COMMENT ON OBSERVE LES ÉTOILES DOUBLES

que la force de gravitation s'étend au delà de notre système solaire et que ses lois régissent les autres univers comme elles régissent le nôtre. C'est l'astronome français Savary qui le premier calcula cette orbite d'étoile double dès l'année 1858 : il avait trouvé 58 ans pour la durée de la révolution. Il y a quelques années, j'ai repris le même calcul en le fondant sur toutes les observations faites jusqu'à notre époque, et j'ai trouvé pour cette même durée de révolution 60 ans et 7 mois.

Ce système orbital rapide peut nous servir de type ici pour nous rendre compte de la méthode employée dans l'observation de ces couples, dans leur mesure et dans la détermination de leurs mouvements.

. Le premier point est d'observer avec la plus grande précision possible la position des deux composantes l'une par rapport à l'autre, et de recommencer cette opération d'année en année pour savoir si cette position varie. Quand les deux étoiles diffèrent d'éclat (ce qui est le cas général), l'observation n'est pas très difficile : on rapporte la situation de la plus petite à celle de la plus grande, comme si celle-ci restait immobile. Supposons, par exemple, qu'en une certaine année on ait remarqué que la petite étoile était juste verticalement au-dessus de la grande. Quelques années plus tard, on constate qu'elle a changé de place et se trouve un peu sur la ch-oite. Plus tard encore, on remarque un déplacement plus considérable : il arrive une époque où elle se trouve juste horizontalement à la droite de l'étoile principale. Puis, continuant de tourner dans le même sens, elle descend, et, marchant vers la gauche, arrive à se placer au-dessous. Après avoir accompli sa courbe inférieure, elle remonte, passe à gauche de sa brillante voisine, et peu à peu revient vers la place où nous l'avons signalée en commençant.

Lorsqu'on a pu suivre ainsi la marche de l'étoile seconc'aire autour de l'étoile primaire, ou au moins une partie notable de cette marche, ^| on connaît l'orbite apparente qu'elle décrit autour de ce j foyer. L'observation est plus difficile si les deux composantes i sont de même éclat, parce qu'on peut prendre l'une pour j l'autre : l'appréciation est plus lente et plus délicate.

•La position de l'étoile secondaire se détermine par l'angle qu'elle fait avec une ligne arbitraire prise comme origine pour compter. Ainsi, supposons qu'on fasse traverser l'étoile principale A par une ligne verticale SN (fig. 71), la position de la seconde étoile B se déterminera par l'angle NAB, lequel est ici égal à 45 degrés environ. Toute circonférence se divise, comme on sait, en 360 degrés. Un angle droit est de 90 degrés, et deux angles droits, ou un diamètre, valent 180 degrés. Si donc nous supposons que, dans notre exemple , l'étoile secondaire passe successivement par lés points B, G, D, E, F {fig. 72), on fixera sa position aux époques des observations en disant qu'elle était à 45, 90, 150, 180, 260 degrés de la ligne AN prise pour origine.

La Ûgne AN, à partir de laquelle on commence à compter les degrés de l'angle de position de l'étoile secondaire n'est pas arbitrairement fixée : c'est une ligne dirigée de l'étoile principale vers le nord. Ainsi, le point 0 (zéro) est au nord,

Fis. 71.