I. -<- Nombre probable des systèmes binaires
270. IV. Struve, J , Herschel et O. Striure, — Les nombreuses publications de W. Siruve, échelonnées de 1820 à i85i et dont la plus importante date de iSSy (*), fournissent des documents considérables pour la solution de cette question. Les principes sur lesquels repose cette analyse sont les suivants :
I" La distribution des sjslèmes binaires dans le monde stellaire est évidemment indépendante de la position relative que le Soleil et nous y occupons ;
2** Il y a d'autant plus de chances pour nous de dédoubler deux étoiles voisines que ces étoiles sont plus rapprochées de nous et, par suite, qu'en moyenne leurs éclats sont plus grands et aussi leurs mouvements propres plus considérables.
Il en résulte deux procédés de discussion.
a. Sur les 0^21 étoiles visibles à l'œil nu, Struve en compte 425 doubles, dont 44 appartiennent aux trois premières grandeurs sur un* nombre total de 2i3 appartenant à ces trois classes; soit 88 étoiles combinées sur 267, ou en chiffres ronds
I sur 3.
b. Sur 100 étoiles à mouvement propre annuel supérieur ào", 5,
( • ) W. Struve, Stellarum duplicium et multiplicium mensurœ micrometricce (Saint-Pétersbourg, 1837).
5o TRAITÉ D^STRONOMIB STELLAIRE.
il en compte 24 doubles, soit, en chiffres ronds, pour le rapport des étoiles combinées,
1 sur 3.
Ces deux déterminations s'accordent à montrer qu'avec les procédés d'investigation cmplojés par Struve il y a, parmi les trois premières classes de grandeur, une étoile double sur trois étoiles visibles; mais, d'une part, Otto Struve, à l'aide de l'objectif de o"", 38, de Merz etMahler, avait déjà, en i853, augmenté de près de 5oo le nombre des couples slcllaires distants de moins de 3'/', et, d'autre part, le Catalogue général des étoiles doubles, publié en 1874, sous les auspices de la Société royale astronomique de Londres, par MM. Main et Pritchard, d'après les manuscrits de J. Herschel, et qui résume toutes les déterminations faites jusqu'en 1867, en contient io3oo (*).
271. Confirmation ultérieure, Schmidt, Burnham. See. — Depuis cette époque, Schmidt et Burnham, deux des plus infatigables observateurs d'étoiles doubles, en ont découvert 2200 nouvelles (jusqu'en 1892) dans l'hémisphère Nord et, en général, assez serrées; de leur côté, H, Russell et T. See en ont trouvé 800 nouvelles (jusqu'en 1898) dans l'hémisphère Sud 5 de sorte que leur nombre total actuellement connu est certainement voisin de i34oo.
D'ailleurs, comme nous le verrons un peu plus loin, un nombre assez considérable de systèmes binaires sont inacces-
(') J. IIerschel, a Catalogue of io3oo multiple and double stars y edited by B. Main and C. Pritchard {Memoirs of the Royal Astronomical Society, vol. XL; 1874). Les étoiles doubles y sont définies d'après les règles de W. Herschel; ce nombre loBoo n'est donc point directennent comparable aux autres, tous établis d'après les règles de W. Struve. Mais l'étude des publications de J. Herschel sur les étoiles doubles, publications qui renferment la moitié des couples du Catalogue général {Mémoires de la Société royale astronomique: Observations au Cap de lionne-Espérance), montre que les couples distants de plus de '^î" forment à peu près le quinzième du nombre total : une diminution de c*t ordre, ré<luisant le total d'environ 700 (soit 9^)00 cou[>les de W . Struve), rend donc toutes ces d<mnées comparables entre elles. 11 est clair qu'elle ne modifie pas sensiblement les conclusions du texte.
Il est fort à regretter que re Catalogue n'indique ni la distance moyenne, ni les grandeurs et couleurs des composantes.
CBAPITRE XIII. — NOMBRE, DIMENSIONS, ETC., DES SYSTÈMES BINAIRES. 5l
sibles à ces moyens de recherche par suite du rapprochement apparent de leurs composantes sur un plan tangent à la sphère. Aussi il n'y a certainement pas exagération à doubler la proportion de Struve et à admettre que, pour les trois premières classes de grandeur et, par suite, pour le monde stellaire tout entier, les deux tiers des étoiles sont engagés dans des combinaisons binaires. Les soleils simples comme notre Soleil semblent donc être beaucoup plus rares que les autres; et le monde stellaire paraît être formé, pour la plus grande partie, de soleils non isolés, mais groupés tout au moins par deux : nous reviendrons sur ce sujet dans la suite.
272. lie tour sur les groupes optiques. — Mais ceci suppose expressément que toutes les étoiles doubles considérées sont des systèmes physiques, ou plutôt que les groupes optiques sont trop peu nombreux pour qu'on ait à en tenir compte; en raison de Timporlancc cosmogonique de notre conclusion, il est bon d'insister sur ce point.
Nous avons vu (n° 2i8) que, sur la totalité des étoiles jusqu'à la 8*^ grandeur, le nombre probable v des groupes optiques est
En donnant à p les valeurs limites successives des différentes classes de Struve et retranchant chaque nombre ainsi obtenu du précédent, on aura pour ces classes les nombres probables suivants, rapidement croissant avec la distance :
