SÉA^CE DU (3 JUILLET 1908. 25 



(s'il s'agit de difterences constantes de ces vitesses), ou par suite uniquement de la 

 tendance de la rotation de 1 à rester uniforme (s'il s'agit de variations de ces vitesses), 

 décalée par rapport à la ligne des centres; 2° que le minimum apparent, relatif à une 

 certaine radiation de l'étoile, a lieu quand la projection de la ligne de visée sur l'orbite 

 de (7 vient en coïncidence avec une certaine droite qui est la résultante de deux vec- . 

 leurs centrés suri: l'un, représentant l'obscurcissement maximum dû à l'interposition 

 de a, est dirigé suivant la ligne des centres au moment où l'éclipsé est centrale; l'autre, 

 dont la direction est celle de la protubérance atmosphérique due à la marée et dont la 

 grandeur dépend de la radiation considérée, figure l'absorption maxima de cette radia- 

 tion de l'étoile par sa propre atmosphère; 3° que, par suite, la direction de celte 

 résultante diffère avec la longueur d'onde considérée, ce qui conduit à l'énoncé précé- 

 dent, c. Q. F. D. 



On en déduit facilement diverses conséquences nouvelles, dont voici 

 quelques-unes que les limites de celte Note m'obligent à donner sans leurs 

 démonstrations (le lecteur les retrouvera d'ailleurs facilement et elles 

 paraîtront ainsi que diverses applications numériques dans un Mémoire 

 détaillé). 



Soient m-,^ et m,^ les époques des minima de l'étoile relatifs à deux radia- 

 tions A, et X. ; et supposons, pour fixer les idées, que son atmosphère absorbe 

 davantage X, que 'k.,. Trois cas peuvent se présenter : 



i" Si la durée de révolution du satellite a est plus courte que la rotation 

 de l'étoile 1, on trouve que m,^ précède /»> ; 



li" Si la révolution de t est plus longue que la rotation de 1, on li ouve 

 que ni)^ précède m-f^ ; 



3" Si ces deux durées sont égales (et ce cas doit être à peu près le plus 

 général et le plus stable dans les systèmes binaires à courte période, comme 

 le montre la théorie), on trouve que l'excentricité de l'orljite (elle est géné- 

 ralement notable dans ces systèmes et, par exeaiple, voisine de 0,1 5 poiu- 

 Algol) produit le résultat suivant : l'oibite de l'étoile est divisée en deux 

 régions inégales et de propriétés tout à fait différentes, et, selon que le 

 minimum apparent de la variable a lieu dans la première qui renferme le 

 périastre ou la seconde qui renferme l'apoastre, m;, précède /n>,^ ou a lieu 

 après lui. Ces régions sont séparées par deux points de l'orbite tels que 

 mi^ coïncide avec m,, si le minimum est observé en ces points. On ann'e 

 ainsi à cette conclusion inattendue que le minimum observé dans le rouge pré- 

 cédera ou suivra le minimum du bleu pour une même étoile, selon i orientation 

 de son orbite dans l'espace. 



11. Si l'on analyse de la même manière les effets produits sur les courbes 

 de lumière par les marées que provo([ae l'astre central lui-même sur le 



c. R., 1908, i' Semestre. (T. CXLVII, IN" 1.) \ 



