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Le système stellaire n de la Couronne boréale se compose de deux astres offrant à peu près le môme éclat et la môme couleur. L'étoile à laquelle on rapporte le mouvement orbital du couple est à peine un peu plus brillante que sa compagne ; celle-ci est de 6* grandeur, et la première est de 5\, Toutefois il n'y a pas d'équivoque dans les observations. Les deux composantes sont presque blanches, faiblement teintées de jaune, surtout la seconde. La position de ce groupe sur la sphère céleste est actuellement ^

En étudiant les observations modernes de cette étoile double, pour la construction de son orbite, j'ai été conduit, comme pour le cas des systèmes binaires qui ont été présentés plus haut, à modifier le chiffre « de la durée de révolution adopté jusqu'ici. Cette durée doit être diminuée de près de 3 ans, et fixée à 40 ans environ. La période admise généralement et inscrite dans les Traités d'Astronomie est de 43 ans ; la plupart des orbites calculées précédemment pour ce couple s'accordaient du reste à donner à sa durée de révolution

{*) Comptes rendu» des séances de V Académie des Sciences, a mars 1874*

igo ORBITK

des valeurs oscillant autour de ce chiffre. Sir John Her»chel avait trouvé pour cette période 44"", 24, Mâdler 43"*,25, Viilarceau 42"",5o par une solution et 66*",26 par une autre, Winnecke 43 ans; Struve et Secchi adoptent ce dernier nombre. Ma conclusion repose sur la discussion de quatre-vingt-six observations movennes différentes, que j'ai comparées pour l'étude du mouvement angulaire, et parmi lesquelles dix seulement ont dû être éliminées à cause de leur évidente divergence ou de leur incertitude. Pour la construction de la courbe, j'ai pu utiliser soixante-trois observations complètes (angles de position et distances), ce qui m'a permis de déterminer avec la plus grande «exactitude, par la méthode graphique, l'ellipse du mouvement apparent vu de la Terre.

Fig. 17.

Orbite apparente de l'étoile double 17 de la Couronne. (Échelle: 30"»™=: i".)

Malgré l'exiguïté de la distance qui sépare entre elles les deux composantes, les erreurs d'observation sont

DE l'Étoile double >} de la couronne. 191 moins considérables que pour Tétoile ^ d'Hercule, et, quoique le passage au périhélie s'accomplisse à la distance de o'jSô seulement, il est observable, et Ton n'a pas d'occultation apparente comme dans le cas du couple précédent. C'est certainement là l'un des systèmes d'étoiles doubles les plus resserrés. La figure ci-dessus est construite à la même échelle que celle de ç d'Hercule, c'est-à-dire dans la proportion exagérée de 3o millimètres pour une seconde d'arc. L'orbite est beaucoup plus petite que celle de cette étoile, quoique la révolution soit plus longue ; mais il est juste d'ajouter que nous ne connaissons la parallaxe ni de Pune ni de l'autre. Comme on le voit, cette orbite apparente est très-excentrique, tandis que l'orbite réelle est presque circulaire. Les positions du satellite observées oscillent de part et d'autre de la courbe qui passe la moyenne, et le long de laquelle on peut suivre la révolution depuis 1822 jusqu'à ce jour. Les dates sont inscrites en années et dixièmes d'année, et abrégées à cause de l'exiguïté de la figure. Voici les éléments que j'ai conclus de l'ensemble des observations i

Demi-grand axe « « o'^ 865

Excentricité o,86i5

Passage au périhélie apparent. 1 853,95 à 387^

Distance du périhélie apparent . o" 364

Moyen mouvement annuel.. . . S^Sy^o^

Durée de la révolution 40*""» ^7

Le prochain passage au périhélie aura lieu au mois de février 1894.

Les angles de position sont indiqués sur la figure ci-

19^ OftBITB

jointe, ainsi que la position des deux périhélies et des deux aphélies. On voit que le mouvement de translation s'opère pour ce système dans le sens de la numération des degrés, c*est-à*dire de Touest vers Test par le nord (zéro).

L'aphélie apparent a eu lieu en i866,5o à 34 degrés et à la distance de l'joga. La distance moyenne des composantes de ce couple n'est donc que de o'jaS. L'étoile principale se trouve à o',a3 du centre, et à o*,o63 seulement de distance du grand axe de l'orbitâ apparente. Le périhélie apparent est situé à l'ouestnord-ouest de l'étoile principale, à peu près comme celui du système C d'Hercule.

Par la projection du grand axe de l'orbite absolue, on voit que l'excentricité de cette orbite est de 0,287. Ce n'est pas une excentricité cométaire, comme il arrive pour la plupart des étoiles doubles. Elle est de l'ordre des orbites planétaires et peu supérieure à celk de Mercure dans notre système solaire, celle-ci étaal de o,ao6.

Le passage au périhélie a eu lieu en 1849, ^ ^^ ^^ grés, et le passage à l'aphélie en 1869,8 à 44 degrés.

Si l'on s'en tenait aux observations de William Hers chel, la période de révolution pourrait être conservéi à quarante-deux ans environ, car l'étoile satellite es indiquée par luià3o%7 en 1781,69, et les observation de Otto Struve la placent au môme point en i865,73 Un e autre observation d'Herschel l'indique à i79%4ei 1802,69, ®^ I^ série de Pulkova la fait passer, en cetb position à la date de 1845,49 ; mais, si Ton étudie le positions récentes prises à Pulkova (j'ai pu le faire

DE l'ÉTOILB )I de la COURONNE. 193

M. Stnive ayant bien voulu m'envoyersesobservations)) si Ton apprécie leur haut degré de précision, si Ton coaipare également la série remarquable de Dawes, si enfin on dégage la valeur moyenne de l'ensemble des observations modernes , on trouve, pour la durée de révolution de ce couple stellaire, le chiffre que j*ai donné plus haut. L'inspection de la figure de Forbite et des dates le montre, d'une part, presque à première vue.

La solution de soixante-six ans, donnée par M. Villarceau et qui a été adoptée par plusieurs astronomes, provenait d'une interprétation particulière des deux observations d'Herschel que je viens de rappeler, en acceptant pour 1802, d'après une indication de sir John Herschel, un angle de SSq""^, au lieu de i79*',4) et en renversant de 180 degrés la position de 1781, correction que la similitude d'éclat des deux composantes rendait possible. On voit qu'aujourd'hui il n'est plus nécessaire d'avoir recours à cette hypothèse, et que la période doit être fixée à 4o*",i7.

La distance périhélie des deux astres peut servir à déterminer la grandeur de leurs disques factices. En effet, à la distance minimum de 0^,364, les deux disques ne s'occultent pas et pénètrent à peine l'un dans l'autre (vus dans les grands instruments); le diamètre de chaque disque ne dépasse donc pas o',4. Or ce chiffre est également celui auquel conduisent les mesures directes des grandeurs d'étoiles pour des objectifs de 9 pouces et au-dessus. Les deux disques apparents se pénètrent un peu au périhélie. En i855,39, le P. Secchi les séparait à peine et écrivait sur son registre la Flammarion, — VI.

194 ftlOILBS DOUBLES.

remarque : « Yeduta da noi come la figura délia cifra 8, e anche (alora pareva aeparata ». En 1 856, 89, le capitaine Jacob écrivait de Madras : « Is opening again b, Au point de vue optique, ces deux fines étoiles formeni un des meilleurs objets d'essai pour la valeur des in* stniments. J*ai pu les distinguer Tannée dernière avec un télescope de 20 centimètres et un grossissement de 400 fois ; la distance était de o',85. L'atmosphère était d'une pureté et d'un calme rares, et cependant la séparation des deux étoiles ne pouvait se faire que par moments.

Remarquons que W. Herschel indique ces deux étoiles comme blanchâtres; W. Struve comme « jaunes » et « plus jaunes; » Webb comme « blanches » et « jaunes d'or » ; Dembowski comme blanches toutes deux, etc. Ces appréciations sont purement subjectives et n'indiquent pas de variabilité, comme cela parait être le cas pour l'éclat et la nuance du compagnon de C d'Hercule.

LA 61' DU GTGNB. 196

Sl»TilMB mnOJLàXKB »B Uk •!• 90 cnroNB ST ÉTOTLBB VBTSXQUlSMLKltT ASSOCIÉES BOUT LS MOUVEUm RSIJLTIF ITEST VAS ORBXTAI., MAIS RBCTIUGNB (*);

Dans son 7mi7^ d^ Astronomie (t. III, p. 198), Delambre expose comme il suit le résultat des recherches de Bessel sur les étoiles doubles :

« Un grand travail qu'il a entrepris lui a prouvé que les étoiles doubles forment par elles-mêmes un système particulier. Plusieurs étoiles de ce genre, par leur mouvement commun, montrent une dépendance mutuelle ; mais la plus digne de remarque est la 61'' du Cygne, Cette étoile double s'avance avec une grande vitesse ; // est évident que les deux étoiles tiennent l'une à l'autre par les liens de r attraction ^ et depuis soixante ans elles ont décrit une partie considérable de leur orbite autour du centre commun de gravité, etc.

» Il estime le temps de la révolution à 400 ans , le demi-grand axe à a5 secondes et la parallaxe annuelle à o'',46. »

Depuis le temps de Bessel et Delambre, un grand nombre d'astronomes se sont occupés de cette étoile double ; elle a longtemps été considérée comme la plus

{*) Comptes rendus des séances de V Académie des Sciencesi 18 janvier 1876.