( 1234 ) 



ASTRONOMIE. — Orbite apparente et période de révolution de l'étoile double 

 ë,de la Grande Ourse. Noie de M. Flammarion, présentée par M. Faye. 



« Parmi toutes les étoiles doubles découvertes jusqu'à ce jour, il n'y en 

 a qu'un très-petit nombre dont les observations s'étendent sur un assez 

 long espace pour permettre de déterminer l'orbite parcourue par la petite 

 étoile autour de la grande, ou plus exactement par les deux astres autour 

 de leur centre commun de gravité. Il serait intéressant pour nous de 

 connaître au moins l'orbite apparente du mouvement vu de la Terre, et 

 de nous représenter cette orbite pour les systèmes stellaires qui ont été 

 suffisamment étudiés. C'est le travail que j'ai entrepris, et j'ai l'honneur de 

 présenter à l'Académie le résultat auquel je suis parvenu pour l'étoile 

 double ^ de la Grande Ourse, l'une de celles dont les observations sont 

 les plus complètes et les plus sûres. 



» Ce système stellaire se compose de deux étoiles de quatrième et 

 cinquième grandeur. La plus brillante des deux étoiles est colorée d'une 

 teinte jaune d'or, et la seconde d'une nuance de gris-cendre. La position 

 actuelle de cette étoile double sur la sphère céleste est : vR = 1 1"*! i" 17%^ 

 et co =: + 32°i5'25". La distance moyenne des deux composantes est de 

 deux secondes et varie, entre son maximum et son minimum, de 3", i à 

 o",9; cette distance est actuellement à son minimum : l'étoile satellite 

 vient de passer à son périhélie apparent. 



» J'ai cherché à déterminer l'orbite apparente décrite par la seconde 

 étoile autour de la première, en employant la méthode graphique et en 

 utilisant presque toutes les observations d'angles de position et de dis- 

 tances faites depuis 1821. La période de révolution étant relativement 

 courte, et les observations étant nombreuses, cette méthode m'a paru sus- 

 ceptible de conduire à un résultat aussi rapproché que possible de la réalité. 



» L'élimination que j'ai faite pour le tracé de la courbe des observa- 

 tions antérieures à l'année 1821 a été rendue nécessaire par l'uicertitude 

 des distances estimées. William Herschel , William Struve , sir John 

 Herschel et South ayant ap|)récié ces distances par de simples estimations 

 de diainètris, le résultat est insuffisant. J'ai tenu compte au contraire de 

 toutes les bonnes mesures prises au micromètre, en leur donnant d'autant 

 plus de poids qu'elles représentent les moyennes d'un plus giand nombre 

 d'observations. De plus, j'ai choisi pour échelle une mesure qui exagère 

 les positions données : une seconde d'arc est représentée, dans la figure 

 ci-dessus, p;u' 20 unllimclres. De celle façon, les erreius d'observation se 



