CHAPITRE II. — VARIATIONS D'ECLAT DES ÉTOILES

outre, les étoiles périodiques ont avec celles-ci l'allure commune que la période d'augmentation lumineuse est toujours plus courte que la période de diminution, et cela en général d'autant plus que la période est plus longue; on est donc en droit d'admettre que ces dernières sont des étoiles périodiques à plus longues périodes que la première.

La loi de ces variations paraît très compliquée, et il est bien difficile de comprendre exactement le mécanisme de leur production qui doit convenir en même temps à ces deux classes de variables.

239. Cause de la variabilité, — i" On les a rapprochées souvent des phénomènes que présentent les taches solaires, quoique les variations d'éclat que celles-ci déterminent sur le Soleil soient à peu près insensibles pour nous. Il y a, en effet, des analogies entre les deux; la période des taches, bien que certaine, ^st îrrégulicre; les minima de lumière coïncidant avec les maxima eles taches, la variation y est plus rapide à raccroisscment qu'au décroissement ; on y voit aussi des maxima et des> minima accélérés ou retardés d'inégale intensité et l'on y trouve également des maxima secondaires.

Si l'on suppose que ces phénomènes s'accentuent sans changer de nature, les variations d'éclat augmentent et s'espacent peu ù peu de manière à reproduire les apparences des variables; lorsque la durée de la période est d'environ 3oo jours, il semble s'établir un état plus stationnaire marqué par le maximum important du nombre de variables pour cette durée. Après quoi, les périodes recommencent à s'espacer, les variations à devenir plus considérables jusqu'à ce que l'on atteigne l'état où sont maintenant Y| du Navire et les Novae.

2" Cette tentative d'explication est vague et laisse de côté bien des faits importants ; Lockyer ( * ) en a récemment essayé une autre en partant de sa théorie météoritique; d'après lui, ces étoiles ne seraient pas des corps analogues au Soleil, mais chacune d'elles formerait un essaim de météorites, et leur variabilité s'expliquerait en les supposant accompagnés chacun d'un essaim satellite

(•) Lockyer, The meteoritic Hypothesis, p. 4/0 et suiv. (i8(jo\

334 TRAITS D'iSTROKOall STBllAIBB.

tournant autour du premier dans une orbite elliptique ; les Ggores ci-dessous suffisent pour le montrer.

Si l'orbite est très elliptique (^fig. 27)» il y aura, au ^omeni du périastre, pënëtratiou complète des deux essaims, collision»

nombreuses de leurs éléments et, par suite, augmentation brusque et considérable de Itimlt're. A meisure que le satellite s'éloigne du périastre, les collisions cessent peu à peu, et la lumière de Tétoîle décroît, le minimum de lumière coïncidant avec l'état normal, et le maximum avec l'état anormal; ce cas s'appliquerait à Mira et à y Cygne.

Dans l'enemple de la fig. .(S, où l'excentricité est moindre, les collisions enire éléments des deux essaims sont évidemment moin?

CBIPITHE XI. — VARIATIONS D'ËCLAT DK!) «TOtLES. 335

nombreuses et espacées sur un iiitervulle jiliis grandj l'accroissement de lumitTe sera alors à la fois moins considérable et moins brusque, et aussi l'écail des évIaU extrêmes beaucoup réduit.

Nous aurions olurs atraire à des ûloiles telles tfilC II Hjdre cl

RÉcu.

Si i'eicentricité diminue cncori; {fi^. 29), l'orbiie du saiellilo enveloppe presque coniplètemenl Tessnim principal dont les éléments sont répartis presque uniforniéinenl sur une grande partie (le sa circonrérencc; les collisions s'étendeni à une plus grande partie de la révolution, mais y deviennent relativement moins l'réqueutcs et à peu prùs régulièrement distribuées; pendant loul ce temps, l'éclat de l'éloile variera donc d'une façon presque însen-

336 TRAlTË d'aSTHOKOHIE STEILAIRB.

sibie et les écarts extrêmes seront très faibles : c'est le cas limite présenté par » Cassiopée et a Orion.

De plus, des cbâDgeinents daas la densité des essaims, dans

l'excentricité de l'orbite, les positions du périastre et de l'apoastre

peu vent expliquer les différences d'allure observées dans les étoiles

à longue période. -;*

Fig. î()-

De même, si l'étoile a un maximum secondaire, on supposera deux essaims satellites au lieu d'un; les irrégularités dans l'apparition des maxima eldes minima peuvent s'expliquer en admettant (|u'il y a des essaims satellites qui ne pénétrent pas dans le primaire, où y sont toujours contenus, mais dont l'attraction est suflisante pour accélérer ou retarder le courant satellite origine dt la collision.

(jette théorie est séduisante au premier abord; d'une pari, elle