CHAPITRE XVII. — ÉTOILES DOUBLES PHOTOMÊTRIQUES, ETC
pression qui donne ces époques se réduit pour chacune déciles à
Ja forme
T — To -h Po /' -^ A sin {p -^ qn),
011 A est une durée, p elq des constantes; soient N le nombre de périodes de Tannée
NPr-36V,2>,
/ le nombre d'années écoulées depuis Aq? d'où
/i --^ N /, et posons
q^-Çi.
nous aurons l'expression équivalente
T = ToH- P0/1-+- Asin(/?-f-^i/).
Rappelons encore que pour
Algol A .-:: 173, a — 7.01,^0, çi^ 2,55;
U Céphée. ... A ~ i3o, a — 3oo,oo, Çi— 8,76:
UOpkiuchus. A= 80, a -- i4o,oo, ^1— io,4'>.:
les périodes de ces inégalités seraient donc d'environ
i4o ans pour Algol, 4i ans pour U Cé|)liée, 34 ans pour U Ophiuchus.
On a donné de l'existence de cette inégalité deux explications différentes.
423. C/iandler. Ces étoiles constituenl des systèmes triples. — Chandler l'attribue à un déplacement alternatif de l'étoile par rapport à nous et dû à ce que le système double formé par Algol parcourt une orbite de grandes dimensions autour d'une étoile relativement obscure et restée invisible jusqu'ici. Cette orbite sensiblement circulaire et située dans un plan incliné de 20° sur la ligne de visée, serait parcourue en i3i ans à une distance du centre de gravité du système égale à 19 unités astronomiques, exactement la distance d'Uranus au Soleil. Dans ces conditions, les éclipses d' Algol seraient en effet alternativement avancées ou
retardées suivant que cette étoile se rapprocherait ou s^éloigoerait de la Terre.
Un ordre de considération tout à fait différent vient à l'appui de cette théorie : La comparaison des observations méridiennes d'Algol depuis 1^53 paraît mettre en évidence un mode ondulatoire de progression de ses ascensions droites et, au moyen d'une série d'observations méridiennes différentielles avec des étoile^ voisines, entreprise en vue de serrer de plus près la question, Searle a cru pouvoir conclure (* ) que, conformément à la théorie précédente, l'ascension droite d' Algol va en augmentant depuis i885, et qu'une valeur de 2^,7 pour le grand axe de l'orbite autour de l'étoile inconnue rendrait suffisamment compte des faits observés. Or, avec la parallaxe 0^,07 que Pritchard a obtenue (photographiquement) pour Algol, cette valeur correspondrait à \o unités astronomiques, c'est-à-dire précisément la longueur adoptée parChandler.
Cependant, il y a lieu d'ajouter que Bauschinger ayant repris en 1894 (-) la discussion des observations utilisées par Searle arrive à la conclusion que les irrégularités annoncées par ce dernier dans les ascensions droites de [3 Persée n'existent pas.
42t. Tisserand, V étoile principale est aplatie, — L'hypothèse de Chandler manquant ainsi de vérification expérimentale, il y avait lieu de chercher aux irrégularités des périodes de ces étoiles une explication nouvelle. Tisserand a proposé la suivante ['^) : u Le système d'Algol ne renferme qu'un seul satellite obscur, mais l'étoile principale est légèrement aplatie et cet aplatissement imprime au grand axe de l'orbite un mouvement angulaire direct et uniforme. »
Dans ces conditions, la longitude du périastre variera proporlionnellement au temps, X- Xq-t-Îh^î et l'intervalle entre les milieux de deux éclipses successives sera soumis à des variations
(') V. Skarle, /ielative jfiaces 0/ Jj l*crsee and comparaisons stars { .tnnals of ffarward Collette Observatory, l. WIX; i8()3).
(-) VierteIJahresschrift der Astronomischcn Gesellscha/t^ 29* année, p. 196 n siiiv.
{^ ) V. TissKn.vM). Sur l étoile variable p de Persée {Comptes rendus des séances de l'Académie des Sciences, l. C\X, p. i25 et suiv.)-
