ÉTOILES DOUBLES PHYSIQUES. SYSTÈMES BINAIRES

On vient de voir que les étoiles doubles ont été divisées en deux classes ou catégories, celle des couples optiques et celle des couples physiques. Une telle distinction n'est-elle pas arbitraire, et si, comrne nous allons le voir, elle correspond bien aux faits, à quels caractères peut-on reconnaître qu'une étoile double appartient à l'une ou à l'autre de ces catégories? Voyons d'abord comment, dès l'origine, s'est justifiée la distinction.

Quand le nombre des étoiles doubles connues était fort restreint, on aurait pu croire qu'elles résultaient d'un groupement accidentel, purement apparent ou optique. Cependant déjà, le calcul des probabilités démontrait qu'il devait y avoir une réelle connexion physique entre le plus grand nombre des étoiles ainsi rapprochées. Mitchell, par exemple, affirmait qu'il y avait 500000 à parier contre 1 , que les six étoiles visibles à l'œil nu des Pléiades ne sont pas groupées par l'efiTet du hasard; c'était là un exemple un peu exceptionnel; mais, en partant d'un raisonnement analogue, ce savant fut également conduit comme Lambert, Kant et Christian Mayer le furent à leur tour, à regarder les étoiles doubles comme des systèmes de deux soleils gravitant l'un vers l'autre. Ces premières afTirmations étaient d'abord quelque peu conjecturales ; mais elles se justifièrent de plus en plus à mesure que vint à croître le nombre des étoiles doubles observées, et elles ne

laissèrent plus aucun doute, quand les mouvements de révolution furent positivement constatés pour quelques-unes d'entre elles. W. Struve, s'appuyant sur la remarque évidente que, dans l'hypothèse où il n'y aurait que des étoiles doubles optiques, le nombre de ces couples devrait augmenter à mesure que l'on passe d'une classe à la suivante, c'est-à-dire à mesure que la distance des composantes est plus grande, trouva, au contraire, que ce nombre diminue. Ainsi les étoiles doubles de la 8" classe (de 24" à 32") sont moins nombreuses que celles de la T" (0" à 1"), tandis qu'elles devraient être 448 fois plus nombreuses, si toutes les étoiles doubles étaient optiques. Appliquant alors le calcul des probabilités aux nombreux éléments d'observations qu'il avait rassemblés, il arriva aux importantes conclusions suivantes :

« Sur 653 étoiles doubles brillantes des 8 classes (de 0" à 32"), il y a au moins 605 étoiles doubles physiques, et seulement 48 étoiles doubles optiques; donc 1 couple optique sur \ 3 couples physiques ;

« Les 178 étoiles doubles brillantes de l" et de 2" classe sont toutes^ sans exception., des couples physiques ;

« Parmi les 263 étoiles doubles d'ime distance comprise entre 2" et 8", 260 sont physiques ; 3 seulement sont optiques, ou 1 sur 88 ;

« Sur 106 étoiles doubles distantes de 8" à 16", 97 sont vraisemblablement physiques et 9 optiques ; ou environ 1 optique sur 1 2 ;

« Sur 106 étoiles doubles distantes de 16'' à 32", 70 sont des couples physiques, 36 des couples optiques ;

« Sur 612 étoiles doubles dont le satellite est très-faible, il y en a encore 483 qu'on peut considérer comme des couples physiques. »

Les mêmes considérations enfin ont conduit Struve à regarder comme liées par une connexion physique, les compo-

santés d'un grand nombre des systèmes d'étoiles ternaires ou d'étoiles multiples ^ .

Il ne s'agit jusqu'à présent que de probabilités, de conjectures, basées, il est vrai, sur un ensemble d'observations nombreuses. Arrivons à des caractères distinctifs plus précis, permettant de décider de la nature probable ou même certaine d'un couple individuel, d'une étoile double déterminée.

L'un de ces caractères, c'est le mouvement propre des composantes du couple. Ont-elles un mouvement propre commun, de même sens et de môme amplitude? Il est alors extrêmement probable qu'il s'agit d'un véritable système, de deux étoiles liées par une dépendance physique réciproque. Au contraire, l'une des deux étoiles est-elle animée d'un mouvement propre, auquel son compagnon ne participe point, ou qui diffère notablement en direction et en vitesse du mouvement de ce dernier, il est probable que l'association n'est point réelle, que la réunion est due à la coïncidence fortuite des rayons visuels, et que les deux étoiles sont à des distances fort inégales du système solaire. La 61° du Cygne a été un des premiers exemples reconnus du premier cas : les deux composantes de 6" grandeur qui forment ce couple, ont un mouvement propre commun qui les a fait déplacer de 12' en 150 ans dans une même direction. Struve, en examinant 41 étoiles doubles du catalogue de Bessel, a reconnu que le mouvement propre de la principale est le même que celui du satellite pour 40 d'entre elles, « ce qui, ajoute-t-il, en décide l'alliance physique. » jCe caractère a permis de reconnaître une pareille dépendance dans des couples dont la distance est comprise entre 32" et 7' :

1. On vient de voir que cet astronome fait une distinction des étoiles au point de vue de l'éclat relatif des composantes, et cela se conçoit. Quand l'étoile principale et son satellite sont à peu près de même grandeur, toutes deux brillantes ou toutes deux faibles, la probabilité qu'on a affaire à des couples physiques est pkis grande. Au contraire, une étoile brillante accompagnée d'une étoile très-faible, laisse supposer que celle-ci est peut-être beaucoup plus éloignée, et qu'il s'agit d'un couple optique.

telle est l'étoile double 40 tle l'Éridan; telle est encore la brillante étoile double (kstor qui a un 3° satellite de 10'" grandeur à 73" de la principale, de sorte que probablement il y a là un véritable système ternaire. Parmi les étoiles multiples, 0 d'Orion est, sous ce rapport, une des plus remarquables. On la connaissait d'abord comme une étoile quadruple, dont les composantes forment un quadrilatère placé au centre d'une nébuleuse que nous décrirons bientôt, et qui sont de 4% 6% T et 8" grandeur. L'emploi de télescopes plus puissants a fait découvrir ensuite deux fort petites étoiles, de sorte qu'il y a là un groupe de six étoiles, dont Humboldt disait : « Proba-

Fig. 275. e d'Orion, étoile sextuple, d'après sir J. Herscliel.

Fig. 276. 9 d'Orion, étoile septuple, d'après M. Lassell.

blement l'étoile sextuple Thêta d'Orion constitue un véritable système, car les cinq plus petites étoiles partagent le mouvement propre de l'étoile principale, j) Ajoutons que M. Lassell a récemment découvert une septième composante dans ce remarquable système, de sorte que 0 d'Orion est une étoile septuple. Une étude attentive de ce groupe, sur lequel est fixée l'attention des astronomes, finira par montrer ce qu'il y a de vrai dans l'hypothèse d'Hundioldt : verra-t-on un jour les composantes se déplacer sur leurs orbites, et la science s'enrichir d'un fait nouveau bien digne de la méditation des géomètres, celui des mouvements réciproques et simultanés de sept soleils ?

En revanche, d'autres étoiles doubles, comme Ataïr, Aidé-

baraiijPoUux, dont les satellites de 10" et 11" grandeur sont à des distances de 2', 5, de 3', 5 et de 2', ont été reconnues pour des couples optiques, par la comparaison des mouvements propres des composantes '.

Arrivons au caractère le plus important, le plus décisif de l'existence des couples physiques dans les étoiles, c'est-à-dire au mouvement de circulation du satellite autour de l'étoile principale. Si, en effet, les composantes d'un couple sont réellement voisines, si leurs distances au système solaire sont à peu près égales, et si dès lors leur distance mutuelle n'est qu'une faible fraction des premières, les deux soleils voisins devront graviter l'un vers l'autre, décrire chacun une orbite fermée autour du centre de gravité commun. Ce mouvement se manifestera par un déplacement relatif des composantes, qui changeront simultanément de direction et de distance. De tels mouvements ont été constatés en effet ; mais comme ils s'accomplissent avec lenteur, et que les variations dont il s'agit exigent des mesures délicates, faites pendant de longues années, il a fallu un certain temps avant que l'on pût formuler à cet égard des conclusions positives. C'est W. Herschel qui parvint le premier (de 1776 à 1804) à établir la réalité des révolutions et à en calculer approximativement la durée ; mais il s'écoula encore un quart de siècle avant qu'on réussit à déterminer avec précision les éléments d'une des orbites. La première orbite calculée (1829) fut celle de l'étoile double l, de la Grande-Ourse, et c'est à un jeune et savant astronome français, Savary, qu'en revint la gloire ^ Trois ans après

1. Deux mouvements propres, égaux et de sens contraire, tels que ceux des composantes de l'étoile double de la Girafe 684 I., peuvent, d'après Otto Struve, indiquer une connexion physique ; les deux masses à peu près égales se meuvent alors en sens contraire autour du centre de gravité commun. •

2. La Connaissance des temps pour 1830 contient le Mémoire important 6ù Savary expose sa méthode pour calculer les orbites des étoiles doubles,

Savary, Encke détermina les éléments du système binaire de l'étoile 30/7 Ophinciis. Puis vinrent successivement les systèmes X, Hercule, y; Couronne boréale, Castor, y Vierge, ï, Écrevisse, a Centaure. Yvon Villarcoau, J. Herschel, Msedler, Hind, Jacob sont les noms des savants géomètres qui se livrèrent à ces recherches importantes en indiquant des méthodes nouvelles, les unes analytiques, les autres géométriques, pour le calcul des orbites d'étoiles doubles.

Entrons dans quelques détails sur les systèmes binaires les mieux connus. Nous donnerons ensuite un tableau qui résumera les éléments principaux de quelques autres.

H de la Grande-Ourse est une étoile de A' grandeur située sur les limites de la constellation, près du Petit-Lion. Les deux composantes sont l'une de 4% l'autre de 5" grandeur. L'orbite trouvée par Savary était basée sur trois observations de W. Herschel en 1781, 1803 et 1825, et une de Struve en 1820. La durée de la révolution était indiquée de 58 ans |. Depuis, Msedler, Yvon Villarceau, J. Herschel l'ont à nouveau calculée en partant d'observations plus nombreuses, et ont respectivement trouvé : 61*. 3, 61.576, 60.720, de sorte que la période de 61 années peut être considérée comme une moyenne très-approchée. En 1842, une révolution complète s'était écoulée depuis les premières observations d'Herschel, et la seconde, qui se terminera en 1903, est aujourd'hui à plus de moitié accomplie. L'étoile satellite est passée au périhélie (ou périastre) en avril 1876.

70 Ophiucus ou p du Serpentaire est une étoile de 4* grandeur, dont les composantes sont de grandeur 6.5 et 7.5. Encke trouva 73\862 pour la durée de la révolution. Depuis, Villarceau, J. Herschel, Meedler, Powell ont obtenu 92.338,

basée sur quatre observations complètes, c'est-à-dire sur quatre observations où l'angle de position et la distance du satellite ont été mesurés à des intervalles de temps suffisants. Une note donne en outre l'application de cette méthode à \ Grande-Ourse.

80.340, 92.870 et 98.146. La moyenne probable est de 91 à 92 ans.

"C Hercule est un des systèmes binaires dont la période de révolution est la plus courte. Msedler, Y. Villarceau, Plummer, Flechter ont calculé des orbites dont la période, en années sidérales, est 31.468, 36.357, 36.606, 37.21. C'est une étoile

Fig. 277. Orbite apparente de i d'Hercule. Positions observées et positions calculées du satellite, d'après Yvon Villarceau.

de 3' grandeur, dont le satellite est de 6.5. Elle a présenté, vers 1793 et 1830, le phénomène intéressant d'une occultation apparente, le satellite étant venu, par son mouvement de révolution, se confondre dans les rayons de l'étoile principale \

1. Les orbites apparentes des étoiles doubles sont les seules qu'on observe : cela est de toute évidence. En joignant par un trait continu les différentes positions du satellite S S' S"... mesurées par comparaison avec la principale E supposée immobile, on a l'orbite apparente, c'est-à-dire la projection de

T( Couronne boréale, étoile de 5" grandeur, avec des composantes de 5.5 et 6, a une période d'environ 43 ans. Maedler, Villarceau, J. Herschel, Winnecke en ont calculé l'orbite et ont trouvé pour la durée de la révolution 42.500,

F]g. 278. Orbite réelle de i; d'Hercule, rabaltiie sur le plan de l'orbite apparente, d'après Yvon Villarceau.

42.501, 44.242 et 43.677. La moyenne est d'un peu plus de 43 ans.

l'orbite réelle sur un plan perpendiculaire au rayon visuel. Si le plan de l'orbite coïncidait avec ce dernier, il y aurait identité entre les deux courbes; mais si, comme c'est le cas ordinaire, le plan de l'orbite vraie est incliné sur l'autre, c'est une courbe plus ou moins allongée que cette dernière, que donne l'observation. Enfin, si le rayon visuel est dans le plan ou très-voisin du plan de l'orbite vraie, l'orbite apparente est une ligne droite, le long de laquelle oscille le satellite. En 26 ans (1825-511 le satellite de l'étoile double 2760 - du Cygne n'a pas changé de direction, mais il s'est rapproché de l'étoile principale, de 14". 3 à 10". 9. Dans le cas d'une telle oscillation, le satellite doit paraître à deux reprises, par chaque révolution, coïncider avec

Les éléments de l'orbite de Castor sont moins concordants. On évaluait à 330 ans, au siècle dernier, sa période de révolution, que Mœdler en 1847 portait à 520 ans. Hind et Jacob lui assignent 632.27 et 653.1 années, et enfin une détermination plus récente (1872) due à M. Thiele, lui donnerait une durée bien plus considérable, de 996 ans. Castor ou a Gémeaux est une étoile dont l'éclat (2.1) est compris entre la 2° et la V^ grandeur, et ses composantes sont de 2.7 et 3.7 grandeur. On a vu qu'un troisième satellite, plus éloigné, fait en réalité de ce groupe un système ternaire.

Y Vierge est aussi une étoile triple; mais les orbites calculées se rapportent aux deux composantes principales, toutes deux de 3^ grandeur. Mœdler, Y. Villarceau, J. Her-

l'étoile principale : il y a, comme pour les planètes Vénus et Mercure, conjonction inférieure ou conjonction supérieure. Mais cette disparition a lieu également lorsque, au périhélie apparent, le satellite est si voisin de la primaire que les lumières des deux étoiles se confondent. C'est ce dernier cas qui s'est présenté de 1793 à 1800, et vers 1829, pour le satellite de î Hercule (et celui de S du Cygne), que W. Herschel avait observé en 1780, qu'il ne revit plus vingt ans plus tard, et que Struve parvint à revoir en 1828. On peut voir en effet, dans la figure 277, qu'à ces diverses époques le satellite était voisin de son périhélie apparent. L'étoile t du Serpentaire a offert une semblable occultation à Struve; en 1827, le point lumineux affectait déjà une forme ovale et l'étoile parut de nouveau dédoublée en 1836.

W. Struve, en citant ces exemples remarquables, distingue trois formes particulières du phénomène : 1° celui d'étoiles qui, reconnues doubles d'abord, se sont tellement rapprochées qu'elles sont devenues insensiblement oblongues ou même parfaitement simples. Dans ce nombre se sont trouvées Atlas des Pléiades, v) d'Hercule, to du Lion, y de la Couronne, y do la Vierge, et l'étoile double 2173 du catalogue E (Struve); 2° le cas d'étoiles qui, simples antérieurement, sont devenues doubles, ou dont les composantes s'éloignent visiblement : telles sont t du Serpentaire et 44 du Bouvier ; 3° enfin celui où les deux phénomènes se sont trouvés réunis, et Struve en cite deux exemples : Z, d'Hercule, dont le satellite, dans l'espace de six ans, a disparu totalement et a reparu du côté opposé de la principale. L'étoile 42 Chevelure de Bérénice formait, de 1827 à 1829, un groupe binaire composé de deux étoiles presque de même grandeur; en 1833, l'étoile devint simple, même avec un grossissement de 1000 fois. En 1835, elle redevint oblongue, et en 1838, les composantes ont reparu séparées.

schel lui assignent une période de 169.44, 153.787, 182.12 années.

îi Écrevisse est encore une étoile triple, présentant cette circonstance remarquable que les trois composantes ont presque le même éclat; leurs grandeurs sont en effet 5.0, 5,7 et 5.3. Les deux premières, les plus rapprochées, ont une période d'environ 60 ans. Les périodes calculées par Villarceau, Msedler, Plummer, Winnecke et 0. Struve sont presque égales : 58.59, 58.27, 58.23, 58.94 et 62.4 années. Nous

Fig 279. Orbite de l'étoile double ■/ de la Vierge, d'après J. Herschel.

reviendrons plus loin sur cette étoile considérée comme système ternaire.

Parlons encore de la belle étoile double a du Centaure, dont les composantes sont de 1" et de 2' grandeur, et dont la période est comprise entre 75 et 80 ans. Villarceau, Jacob, Powell et Hind en ont calculé les éléments ; ils en ont conclu les durées suivantes de la révolution : 78.486, 77.0, 76.25 et 81.40 années. (Passage au périhélie en 1875.)

Beaucoup d'autres systèmes binaires sont connus, et un assez grand nombre d'orbites ont été calculées. On vient

LE MONDE SIDERAL.

de voir par les chiffres qui expriment les durées des révolutions, dans les couples les mieux et les plus longtemps observés, qu'il ne s'agit encore que d'une approximation, laquelle est d'autant plus voisine de la vérité que les observations très-précises sont plus nombreuses, et que la portion de l'orbite parcourue depuis les premières recherches est une fraction plus grande de l'orbite entière. Quelques-unes ont achevé entièrement leurs révolutions sous nos yeux : nous l'avons dit déjà pour ^ Grande-Ourse; depuis 1780, p Ophiucus a achevé la sienne en 1872; "C Hercule en a accompli plus de deux, et la troisième sera terminée en 1888. a Centaure a été reconnue comme double en 1709 par le P. Feuillée ; vers 1900, elle aura achevé deux révolutions entières.

Les plus courtes périodes calculées sont, outre quelques-unes de celles que nous venons de donner, celles de l'étoile 42 de la Chevehire de Bérénice, d'environ 26 ans, et d'une étoile de l'Écrevisse (3121 2) qui est de 39 ansV Les plus longues sont, outre la période de Castor, celle de y Lion, 400 ans environ, de a Couronne boi^éale, 600 à 800 ans, de '( du Verseau, qu'on évalue à près de 1600 ans.

1. Voici, en tout cas, le tableau de dix-huit autres périodes à joindre à celles que nous avons déjà données :

Étoiles doubles.

) Lion

3062 2 Gassiopée H Bouvier . . .

G Cygne ....

a Couronne .

Périodes. Calculateurs.

I 82 ans 5 Villarcoau I 133.3 Klinkerfues.

i 94.8 Mœdler.

i 147 Id.