Hermaphrodite
13,5 < Hermaphrodite.
3,9 Polydoryphore.
13 < Hermès.
14 < Hermaphrodite.
6 Polyplanète.
nrarririTfroiToîJ
ITridoryphore.
des années 4,5
18 ans ± 3
23 ans db 5
5 ou 6 ans 4
PRODUISANT LEUR COULEUR ET LES ÉCLATS PÉRIODIQUES. ûOi
noms des Etoiles.
ASCENSIONS
INCLI-
NAISONS.
PERIODES
GRANDEURS
tu.
du
ne
Etoile du Verseau. . .
sia
|kjl
3 de Céphée
S du Verseau
mtam
lia
3 du Pégase
STc
31,5oii 43,4
R du Pégase
Kl
T de Céphée
R du Verseau
354 ou 388
R du Capricorne. . . .
ESPÈCES
Inconnue.
Polydorvphore.
Hermès?
l'olydoryphore.
Hermaphrodite.
Polydorypli.?
Hermaphrodite.
Hermaphrodite
§ 292. Sauf les étoiles dont les durées des périodes sont encore inconnues, toutes les autres sont des planètes ou des doryphores simples ou composés des nombres suivants :
HORS DES ÉTOILES
PÉRIODES
GRANDEURS
AMPLITUDES
entre
les grandeurs .
quantités
Planètes.
Hermès
de h
de à 7 0
Hermaphrodites
Polyplanètes
Doryphores.
Monodoryphores
Didorvphores
Tridoryphores
Polydoryphores
§ 293. Toutes les étoiles sont des systèmes de planètes lumineuses, et pour qu’elles soient à éclats périodiques, il ne suffit pas que l’étoile périphérique soit rouge, il faut encore que leurs rayons ne pénètrent pas dans le nerf avec les rayons colorés des autres planètes, dont est composée l’étoile centrale. Les quantités des rayons de chacune des deux étoiles correspondent aux étendues des surfaces dont ils émergent; ces surfaces sont grandes lorsque les planètes sont entre leur conjonction supérieure et les quadratures;
elles sont moins grandes lorsque les planètes sont entre leor conjonclion inférieure et les quadratures. Si nous avions le moyen de mesurer les quantités des rayons de chaque étoile, on ne trouverait aucun couple composé d’étoiles à éclat constant; il n’est possible de percevoi.K~les changements des éclats que dans les cas où ils s’opèrent sur une grande échelle ; de môme que pour sentir les détails des nébuleuses ou la duplicité des étoiles, il faut employer des instruments très-puissants.
Jusqu’à présent s’est maintenu faible le nombre d’étoiles doubles , dans lesquelles on sait que les éclats varient tant dans l’étoile centrale que dans l’étoile périphérique. Il faut donc se contenter actuellement de la preuve basée sur ce petit nombre d’étoiles doubles variables. Ces découvertes ne datent que du commencement de ce siècle ; de même que croît le nombre de6 étoiles à éclats périodiques, de même croît celui des étoiles doubles à éclats variables. Je donne ici pour exemples quelques-unes de celles découvertes par Struve ; dans le chapitre suivant , nous en exposerons plusieurs découvertes après celte époque.
D. ÉTOILES DOUBLES D’ÉLÉMESTS d'ÉCLATS VARIABLES.
§ 594. e du Bélier. Harding trouva l’étoile de 4‘ grandeur ; Piazzi et Bode de 5' ; Struve trouva que cette étoile, de même que l’étoile périphérique, variait de grandeur entre la 4*, 5 et la 6%5, jusqu’à la 7* grandeur ; plus tard, Maedler la trouva le plus souvent de o* grandeur. Ainsi donc l’amplitude eutre la 4*, 5 et la 7* grandeur est incontestable ; plus tard, sera déterminée la durée de la période, et ainsi sera connu le nom de la planète. De même on parviendra à séparer l’étoile périphérique de r, d’Argo, qui est Chronos de l’étoile centrale, composée elle-même de Zeus, Arès, Gée, Aphrodite, Hermès et le soleil recouvert des météores.
PRODUISANT LEUR COOLEUR ET LES ÉCLATS PÉRIODIQUES, à 03
4 91 de la Vierge . Les deux étoiles sont è éclats variables, de sorte qu’à certaines époques elles sont de môme grandeur, et qu’à certaines autres, il y a une différence de 0*,5 grandeur, différence qui résulte tantôt de la supériorité de l’étoile périphérique, et tantôt de celle de l’étoile centrale. L’explication, jusqu’à présent problématique, est devenue ici un résultat physique et même général.
3 du Bouvier. C’est l’étoile centrale qui varie entre la 3* et la 4e grandeur. Ce n’est qu’après l’apparition de cet ouvrage qu’on s’occupera d’établir la variation inévitable de l’étoile périphérique ; cela n’empêche pas cependant qu’elle ne soit déjà découverte, comme on l’a fait pour d’autres étoiles, sans avoir connaissance de la cause physique de ces variations.
4 de la Couronne. En 4 828, Struve trouva les deux étoiles égales et de 6" grandeur ; 5 ans après, elles étaient devenues de 5*, 5 et 6*, 5 grandeur.
4 7 du Cancer. Struve observa les variations suivantes :
Étoilé
Steil»
centrale.
périphérique.
1821 février 12. .
— mars 18. .
1823 janvier 19. .
1827 avril » . .
Ces détails, comme tous les autres, démontrent l’évidence de tout ce que je viens d’établir sur la nature des étoiles doubles et des autres étoiles. On voit que l’étoile centrale est tout à fait indépendante de l’étoile périphérique, tant pour les variations des éclats que pour les variations des couleurs : on y remarquera la série de faits
suivants :
4* L’étoile centrale est habituellement d’un éclat supérieur, parce quelle est composée de plusieurs planètes ;
elle ne devient inférieure à l’étoile sphérique que lorsque celle-ci est en conjonction supérieure.
2* L’étoile périphérique est inférieure, parce qu’elle n’est pas composée. . *
3* Les durées des périodes d’éclats, ne différant pas de celles des révolutions, sont au-dessus d’un demi-siècle et au-dessous de six siècles ; la périodicité d’éclats de l’étoile centrale est composée des périodes des éclats de chacune des planètes dont elle est composée,
4* Les amplitudes des éclats extrêmes de l’étoile centrale sont habituellement moins grandes que celles de l’étoile périphérique.
44 du Bouvier. Herschel trouva l’étoile centrale du sud plus grande. En 1819, cette étoile était du côté du nord de son étoile périphérique et avait un éclat qui surpassait de 1",5 à 2* grandeur celui de l’étoile périphérique; celte supériorité, en 1822, diminua jusqu’à 1 et 0,5. Argelander, en 1830, trouva les deux étoiles égales.
L’égalité des éclats des deux étoiles n’est que le résultat d’un maximum d’éclat de l’étoile périphérique au moment où l’étoile centrale est à son minimum d’éclat. Il arrive même en pareil cas que l’éclat de l’étoile centrale est inférieur à celui de l’étoile périphérique, comme cela aurait lieu pour 17 du Cancer à un moment où l’étoile centrale est de 8' grandeur et la périphérique de 7* grandeur; ce cas se rencontre souvent chez les étoiles séparées par des intervalles de 1" à 2" ou à 4"; il est très-rare chez les étoiles séparées par des intervalles plus grands.
7t du Bélier. Cette étoile double observée par Struve présenta les variations suivantes :
Étoile Étoile
centrale. périphérique.
Novembre 1829. ....... 4* 9* grandeur.
Février 1831 4,5 9
Octobre 1832 5 7,5
Novembre 1832 6 8
Décembre 1834 5 8.5
Des durées aussi courtes ne peuvent servir à déterminer la période de l’étoile centrale et encore moins celle de l’étoile périphérique, à cause de sa longue durée; car, à une autre époque, les éclats se présentent sous d’autres rapports. En considérant pour l’étoile centrale la 6* grandeur comme minimum, et pour la périphérique 7\5 comme maximum d’éclat, il en résulte qu’il n’y aura jamais égalité d’éclat entre les deux étoiles.
Il faut prendre en considération les amplitudes A, a, a, a, \° entre les résultats hétéronymes extrêmes des deux éléments du couple, et 2° entre les éclats homonymes ex* trêmes. On a ainsi :
Pour t. du Bélier :
1* A = 9 — 4; 2“ a = 9 — 6; 3* <1 = 7,5 — 4; et 4’ « = 7,5 — 6.
Pour 17 du Cancer :
V A = 9 — 6; 2* a = 9,5— 8; 3* a = 7 — 6; et f « = 7-8.
Pour que les variations des éclats des éléments des étoiles doubles soient mieux aperçues, il faut que le prolongement des plans de leur orbite passe dans le voisinage de la Terre : ce cas particulier ne s’applique qu’à une quantité restreinte de plans orbicnlaires : c’est pour cela que le nombre d’étoiles doubles variables n’est pas très-grand. C’est dans l’avenir que l’on saura que les étoiles doubles de grandeurs variables sont fréquentes dans les régions où 6ont rares les nébuleuses planétaires.
Après avoir ainsi établi l’existence d’étoiles d’éclats des périodes de chaque durée, dont les extrêmes éclats se rendent à une époque visibles à l’œil nu à leur maximum et invisibles dans les plus puissants télescopes à leur minimum, il s’ensuit qu’il faut nécessairement qu’il se rencontre, I® des étoiles dont l’éclat, autrefois faible, est actuellement devenu * supérieur, et 2* d’autres étoiles qui avaient précédemment un éclat suffisant pour les rendre visibles à l’oeil nu, et qui
se sont affaiblies jusqu’à devenir télescopiques et même disparaître entièrement.
!• Des accroissements de l'intensité de Cédât de quelques étoiles.
§ 595. Sauf les étoiles nouvellesdont l’intensité, qui surpasse celle de toutes les autres étoiles, peutêtre comparable à celle de Vénus, parmi les étoiles périodiques, on ne connaît que « d’Argo, dont l’intensité soit comparable à celle de Sinus. Ainsi, c’est dans l’éclat de cette étoile que se trouve la limite des éclats des étoiles fixes , limite qui prouve encore une fois, 1* d’une part, qu’autour du Soleil il n’existe aucun système de planètes lumineuses à une distance inférieure à celle 3 qui sépare la Terre de « du Centaure ; 2* d’autre part, qu’est limitée la grandeur des étoiles dans les distances entre les planètes lumineuses et leur soleil couvert des météores, et pour cela invisible.
Si la distance entre la Terre et les autres systèmes de planètes lumineuses augmente, leur éclat ira en diminuant pour les distances de 23, 33, 43.
Cause de l'accroissement d’éclat. Donnons d’abord comme exemptes quelques faits bien établis qui sont les suivants :
4 du Petit-Chien est devenu plus lumineux.
40 du Petit-Chien est également plus lumineux à présent qu’autrefois.
14 d’Orion était plus faible que 6; à présent, c’est 6 d’Orion qui est la plus faible.
48 et 4 5 d’Orion sont devenues plus faibles, de même que 4 12 du Taureau et 70 d’Orion.
22 d’Orion a peu augmenté, mais 50 d’Orion considérablement.
P des Gémeaux, p de la Baleine, Ç du Sagittaire étaient considérées par Herschel comme des étoiles à éclat crois- •
sant.
31 du Dragon est vu par Flamsteed de 7e grandeur, et par Herschel de 4*.
34 du Lynx est vu par Flamsteed de 7* graudeur, et par Herschel de 5*.
De tels changements d'éclats des étoiles ont existé à toutes les époques, comme cela résulte des exemples suivants :
Il y a près de Ç de la, Grande-Ourse une étoile actuellement très-visible appelée par les Arabes Saidak, c’est-à-dire épreuve, parce qu’ils s’en servaient pour éprouver la perte de la vue. On admet qu’elle a augmenté, en se fondant sur cette circonstance singulière.
Il n’y a que deux moyens de faire augmenter l’éclat de chaque étoile : 1* si, après une durée d’accroissement de l’éclat, il se présente un état stationnaire, puis un décroisse ment, on saura que l’éclat résulte de la forme ovalaire des planètes lumineuses, dont la révolution peut s’élever jusqu’à six siècles; 2” si après avoir attendu plusieurs siècles, Féloile persiste à conserver son éclat, on reconnaîtra là l’apparition d’une nouvelle planète qui était dans l’origine recouverte des météores dont elle s’est dégagée et dont les rayons arrivent à l’œil en même temps que ceux qui en venaient précédemment.
On a constaté en vingt siècles la production de 1 5 étoiles nouvelles; les huit jets de masse brûlante de chaque étoile pareille doivent devenir huit planètes lumineuses. Si dans un espace de vingt siècles il y a production de 15 étoile» nouvelles, il doit, dans un égal espace de temps, y avoir production de 15x8 = 120 planètes lumineuses, soit environ cinq par siècle, d’où résulte accroissement d’éclat.
Tant que dans les étoiles doubles la centrale seule était visible, chacune d’elles avait une clarté inférieure à celle qu’elle obtient après l’apparition de l’étoile périphérique, et l’éclat ainsi obtenu persiste; cependant il se produit des variations d’éclats et de couleurs provenant de la forme ovalaire.
m CH AP. V. — DE LA FORME OVALAIRE DES ÉTOILES
2* Du décroissement de l'éclat des étoiles affaiblies ou disparues.
§ 596. Nous avons établi d’une manière irréfutable, 1° l’affaiblissement de l’éclat de plusieurs étoiles, et 2° la disparition totale de plusieurs autres, comme cela devient évident dans les exemples suivants :
