CHAPITRE X

RZ Cassiopeiae.

Eclipse partielle. Orbite faiblement elliptique. Rotation des apsides. Grand retard de marée,

1. — Changements de durée de période,

Parmi les connaissances intéressantes acquises sur cette étoile, nous devons citer celle de vartaiion périodique de la période signalée par Duaan [49] et représentée par la formule:

= J.I. 2417355,4208 + 1 j. 19525E + O j. 007 sin (12° + 0°,068 E)

où m est le milieu de l’éclipse principale et E le nompre de périodes écoulées depuis l'époque origine. Le terme en sinus pouvant être causé par une rotation des apsides est obtenu des observations photographiques et visuelles faites de 1896 à 1915.

Le travail de Ducan fut repris par Herr ErICH [50] en 1921 ; il en résulte la formule :

m = J.J. 2417355,4218 + 1 j. 1952512E + 0 j. 0051 sin (0°,0953E—6°,6)

En 1928, le même auteur [51] se borne à donner une période moyenne dans la formule suivante :

disant que le terme sinusoïdal aurait une période d'environ 5200 E, soit environ 17 années.

Citons les recherches de A. de Srrrer [52] parues en 1933. Cet auteur applique numériquement l'hypothèse de HertzpruNG [53] développée en formules par WoLrTiEr Pres |

HERTzSPRUNG propose dans le but de calculer la parallaxe d’une étoile double à éclipses à période variable, de tenir compte de l'effet d’aberration après avoir mesuré sur des clichés le déplacement apparent de l'étoile en question pendant cette période ; la

DESERT ce

théorie de Caanpzer de translation du système double autour d'un troisième corps étant adoptée. La formule appliquée par A. de Srrrer est la suivante :

(1) et roue rt A dans laquelle p” est la période apparente observée du Soleil lorsque la vitesse radiale

du système double s est w ; V étant la vitesse radiale du système triple S ; c la vitesse de la lumière ; p’ est la période moyenne du système s, observée du Soleil. Sa période

vrale p Sera :

p=n(i+ ns)

D'après WoLTEr, la phase z basée sur la période vraie p du système s est donnée par :

(2) oz na lle ecos E)Smisinu

z, est une constante ; a le demi grand axe de l'orbite du système s autour du centre de gravité de S ; e l’excentricité de cette orbite ; i son inclinaison ; E l’anomalie excentrique etu = v + o l'argument de latitude, v et w étant l’anomalie vraie et w la longitude du périastre.

En différentiant (2) A. de Srrrer obtient une équation de condition à sept Inconnues ; cette dernière, appliquée aux résidus donnés par les minima observés, fournit les corrections à apporter à une première approximation. Les résultats définitifs sont les — suivants :

p = 1195253065 + 0,000000012 P = 5499 p + 66 = 18 ars + 0.22 z, — 0,28886 p/c + 0,00023 a sini — 0,00475 p/c + 0,00039 — (0,984 unités astronomiques + 0,081 CN —=<0 10 012 CRE ET (RES t, — — 0 P, 680 + 0,046

P est la période de translation du système s autour du centre de gravité de S ; {, l'époque de son passage au périastre.

Ce beau travail donne une courbe théorique de résidus qui s'accorde bien avec les observations ; il démontre nettement que le système double à éclipses décrit une orbite elliptique autour d'un troisième corps. Il a cependant lieu d'être critiqué. La solution qui précède ne peut être vraie qu’à condition que le système s décrive une orbite cireulaire ; or il est prouvé par les observations spectroscopiques de Jorpan [55] que cette