Courbe de lumière rectifiée

Dix points normaux extérieurs aux éclipses sont utilisés pour tracer une courbe ; 14 points pris sur cette dernière serviront à calculer par les moindres carrés les coefficients de l'équation suivante de Duca : |

LE bn = LC'COSM Ed sin 20 2e cos 20

En raison de l'excentricité appréciable que nous venons de trouver (e—0,075), chaque angle 6 sera remplacé par M+(w—x/2); M étant l’anomalie moyenne déduite des tables de SCHLESINGER à l’aide de l’anomalie vraie u=u+o (w—180°), u—6+90° étant l’anomalie excentrique. Nous obtenons ainsi la solution :

a — +0,9531 br—= +<0,0811 Inégalité des faces c — +0,0094 Réflexion d — +0,0122 Retard de marée Per OS ILO et ellipticité | L'équation suivante :

dsin20—ecos20 = —e, cos (20 + 2 a) donne :

| & = +0,0333 Demi-coefficient d'ellipticité de Dugan { a: = +10°44": Retard de marée

EpDiNGroN remplaçant la réflexion optique par un phénomène d'absorption et de réémission, nous conduit à adopter pour le facteur d'’ellipticité z de RusseLL :

de PT EN CNE DE ; 1

3. — Eléments par la méthode de Harting. Hypothèse d’uniformité des disques.

Nous partons des éléments suivants approchés de ceux de Mc Diarmp :

: (EN 5 (a) a — 3,50 i — 77

l'unité étant la projection du grand axe de la composante brillante, sans tenir compte du retard de marée, à l'instant d'un contact extérieur. Une première courbe théorique donnant une éclipse beaucoup trop peu profonde, nous sommes porté à modifier l'inclinaison 1. Les pertes de lumière déduites de courbe rectifiée sont :. pour l'éclipse principale 0,52 L et pour l'éclipse secondaire 0,14 L : L = 1 étant l'éclat du système extérieurement aux éclipses. La formule :

Le x (J2 he FE J:) =

où la brillance de chaque composante est J: et J:, et son intensité lumineuse Z, et 12 nous donne avec :

JL 52 = 2 + 3,714 Fe 14 L;, = 0,7711 L, = 0,2289

La perte de lumière de l’éclipse principale nous porte à adopter pour l'inclinaison i = 81°10,5, d'où les éléments de première approximation.