.

L'échelle à laquelle j'ai construit la figure ci-dessons est plus exagérée encore que celle que j'ai employée dans les figures précédentes : elle est de 3o millimètres pour I seconde de distance. Aussi voit-on plu* sieurs observations osciller de part et d'autre de la coorbe, avec de notables différences, par exemple celles de 1 856,5 et i858,2, fort en deçà de l'orbite, et celles de 1862,7 et 1871,5 fort au delà de l'orbite , quoique ces positions soient corrigées de toute équation personnelle, au moyen des formules dé* duites des observations faites sur des étoiles doubles artificielles. Ces divergences, dues à Textrême délicatesse de ces mesures micrométriques, et amplifiées par l'échelle adoptée, mettent en évidence les lieux moyens

même en i83i ayec un grossisBement de 800, ni les astronomes contemporains en i863 et 1864 avec des pouToirs supérieurs encore. Pour rendre compte de cette obserration d'Herschel, il faudrait porter le périhélie à la fin de l'année 1796, ou le reculer à 1793,7. Dans le premier cas, les passages suivants auraient eu lieu en i83i,3 et i865,9; dans le second, en i8a8,3 et i86a,8. Ni Tune ni l'autre de ces hypothèses ne s'accorde avec la réalité, et elles s'accorderaient moins encore en augmentant légèrement le chiffre de la période auquel je me suis arrêté.

l8& ORBITB

les plus sùrs par lesquels doit passer l'orbite. En fait, iSs posilions les plus nombreuses rencontrées par b courbe sont précisément celles qui ont le plus de poids el qui appartiennent aux séries les plus sûres, lesquelles,

fig. i6.

ir.i*Yj'"*b

«70- '''^ "^^^^Tt:.

Positions observées et orbite apparente de Tétoile double Ç

d'Hercule.

(Échelle: 3o«ra = l^)

dans le cas de l'étoile qui nous occupe, sont celles de Otto Struve et de Dawes,

DE l'Étoile double Ç d'hercule. 187

Voici les éléments de l'orbite apparente à laquelle je suis arrivé : ^

Demi-grand axe *. i", 19

Excentricité o,6o3

Position du périhélie apparent; .... 298°

Passage aa périhélie apparent 1864, 35

Distance au périhélie 0^^,59

Durée de la réTolution 3/f*"", 57

Le prochain passage au périhélie apparent aura lieu au mois de décembre 1898.

L'étoile secondaire disparaît, éclipsée dans l'éclat de l'étoile pricipale, qui alors paraît simple^ pendant la période où sa distance descend à o",66 et au-dessous.

Cette période s'étend de 334 à ^7^ degrés, et sa durée est de deux années environ. Aux limites de ces positions, l'étoile secondaire ne se montre encore que sous la forme d'une protubérance rougeâtre allongeant l'étoile principale, qui paraît ohlongue.

Dans les instruments de 6 pouces et au-dessus, le disque factice de l'étoile principale ne devrait pas dépasser o'',8o, soit pour le diamètre, o",4o. Cependant l'étoile secondaire disparaît lorsqu'elle s'approche à o'',66 du centre. On voit que cette disparition est due en partie au disque factice, en partie à la grande supériorité de l'éclat de l'étoile principale sur celui de sa compagne. Ce n'est là qu'une occultation optique, mais on peut signaler des systèmes d'étoiles doubles dont l'orbite est si inclinée vers le rayon visuel, que l'occultation est réelle : telle est, par exemple, la 42* de la Chevelure de Bérénice, dont l'inclinaison approche

l88 ORBITS DB ( DRBRCULB.

de 90 degrés, et dont les deux composantes s'éclipsent périodiquement.

L'étoile principale se. trouve à o',4i du centre et dans Torbite apparente à o',33 de distance du grand axe. Comme dans S de la Grande Ourse le mouvement du satellite s'accomplit de l'est vers l'ouest par le nord, en raison inverse du sens de la numération des degrés. Les deux périhélies sont situés à Touest-nordouest de Tétoile principale.

L'aphélie apparent a eu lieu en i854)4oà 76 degrés, à la distance l'jSS.

Le passage au périhélie vrai a eu lieu en 1864,9 à 286 degrés. L'aphélie vrai tombe en 1847,6, à 106 degrés. On peut du grand axe voir sur l'ellipse apparente la projection du grand axe de l'orbite réelle.