L'ETOILE DOUBLE GAMMA DE LA VIERGE

DATB ANOLB DISTANCE OBSERVATEURS

1840 27 1.3 Kaiser, Galle, Madlcr.

1850 356 2,8 Wrottesley, Main, Jacob.

1860 348 3,9 Secchi, Knott, Dembowski.

1870 342 4,5 Dunèr, Wilson, Gletlhill.

1880 337 5.0. ..... Hall, Stone, Flammarion.

La période est de 175 ans, et l'étoile secondaire reviendra vers 1893 au point où elle est passée en 1718. Le plan de l'orbite n'est que faiblement incliné sur notre rayon visuel ; nous voyons le mouvement s'effectuer à peu près de face, de sorte que l'orbite apparente {fîg. 272) diffère très peu de l'orbite absolue, et est à peine déformée par la per*

FIg. 272. — Orbite de l'étoile double y de la Viergo.

spective. Considérons un instant cette figure. En rapportant le mouvement à l'un des deux soleils supposé fixe (ils sont du même éclat, et sans doute de même volume et de masse analogue), l'autre soleil décrit l'ellipse d'un mouvement non uniforme, accélérant considérablement sa vitesse dans la région du périhélie et la ralentissant à l'aphélie : le mouvement angulaire annuel a été de 30" en 1836 et seulement de 0*,43 en 1760; il est plus de soixante fois plus rapide dans la première région que dans la seconde. La seule contemplation de ce mouvement centuple pour nous l'intérêt de l'observation de ce couple radieux.

En réalité, les deux soleils tournent autour de leur centre commun de gravité, situé vers le milieu de la ligne idéale qui les joint à tout instant de la révolution. S'ils sont accompagnés chacun d'un système planétaire, il faut que chaque famille de planètes soit très rapprochée de son soleil respectif, et en quelque sorte serrée sous la protection de son aile tutélaire, car autrement l'attraction de l'autre soleil amènerait au périhélie des perturbations qui désorganiseraient le système et mettraient en péril la vie des humanités confiées à ces destinées. Toutefois, il ne faudrait pas croire que les deux soleils se touchent à

m L'ËTOILE DOUBLE GAMMA DE LA VIERGE

lijur périhélie : la distance, qui est de 6", 3 à l'aphélie, se réduit àO",43, il est vrai ; mais comme cette étoile n'offre pas de parallaxe sensible, fette faible valeur peut représenter un rayon égal à celui de notre ijstème planétaire tout entier. L'espace ne manque donc pas pour la gravitation d'un grand nombre de terres habitées. Et quelle merveilleuse situation que celle de ces séjours illuminés par deux soleils égaux dont la splendeur s'efface et reparaît avec les variations des distances !

Les deux étoiles se sont recouvertes en 1836 pour les observations faites dans les meilleurs instruments : on n'a plus vu qu'une seule étoile, à peine allongée. Ce fait nous permet de calculer quels disques apparents elles offrent à la vision télescopique. Nous devons au moins leur supposer un diamètre de 1" pour que l'image optique n*ait pas été trop allongée et ait, comme on l'a observé, ressemblé à un disque circulaire. En dessinant ces disques à l'échelle de 1""° pour V, on obtient les aspects représentés fig. 273, qui correspondent aux obser-

Fjg. 273. — Aspects variables de l'étoile double y de la Vierc^.

mitions faites à l'époque du périhélie. Les deux composantes se sont écartées lentement l'une de l'autre depuis 1836, et leur distance est actuellement de 5".

Ces deux soleils tournent sur eux-mêmes, comme tous les soleils de l'univers, sans doute, et cette rotation semble se manifester à nous par les variations alternatives d'éclat qu'ils nous présentent, car tani^t l'une des deux étoiles est plus brillante et tantôt l'autre, sur une demi-grandeur environ de fluctuation.

Quoique ce magnifique système éclipse tous ses voisins par sa beauté et par son intérêt, nous ne devons pas, cependant, passer sous silence les autres couples de la même constellation accessibles aux inslrumcnts de moyenne puissance. Inscrivons-les par ordre de lUff:ciilté :