SOLEILS MULTIPLES ET COLORÉS

él.'iienl invnriableineiit liées les unes aux autres. Il cherehait seuleineiil là un moyen de trouver la distance de l’étoile la plus brillante à la Terre; cbercbant une chose, il en trouva une autre; ce qui n’est pas bien rare. Gnlce à lui et à ses successeurs, nous savons que l’universelle loi de i^ravitation s’exerce, à travers les lu’olondeurs de l’espace comme autour de nous, en raison directe des masses et en raison inverse du carré des distances. C’est là un l'ait capital, dont l’intérét ne le cède en rien à l’importance. Avantde l’avoir constaté, on n’avait aucun droit à aftirmer que la vertu .attractive fût inhérente à la matière, ipie celleci ne pût exister sans elle "en des régions insondées.

C’est à la fois une question de physique et de philo.sophie , jadis incertaine , aujourd’hui constatée dans tous ses points. .Sans parler de sa portée philoso|)hique, nous pouvons dire- que ses conséquences mathématiques sont pleines d’intérêt. Etant données la vitesse angulaire de la petite étoile autour de la grande et 1.1 mesure du rayon de son orbite, on trouve l'acilement la quantité numérique dont elle tombe, en une .seconde, vers r.a.sire central. Cette quantité, comparée à la chute des corps sur la Terre ou sur le Soleil, donnerait le rapport de la mas.se de la grande étoile à la masse de la Terre ou à celle du Soleil. Du jour où l’on connaitrn la distance d’une étoile double, cette étoile .sera pesée, malgré son effrayante distance, comme on a pesé la Lune et les planètes. Il y a déjà lieu de croire que la 61*= du Cygne est dans ce cas, et que sa masse (les deux composantes réunies'), est de 0,353, celle du Soleil étant 1. Les observations des étoiles doubles serviront de même à déterminer la distance de ces groupes binaires à la Terre par la conqiarai.son du temps que les rayons lumineux mettent à venir de la seconde étoile, suivant qu’elle

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80 trouve dans la partie de son orbite la plus rappïodiée ou la plus éloignée de la Terre.

A propos des grands résultats qui, à divers points de vue, sont ou seront dus à la connaissaure de ces lointains systèmes, nous ne pouvons nous empêcher de songer encore à l’iiiterprctation illégitime des causes tinalcs.

En 1779, l’abbé Mayer avait écrit un méimdre peu digne de son auteur sur les groupes d'étoiles. Nicolas l’uss, de l’Académie de Saint-Pétersbourg, entreprit d’en réf'uler {luelques erreurs cbociuantes, entre autres celle qin plaçait les satellites des étoiles à plusieurs degrés de distance angidaire. Mais une arme dont Fuss se servit et qn’il aurait aussi bien fait de laisser' de côté, c’est toujours le cui bom? « A quoi bon des révolutions de corps lumineux autour de leurs semblables? dit-il. Le Soleil est la source unicpte où les planètes [)uisenl la In- ’ mière et la chaleur. Lit où il y aurait des systèmes entiers de soleils maîtrisés par d’autres soleils, leur voisinage et leur mouvement seraient sans but, leurs rayons sans utilité. Les soleils n’ont pas besoin d’em|)runier à des corps étrangers ce qu'ils ont reçu eux-mêmes en partage. Si les étoiles secondaires sont des corps lumineux, quel est le but de leur mouvement ? » Délicieux raisonnements de notre esjirit, qui prétend voir au delà de sa portée! combien de fois vous nous avez arrêtés sur le droit chemin |)ar votre mirage trompeur!

La complication des phénomènes de la nature que nous remartpipns dans les systèmes d'une étoile double sera plus grande encore si nous passons à une étoile triple. Ces dernières forment une classe moins nombreuse (pie les précédentes. Sur 120,000 étoiles observées à tous les points du ciel, il y a 3,000 étoiles doubles; ce qui donne en moyenne une sur cpiaraute. ün ne coiinait

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