ÉTOILES BINAIRES

plus élevé que ne le comporte le mouvement circulaire de la terre , et que l'on pourrait appeler parallaxe systématique.

603. En supposant les deux étoiles en mouvement Tune indépendamment de l'auti-e , ainsi que le soleil , il est clair que dans l'intervalle de peu d'années ces mouvemens doivent être regardés comme rcctilignes et uniformes j en sorte que , une fort légère connaissance de la géométrie suffira pour faire voir que le mouvement apparent de l'un des deux corps d'une étoile double, rapporté à l'autre comme centre , et tracé sur un plan dans lequel ce dernier sera pris pour un point fixe ou celui de zéro , ne peut être que rectilignc. Mais il en sera autrement s'ils ont entre eux des rapports physiques, tels par exemple que ceux qu'établiraient une proximité réelle et une pavitation réciproque. Dans ce cas ils décriraient des orbites l'un autour de l'autre, et autour de leur centre commun de gravité, et par conséquent , l'orbite apparente de l'un , rapportée à l'autre comme fixe ,'au lieu d'être une portion de ligne droite , se courberait en tournant sa concavité vers cette dernière. Toutefois, la lenteur des mouvemens exige bien des années d'observation pour constater ce fait : aussi ne fut-ce qu'en 1 803 , vingt-cinq ans après le commencement de ' cette recherche , que l'on put arriver à une sorte de solution positive sur le caractère rectiligne ou circulaire des déplacemens observés.

604. Cette année et la suivante , sir William Herschel annonça d'une manière formelle , dans deux mémoires que l'on trouvera dans les Transactions de la société royale pour ces époques- là, qu'il existe des systèmes s tellaires, composés de deux étoiles qui tournent l'une autour de l'autre dans des orbites régulières , et qui constituent ce que l'on peut appeler des étoiles binaires, pour les distinguer des étoiles doubles appelées généralement de ce nom, systèmes dans lesquels ces étoiles , physiquement liées entre elles , sont confondues , peut-être , avec d'autres qui ne sont doubles que par l'effet optique, ou éventuellement juxtaposées dans le ciel à différentes distances de l'oeil , tandis que les corps qui composent une étoile binaire sont nécessairement équidistans de l'œil , ou du moins ne peuvent différer en distance de plus du demi-diamètre de l'orbite qu'ils décrivent l'un autour de l'autre , intervalle que l'on peut regarder comme nul eu égard à l'inimense distance qui les sépare de la terre. Les mémoires ci-dessus mentionnés présentent cinquante à soixante exemples de variations , plus ou moins considérables , dans les angles de position des étoiles doubles , dont un grand nombre sont trop prononcées, et trop régulièrement progressives, pour que l'on puisse en méconnaître la nature. Ce mouvement a été observé d'une manière bien remarquable , principalement dans Castor , y de la Vierge , Ç de l'Ourse , 70 et x d'Ophiucus, 0- et yj de la Couronne, ? et ^ du Bouvier, r, de Cassiopée, y du Lion, Ç d'Hercule, Jdu Cygne, Uet e5 de la Lyre, du Dragon, et Ç du Verseau. Il a même été assigné à quelques-unes de ces étoiles des périodes de révolution , approximatives seulement , que l'on doit plutôt regarder comme des ébauches fondées sur des comectures , que comme des résultats amenés par des calculs rigoureux , que l'état de la science ne pouvait alors fournir. Ainsi la révolution de Castor est portée à 534 ans , celle de y de la Vierge à 708 , et celle de y du Lion à 1 200 ans.

605. Des observations subséquentes ont pleinement confirmé ces résultats, non seulement dans leur teneur générale , mais dans la plupart de leurs détails. De toutes les étoiles susmentionnées , il n'en est pas une à laquelle on ne trouve tous les caractères d'une étoile binaire; et , en effet , cette liste comprend à-peuprès tous les corps de ce genre les plus considérables qui aient été découverts jusqu'à ce jour , quoique ( si l'on considère combien cet objet a piqué l'attention générale ) elle ait depuis peu commencé à s'étendre rapidement. Le nombre des étoiles doubles auxquelles on reconnaît, à n'en pas douter ^ ce caractère particulier, est de trentç à quarante ?iu moment où non$ Activons, et un p\m gfarid

202 TRAITÉ D'ASTR— ORBITES KLLIPTIQUES DES ÉTOILES BINAIRES. CHAPITRE XII.

nombre commencent à se révéler chaque fois qu'une nouvelle masse d'observations vient frapper le public. Il faut des télescopes d'un pouvoir très amplifiant pour les observer , parce qu'on ne pourrait autrement découvrir un intervalle entre les corps qui les composent , à-peu-près comme on fait usage de puissans microscopes pour examiner les objets qui sont sous notre main.

606. On sent de reste que des phénomènes de ce genre ne pouvaient être constatés sans qu'on cherchât à les rattacher à des théories dynamiques. Dès le premier moment de leur découverte , on les rapporta naturellement à l'action de quelque puissance , comme celle de la gravitation , qùi lie les étoiles reconnues se trouver ainsi dans un état de circulation l'une autour de l'autre 5 et l'extension à donner , à ces systèmes éloignés , de la loi newtonienne de la gravitation , était si bien garantie par la preuve que nous avons de sa toute puissance dans le nôtre , que quiconque avait étudié ce sujet avec quelque attention , ne pouvait qile la reconnaitre expressément ou tacitement. Nous devons , toutefois , le premier système de calcul nettement posé , au moyen duquel les élémens elliptiques, de 1 orbite d'une étoile binaire puissent se déduire des observations de son angle de position et de sa distance à différentes époques , à M. Savary , qui a prouvé que les mouvemens de l'une des plus remarquables d'entre elles {'ê de l'Ourse) , recevaient leur explication (en faisant la part des erreurs dues à l'observation) de l'hypothèse d'une orbite elliptique parcourue dans la courte période de 56 ans ifA. Une méthode différente a conduit le professeur Encke à une orbite elliptique, pour 70 d'Ophiucus, décrite dans une période de 74 ansj et l'auteur de ce traité a lui-même cherché à contribuer d'un grain de sable dans ces recherches intéressantes. On peut regarder les résultats suivans comme les principaux qui aient été ohtenus jusqu'ici dans cette branche de l'astronomie :

Noms des étoiles.