I-4-i\.l-HlV

de CCS fractions peut lui devenir égale, puisque, lorsque K:=o, K'= 00 et inversement, de sorte que chacune des deux expressions

représente une limite que la densité correspondante, rapportée à celle du Soleil, ne peut dépasser.

Lorsque, comme pour X Carène, RS Sagittaire el S Voiles, l'observation a donné p et p', on a les valeurs numériques de / et /' qui sont (*)

X Carène ( p'=o,7i), /' = o,a5

H S Saj;iltairo (p = (),48, p'=o,44), / = o,i6, i'= 0,7.1

S Voiles (0 = 0,17, p'=o,46), / = o,Ci, /' = o.o3

Les densités limites des deux premiers systèmes sont comparables à celles des composâmes d'Algol et moindres que celle du Soleil; mais la densité de la composante la plus large et la moins brillanle de S Voiles est vingt fois moindre que celle de la plus brillanle.

On peut d'ailleurs avoir aisément une valeur approchée de la densité moyenne D^, de chacun de ces systèmes. En effel,

(' ,) A. IloiiLRTs, Densify 0/ close double stars {The astrophysical Journal.

\ol. \, p. 3o8 et suiv.; 1^9»)).

CHAPITRE XVlll. — ÉTOILES DOUBLES PHOTOMÉTRIQUES, ETC. 807 OU (11° 280) / ^ n ^' ^ ï

d'ailleurs

d'autre part, en supposant l'orbite réelle circulaire et appelant 2O la durée d'une éclipse, la projection du compagnon sur le plan de son orbile apparente se déplace depuis le commencement jusqu'au milieu de l'éclipsé d'une longueur égale à

a sin -77-^

la(|uelle est évidemment moindre que l'hypoténuse (/-+-/•') du triangle rectangle formé par l'étoile principale et les projections du compagnon à ces deux instants; d'où

r-^ r >asiii-p-; el, en combinant l'équation (i) avec les inégalités précédentes,