DES POSSEDONS

§ 316. Les durées de révolutions des Poseidons sont ob* tenues par des calculs basés sur un nombre de points de

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lear orbite. Nous avons dévoilé (§ 306) la cause des grandes divergences entre les résultats des calculs basés sur différents points de l’orbite. Après avoir établi ici un certain rapport entre les grandeurs des étoiles, leur parallaxe et les durées de leur révolution, il devient possible de connaître laquelle de plusieurs durées trouvée pour Castor par le calcul s’approche davantage de la véritable.

Éloignements 5,820 12,60 16,52

Grandeurs 2,7 3,7 5 6 6,7 7,3

En admettant comme égales les distances de a de la Couronne et de Castor, la différence entre les durées de 478 et 632 ne donne pas pour les dimensions des différences correspondantes à la grandeur de Castor. Tandis qu’en considérant la planète, non pas comme Poséidon, mais comme Ouranos, on obtient de sa durée do révolution de 252 ans une dimension considérable, laquelle s’accorde avec l’éloignement de 5,82, de même qu’avec les grandeurs 2,7, 3,7 des deux éléments.

L’étoile extérieure C de î, de la Balance, dans la distance angulaire de 7" ou de 7", 26 de son étoile centrale, est à une distance de la Terre de 153 environ. Si l’étoile était comme a du Centaure dans l’éloignement de 3, la distance angulaire serait de 7",27x15, environ de 2', et le diamètre de l’orbite de Poséidon de 4. Cet exemple sert à prouver que les diamètres des meules des nébuleuses planétaires ne sont pas exagérés dans les cas où ils sont de 4', et cela sans prendre en considération le prolongement provenant de l’arc du bras poseidonien , lorsque leur éloignement de la Terre ne surpasse pas celui de <x du Centaure, qui est cependant un cas extrêmement rare.

De l’autre part, cet exemple sert à prouver encore un fois que, sauf a du Centaure, il n’existe aucun système planétaire ayant ses éléments séparés par une distance angulaire de plus de 8" ; par suite, le nombre Q des systèmes plané-

taires diminue beaucoup par la soustraction do la quantité q des couples dont les éléments sont séparés par une distance angulaire supérieure à 8"; au contraire, le nombre de systèmes planétaires croit davantage par l'addition à la différence Q — q la quantité q de systèmes dont les éléments sont séparés par des distances angulaires imperceptibles étant inférieures à 1"; le nombre des étoiles doubles est Q— q + q.

D. Des limites de l'Iloignemebt des {toiles doubles de la Tebkb.

§ 317. Connaissant les distances réelles entre les planèteB de notre système et le Soleil de même que la distance 3 entre la Terre et « du Centaure dont l’étoile périphérique termine sa révolution en 77 ans, il en résulte qu’elle est un Chronos; mais nous savons que si en cet éloignement la planète Poséidon de ce système était visible, elle serait séparée de Cbronos par un intervalle de 4x 13", 5 = 62". A une distance de 125 pareille à celle de Ç du Cancer et à une distance de 153 comme celle de £ de la Balance, cet intervalle de 62" serait réduit à 5" ou à 4", comme on l’a trouvé pour C de ç du Cancer, dont l’étoile B termine sa révolution en 58 ans.

L’étoile C de $ de la Balance est à une distance de 153, le rayon g de son orbite est supérieur à celui de l’orbite de C de ç du Cancer, comme cela résulte de la supériorité de la durée de révolution de l’étoile B qui est de 105 ans, si l’on considère l’étoile périphérique comme Chronos et non pas comme Ouranos. Cependant celte durée de 105 ans ne doit pas être considérée comme la véritable; elle peut être trouvée peu différente de celles de p ou de > d’Ophiuchus.

Au delà de l'éloignement de 153 deviennent imperceptibles les planètes Chronos; les étoiles doubles ne peuvent avoir un intervalle supérieur à 7" ni une durée de révolution inférieure à un siècle et demi lorsque l’étoile périphérique

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est un Ouranos; la limite de ces étoiles doubles est l’éloignement de 243 environ, l’intervalle r est réduit à 5" pour les pianotes Poséidon.

Au delà de l’éloignement de 243 il n’existe plus que des étoiles doubles dont la périphérique est un Poséidon d’une durée de révolution de trois à cinq siècles et d’un intervalle angulaire de 4" à 1"; l’éclat est faible chez ces couples, qui ne sont guère reconnaissables que par leur isolement des étoiles avoisinantes; cependant celles-ci restent séparées,* non pas par le même espace vide de 5' à 1 0', mais par un espace qui n’est que quelques dizaines de fois la distance angulaire de ou 4", ainsi se conserve toujours le rapport i : r entre t qui est la distance des étoiles voisines et r qui est la distance angulaire entre les éléments des systèmes planétaires.

Les durées de révolution étant en raison inverse des rayons des orbites, Slruve ne manqua pas de remarqner que les vitesses de mouvements orbiculaires sont grandes dans les couples dont les éléments sont séparés par de petites di sla nces angulaires. Le même astronome 6’en servit pour prouver que les distances inférieures entre les éléments des couples sont reelles et qu’elles ne sont pas optiques et provenant simplement d’éloignements plus grands. Dans les mouvements orbiculaires des deux étoiles périphériques on trouve une preuve directe de l’inégalité des vitesses des mouvements orbiculaires. Ainsi résulte une différence réelle entre les étoiles doubles d’égal éloignement de la Terre, dont les éléments se trouvent séparés par des distances angulairesde I\ 2l\ 4r, car les durées de périodes sont T, 28T, 23T et les vitesses des mouvements orbiculaires 8u, 4u, v.

Dans les étoiles triples, Chrotios au milieu 9erail toujours idus gros qu’Ouranos ou Poséidon, lesquels sont l’étoile «x teneur?. Telles sont les preuves directes qui ne permettent pas de se horner simplement aux intervalles inférieurs à 32"

OU SYSTÈMES DES PLANETES LUMINEUSES. Uôb

pour déclarer que deux étoiles sont les éléments d’un sys* tèrae planétaire. On en acquiert chaque jour la certitude par les observations des couples de Struve dont le nombro diminue, car on parvient à reconnaître comme optiques les couples d’intervalles supérieurs; au contraire, on découvre continuellement de nouvelles étoiles doubles par la sépara* tion de plusieurs qui paraissaient simples.

Les astronomes ne pouvaient que tomber dans une grosse inconséquence en considérant ; 1* comme réelle la valeur (e) de la parallaxe; 2* la circulation des planètes opérée suivant les lois de Kepler; 3* les durées de révolutions évaluées à des dizaines de siècles, et 4° la masse des cotlples toujours égale à celle du Soleil. Maedler voulant joindre un certain nombre de faits nouveaux à ceux déjà existants, n’a pas réussi à atteindre le but qu’il se proposait; cependant les matériaux rassemblés par ce grand astronome n’ont rien perdu pour cela de leur valeur, comme nous le verrons dans la troisième section. Il ne s’agit ici que des durées de révolutions des étoiles périphériques qui ne surpassent pas dnq siècles, de même que des intervalles angulaires entre iés éléments des couples ne surpassant pas 8".

V. - DES ÉTOILES PÉRIPHÉRIQUES COMPOSÉES D’UN OU DE PLUSIEURS DORYPHORES.

§ 31 8 . Il ne suffi t pas qu’il y ait un petit intervalle en tre deux étoiles pour qu’on les déclare comme éléments d’un même système planétaire; pour cela il faut absolument un mouvement orbiculaire d’une étoile autour de l’autre, mouvement qui ne se rencontre que parmi les étoiles peu éloignées éotre elles. Deux étoiles étant du même système planétaire, elles sont toujours très-rapprochées, tandis que les étoiles rapprochées ne 6ont pas toujours du même système. Il faut donc on mouvement périphérique pour déclarer une étoile

Ua6 ' CHAT. VI. — ÉTOILES DOUBLES

comme étant l’élément d’un système planétaire, et cela a lieu également dans les cas où est visible l’étoile centrale et dans celui où elle est invisible.

Sans qu’il existe donc de différence physique, il faut distinguer les systèmes planétaires : 1° en systèmes où est visible l’étoile centrale et connu sous le nom d'étoiles doubles , et 2* en systèmes où est invisible l’étoile centrale et que nous nommerons systèmes doryphoriques, parce que l’étoile périphérique est composée des doryphores lumineux. Ces doryphores correspondent en nombre aux satellites des planètes de notre système.

Les doryphores forment une étoile inséparable en ses éléments ; tous ces éléments ensemble sont soutenus par leur planète invisible, laquelle circulant autour de son soleil également invisible mène avec elle ses doryphores qui se présentent comme une étoile simple. II y a trois classes d’étoiles doryphoriques qui se distinguent par le nombre des doryphores : I* les étoiles monodoryphores qui n’ont qu’un seul doryphore; 2* les didoryphores ou tridoryphores, c’est-à-dire les étoiles composées de deux ou de trois satellites; 3* les étoiles polydoryphores ou composées de plusieurs satellites dont le nombre s’élève jusqu’à quatre au Zeus et Ouranos et jusqu’à huit à Chronos et peut-être à Poséidon.

Les éclats de ces étoiles dépendent : 1° du nombre des doryphores et 2* de leur éloignement; parmi les étoiles doubles il n’y a de 1" grandeur que « du Centaure; toutes les autres étoiles de 1" grandeur sont polydoryphores, qui circulent autour d’un soleil invisible; ces polydoryphores ne sont pas moins éloignés de la Terre que les étoiles doubles.

A. Mouvement orbicolaire des poltdortphores.

§ 319. Depuis la découverte de la circulation des étoiles périphériques autour de leur étoile centrale de plusieurs

couples, les astronomes ont, tons sans exception, reconnu l'étoile centrale, habituellement plus lumineuse, comme un soleil, et l’étoile périphérique qui est rarement égale à la centrale a été comparée à une planète ou à un satellite de notre système qui circule autour du Soleil; la différence consistant en ce que l’étoile périphérique est lumineuse ou obscure, n’a rien à faire avec la pesanteur qui résulte de la matière et, par suite, elle est tout à fait indépendante de la température de la matière.

Telle était l’opinion des astronomes lorsque Bessel anonça avoir découvert dans Sirius et Procyon des traces indubitables d’un mouvement périphérique autour d’un corps invisible dont l’existence cependant n’est pas pour cela moins véritable que l’existence d’une étoile centrale visible autour de laquelle circule une étoile également visible. De même qu’il y a des planètes lumineuses et des planètes obscures, de même il y a des soleils obscurs autour desquels circulent des planètes lumineuses.

Si avant Bessel on eût connu le mode indiqué ici de la disparition de chaque corps central à cause de la production des corps périphériques, tous les astronomes auraient applaudi à la découverte de ce grand astronome, car iis y auraient trouvé un exemple ou une preuve. Il arriva que ces découvertes s’opérèrent en ordre inverse et par des voies très-différentes.

La découverte de Bessel vit s’élever contre elle tous les astronomes du temps les plus célèbres, et leur opinion prévalut parce que la mort ravit Bessel à la science avant qu’il eût eu le temps d’achever ses observations; toutefois elles ont été continuées par ses successeurs, parmi lesquels se distinguèrent Peters, rédacteur du Journal astronomique d’Allona, Maedler, Chubert, Peirce, en Europe et en Amérique^

En 1850 et 1851 les journaux publièrent presque simultanément des résultats identiques sur le mouvement orbicn-

CHAP. VI. — ÉTOILES DOUBLES

laire de trois étoiles, toutes trois de première grandeur, Sirius(l), Procyon et l’Épi ou « de la Vierge. En présence d'un résultat aussi éclatant, ne s’éleva aucun adversaire, pas même parmi ceux qui avaient combattu le plus vivement la découverte annoncée par Bessel. C’est ainsi que les astfo* nomes ont été conduits à reconnaître, au moyen des effets de la pesanteur, l’existence des corps invisibles, et ont pu même indiquer le point qu’ils occupent. Le Verrier et Adams, dans le mouvement d’Uranus, découvrirent la planète invisible Neptune; quatre ans après, Peters et les mêmes astronomes découvrirent dans les mouvements des trois étoiles de 1" grandeur l’existence d’un corps central. Galle, de Berlin, vit la planète Neptune dans la longitude béliocentrique de 326° 32', Le Verrier l’avait trouvée par le calcul de 327° 21'. Neptune est visible pour tout le monde, tandil que les détails du système planétaire de Sirius n’ont pu être aperçus jusqu’à présent que par Coxijderque observateur Goldschmidt.

Cette année-ci même, en 1865, pendant la composition de cet article, Engnelemann, de Leipzig, vient d’annonoer que des étoiles des clartés supérieures se voient dans son télescope aux grossissements de 432 comme des disques d’un diamètre considérable. Le diamètre du disque de y d’Andromède est de 0",9 lorsque l’étoile est observée soos un grossissement de 432 pendant le crépuscule clair. Les étoiles de 3° et 4' grandeur, sous le même grossissement, ont un disque de 0",7 à

En octobre 1781, flerschel trouva le diamètre du disque de Véga de la Lyre de 0",36 et le diamètre du disque d’AreturUs de 0",2. Au lieu de chercher à s’en assurer par ses observations propres ou parcelles des oxyderques observateurs, Àrago, égaré par l’hypothèse vulgaire que chaque étoile inséparable est un seul corps comparable au Soleil,

(*» 1-? nom titius « jumr radical s fri, lequel, renversé, devient t>*.

chercha à prouver que les résultats obtenus par les ôbservalions d’Herschel sont absurdes ; car le diamètre réel dô Véga serait au moins de 14 millions de lieues et celui d’Arcturus de 8 millions de lieues. Pour mettre plus en relief aux yeux de ses lecteurs l’erreur d’Herschel, Aragô rapporte qu’avant la découverte des lunettes

Képier attribuait à Sirius un disque du diamètre de 340"

Tycho, de plus de. . 120"

Albategnlus, de 45"

Après la découverte des télescopes

Gassendi donnait & Sirius un disque de 10"

CassinI, de., 5"

Àrago n’admettant dans les étoiles qu’un seul corps, pouvait combattre avec avantage toute apparition de diamètre de disque aux étoiles; pour reconnaître son erreur, Arago n’avait qu’à admettre une étoile double de 1" d’intervalle dans un éloignement double, et cette étoile cesserait d’étre vue double sans pour cela cesser d’avoir un disque de diamètre de 0",5.

De la découverte du mouvement orbicnlaire de trois étoiles de 1" grandeur surgit cette question : Est-ce par un hasard tout particulier que Bessel a dirigé ses observations vers les seules étoiles qui circulent autour d’un corps invisible, ou y en a-t-il plusieurs autres? En ce dernier cas il s’agit de savoir à quoi il faut attribuer la propriété qu’ont les corps lumineux de circuler autour des corps invisibles. Avant de répondre à ces questions, je discuterai les résultats obtenus sur les mouvements orbiculaires par deux voies tout à fait différentes.

Dans les étoiles doubles, pour se convaincre de l’existence d’un mo«verB<snt oHbiculaire, il faut qu’un arc considérable de l’orbite soit parcouru.

Dans les autres étoiles l’existeDCO du mouvement orbiculaire se manifeste : 1" dans les époques accélérées T — «

CU AH. VI. — ÉTOILES DOUBLES

ou retardées T -+- * des passages de l’étoile par le méridien; S* dans les éloignements ou les rapprochements alternatifs de l’équateur ou dans les accroissements et les décroissements de la déclinaison; 3“ dans le? changements simultanés des ascensions droites et des déclinaisons. Dans l’un et dans l’autre cas, la dorée exacte de la révolution est obtenue lorsque le corps a achevé une révolution entière, parce qu’au moyen des calculs basés sur différents points par lesquels a passé le corps, on a obtenu toujours des résultats divergents.

Engelmann discuta tons les détails des calculs et des observations des angles de positions des étoiles périphériques; après avoir combiné les erreurs habituelles provenant des observations, il n’oublia pas de prouver l’existence d’une cause qui fait que les résultats des observations ne sont pas tels qu’on les admet en les introduisant dans les calculs. Une telle découverte, quoique négative, n’a pas une valeur moindre que les découvertes directes dont plusieurs sont accidentelles, tandis que la découverte d’Engelmann est une des plus difficiles; son importance cependant resterait inconnue sans la découverte de l'origine réelle des erreurs.

§ 320. Pour obtenir la durée de la révolution de Procyon, Maedler coordonna les époques de son passage en employant comme unité du temps un millième de la seconde, et il chercha dans leurs inégalités, 4* la preuve d’un mouvement orbiculaire, ou 2* celle des erreurs fortuites. Le signe négatif — indique les époques accélérées, et le signe positif + les époques retardées. Dans la 3” colonne sont indiquées les erreurs qu’on doit attribuer aux observateurs lorsqu’on ne veut pas reconnaître le mouvement orbiculaire, et dans la 4* colonne sout indiquées les erreurs inévitables , lorsqu'on admet pour l’étoile un mouvement orbiculaire.

OU STSTKMfcS DES PLANÈTES LUMINEUSES.

K OMS DES OBSERVATEURS.