I. — Généralités
33 i. Historique. Pickering. — C'est un an après la belle découverte de Vogel sur Algol que l^ickerîng Irouva cette nouvelle classe d'étoiles, beaucoup trop serrées pour pouvoir être séparées avec les instruments les plus puissants que nous possédons (*), et il y fut amené accidentellement par l'examen des spectrogrammes quotidiens, du service de Spectrophotographie stellaire, qu'un legs récent du célèbre spectroscopiste H. Draper avait permis d'installer à l'observatoire de Harvard Collège. Quelques-uns de ces spectrogrammes ayant montré d'une façon évidente le doublement périodique de la raie K des spectres de !J Grande-Ourse et de j3 Cocber, Pickering en conclut que sans doute ces étoiles formaient des systèmes doubles trop serrés pour pouvoir être séparés par les procédés ordinaires d'observation.
333. Principes généraux. Vitesses radiales orbitales. — fmaginons, en eflel, que deux étoiles de dimensions analogues et de spectres identiques se meuvent dans un plan contenant la ligne de visée ou fort peu incliné sur elle, et pour simplifier supposons que l'orbite relative soit circulaire: quand les étoiles seront en conjonction, toutes deux se mouvront perpendiculairement à
(') C. Pickering, A new ctass of binary stars {Monthly notices of the Hoyat astronomical Society, mars 1890, vol. L, p. 296 et suiv.).
l54 TRAITÉ D*ASTRONOMIE STELLAIRE.
la ligne de visée, leurs spectres se superposeront el Ton ne pourra pas les distinguer de celui d'une étoile simple : après un quart de révolution, c'est-à-dire à Télongation, Tune des étoiles s'approchera rapidement de l'observateur et toutes les lignes de son spectre se déplaceront vers son extrémité bleue, l'autre au contraire s'éloignera de l'observateur et les lignes de son spectre se déplaceront vers son extrémité rouge. Si la vitesse est assez grande, les deux spectres seront alors tellement séparés que chaque ligne sera double. Après un autre quart de révolution, le spectre redeviendra simple; à l'élongation suivante, les lignes du spectre deviendront de nouveau doubles, mais en sens inverse, puisque l'étoile qui s'approchait de Tobservateur s'en éloigne, et inversement. Le speclre serait ainsi alternativement simple ou double à chaque demi-révolution pendant un quart de celle-ci.
Dans le cas général, l'orbite sera elliptique et les phénomènes seront un peu différents. Si le grand axe coïncide avec la ligne de visée, les durées de doublement, encore égales entre elles, seront séparées par des intervalles de spectre simple inégaux entre eux, le plus court correspondant au périastre ; si le grand axe est perpendiculaire à la ligne de visée, ce seront les durées de doublement qui seront inégales et celles de spectre simple qui seront égales entre elles : tous les intermédiaires peuvent d'ailleurs être obtenus par une position intermédiaire du grand axe.
Telles sont, en effet, les apparences générales qu'ont présentées à C. Pickering JJ Grande Ourse el ^ Cocher, le dédoublement étant d'ailleurs beaucoup plus facilement appréciable dans la seconde que dans la première et les variations y étant plus égales; mais, pour toutes deux, elles ont un caractère nettement périodique avec une durée de période de cinquante-deux jours pour ^ (irande Ourse et de quatre jours pour ^ Cocher.
Si les deux composantes n'ont pas le même éclat, ni le même spectre, leur mouvement relatif ne produira pas un simple doublement de ligne, mais on aura alors deux systèmes de lignes d'intensités différentes; c'est ce que l'on observe pour ^ Cocher. Mais cette formation sera de plus en plus difficile à observer à mesure que l'éclat du compagnon diminuera, et l'on retombera bientôt dans le cas d'Algol où l'on n'aperçoit que des déplacements périodiques d'un seul speclre.
