CHAPITRE XXII. — AMAS GLOBULAIRES. SqI

par suite basée sur i5oo périodes, n'ayant montré aucune apparence de changement; cette durée est toujours petite el varie peu d'une étoile à l'autre; sa valeur moyenne est, en effet, de oJ,526 = i2*»37"™,4, la plus longue étant de 01,699 = 16^46°*, 6 el la plus courte de oJ,43o=: io**48°*,o.

Fig. loi.

Dans toutes, la variation lumineuse est continue; de plus, les grandeurs extrêmes observées lors du maximum sont iS^*", 5 et 136*^,9 et lors du minimum 14^*^7 5 et i4^'^>9> de sorte que, aux époques tropiques, les éclats des composantes de ces systèmes ne varient de Tun à l'autre que dans le rapport de i,5 à i, et que, d'autre part, l'éclat de la plus brillante est au plus quadruple de celui de la moins lumineuse.

Enfin, les courbes de lumière sont presque identiques; dans toutes, la phase maximum est pour ainsi dire instantanée, tandis que le minimum est de durée relativement longue, el, dans toutes aussi, l'accroissement de lumière est beaucoup plus rapide que le décroissemenl; les nombres suivants, qui représentent une moyenne, précisent celte allure de la période :

Durée de la période totale 1,0

» » phase maximum 0,0

» » phase minimum 0,4

» du dccroissement de lumière o/)

» de raccroissement de lumière. ... 0,1

pose nécessaire (i^ au moins), la plaque photographique est dans ce cas beaucoup moins délicate que l'œil et que certains détails importants peuvent ainsi manquer dans la courbe de lumière déduite.

3g2 TRAITÉ b*ASTRO>OMIR STELLAIRE.

Nous avons vu c|ue lel esl aussi le t^pe que présentent la majeure partie des variables de Tamas de co Centaure ; on peut donc, avec Bailey, le considérer comme caractérisant les variables des amas globulaires.

Celle uniformité presque absolue d'allures pour un aussi grand nombre de variables réunies dans un même amas, assigne forcément à leur variabililé une même cause el une même origine; d'autre part, la conslance absolue de leurs périodes el leur faible durée, ainsi que la régularité mathématique des phénomènes qu'elles présentent, ne permettent pas de mettre en doute que leurs variations d'éclat ne soient produites par des éclipses, et que ces variables ne constituent, tout au moins pour une grande partie, des étoiles doubles photométriques. Mais alors, dans chacun de ces systèmes binaires le plan de Torbile du satellite éclipsant doit, ou passer par la ligne de visée de l'étoile principale, ou être fort peu incliné sur elle. Il faut donc, ou bien que les plans des orbites de ces satellites passent tous sensiblement par la droite qui joint l'œil au centre de l'amas, ou bien qu'ils soient tous parallèles entre eux cl à la ligne de visée.

Quoi qu'il en soit de l'une ou de l'autre de ces deux conditions, il n'en est pas moins certain que l'existence d'un si grand nombre de ces étoiles doubles à éclipses dans les amas précédents implique forcémenl rexistcnce d'une dépendance physique entre ces étoiles, el par suile aussi entre toutes celles qui les constituent. Cette conclusion s'impose évidemment pour les amas qui présentent la même abondance de variables; el, comme rien ne les distingue, à d'autres points de vue, des amas que nous connaissons, la belle découverte de Bailey fournit une base expérimentale précieuse pour l'étude théorique de la stabilité de ces systèmes stellalres si curieux et si extraordinaires.

D'autre part le fait que dans quelques étoiles de ces amas, le temps d'accroissement de lumière surpasse celui du décroisscmeut, ne semble pouvoir s'expliquer que par un aplatissement assez considérable des composantes du système binaire correspondant : ce serait une nouvelle confirmation de la conception de Tisserand.

Une autre conséquence tout aussi importante se déduit des considérations précédentes. Les variables des amas globulaires, étant des étoiles doubles pholomélriques du type de j3 Lyre, ont très