SECTION II
QUELQUES REMARQUES RELATIVES A L'INFLUENCE DE LA SÉLECTION SUR LES RÉPARTITIONS OBSERVÉES POUR LES PÉRIODES ET LES EXCENTRICITÉS
N. 47. — Le nombre d'orbites de Binaires Spectroscopiques ou Visuelles, calculées jusqu’à ce jour, étant petit par rapport au nombre total des Binaires de même espèce existantes ou même seulement connues, les distributions précédemment obtenues, relativement aux périodes et aux excentricités orbitales, peuvent fort bien ne pas être représentatives de la distribution réelle de ces éléments pour chacun de ces deux genres de Binaires. En particulier la sélection peut jouer un réle important en gênant soit la découverte de certains couples, soit le caicul de certaines orbites, et son influence sera différente suivant qu’il s’agira des Binaires Spectroscopiques ou des Binaires Visuelles. C’est pourquoi nous examinerons séparément ces deux cas.
Parmi les auteurs qui se sont intéressés à cette question, nous citerons en particulier : |
(R. 21) H. N. Russell : Relations between the spectra and other characteristics of the Stars (Publ. American Astron. Soc. III, p. 31, 1918).
(R. 22) R. G. Aitken : The Binary Stars, p. 200, 17e édition, 1918.
(R. 23) R. G. Aitken : T'he Binary Stars, p. 212, 2e édition, 1935.
(R. 24) D. Barbier: Les étoiles doubles à longue période, propriétés statistiques et valeurs hypothétiques de leurs éléments, pp. 4-5, 1934.
CAS DES BINAIRES SPECTROSCOPIQUES
N. 48. Sélection relative aux périodes. — Le fait que.le maximum de fréquence des valeurs de la période correspond à une valeur faible de cette dernière, et la rareté des longues périodes chez les Binaires Spectroscopiques, paraïssent en partie dus à la sélection. Ce dernier phénomène peut, en effet, jouer ici, suivant le facteur envisagé, soit en favorisant la découverte de Binaires Spectroscopiques ayant une période d’un certain ordre de grandeur, soit en entravant indirectement le calcul des éléments de certaines autres. |
40 Les chances de détection du mouvement orbital dans les Binaires Spectroscopiques deviennent en effet moindres quand la période s’accroît, car dans
ce cas, la semi-amplitude K de la courbe de variation des vitesses radiales diminue rapidement, comme le montre la formule :
2x a Sin L 10 K= EEE (10) SE RX De ce point de vue, les BS à longue période ont donc moins de chances d’être décelées que celles à courte période.
20 Par contre il existe une sélection par rapport aux spectres qui, par suite de l’existence d’une relation entre spectres et périodes dont il sera question plus loin, agit en sens inverse. On sait en effet que le spectre des étoiles des derniers types (G ou K), contient, en général, des raies plus nombreuses et mieux définies que celui des étoiles B. Par suite une étoile possédant une variation de vitesse radiale de faible amplitude aura plus de chances d'échapper à l’attention des observateurs si elle est de type B que si elle appartient aux types G ou K. Or, comme nous le verrons plus loin, dans la catégorie des Binaires Spectroscopiques, les courtes périodes sont plus fréquemment associées aux premiers types spectraux, les longues périodes aux spectres G ou K. Ce second facteur de sélection favorise donc la découverte des BS à longue période au moins pour les types G et K.
30 Enfin, il existe un troisième facteur de sélection, qui, une fois la binarité reconnue, contrarie le calcul des éléments dans le cas des longues périodes. Il est en effet bien évident que lorsque la période devient plus longue, les séries d'observations, dont l’ensemble forme la base de la détermination de l’orbite, doivent alors s’échelonner sur un temps plus long avant que le calcul des éléments devienne possible.
Si, comme nous avons des raisons de le croire, l'influence des facteurs (1) et (3) est prépondérante, il est probable que, dans l'avenir, lorsque les orbites des BS à détection facile auront été déterminées, le nombre des BS à longue période augmentera relativement plus que celui des BS à courte période ; par suite la moyenne générale des périodes des BS devra ultérieurement avoir tendance à augmenter. Cette augmentation sera d’ailleurs d'autant plus sensible que les nouvelles valeurs connues de la période seront elles-mêmes plus grandes. ,
On peut déjà le constater rétrospectivement en comparant les valeurs de P déduites des listes d’orbites de BS dressées à des époques distantes de plusieurs
INFLUENCE DE LA SÉLECTION 55 années. À cet effet, nous avons groupé dans le Tableau 19 les valeurs de P calculées d’après les données de :
(R. 25) R. G. Aitken : The Binary Stars, Table V, p. 196, 1918. (R. 26) R. G. Aitken : The Binary Stars, Table 3, p. 207, 1935. (R. 27) J. H. Moore: Fourih Catalogue of spectroscopie Binary Stars, 1936.
Valeurs de P et e pour l’ensemble des Rinaires Spectroscopiques à des époques différentes.
P jours Eee N D'APRÈS LES DONNÉES DE :
142,32 0,19 119 BS R. G. Aitken (1918) 205,47 DATA 394 BS R. G. Aitken (1935) 779,12 0,19 359 BS ;
