CHAPITRE XXII. — AMAS GLOBULAIRES

dans ceux de Balley, au coniraire, les étoiles sont si nettement distinctes qu'on peut très aisément les compter et les étudier séparément. Aussi, depuis 1894 et afin de reconnaître le degré de généralité du fait signalé plus haut, Bailej a entrepris par ce procédé un examen systématique des amas globulaires du Ciel austral ; quelques-uns de ses résultats sont résumés dans la Table cidessus (*).

Le nombre des étoiles examinées pour la confection de cette Table est de igoao, parmi lesquelles on a compté Soq variables, soit une moyenne de 3 pour loo, rapport à peu près trois fois plus grand que pour les étoiles isolées. Mais il n'en faudrait pas conclure une fréquence constante de variables dans tous les amas globulaires : en effet, la plupart d'entre eux n'ont pas une proportion de variables plus forte que les étoiles isolées, et la grandeur de la moyenne précédente provient uniquement du grand nombre relatif de variables que renferment quelques-uns d'entre eux. Ainsi les quatre amas Messier 3, Messier 5, Messier i5 et celui de w Centaure contiennent des variables dans les proportions suivantes :

Messier 3 , . . . . o, i5 sur 900 étoiles

Messier 5 o ,09 « 900 »

Messier i5 0,06 » 900 »

(0 du Centaure 0,04 » 3ooo »

soit une moyenne de 7 pour 100 tandis que, pour les 19 autres amas de la liste, tout aussi riches en étoiles, la proportion la plus forte est de 2 pour 100, et que la moyenne générale est de I pour 100 et, par suite, la même que pour les étoiles isolées. Les nombres d'étoiles examinées dans chaque cas sont cependant comparables : 5700 pour les quatre premiers, et i335o pour l'ensemble des autres.

340. Caractère des amas à nombreuses variables. — Jusqu'à présent cette fréquence de variables n'a été constatée que dans les amas globulaires très denses. Ainsi, dans la Table qui précède et

(•) Harvard Collège observatory^ Circular 11" 33.

388 TRAITÉ d'astronomie stkllaire.

qui contient les amas globulaires les plus riches que nous connaissions, onze (*) peuvent être décrits comme fortement condensés et huit (^) comme modérément condensés; deux (') sont des amas espacés, et deux autres (*), contenus dans la poignée de rÉpée de Persée, sont à peine plus serrés que les régions du Ciel riches en étoiles.

Or le premier groupe de 1 1 amas fortement condensés avec un total de 1 1 980 étoiles renferme /\6à variables, soit i variable sur •J.6 étoiles ou une proportion de quatre pour cent; le second groupe de 8 amas modérément condensés avec un total de 474' étoiles, contient 46 variables, soit i variable sur io3 étoiles, ou une proportion de un pour cent; au contraire, les deux amas espacés avec 1671 étoiles n'ont aucune variable, la région de trois degrés carrés qui entoure les deux amas 869 et 884 ne montre <|u*une seule variable et le grand amas d'Hercule ne renferme que deux variables sur 1000 étoiles examinées.

541. Influence de la forme sur la distribution des variables, — Il paraît donc bien démontré que les amas globulaires très denses renferment seuls une grande proportion de variables; mais parmi eux il en est un qui mérite d'être signalé, c'est l'amas d'Ophiuchus ((3266 N. G. C). Quoique fortement condensé, il est cependant de forme irrégulicre; or, le fait curieux est que cette irrégularité se retrouve, et à un degré beaucoup plus élevé, dans la distribution des variables (26) qu'il renferme. Par le centre de la condensation lumineuse qui forme la partie intérieure de l'amas, menons une ligne Est-Oucsl et de chaque côté, au nord et au sud (les parallèles équidislantes à 1' et 4' du centre; nous aurons ainsi vers le milieu de l'amas deux bandes de 3' de large, l'une au .\ord, l'autre au Sud. Mais tandis que la bande nord renferme i5 \ariablcs sur 354 étoiles, on ne compte dans la bande Sud qu'une ^eule variable sur les 214 étoiles qu'on y peut séparer.

(') Ce sont les n"* io'|, 3()2, 5i3;j, .V>7J, mjo'i, 6098, 620.1, BsGG, 6636, 707801 7089 du N. G. C.

(■-) Ce sont les i9o'|. .njSf), 6897, 6656, 6723, Qi-'yi^ 6809 et 7099 du N. G. C. (^) Ce sont les 3j93 et Ix-^Yô du N. G. C.

C) Ce sont les «6y et 88', du N. G. C.

CHAPMRK \XII. — AMAS (iLOBtl.AlRES. 889

o42. Variables de l'amas de co Centaure, Durées des périodes, — Les mieux étudiés de ces amas sont ceux de co Centaure et du Serpent (M. 5) : nous nous occuperons d^abord du premier.

Sur les 6000 étoiles qu'on a dénombrées dans les photographies, 3ooo sont assez brillantes et assez bien séparées pour pouvoir servir d'étoiles de comparaison dans la découverte des variables (on ne considère comme telles que celles dont les variations d'éclat constatées sont supérieures à une demi-grandeur).

On a pu constater ainsi l'existence de i25 étoiles variables (soit un cinquantième du nombre total), et déterminer en outre les durées de période de 106 d'entre elles. La plus longue est de 475 jours et la plus courte de 6**ii". 98 de ces étoiles ont une période moindre que 24** et pour trois d'entre elles elle est inférieure à 7''; des huit étoiles dont la période surpasse 24**, deux l'ont comprise entre un et deux jours, deux entre deux et trois jours; viennent ensuite des périodes de quatre, quinze, cent cinquante et qualre cent soixautc-(|uinze jours. En résumé, l'/mmense majorité de ces variables ont des périodes très courtes et même beaucoup plus courtes que la majeure partie des variables que nous avons étudiées déjà; il semble même qu'on ne doive accepter qu'avec grandes réserves les quelques longues périodes signalées plus haut.

Un point digne de remarque esl la régularité de leur période : on en a suivi plusieurs pendant un millier de périodes, une même pendant plus de cinq mille, sans y constater aucune irrégularité (').

343. Courbes de lumière, — Les variations d'éclat de ces diverses variables sont numériquement assez différentes les unes des autres, puisque pour les unes elles ne surpassent pas une demigrandeur, tandis que pour d'autres elles atteignent parfois cinq grandeurs; quant aux courbes de lumière qu'elles présentent elles se rattachent toutes, nous parlons ici des 98 variables à période inférieure à 24*', à celles des étoiles doubles photométriques.

En général, la variation de lumière paraît être continue, la partie

(') II y a cependant une reserve à faire ici, car en raison de la durée de pose nécessaire pour obtenir riniage, les variations d'éclat de Tordre de celles à cori- >latcr peuvent bien n'y pas être discernables.

Sqo traité d'astronomie stellaire.

ascendante esl très rapide, sa durée ne dépassant pas le cinquième de la période totale et souvent n'atteignant pas plus du dixième : pour une étoile même, dont la période est de i4*'8", Télévation du minimum au maximum, qui correspond à deux grandeurs, se produit en une heure (*). Ces courbes de lumière seraient donc analogues à celle de SU Cygne; la diminution d'éclat est en général voisine de deux grandeurs. On rencontre d'ailleurs parmi elles plusieurs étoiles, où il paraît exister un maximum secondaire plus ou moins marqué, et dont les courbes de lumière sont semblables à celles de 8 Cépliée et r, Aigle ; Técarl des grandeurs extrêmes y est un peu moindre et ne dépasse pas une grandeur et demie.

Dans quelques cas, la durée de l'augmentation d'éclat est la même que celle de sa diminution, comme dans ^ Gémeaux et W. Vierge ; la variation de lumière est alors inférieure à une grandeur et la période moindre que lo^.

Parfois enfin, le temps d'accroissement semble surpasser un peu celui du décroissement de lumière, et occuper les o, 65 de la période totale ; la diminution d'éclat est alors d'environ sept dixièmes de grandeur du maximum au minimum et la période inférieure à 12^; nous n'avons pas rencontré de courbe analogue dans les variables isolées.

5ii. Variables de l'amas du Serpent (Afessicr 5). — L'étude de cet amas a conduit à des conclusions peut-être plus intéressantes encore à cause de riiomogénéilé qu'elle y décèle. Sur les 85 variables qu'il a reconnues, Bailey en a étudié jusqu'à présent /\2 (2) : parmi elles, 2 ont une période d'environ un mois et paraissent appartenir à une classe à pari; mais les /^o autres sont presque identiques, tant pour la durée de la période que pour l'éclat el ses variations {/ig- loi) ('*); dans toutes, la durée de la période est constante, une étude continuée pendant deux ans, el

(') Elle semble parfois devoir être plus rapide; mais le temps de pose nécessaire à l'action photographique (i*' à 2^) ne permet pas de l'aflirmcr.

(') S.-I. lÎAiLKY, The perioch of the variable stars in the cluster Messier .'> ( The Astrophysicaf Journal, vol. \. p. 2b\ et suiv; i>>i)o).

{•') Aucune des variables étudiées jusqu'ici ne nous a donné une courbe absolument analogue à celles-ci; mais il faut remarquer qu'en raison du temps de