URA]V.,TII. K

nombre je citerai « du Bélier, i" de la Couronné TT d'Hercule, etc.

William Herschel , père de l'astronome vivant oui, le premier, s'est occupé des étoiles double avec une attention soutenue, les a partagées ei quatre classes, non suivant leur intensité de lu mière , mais d'après Técartement angulaire plu ou moins grand des deux étoiles composantes La première classe YQwîeime tous les groupes dan lesquels les centres des deux étoiles sont à moin de 4 secondes de distance l'un de l'autre. Pou la seconde classe^ les écartemens angulaires st trouvent compris entre 4 et 8 secondes; pour /< troisième, entre 8 et i6; la quatrième classe, enfin se compose de tous les groupes non contenui dans les classes précédentes et où la distance an gulaire des deux étoiles ne surpasse pas Sa se condes.

Les premiers catalogues d*Herschel conlC' liaient :

!••« classe 97 étoiles doubles.

3« ii4

Total. . . . 445 étoiles doublas.

Peu de temps avant sa mort, Herschel accrut ce nombre jusqu'à plus de 5oo. Depuis, il a élé considérablement augmenté. En faisant la revue générale du ciel avec une immense lunette de Fraunhofer; en portant ses investigations sur le» étoiles des huit premières grandeurs, et même sur les plus brillantes de la 9« qui sont comprises entre le })ôle boréal et i5 degrés au sud de l'équai fur, M. Struve a signalé et catalogué (les étoi les d 'Herschel y étant comprises):

987 étoiles doubles de. ... ire clas.'^e.

675 de. ... a*

65g Cïe. ... 3»

736 de. . . . 4«

Total 3o57 étoiles doubles.

Ce nombre de plus de 3,ooo est le résultat de l'examen d'environ 120,000 étoiles différentes. Il s'en est donc trouvé, terme moyen, Une sur quarante, qui devait être considérée comme double (i).

Les observateurs favorablement situés pour étudier le ciel austral : les astronomes du cap de Bonne-Espérance, et du Port-Jackson ont commencé aussi à s'occuper des étoiles multiples. Tout fait donc présumer que, d'ici à peu de temps, le nombre de ces astres qui se trouvera soumis à un examen annuel dans les grands observatoires ne sera pas au-dessous de 5 à 6 mille.

La division des étoiles doubles en quatre classes, proposée par Herschel et adoptée par ses successeurs, outre tout ce qu'elle offre d'arbitraire, a un défaut qui la fera inévitablement abandonner. On verra en effet, plus bas, que, suivant l'année de l'observation , on pourrait être

(1) Ce rapport, comme M. Struve l'a remarqué, clianji;e avc« l'écltt des étoiles. Ainsi, sur les 2374 étoiles de première à sixième grandeur que Flamsteed avait déjà observées dans la région explorée Tcccmment par l'astronome de Dorpat ( ville de Bussie ) , on en compte 230 de doubles : c'est un peu moins d'une sur 10.

Dans la même région du ciel , Piazzi a catalogué 3388 étoiles que l'ancien astronome anglais avait délaissées en partie, a raison àc leur plus grande faiblesse. Eh bien , ce groupe de 3388 étoile» généralement moins vives que les 2374 dont nous nous sommes d'obord occupés, nous présente seulement 134 étoiles doubles : c'est une sur 25.

Kn répétant ce même calcul pour des étoiles d'un certain ordre de clarté encore inférrenr, on ne trouve plus qn'une étoile double sur 42.

amené à placer le même groupe, tantôt dans ! première, tantôt dans la seconde ou dans la tro sième classe.

Les étoiles triples ou quadruples paraissen être peu nombreuses. Le catalogue de M. Struv ne renferme, par exemple, que 52 étoiles tripleJ comprises dans les limites de l'échelle des dis tances angulaires qui caractérisent les quatr. classes d'étoiles doubles d'Herschel. Je citera dans lenombre f de TEcrevisse et Jde la Balance où les étoiles composantes sont toutes les troi assez brillantes.

Les deux étoiles distinctes dont se composen les étoiles doubles, ont, en général, des intensité assez dissemblables. Il arrive même très-tVéquem ment qu'elles se font remarquer par une nota ble différence de couleur. Souvent la plus fort» des deux est rougeâtre on jaunâtre; plus souven encore la seconde offre une nuance 'verddtre oi bleuâtre prononcée. Je réunirai dans la table sui vante les noms d'un certain nombre d'étoilei doubles qui présentent des différences de colora tion, soit afin de montrer que les étoiles de cette espèce ne sont pas très rares, soit parce qu'elle forment maintenant pour les curieux un deî plus intéressans sujets d'observations. Les ind-i cations relatives aux étoiles du ciel austral, ont été empruntées à M. Dunlop, astronome du Port- Jackson, à la Nouvelle-Hollande; les a^i très sont tirées du catalogue de MM. Herschel et South.

La ^h^ des Poissons . La grande est blanche; la petite est bleue.

^. da Bélier. La g! aiide est blanche; la petite, bleue.

0 d'Orion. Grande, blanche; petite, bleuâtre,

J" des Gémeaux. Grande, blanche; pedte, bleue.

A du Lion. Grande, blanche; petite, bleuâtre.

i dii Cancer. Grande, d'un beau jaune : l'autre, bleu d indigo..

« du Bouvier. Grande, jaune; petite, bleu ver

tre.

<^du Bouf^ier. Grande , blanche; petite, bleu

^duSerpent. Les deux bleues.

/3du Scorpion, Grande, blanche; petite, bleue.

^ d'Hercule, Grande, blanche; petite, rougeâtre.,

*?'^^'^"^^' Grande, rougeâtre, petite, verte.

^ du Serpent. Grande, blanche; petite, bleue. ■ ^ de la Grande Ourse. Grande, blanche ; petite, tbleuâtre,etc.,etc. 'i '

^ouiiQuoi les étoiles multiples sont-elles detmiues tout à coup l'objet de tant d'observations assidues ?

Je disais tout à l'heure que les deux étoiles dismctes dont les étoiles doubles se composent ont, n général, des intensités fort dissemblables de umière. Chaque groupe , dans lequel ces nota-

)Ies inégalités d'intensité tiendraient à de grandes lifférences dans l'éloignement des deux astres, burnirait, ainsi qu'on le verra plus loin, un Qoyen d'observation très simple pour juger de a distance de l'étoile la plus brillante à la terre, 'e moyen, Galilée l'avait déjà proposé; le doceur Long le mit en pratique; Herschel père, un eu plus tard, l'appliqua aux groupes binaires, éjà catalogués de son temps, qui semblaient résager le plus de réussite; mais^ ainsi qu'il arive à tout le monde, quoique tout le monde ait pas la candeur de l'avouer, en cherchant une iose,le célèbre astronome deSloughen en trouva ne autre. Il découvrit que , le plus ordinairelent, les étoiles , de grandeur inégale, formant es groupes, ne sont pas, comme on l'avait ima-

giné jusqu^alors, des étoiles indépendantes placées par hasard sur deux lignes visuelles très rapprochées ; que leur réunion dans un espace très resserré n'est pas un simple effet de projection ou de perspective; que ces étoiles sont liées les unes aux autres; qu'elles forment de véritables systènies; c^ue leurs positions relatives changent sans cesse ; Que lespeùtes étoiles^ enfm^ tournent autour des grandes f précisément comme les planètes, Mars, Jupiter, Saturne, etc., circulent autour du Soleil (i).

En vertu de ces mou vemens circulatoires , la petite étoile est quelquefois exactenient à Test, et quelquefois exactement à l'ouest de la grande. A certaines époques, cette étoile mobile se trouve, tout juste, au nord de l'étoile plus brillante, qui paraît être son centre de mouvement. A des époques différentes, on la voit à l'opposite ou au sud.

Pour constater le déplacement relatif des deux étoiles, ces simples remarques suffiraient; mais, après avoir vu le mouvement, on a désiré savoir suivant quelle loi il s'opère. Dès-lors il a fallu multiplier les observations, et leur donner de l'exactitude à l'aide d'une méthode que je vais essayer de faire connaître.

(1) MalLématiquement parlant, les deux étoiles se meuvent l'une et Vautre autour de leur centre commun de gravité. Toutelois , les observations astronomiques ordinaires font seulement connaître les positions successives de la petite étoile par rapport a la srande ; or si l'on ne recueille, pratiquement, que les clémens à'' nn mouvement relatif, l'orbite a laquelle la discussion de ces élémens conduira , ne pourra être aussi qu'une orbite relative. Ce sera, en un mot, la courbe le long de laquelle un observateur, situé dans la grande étoile et qui 8c croirait immobile, verrait 1* petite se déplacer. Au surplus , on ne fait pas autre chose quand on veut déterminer les orbites de Jupiter, de Saturne, etc. Chaque jour, en effet, on rapporte la position de ces planètes au Soleil, .«ans chercher si cet astre a ou n'a pas un mouvem«nt propre dtt «ranslatioD dans l'espace.

Tendons au foyer d'une lunelle deux £ils très fins. L'un passera par le centre de l'espace circulaire qu'on appelle le champ de la ^vision , et sera fixe, c'est-à-dire invariablement fixé au tuyau; l'autre pourra tourner autour du même centre, de manière à coïncider, quand on le voudra, avec le fîl fixe, ou à faire avec lui, à droite, à gauche, en haut, en bas, tous les angles imaginables. Ces angles on les mesurera sur un cercle gradué, placé à rintérieur ou à l'extérieur (Voyez d'ailleurs dans la première partie de cet ouvrage la description du micromètre).

Pour faire une observation, l'étoile brillante est d'abord placée, aussi exactement qu'il est posr sible , au point d'intersection des deux fils. Ensuite, on fait tourner le {il mobile jusqu'au moment où il passe par le centre de la seconde étoile. En lisant le degré auquel il s'est arrêté, on connaît l'angle que forme , avec la direction du fil fixe, la ligne visuelle qui, serait amenée du centre de la grande étoile an centre de la petite.

D'après la manière dont Iq lunette est montée , et aussi diaprés la direction, particulière qu'on a donnée aufilfixey quelle que soit l'heure où l'on fasse l'observation de l'angle, on trouve toujours le même nombre (i). Or, si la lunette est tournée vers l'étoile à l'instant où celle-ci décrit la partie la plus élevée de sa course nocturne, c'est-àdire quand elle anive au méridien, le iil fixe est horizontal.

L'instrument dont on fait usage donne donc,

(t) Ce résultai devra étonner tous ceux qin* ont remarque le renversement que les constellations éprouvent entre leur Icvor cl leur couclier. Cependanl on ne saurait le révoquer en doute. Il îst même la proprléto caractéristique des instrumcns connus dans l«s observatoires sous le nom de machines parallactiqties. Dans CCS uacblneS) le mouvement de la Innette «^op^'re autour d^nn cj->

pour ie moment en question , pour le momeni du passage au méridien, I'Ajvgle que forme m^ei UJVE I.IGNE uomzoNTALE partant de la grande étoile la ligne droite qui unit cette même étoile à la petite C'est ce qu'on appelle Vangle déposition.

D'après cette méthode, les observations dt différens astronomes, de différens jours, de différentes années, deviennent comparables entr< elles. Le tableau des valeurs successives de l'an gle de position apprend, d'un seul coup d'œil, s la petite étoile circule autour de la grande d< l'ouest à l'est, ou de l'est à l'ouest; si le mouve ment est uniforme ou non ; quels sont les point de la plus grande et de la inoindre vitesse.

Un second système composé de deux fils, Tui fixe, l'autre mobile parallèlement au premier, sys tème qui porte le nom de micromètre, sert à re connaître si la distance apparente des étoiles es constante ou variable, et , quand il y a variation entre quelles iimit-.s cette variation se trouv renfermée.

Voilà tout ce que l'observation fournit. Ce données^ au reste, suffisent amplement pou

Mndre parallèle à l'axe 8«r lequel parait .»exe'cuter la révolutio delà sphère etojl^e, E-h bien! tournez la lur^tté ainsi montée vers une coMlelIation quelconque au moment de son lever. Sut p^sonvquace moment un des fils qu'elle renferme, soit para

champ de la vmon. Ce parallél.sme existera à quelque heure d la nuxt qu on répète l'observation. Il avait lieu au lUer et aur heu au coucher au moment du passage au méridien, a toutes L époque, intermédiaires. Sans doute, entre l'instant du lever <

rapporta 1 honzou , des positions très diversement inclinées ; ma il en sera ainsi, identiquement, du û^ auquel ou la compare puisque la sphère etoilée et la lunette de Tinstrument parallai tique se meuvent autour d'un seul et même axe.

Ces détails suffiront, jeFeàpère,* pour faire comprcudra îa po, sibihf du gca e d'observation que j'ai admis dans le texte.

qu'on puisse déterminer, à l'aide du calcul , la forme àe la courbe que chaque étoile décrit; pour qu'on arrive à savoir si cette courbe est circulaire ou elliptique, et dans ce dernier cas, à combien s'élève l'excentricité.

Quatre valeurs dcj Tangle de position et des distances apparentes micromÔtriques correspondantes à des époques connues sont nécessaires, en général, pour déterminer la forme et la position de la courbe que la petite étoile décritfautour de la grande.

Lorsque, par hasard, le plan qui contient cette courbe passe par la terre, le mouvement de l'étoile satellite semble s'opérer le long d'une ligne droile; il n'y a plus alors d'angles de position successifs «î mesurer; tout se réduit aux observations micrométriques des distances, et il faut cinq de ces observations pour arriver aux résultats que quatre fournissaient dans l'hypothèse précédente.

Enfiii, si l'observateur, dépourvu de micromètre, n'a pu observer que des déplacemens angulaires, six angles de position correspondans à des époques connues , seront indispensables quand on voudra calculer la forme de l'orbite de la petite étoile.

Il n'a jamais pu entrer dans mes projets de donner ici, même la plus légère idée des calculs algébriques qui servent à résoudre les problèmes relatifs à la forme et à la position des orbites des étoiles doubles. Je me contenterai de rapporter les lésultats. Les premiers auxquels on soit arrivé, les élémens de l'orbite du satellite stellaire de J de la Grande Ourse, ont été obtenus par M. Savary, du Bureaii des Longitudes, d'après des méthodes qui lir a|)partiennent. Les autres sont dus à MM. Bessel, Eukc et Hcrschel fils.

KOMS

des