CHAPITRE XIII. — NOMBRE, DIMENSIONS, ETC.) DES SYSTÈMES BINAIHES

Dans le Tableau ci-dessus nous avons inscrit en regard du nom de chacun des systèmes dont nous avons donné plus haut (p. /\6 el 4") les éléments :

I** L'époque du passage par chaque nœud, les valeurs de p.l\ el Kp correspondantes;

9."* Les époques de passage aux points où le rayon vecteur est perpendiculaire à la ligne des nœuds et les valeurs correspondantes de/?. R et de l\p.

28^. Discussion. — Les difficultés d'application de cette méihode peuvent provenir de quatre causes :

1** Les orbites sur lesquels le calcul est basé peuvent être douteuses et incertaines. Mais les élémenls les plus importants a, P ete sont toujours obtenus avec une assez grande exactitude; ce serait donc seulement dans le cas d'une excentricité très forte que les erreurs des éléments auraient une influence considérable.

i>." Le peu d'éclat des étoiles; or Huggins, en 1864, a pu observer, difficilement il est vrai, par vision directe les spectres des deux étoiles de p Cygne et de a Hercule dont les grandeurs sont 3,7-4,0 et 3,o-3,9 • aujourd'hui la méthode spectrographique s'applique aisément à la grandeur 4^3? et il n'est pas douteux qu'elle atteigne bientôt la 7® grandeur.

3° La distance des étoiles peut être trop faible pour que la séparation soit possible. Ce fait arrivera évidemment dans les couples très serrés lorsque le compagnon occultera plus ou nïoins l'étoile principale; mais, dans cet intervalle la vitesse radiale du compagnon étant sensiblement nulle, celle de l'étoile principale donne directement sa vitesse radiale relative.

4^* La faiblesse du déplacement relatif qui le rendrait inappréciable à nos moyens de mesure. Or, les formules précédentes permettent de trouver R lorsque/? est connu; ce calcul, fait pour les systèmes binaires dont nous avons les parallaxes, conduit aux résultats suivants :

8o TRAITÉ d'astronomie STELLAIRE.

Vitesse maximum

Nœud Nœud

Étoile. Parallaxe, ascendant. descendant.

km km

a Centaure 0,75 -1- i3,7 — 6,9

61 Cygne o,44 -^ '^y^ — 2,*^

Sirius 0,39 -f- 6,7 — 16,1

Procyon 0,27 H- 9,7 —12,2

o> Éridan 0,19 -4- 6,0 — 4,0

7^ Cassiopée o,i5 -f- 4>o — 9>*^

/> Ophiuchus o,i5 -h 5,2 — 14,9

d'autre part, on irouve, dans les Tableaux des observations faites par C. Vogel et Scheiner, de 1888 à 1891, à l'observatoire de Potsdam (^), un assez grand nombre de déplacements correspondant à une vitesse radiale de o^^,"] pour laquelle la mesure est notée comme bonne et facile; ceci, il est vrai, pour des étoiles de 2,5 grandeur ou plus. La précision serait évidemment moindre pour des étoiles plus faibles, mais depuis des perfectionnements importants ont été apportés au processus expérimental, et l'on est en droit d'admettre que, pour les systèmes qui nous occupent, un déplacement relatif correspondant à une vitesse de 1^"^ serait aujourd'hui très appréciable.

Les vitesses que nous venons de calculer sont bien supérieures à cette limite; il y a donc lieu d'espérer que l'application de cette méthode d'observation conduira bientôt à des conséquences importantes.

En classant, en effet, les systèmes binaires de notre Catalogue (n° 269) par rapport à la grandeur de leur compagnon, on en trouve :

7 où elle est supérieure ou égale à 4)3

dont sept seulement ont une parallaxe déterminée par un autre procédé que celui de la vitesse radiale : de sorte que l'application

( ' ) C. VoGEL, Untersuchunff ûber die Eigenbewegung der Sterne im Visionradius auf spectrographischcn Wege ( Publicationen des astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam. Vol. VIT. p. 71 et suiv.).