HP

Ifi 37 .1

U du Capricorne. . . .

T du Capricorne. . . .

S deCcpiiée

R de Pégase

R du Verseau. . . . .

354 ou 388,5

R de Cassiopée. . . .

Observation sur les éclats des étoiles hermaphrodites. Dans ce tableau sont contenues celles des étoiles variables dont ta dorée de la période est inférieure à deux ans et supérieure à 274 jours, périodes correspondant aux durées de révolution des planètes Aphroditas, lesquelles sont toutes séparées de leur soleil par nne distance plus grande que celle qui sépare Vénus du Soleil, b« disparition de ces étoiles diplanètes ne résulte pas d’on plus grand éloignement, mais de la somme 9 + 9' des rayons émergeant de leur hémisphère déprimé.

Les amplitudes sont grandes, mais variables; la plus grande est celle de 0 de la Baleine, dont la teinte rouge surpasse en intensité celle de toutes les autres étoiles du tableau. Ces deux faits , de nature différente, résultent ensemble du prolongement du plan de l’orbite de l’étoile qui passe sur la Terre ou dans son voisinage, cas tout particulier, dont résultent les éclats de 2' à 4* grandeur pendant les époques de la trope descendante, éclats qui font croître l’amplitude pour surpasser celles de toutes les autres étoiles qui deviennent invisibles dans leur minimum.

S’il y a un grand éloignement entre les plans orbiculaires des planètes lumineuses et la Terre, l’amplitude est petite, à cause de la diminution de la somme Q + Q1 de rayons et à cause de l’augmentation de la petite somme 9 ■+■ q‘. Eu

prenant en considération tons ces détails, on trouvera que toutes les étoiles du tableau se trouvent séparées de la Terre par des distances linéaires 23 peu différentes entre elles : ces étoiles occupent une même strate dans l’espace.

Dans Pbémisphère céleste inférieur comprenant l’espace entre 0b et 32’’ sont 37 étoiles hermaphrodites, et dans l’autre hémisphère, il y en a 28; de même que les étoiles nouvelles, les nébuleuses planétaires et les étoiles Hermès, ainsi que les hermaphrodites, sont en quantité supérieure du côté de la hauteur de l’espace stellaire. Comme exemple des règles exposées, nous donnerons les séries de faits sui* vants :

1* Description du mode de la production des éclats de x du Cygne.

En 3687, Kirch découvrit cette étoile et l’on ne cessa pas de l’observer ; les durées de ses périodes, comptées à partir de l’époque e' de la trope descendante, diffèrent quelquefois jusqu’à 40 jours. T étant la durée véritable de la période, représente les durées que fournit l’obser-

vation entre deux maxima consécutifs.

Pour les périodes observées, Kirch trouva ia durée de 406j,06 = T-f- u, et en 3 864, Schmidt trouva à Athènes la durée de 436s,5=T±fi.

A son maximum ou dans sa trope descendante, l’étoile atteint rarement la 5' ou la 4* grandeur habituellement , elle est plus faible à cette époque ; il arrive même que la trope a lieu à la 6* grandeur. Les tropes de 4* grandeur s’opèrent dans les cas où Aphrodite et Hermès se trouvent dans le voisinage de la conjonction supérieure; ecvcas pareils, 3* Aphrodite peut se trouver comprise encore en son avancement vers la conjonction S lorsque Hermès Ta déjà dépassée, ou 2® Hermès peut avancer vers le p'Omt S et Aphrodite en être au delà. Dans un cas, la durée observée est envir on de 408, et dans l’autre, elle est environ ctàj 418.

Les tropes de 6* grandeur arrivent lorsque les deux planètes sont en conjonctions hétéronymes, de sorte qu’il arrive à l’œil la somme Q 4- q' de rayons; en cas pareils, la quantité?' des rayons est insignifiante, et la grandeur observée est un effet direct des rayons Q de l’hémisphère soulevé d’Aphrodite. On connaît par là la supériorité de dimension d’Aphrodite sur celle d’Hermès, parce que, parmi les 17 Hermès, il n’en est aucun visible à l’œil nu à l’époque de sa trope descendante.

En combinant les résultats d’un certain nombre d’observations, Olbers trouva qu’il faut 39 jours pour que l’étoile de 9* grandeur monte à la trope descendante, et 73 jours pour redescendre , après la trope, à la même 9' grandeur. Dans d’autres cas, c’est le contraire qui arrive.

Pour que la durée d — 3 antécédente de la trope soit courte, celle-ci doit avoir lieu avant l’arrivée d’Aphrodite à la conjonction S ; pour que la durée d -j- 3 antécédente soit longue, il faut qu’Aphrodite soit au delà de la conjonction à l’époque de la trope. Si la durée antécédente estd — 3, l’étoile obtient une grandeur par la phototénie d’Hermès avançant vers le point S de la conjonction. Il faut donc

— =10 jours à Aphrodite pour arriver à ce point S,

et il lui faut ensuite 49 jours pour s’eu éloigner et acquérir la 9' grandeur. Pendant les 79 jours, Hermès parcourt presque les trois quarts de son orbite.

En 1 861 , Heis observa pour celte étoile une durée T des accroissements de l’éclat jusqu’à la trope descendante, et jT pour la durée du décroissement. Il est étonnant que, devant des faits si nombreux, les astronomes ne soient pas parvenus à reconnaître l’existence de deux étoiles dans chaque étoile variable des périodes irrégulières par rapport à la succession des éclats.

Pour que la durée soit après la trope moins grande qu’aoparavant, il faut qu’Aphrodite se trouve au delà de la con-

jonction S en M lorsque Hermès est en cette conjonction. La superposition des phototénies affaiblit l’éclat; après cette superposition, la somme Q + q des rayons diminue; ainsi la 9' grandeur est atteinte après la trope en une durée T inférieure à celle T + T' écoulée précédemment pour monter de la 9* grandeur à la trope; les cas pareils sont rares.

2* Du mode de la production des éclats périodiques de o de la Baleine.

Il n’y a au ciel aucune étoile qui attire autant, l’attention des astronomes depuis plus de deux siècles comme le fait o de la Baleine nommée aussi Mira ceti. La dernière observation faite à Athènes par Schmidt donna pour minimum une grandeur comparable à celle de la petite étoile voisine invariable de 10* grandeur. C’est un cas rare que l’étoile reste visible pendant toute sa période ; il apparaît ainsi une diminution d’amplitude; car, pour que l’étoile reste visible lorsque Aphrodite est en conjonction inférieure, il faut qu’elle ait son Hermès dans le voisinage de sa conjonction supérieure; tels sont les cas exceptionnels qui serviront à connaître les positions des deux planètes, pour prédire dans l’avenir les éclats qui doivent apparaître.

Celle étoile fut découverte par David Fabricius en 1 596, le 13 avril, mais il ne put plus la retrouver ensuite. Il est vrai qû’alors on n’avait pas encore d’exemple d’étoiles à éclats périodiques, et il crut que l’étoile avait disparu réellement.

C’est en 1638 que Holwarda, àFraneker, revit l’étoile et remarqua les variations d’éclat; la durée des périodes a été obtenae avec une exactitude qui ne se rencontre pas chez les étoiles périodiques découvertes pendant le siècle actuel. Pour saisir tous les détails de l’étoile , j’expose ici les faits obtenus par les observations de Bouillard et d’Herschel ; car, très-exacts et nombreux, ils trouvent tous ici leur explication prouvée au moyen de leur production.

Bouillard reconnut :

1° Que l’étoile 6e maintient dans la plus grande clarté pendant la jours;

2° Qu’après la disparition de l’étoile, le moment où elle commence à atteindre la 6' grandeur, est celui de sa plus rapide variation d’intensité;

3° Que l’étoile n’arrive pas aux mêmes grandeurs dans toutes ses périodes, qu’elle va quelquefois jusqu’à la 2' grandeur et que le plus souvent elle s’arrête à la 3*;

4° Que, dans certaines années, on a vu l’étoile pendant trois mois consécutifs, et dans d’autres années pendant plus de quatre mois.

5* Que le temps de la période ascendante de la lumière n’est pas toujours égal au temps de la période descendante ; que l’étoile emploie à aller de la 6* grandeur à son maximum d’intensité tantôt plus et tantôt moins de temps que pour revenir, en s’affaiblissant, de ce maximum à la 6* grandeur.

Ce curieux phénomène excita l’attention d’Herschel qui obtint les résultats suivants indiqués avec la plus grande exactitude pour les éclats extrêmes des maxima, des minima et des durées des éclats.

n. Maxima.

En octobre 1779 l’étoile atteignit presquo la première grandeur (elle surpassait « du Bélier et n’était que de peu inférieure à Aldebaran).

En 1780 l’étoile ne s’éleva pas au-dessus delà 3' grandeur (son intensité égalait celle de ô de la Baleine).

Ën 1781, éclat un peu inférieur à celui de 1780 (restée toujours plus faible que 5 de la Baleine).

En 1782, dans son maximum, l’étoile monta jusqu'à la 2* grandeur (aussi brillante que 5 de la Baleine).

En 1783, pas tout à fait de 3* grandeur (moins brillante que 3 de la Baleine).

En 1789, de 3* à 2* grandeur (un tant soit peu plus vive que a du Bélier).

En 1790, de 2* à 3* grandeur (presque égale à * de la Baleine). .

b. Minima.

Le 20 octobre 1777, invisible.

En 1783, invisible même avec un télescope qui montrait les étoiles de 1 0* grandeur.

En 1784 il l’observa à une époque où elle ne surpassait pas la 8* grandeur.

c. Durée des éclats.

En 1779, un mois entier.

En 1782, plus de vingt jours.

d. Durée de la période.

Il résulte du tableau précédent que l’étoile ne revient pas toujours au même éclat ; ainsi il était impossible de fixer une époque de départ entre deux ou plusieurs périodes consécutives, par exemple, entre 1779 et 1782. La question resta insoluble pour les astronomes jusqu’à Argelander; cet astronome présenta les périodes sous un jour entièrement nouveau; il montra que la durée de la période est de 331 jours 15 heures 7 minutes, mais que cette durée est assujettie à une variation embrassant 88 de ses périodes. Cette variation aurait pour effet de faire augmenter ou de diminuer alternativement de 25 jours les retours successifs de l’étoile au maximum d’éclat, lequel n’est pas le même pour chaque période.

e. Durée de l’éclat ascendant et de l’éclat descendant.

Habituellement l’étoile, devenue visible à l’œil nu, lorsqu’elle atteint la 6' grandeur, met 40 jours pour monter à son maximum, tandis qu’elle met 66 jours pour descendre

à la fl* grandeur. Mais en 1840 elle a mis 61 jours pour monter de la 6* grandeur au maximum et 50 jours pour descendre à la fl' grandeur. Ni les observations d’ Argelander ne correspondent exactement par rapport aux nombres des jours, ni ses éphémérides des successions des éclats.

§ 265. Mode de la production des faits observés. Connaissant 1* les facteurs Q, Q, q, q' qui indiquent les quantités de lumière émergeant des hémisphères H, H', li, h' et 2' les phototénies B, b; si l’on attrihue à Aphrodite une position dans son orbite qui correspond à son âge, partant de son minimum, il est facile d’admettre pour Hermès une position dans son orbite pour correspondre à l’éclat observé, car la position d’Hermès doit correspondre aux durées des éclats observées.