Formes de la courbe de lumière

Les plus anciennes observations, généralement faites par la méthode d’ARGELANDER, portent à conclure l'existence d’une constance d'éclat au minimum de courte durée (environ 20"). Des mesures photométriques plus précises’ celles de Ducanx [57] avec un photomètre à double image de Prckerme, et les photographies de H. D. Honcen [58], éliminent ce phénomène. Nos 1549 observations faites par la méthode d'ARGELANDER du 31 août 1918 au 28 mai 1928, avec une jumelle, ont été utilisées pour tracer 7 courbes [60] : aucune ne montre la trace d’une constance au minimum. Nos observations, comparées à celles de Ganomski, faites de 1921 à 1923, avec une lunette, nous portent à

conclure que l'étoile de comparaison rougeâtre BD+68°178, sensiblement égale à la variable au minimum (lype spectral K: celui de la variable étant A:) pourrait être cause d'une illusion d'optique variant avec les dimensions de l'instrument. Nous en donnons une explication théorique, nous basant sur l'effet PüurkiINE-GaLrissor (591.

Nos sept courbes semblent montrer des changements [60] : en 1919-20, il parait y avoir dissymétrie pendant l'éclipse, la branche ascendante étant plus lente. En 1920-21, il y aurait dissymétrie inverse et plus marquée, De 1921 à 19% il y a symétrie. De 1926 à 1928 une dissymétrie comparable à celle de 1920-21 semble revenir graduellement. Quatre courbes types ont été utilisées pour déterminer les minima. Nous trou-

20 y en jours

Fig. 8 — RZ CassiOPelAE (1931-1934).

Courbes d’éclipses principales obtenues en une soirée avec photomètre à œil de chat,

vons une variation périodique, de la période, d'environ 1080 périodes de la variable, soit le 1/5 de ce qui fut trouvé par A. DE SITTER, mais sensiblement de même amplitude pour les décalages : 0 j. 005 (comparer avec a sin i). Il est possible que le changement de forme de courbe intervienne dans ce dernier changement de durée de période. Avec seulement la méthode d'ARGELANDER, nous n’osons rien conclure de définitif.

Du 14 mars 1931 au 4 novembre 1934, nous avons fait une série de 193 observations. avec notre photomètre à œil de chat ; sauf exceptions, chacune comprend 25 pointés. Les rayons de la variable passaient directement par l'objectif alors que ceux de l'étoile de comparaison, : Cassiopeiae, spectre À, celui de la variable 4, passaient par Îles prismes et l'œil de chat d'ouverture variable. La courte durée de l'éclipse principale (voisine de 5 heures) nous décida à observer, en cas de circonstances favorables, une

re

éclipse entière en une soirée. Les 14 mars 1931 (£— 1091) et 15 février 1933 (E = 1680), nous trouvons des courbes symétriques, alors que les 3 novembre 1932 (£—1593) et 8 octobre 1934 (E=2182), nous trouvons une dissymétrie nettement marquée, la branche ascendante étant plus rapide que la branche descendante (fig. 8). Les circonstances rnétéorologiques, distance zénithale, et absence de Lune, ayant dans ces quatre soirées été

en DLL LES

Fig. 9. — RZ CASSIOPEIAE.

Courbe théorique. Solution U. Retard de marée de + 45°.

des plus favorables, nous pouvons conclure qu'il existe des changements de forme de courbe de lumière. Nous avons ainsi avec le photomètre à œil de chat confirmé ce que nous n'avions pu que soupçonner avec la méthode d'ARGELANDER.

La courbe de lumière moyenne est la meilleure que nous ayons obtenue jusqu’à présent. Elle pourrait presque se tracer sans le calcul de points normaux. L'éclipse principale montre la dissymétrie qui vient de nous préoccuper. L'éclipse secondaire est si faible que, sans être contredite, elle ne peut pas être nettement confirmée. Cette courbe doit être considérée comme une moyenne des diverses formes de courbes qui auraient pu exister dans le cours de la série d'observations.

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