SUR LES

Par M. YVON \ILURGEAll.

(Présentée h l'Académie des Sciences, le 19. féTrier i84g.)

C d'Hercule,

mm

Depuis la découverte du mouvement de révolution dans les étoiles multiples , par William Herschel , d'immenses travaux d'observation ont été entrepris dans le but d'en compléter le dénombrement et de recueillir la suite des positions relatives des étoiles de chaque système. Ces recherches n'ont été poursuivies avec régularité que depuis 1818 environ; on doit les plus importants résultats obtenus, au zèle et à Thabileté de MM. Struveet sir John Herschel. Les nouvelles observations apportèrent de nouvelles confirmations aux vues de William Herschel , sur le mouvement de révolution des étoiles doubles ; et dix années s'étaient à peine écoulées , qu'un membre de l'Académie des Sciences entreprit d'appliquer à ces astres la théorie du mouvement elliptique, et de montrer qu'une loi unique , la loi de la pesanteur, régit le mouvement des étoiles doubles et celui des planètes de noti^ système. Dans ce but, Savary, sur la sollicitation de M. Arago, fit l'application de ses formules à l'étoile Ç de la grande Ourse. Mais, telles sont les difficultés dont les plus légères erreurs des observations entourent le problème , que Savary n'osa présenter ses résultats que comme un exemple de calcul. Les éléments qu'il a donnés de l'orbite de cette étoile peuvent, dit-il, être fort loin de leurs valeurs véritables. D'ailleurs , il commence ses calculs en partant de données auxquelles il n'attribue aucune réalité, et termine en disant que ces données sont à peu près quatre observations de l'étoile double Ç de la grande Ourse, sauf deux rayons vecteurs déduits du mouvement angulaire. Disons, en passant , que la plus grande difficulté du travail de Savary a dû se présenter dans la détermination des données qu'il substitue aux observations. M. Encke a fait également l'application d'une méthode de son invention à l'étoile p d'Opbiuchus; et, depuis lors, divers astronomes se sont occupés, en Angleterre et en Allemagne , du calcul des orbites des étoiles doubles.

On conçoit que la précision des résultats dépend , con-seulement de l'exac* Additions i85a. 4

tituile des observations , mais aussi de ramplitiide du déplacement observe. Désirant produire des résultats utiles à la science, en appliquant les formules que j*ai eu Thonneur de déposer, et de nouvelles méthodes que j'exposerai plus tard, j*ai obtenu de la libéralité scientifique de MM. Stnive, à laquelle je m'empresse de rendre hommage, la communication de plusieurs séries d'observations précieuses encore inédites, faisant suite au grand ouvrage de M. Struve eikVJdditamenta, et comprenant Tannée i847- Aujourd'hui, je viens présenter à 1* Académie le premier extrait d'un long travail que j'ai entrepris sur les étoiles doubles ; il est relatif au système binaii*e Ç d'Hercule (?.o84 Struve). La position moyenne de ce système est, en 1826,0,

iR = i6»»34'",8, D=-+-3i°65';

il se compose de deux étoiles, dont Tune de 3* grandeur est de couleur siibftava , et l'autre de 6" à 7* est subrubra (Struve).

C'est rétoile double qui excita à un si haut degré l'attention de William Herschel , lui présentant un. phénomène entièrement nouveau en astronomie, celui de l'occultation d'une étoile fixe par une autre. William Herschel la vit double en 1782 et mesura l'angle de position. En 1795, il trouva qu'il était difficile d'apercevoir la petite étoile ; cependant, en octobre de la même année , avec un grossissement de 460 fois , il la vit franchement double, et indiqua le quadrant dans lequel elle était située. Herschel ne reprit ensuite les observations de i; d'Hercule qu'en 1802 et i8o3 : tantôt il croyait apercevoir la petite étoile, tantôt il constatait seulement une déformation de rétoile principale. Il en induit que la dii^ction du mouvement relatif n'est pas tout à fait centrale, et présume que le disque de l'étoile principale restera déformé pendant tout le temps de la conjonction. Nous ne suivrons point Herschel dans la discussion à laquelle il se livre à ce sujet, et nous passerons aux observations que M. Struve a consignées dans son grand ouvrage Mensurce micrometricœ sieliarum dupliciam, etc. Laissons parler ce dernier.

« Le même phénomène, dit-il, après avoir cité les observations de William Herschel, s'est pleinement présenté à nous de 1826 à i834* ^'fti vu sans difUcuUé les deux étoiles en i8a6; pendant l'année 1828, il était déjà difficile de les séparer; en 18^.9 et i83i , je n'ai point aperçu le compagnon. En 1 832 , j'ai cru observer une apparence de compagnon : enfin, en 1834? le compagnon s'est offert k mes regards, dégagé des rayons de l'étoile principale, et de l'autre côté qu'en 1826. Ainsi j'ai constaté, sans hésitation, ce phénomène qui se présentait inattendu. En effet , d'après le récit d'Berschcl I , j'avais anpposé le mouvement beaucoup plus lent. C'est pourquoi je ne m'expliquais mUlement car comiêem, anteh vfsam , annis 1828 et i832, difficiliiis ei mox

omninb non virierem- Grande fut ma surprise, lorsque, le i5 juin i834, J^ vis nettement (je ne me souviens pas avo'ir jamais vu d*ima^es d'une telle précision) le compagnon presque sur la même ligne que huit ans auparavant, autant que ma mémoire pouvait me le rappeler. Je songeais à la variabilité de la lumière du compagnon ; mais, quelle fut ma joie en transcrivant cette observation, de mon journal , sur le registre des étoiles multiples, lorsque je remarquai que le compagnon se trouvait bien à peu près sur la même ligne, mais dans la direction opposée : de là l'explication des circonstances qui m'avaient tant de fois embarrassé (vexaverant) pendant l'espace de huit années. Il ne me paraît y avoir aucun doute que j'aie effectivement observé le compagnon en 1832,75, quoique la distance o'',8i surpasse probablement la véritable , qui pouvait à peine excéder elle-même o'',5 , lorsqu'eo i833 la petite étoile m'échappait entièrement. » Après une courte contparaison des observations faites jusqu'en 1834) M. Struve ajoute : « Mais^^es observations, qui embrassent un intervalle de cinquante-deux ans, ne suffisent pas pour qu'on en puisse conclure, avec quelque certitude, la durée de la révolution. On pourrait faire l'hypothèse d'une durée de quatorze ans, de sorte qu'il se serait accompli une révolution de 1782 à >795, et que deux •autres auraient eu lieu de 1795 à 1826. Il faut remarquer qu'il s'est écoulé 28 := 2. i4 ans entre la disparition observée par Herschel etcelle que nous avons observée nous-mcme. Etenim quominùs tempus revolutionis 28 annorum assumamus, posWo comitis h Herschclio 1796 primo quadranti assigna ta pu gnat. Mais j'avoue volontiers qu'il convient de suspendœ son jugegement, et d'attendre des observations ultérieures instituées avec le plus grand soin et au moven des meilleurs instruments. »

MM. Struve ont continué, depuis, la suite des observations de l'intéressante étoile qui nous occupe; ce sont leurs observations, jointes à l'angle de position obtenu par Herschel en 1782 , qui ont servi de base aux calculs dont nous présentons seulement les résultats en ce moment.

Les erreurs qui affectent les mesures de ^distance si difficiles à obtenir ]oi*squ'elles sont de i" environ ou au-dessous, ne paraissent pas excéder ici o'%io à o'',i2. Néanmoins, ces erreurs nous ont paru trop considérables, pour introduire avantageusement les distances, dans la détermination d'une première valeur approchée des éléments de l'orbite. Nous avons dû recourir à une méthode (*) différente de celle que nous avons déposée, et propre à fournir les inconnues du problème autres que le demi-grand axe, en partant des seuls angles de position. Les éléments que nous avons obtenus

(*) Cette méthode est exposée dans le premier Mémoire sur les Étoiles doubles , pagos 3 et suivantes des présentes Additions.

représentent bien les angles de position , mais ils laissent dans les distances, des erreurs progressives comprises entre -f-o",i4 et — o",i8; celles-ci dépassant notablement la limite des erreurs des observations modernes, il convenait d'essayer de les atténuer par une correction des éléments. !Noiis allons présenter ici les deux systèmes que nous avons obtenus, puis les positions observées et le résultat de leur comparaison avec les positions déduites des éléments approchés et corrigés.

do Torbite relative de Ç d^Hcrcule (3084 Stnive).

3« et 6^,5 grandeur.

PRBmÈRB

approximation.

coaaicés.

Anomalie moyenne en i838,37.

Moyen mouvement annuel ....

Longitude du nœud ascendant .

Inclinaison

Diatance du périhélie au nœud ascendant

9«9io4 2ogo56>

zfc: 128.41,6

78°ii4

21 {020', 7; comptée de U