CHAPITRE XYIll. — ÉTOILES IK)l]iLES PHOTOMÊTRIQLES, ETC. 3o

fois la densité de Vhydrogène et les six dixièmes de celle de l'air.

Le système binaire de P Ljre conslilue donc un cas absolument remarquable : sa masse est trente fois plus considérable que celle du Soleil, tandis que sa densité n'est guère supérieure à la moitié de celle de l'air atmosphérique pris à la surface de la Terre; et, d'autre part, ses deux composantes sont presque en contact l'une avec l'autre,

II est d'ailleurs probable que le système de U Pégase lui est fort analogue, mais avec un contact plus assuré des deux composantes.

Avec d'aussi faibles densités moyennes, ces deux systèmes sont probablement encore à l'état nébuleux; leurs atmosphères se confondent et, se mêlant à une certaine distance des noyaux stellaires« se distribuent en surfaces éqoipotenticlks différant de plus en plus de la forme sphérique et aflectant les formes si bien étudiées par l'éminent géomètre Poincaré.

46o. 8 Céphée. tj Aigle, — Nous connaissons malheureusement peu de chose sur les autres systèmes photométriques à variation d'éclat continue; deux seules d'entre elles, t^ Aigle et Céphée, ont été soumises à l'investigation spectrographique, et les mesures de Belopolsky donnent entre leurs masses totales et l'inclinaison les relations numériques

Céphée (M -+- IVJ')(sinO*= o,oï,

T^ Aigle (M -f- M')(.sini)'= o,oo'i5.

Pour que ces deux systèmes aient des masses comparables ù celle du Soleil, le double par exemple, il faudrait que les inclinaisons fussent

Gépbée * = lo*»

r^ Aigle i= 6°

ce qui est incompatible avec l'existence démon-trée de déplacements relatifs considérables suivant la ligne de visée : néanmoins, il convient de cherchera analyser de près les conséquences qui résultent des relations précédentes.

3o4 TRAITÉ d'astronomie STELLAIRE.

Avec CCS inclinaisons, les demi-grands axes des orbites seraient, en rayons solaires,

Céphée a = ii,5 rayons solaires

r, Aigle « = 19,0 »

ces orbites seraient donc beaucoup plus resserrées que celle de |i Lyre, et cependant les vitesses orbitales réelles sont très sensiblement les mêmes dans les trois systèmes; d'autre part, en supposant aux deux composantes de chaque système la densité moyenne de ^ I^yre et des rayons égaux, la valeur commune de celui-ci serait

\\ =-■ 17, rayons solaires

(on a trouvé, n** 464j 37 pour ^ Lyre).

Ainsi, ou bien les deux composantes se pénétreraient beaucoi]|) plus profondément pour S Céphée (par moitié) que pourT^ Aigle (un quart), ou bien la densité moyenne serait, pour 5 Céphée, beaucou[) plus grande (0,01 au lieu de 0,0006) que pour r^ Aigle.

D^in autre côté, les époques des maxima de lumière ne coïncident ni dans Tun ni dans l'autre avec celles où la vitesse radiale est nulle; elles les précèdent de un cinquième de la période pour Céphée et de un quart pour yj Aigle, et prouvent ainsi l'addition aux éclipses d'une autre cause de variation lumineuse.

Enfin, les spectres, d'ailleurs absolument ressemblants, de ces deux couples n'indiquent pas de difiérence sensible entre les constitutions des deux composantes, ces systèmes paraissent /ormes fie nébulosités de constitution très sensiblement identique; et, (pioiqnc ignorant le mode de distribution de la matière dans les nébuleuses complexes (|ui constituent chacun d'eux, nous cie\ons admellrc que leurs composantes se pénètrent beaucoup plus que relies de [j Lyre et U Pégase.