ER SR L

| | 0 25 FO 15 | >o Wours Fi1G. 11, — U CEpxet. Courbes de vitesses radiales. x Observations de Carpenter.

Vitesses radiales normales de Carpenter.

= Courbe théorique Ellsworth.

— — — Courbe théorique Carpenter.

LS

Nous rejetons la première solution qui donnerait fm > 07.159. La seconde est considérée plus probable donnant Tm = 0,026. Nous faisons ensuite varier w ; puis e en fonction de © maintenant ecoso fixe. Nous aboulissons ainsi à une solulion définitive qui nous

donne Tm = 0,001 (pratiquement nul) :

Les nouveaux éléments spectroscopiques seront : P = 2 j. 4929409 (Période de Gapomsxi)

Ya 0; 0KM PS. :

ee DIR HORS

T, = J.J. 2423966,599 (Passage au périastre).

La courbe de vitesses radiales théorique déduite de ces derniers (fig. 11) ne s'écarte pas trop des observations dé E. F. CARPENTER, Sauf un peu après le minimum où elle est trop basse d'environ 25 Km. p.s. L'erreur moyenne d’une observation déduite des premiers éléments serait & = + 18,2 Km. p.s. ; les nôtres donnent « = + 28,0 Km. p.s. En supprimant deux observations très extérieures à notre courbe, nous aurions « = + 24,8 Km. p.s. Tous ces écarts sont très grands ; mais E. F. CarpenTER fait lui-même remarquer la nécessité qu'il y aurait à refaire le travail avec un meilleur instrument.

D. — Courbe de lumière rectifiée.

Dans son travail sur le même astre, DüGax part de la formule suivante :

(1) L = a + bsin9ô—ccos 4 + dsin286— ecos28

L est l'éclairement reçu : 6 l'angle de phase ayant pour origine le milieu de léclipse principale ; b est le coefficient d'inégalité des faces, là face avançante de la composante brillante élant la plus lumineuse ; c est le coefficient de réflexion ; d et e sont deux coefficients d'où l’on lire l'ellipticité et le retard de marée. La formule de Dücan ne peut être appliquée que si l'orbite est circulaire ; comme nous venons de prouver l'orbite fortement elliplique, nous modifions cette formule, partant de l'hypothèse que la rotalion des composantes est uniforme el de même durée que leur translation. Nous mettons (1) sous la forme :

(2) L = a—bcosu — c sin u + d'sin 26 — e cos 20

u étant la lalitude de la composante brillante déduite de l'équation de Kepzer ('}, l'origine élant à son nœud ascendant. (2) a été mis numériquement sous forme de 23 équations

() Pratiquement, on fait usage des tables de F, SCHLESINGER et S. UDICK.

de condition qui furent résolues par les moindres carrés. Nous obtenons les résultats numériques :

Area) 9810