CHAPITRE VI

SUR LES SPECTRES DES PRIMAIRES CHEZ LES BINAIRES VISUELLES ET SPECTROSCOPIQUES

N. 80. Objet du chapitre. Généralités. — Au cours de la présente étude, nous avons porté notre attention seulement sur le type spectral de l’étoile principale des systèmes doubles, en laissant délibérément de côté la comparaison des spectres des deux composantes, la classe spectrale du compagnon n'étant connue que dans un nombre beaucoup plus limité de cas.

Nous avons examiné séparément le cas des Binaires Spectroscopiques, puis celui des Binaires Visuelles, en nous limitant d’abord aux étoiles doubles dont les éléments ont été calculés. Mais comme le nombre des orbites déterminées est, surtout dans le cas des Binaires Visuelles, très petit par rapport au nombre total des couples observés, l’ensemble des Binaires à orbite connue ne fournit pas ‘une bonne épreuve pour étudier la distribution des spectres des primaires pour la totalité des Binaires. La disproportion est certes moins grande dans le cas des doubles spectroscopiques, mais elle existe néanmoins.

Pour les Binaires Spectroscopiques, nous pouvons obtenir une meilleure épreuve en étudiant la répartition des spectres observés dans le cas d’une liste, aussi étendue que possible d'étoiles pour lesquelles une variation de la vitesse radiale a été reconnue avec quelque certitude, liste qui peut être dressée en se basant sur les diverses Tables qui constituent les deux Catalogues de J. H. Moore (R. 48 et R. 49). A condition de prendre quelques précautions,

(R. 48) J. H. Moore : Third Catalogue of spectroscopic binary Stars (L.O. B. 11, pp. 141-185; 1924).

(R. 49) J. H. Moore : Fourth Catalogue of spectroscopic binary Stars (L. O. B. 18, pp.1-38 ; 1936).

le pourcentage des étoiles en mouvement orbital certain aura de grandes chances d’être relativement élevé.

De même dans le cas des Binaires Visuelles, une meilleure épreuve peut être obtenue par le dénombrement des spectres des primaires des 17.180 étoiles doubles réunies par R. G. Aitken dans son New General Catalogue of double Stars within 120° of the North Pole (R. 50). Il y a vraisemblablement un certain nombre de couples optiques parmi ces étoiles doubles, mais ceux-ci sont relativement rares, et leur élimination complète, difficile, voire même impossible, n'aurait qu’une influence négligeable sur les résultats obtenus.

N. 81. — Les types spectraux employés, copiés dans le Catalogue de R. G. Aïtken pour les Binaires Visuelles, dans ceux de J. H. Moore pour les Binaires Spectroscopiques, sont en général, ceux du Henry Draper Catalogue, ou, à défaut, les spectres révisés (en anglais : «revised »).

Nous avons d’abord procédé au dénombrement des prirnaires appartenant aux différentes sous-classes spectrales de Harvard, et groupé les résultats obtenus dans lé Tableau 25 dont les colonnes donnent successivement :

(1) la sous-classe spectrale de la primaire (H. D. C. ou « Revised ») ;

(2), (3), (4) et (5) le nombre de primaires de cette sous-classe trouvées respectivement :

(2) parmi les Binaires Spectroscopiques à orbite connue : nes

(3) parmi les Binaires Spectroscopiques en général : n! ;

(4) parmi les Binaires Visuelles à orbite connue de catégorie [BV + BV']:n,; (5) parmi les doubles visuelles du Catalogue de R. G. Aïtken : nj.

(R. 50) R. G. Aïtken : N. G. C., tomes I et II ; 1932.

Spectres des primaires des Binaires Spectroscopiques et Visuelles (sous-classes spectrales).

(1) (2) (3) (4) (5) (1) (2) (3) (4) (5) SOUS-CLASSE SOUS-CLASSE SPECTRALE ns n£ fe. n£ SPECTRALE Ne n$ Ro n$ OT me mars 7 26 — 14 Posmmrre 34 73 32 843 (ie VER 7 7 2 15 rentre 1 ES 1 REN OEE 6 29 — 24 Fear 15 25 21 778 Bin 8 19 — 477) IR Ve — 2 — — LS SES ect 10 AMIE 27 (Ge se Le 1 76 Beer. 38 164 1 7 CPAS 26 47 29 795 BR 13 92 — 79 (CU ee — 2 — mc

(BÉmerdies — d — — HO 16 99 1 189 (Cr — — — 3 LC RRRUVE 8 52 1 382 (À) 227. : ee 5 = 106 CHE 17 15148 999 AO UE: 45 185 9 40224 GREEN — il — — CEE 22 102 14 723 lAbennes = Rniae 20 ADRESSE .14 46 7 345 KDE RES 31 113 18 931 OMR LE 5 23 3 211

ADR ee 15 55 4 272 PTT — 1 — — RÉTSRAENE — & — = AO. 208 — 4 — — ROME 5 24 6 134 EE TS = 1 1 39 MEN 2 20 3 72 LATE 13 04 14 565 7 PT Ne — 2 4 — Diverses .. — — — 4 DR Free 4 28 7 361 ES. — 1 — — Ensemble . 350 1.345 191 95/25 FAP ARR IES — 1 —- —

N. 82. — Ensuite, afin de faciliter la comparaison de nos résultats avec

ceux obtenus par R. G. Aiïtken (R. 47), nous avons condensé les différentes sous-classes spectrales en classes, conformément à la définition admise par cet auteur, et qui correspond sensiblement au Tableau 26 :

CLASSE | SOUS-CLASSES RE ne sta ereniens ns aie SRE Ce nt Ce OMRUB5 RS SE LE REPORT OL TO DR PE ES AE SE TO B6 à A4 TR A ne den on sen ele ns UNS Lc0ù Voie de A5 à F4 CS DR RE A SE ET RTE FOR GC an F5 à G4 Ge ein RE eT ÉD NO GR I PR TO US PE T0 ES COACES EE G5 à K4

Le nombre des primaires appartenant à chacune des classes spectrales ainsi définies est indiqué dans les colonnes (2), (4), (6) et (8) du Tableau 27, n,, na n,, n} ayant même signification que dans le Tableau 25, mais relativement aux. classes B, A, F, G, K, M.

Spectre B A F G K M

Fic. 7 a. — Cas des Binaires Spectroscopiques.

. Spectre

NE À ss G K PE

Fi. 7 b. — Cas des Binaires Visuelles.

F1ic. 7 — Répartition des spectres des primaires chez lés Binaires.

(:) Binaire à orbite connue ; (X) Cas général.

Les colonnes (3), (5), (7) et (9) donnent les pourcentages correspondants, c’est-à-dire les quantités :

100 Ne 00 ee ee Zn,

100 En, 2 Zn,

et 100 x respectivement,

Enfin les résultats sont représentés graphiquement en portant en

abscisses les classes spectrales, et en ordonnées les pourcentages correspondants : Pour les Binaires Spectroscopiques (cas général et cas où l'orbite est connue), dans le diagramme à de la figure 7.

Pour les Binaires Visuelles (cas général et cas où l'orbite est connue), dans le diagramme b de la figure 7.

Spectres des primaires des Binaires Spectroscopiques et Visuelles (classes spectrales).

(1) (2) (3) COS a) (8) (9). (10) (11) BS 4 oRBITE BS EN GÉNÉRAL BV A oRBITE BV EN GÉNÉRAL AITKEN à TE TS RE Tr CLASSE SPECTRALE Rae ds TL A Ro A LU p Nombre % MR ne LI 22 SUN LAS 1 0,5 QUTIE: 3 92 2 AE ee ee 1405 30 449. 33 39-177 2.966 32 1:9316 3% RER RE der 2e 32 9 LA PAR ESS LEE 12287215 533 14 (CR RE EE 76" 22 EST 8349.09 2.495 27 1.092 28 RER a 03 40 183 14 39220 2.161 23 837-621 NRPÉ RTS ÿi 2 & 3 9 5 206 2 49 1 Diverses .....,.... — — — — — — F0 — — Ensemble ......... 350 1.385 191 9.345 3.919 N. 83. — Nous allons maintenant donner quelques renseignements supplé-

mentaires sur ces divers dénombrements, puis analyser et discuter les résultats obtenus, d’abord dans le cas des Binaires Spectroscopiques, puis dans celui des Binaires Visuelles. :

CAS DES BINAIRES SPECTROSCOPIQUES

N. 84. I) Les éléments orbitaux sont connus. — La répartition des spectres des primaires des Binaires Spectroscopiques à orbite connue, porte sur 350 étoiles. Ce nombre correspond au nombre total des orbites retenues, soit 360 (voir N. 2), à condition :

49 De supprimer une fois 41 étoiles figurant comme primaires dans deux systèmes spectroscopiques différents : à

n° 40 — 13 Cet (A), type GO n° 128 — «, Gem, type AO

n° 43 — $ Per (ab), type B8 n° 468 — £ UMa (A), type GO

n° 53 — À Tau (ab), type B3 n° 262 — 70 Oph (A), type KO n° 86 — n Ori (Aab), type B1 n° 328 — + 570,2309 (ab), type B3 n° ‘91 — VV Ori (ab), type B2 n° 341 — x Peg (A), type F5

n° 106 — u Ori (A), type A2

20 D’ajouter l'étoile n0 194 — B 3.544 de type F5 écartée plus haut en raison de l'incertitude de ses éléments.

En examinant les colonnes (1), (2), (3) du Tableau 27 et le diagramme a de la figure 7, on voit que : ;

Parmi les Binaires Spectroscopiques à orbite connue, le type spectral le plus fréquemment observé pour la primaire est le type À (30 % des cas); puis viennent successivement par ordre de fréquence décroissante les types B et G (22 %), puis K (15 %), F (9 %) et M (2 S).

Autrement dit, si nous convenons de classer les types spectraux dans l’ordre O, B, A, F, G, K, M, nous pouvons dire que :

Les primaires des Binaires Spectroscopiques à orbite connue sont plus fréquentes dans les premiers types spectraux, la fréquence étant maximum pour le type A.

Le Tableau 25 montre d’ailleurs que 7 d’entre ces primaires sont de type O (classification H. D. C.).

Sous une forme encore plus condensée, nous pouvons dire que : 82 % des primaires des Binaires Spectroscopiques à orbite connue, appartiennent aux types B ou À.

N. 85. II) Cas général. — Comme nous l'avons observé plus haut, on peut se faire une idée plus juste de la répartition des spectres des Binaires Spectroscopiques, en se rapportant, non, comme nous venons de le faire, aux seuls couples à éléments calculés, mais à l’ensemble des Binaires Spectroscopiques connues. Nous avons à cet effet dressé une liste de 1.345 étoiles, dont la vitesse radiale a été trouvée variable, en utilisant les diverses Tables que renferment les troisième et quatrième Catalogues de Binaires Spectroscopiques de J. H. Moore (R. 48 et R. 49) : er:

19 La Table I du Catalogue III de Moore (pp. 143-163), qui renferme 1.054 étoiles, nous a fourni seulement 907 couples, car nous avons dû exclure les 145 autres, à savoir :

2 étoiles dont le spectre n’est pas connu ;

2 étoiles à spectre « variable » ;

39 céphéides ;

5 étoiles de type 6 CMa ;

101 autres étoiles écartées pour des raisons données ci-dessous.

Nous avons en effet cru devoir exclure :

a) Toutes les étoiles figurant dans la Table II du Catalogue IV (R. 49,

pp. 25-26), ces astres ayant une vitesse radiale variable, mais n'étant pas des Binaires ; c’est le cas notamment des céphéides, des.étoiles de type B CMa et d’un certain nombre d’autres étoiles précédemment exclues (voir N. 2);

b) Toutes les étoiles figurant dans la Table III du Catalogue IV (pp. 29-37) pour lesquelles il est indiqué, soit que la vitesse radiale a été ultérieurement reconnue constante, soit que sa variation est douteuse, incertaine, ou insuffisamment établie.

20 La Table II du Catalogue III (pp. 163-165), qui renferme 71 étoiles dont la binarité était en 1924 considérée comme douteuse, nous a fourni seulement 40 Binaires, certaines étoiles ayant été écartées, les unes pour les mêmes raisons que précédemment, les autres parce qu’elles figurent déjà dans la Table III du Catalogue IV.

3° La Table I du Catalogue IV (pp. 5-16), qui contient les 375 Binaires Spectroscopiques à orbite connue, nous a fourni seulement 58 couples, ces derniers ayant été retenus parce qu'ils ne sont indiqués, ni dans les Tables I et-II du troisième Catalogue, ni dans la Table IIT du quatrième.

4° Enfin la Table III du quatrième Catalogue de Moore (R. 49, pp. 29-38), qui renferme 447 étoiles, nous a fourni 340 couples, les 107 autres étoiles ayant été écartées, soit parce qu’elles figuraient déjà dans la Table I du troisième Catalogue, soit pour les motifs donnés plus haut.

La répartition des 1.345 couples ainsi retenus, entre les diverses sous-classes spectrales, est indiquée dans la colonne (3) du Tableau 25. Leur répartition plus condensée entre les classes B, À, F, G, K, M, définies au paragraphe N. 82 et les pourcentages correspondants, figurent dans les colonnes (4) et (5) du Tableau 27. |

En examinant ces dernières et le diagramme b de la figure 7, on voit que : Dans le cas des Binaires Spectroscopiques quelconques, le type spectral le plus fréquemment observé pour la primaire est le type À (33 %); puis viennent successivement, par ordre de fréquence décroissante, les types B (28 %), K (14 %), FetG(11 %)etM(3 %).

La figure 7 a montre que, quand on passe du cas où les éléments sont connus au cas général, la proportion des primaires de types F, K et M change peu, mais celle des types B et À augmente légèrement, tandis que celle du type G diminue nettement.

Ici encore :

Les types B et A sont de beaucoup les plus fréquents (61 % des cas) ; par

contre les primaires de type M sont relativement rares.

CAS DES BINAIRES VISUELLES

N. 86. I) Les éléments orbitaux sont connus. — La répartition des spectres des primaires parmi les Binaires Visuelles à orbite connue porte sur 191 étoiles. Ce nombre correspond au nombre total des orbites retenues au paragraphe N. 1, soit 192, à condition : |

19 De supprimer 3 étoiles figurant comme primaires dans deux systèmes visuels différents : |

À 6.650 de type GO, A 6.993 de type F8 et A 8.119 de type GO.

20 De supprimer 2 étoiles dont le spectre n’est pas connu :

À 8.048 — Aïtken 676 (BC) et À 9.352 — Hu 575. 30-D’ajouter 4 étoiles écartées en raison de l’incertitude de leur période :

se 1.123 de type FO, A 2.200 de type FO, A 9.744 de type A2 et À 16.538 de ixpe G5.

En examinant les colonnes (1), (6) et (7) du Tableau 27 et le AHPATERS b de la figure 7, on voit que :

Parmi les Binaires Visuelles à DS connue, le type spectral le plus fréquemment observé pour la primaire est le type G (43,5 % des cas); viennent ensuite, successivement, par ordre de fréquence décroissante, les types K (20 %), A (7e) 14 97) )etM(5 SP de

Le type B n’est représenté que par une seule étoile de sous-classe B3.

Autrement dit : |

Les primaires des Binaires Visuelles à orbite connue sont, relativement rares parmi les types extrêmes (B et M) ; leur fréquence est maxima dans le type G (43,5 %) ; l'essentiel de la distribution étant réparti entre les types À, F, G, K.

N. 87. II) Cas plus général. — Comme nous l’avons observé plus haut, on peut se faire une idée plus juste de la répartition des Binaires Visuelles entre les divers types spectraux, en se rapportant, non comme nous venons de le faire, aux seuls couples à éléments calculés, mais par exemple à l’ensemble des 9.345 Binaires Visuelles dont le spectre est connu sur les 17.180 étoiles doubles réunies par R. G. Aïtken dans son Vew General Catalogue (1932).

. La répartition de ces 9.345 couples entre les diverses sous-classes de Harvard, est indiquée dans la colonne (5) du Tableau 25. Leur distribution sous forme plus condensée entre les classes B, A, F, G, K, M, définies au paragraphe N. 82 et les pourcentages correspondants figurent dans les colonnes (8) et (9) du Tableau 27. En examinant ces dernières et le diagramme b de la figure 7, on voit que :

Pour l’ensemble des Binaires Visuelles à spectre connu, figurant dans le Catalogue d’Aïtken, le type spectral le plus fréquemment observé est le type A (32 %, des Cas), puis viennent successivement, par ordre de fréquence décroissante, les types GO): (299%), EF (3.2) B (8 Set M{(2:%):-

N. 88. Discussion. — Le nombre des primaires appartenant aux types extrêmes B et M est relativement petit, dans le cas général comme dans celui des Binaires Visuelles à orbite connue ; les proportions de systèmes de classe F et de classe K sont voisines dans les deux cas ; mais par contre le type spectral le plus fréquemment observé dans le cas général, est le type À et non le type G comme dans celui des doubles visuelles à éléments déterminés.

Les pourcentages trouvés sont en effet pour le cas restreint et le cas général respectivement :

0,5 et 3 % pour le type B ; 5 et 2 % pour le type M; 14 et 13 % pour le type F ; 20 et 23 % pour le type K ; 17 et 32 % pour le type A ; 43,5 et 27 % pour le type G.

Les différences observées relativement aux spectres À et G pourraient surprendre. Mais les résultats inscrits dans les colonnes (8) et (9) du Tableau 27 sont en très bon accord avec ceux obtenus par R. G. Aïtken au cours d’une étude portant sur les spectres de 3.919 Binaires Visuelles (R. 43). Pour permettre au lecteur d’en juger, nous avons indiqué dans les colonnes (10) et (11) du Tableau 27 les nombres et les pourcentages de R. G. Aïtken correspondant aux nôtres *. Les colonnes (9) et (11) du Tableau 27, manifestent une concordance évidente. Le fait que, dans le cas général, la classe spectrale le plus fréquemment observée est la classe À, est d’ailleurs en accord avec le résultat de

* Les nombres relatifs aux types B et À, et indiqués dans les colonnes (10) et (11) du Tableau 27 ne sont pas identiques à ceux de la Table II d’Aitken, parce que nous avons dû tenir compte de ce que la sous-classe B8 a été rattachée par lui à la classe B, et non à la

“classe À, comme nous l’avons fait.

H. N. Russell (R. 42) signalé au paragraphe N. 75, puisque les spectres dénom- Prés dans le cas général sont en majorité ceux des primaires de couples phy-

siques.

N. 89. Conclusion. — La distribution observée pour les spectres des primaires n’est pas la même dans le cas des Binaires Visuelles et dans celui des Binaires Spectroscopiques. :

A) Dans le cas des Binaires à orbite connue : Le type spectral le plus fréquemment observé est le type À pour les Binaires Spectroscopiques, et le type G pour les Binaires Visuelles ; le type B, bien représenté parmi les systèmes spectroscopiques, est par contre relativement très rare parmi les couples visuels.

Si nous représentons toujours la série des spectres par la suite:

Où BANG UM

nous pouvons dire que :

Quand on passe des Binaires Spectroscopiques aux Binaires Visuelles, les spectres des primaires ont une certaine tendance à progresser dans l’ensemble de la gauche vers la droite, autrement dit des premiers types vers les derniers.

B) Dans le cas général : ÿ

Le type spectral le plus fréquemment observé est le type À pour les Binaires Spectroscopiques comme pour les Binaires Visuelles ; le type B, bien représenté parmi les systèmes spectrosçopiques, est par contre très rare parmi les systèmes visuels ; enfin la proportion des types G et K est environ deux fois plus faible dans le cas des Binaires Spectroscopiques que dans celui des Binaires Visuelles.

Aussi, bien que le type A soit Le plus fréquent pour les deux catégories de Binaires, nous pouvons encore dire que :

Dans le cas général, le type spectral des primaires progresse dans l’ensemble des premiers types vers les derniers, quand on passe des Binaires Spectroscopiques aux Binaires Visuelles.

N. 90. Remarque. — Les conclusions formulées ci-dessus correspondent à la répartition des Binaires entre les divers types spectraux, telle qu’on l’observe ; elle diffère probablement quelque peu de la répartition réelle, car il faut compter avec l'influence de la sélection. (Voir N. 48.)

En ce qui concerne les Binaires Spectroscopiques, H. N. Russell (R. 42) et R. G. Aïtken (R. 44) rappellent que les spectres des étoiles des derniers types

contiennent en général des raies plus nombreuses et mieux définies que celles des spectres des étoiles B. Par suite une étoile possédant une variation de vitesse radiale de faible amplitude aura plus de chance d'échapper à l'attention des observateurs si elle est de type B que si elle appartient aux classes G ou K. D’où une diminution du pourcentage en étoiles B parmi les doubles spectroscopiques qui n’explique évidemment pas la forte proportion d'étoiles B observée.

De même en ce qui concerne les Binaires Visuelles (voir R. G. Aïtken, R. 44, p. 200), si l’on admet que les étoiles B et les étoiles brillantes de classe M sont très éloignées de nous, certains systèmes appartenant à ces classes risqueront de ne pas être dédoublés, tout en ayant des périodes de l’ordre de celles actuellement connues. D’où une diminution du pourcentage en étoiles de types B et M parmi les Binaires Visuelles. La faible proportion de types B et M observée parmi ces dernières pourrait peut-être, dans une certaine mesure, s'expliquer ainsi.

N. 91. — Nous chercherons maintenant si les données actuelles militent en faveur de l'existence d’une relation Spectre-Période, et d’une relation Spectre- Excentricité. Nous essayerons de plus de trouver la nature de ces relations et d'apprécier l’intensité de ces liaisons par l'emploi du coefficient de contingence.