BIBLIOGRAPHIE — ANALYSES ET INDEX 



931 



BIBLIOGRAPHIE 



ANALYSES ET INDEX 



1° Sciences mathématiques 



AiuIim? (Ch.), Directeur de l'Oliservntoire de Lyon, 

 Professeur d'Astronomie à l'Université de Lyon. — 

 Traité d'Astronomie stellaire. // partie : Étoiles 

 doubles et multiples. Amas stellaires. — I vol. in-S" 

 de ii'.i //.-/i/cs, ;i\t-t' 74 ligures et 3 planches. (Prix : 

 14 />'. Gauthier-Villars, Imprimeur. Paris, 1901. 



Les groupes stellaires multiples, particulièrement les 

 groupes tonnés de deux composantes, désignés sous le 

 nom d'étoiles doubles, n'ont guère attiré l'attention îles 

 astronomes avant l'invention des instruments d'optique. 

 Les premières observations systématiques entreprises, 

 vers la lin du xviu e siècle, par Christian Mayer-, en vue 

 de la découverte de ces astres, en firent connaître une 

 soixantaine. Quelques années plus tard, W. Herschel, 

 persuadé que la proximité apparente de deux étoiles 

 est un effet de perspective, fut amené à rechercher, 

 pour la détermination de leurs parallaxes, tous les 

 groupes de cette espèce. Cette entreprise .levait le 

 conduire, après quarante années d'observations, à 

 l'une des découvertes qui illustrent le plus son nom. 

 La discussion de toutes ses mesures lui lit voir que 

 < beaucoup d'étoiles doubles ne le sonl pas qu'en 

 apparence, mais doivent être considérées comme une 

 Combinaison réelle de deux étoiles intimement reliées 

 l'une à l'autre pan le lien de leur attraction mutuelle»! 



L'historique du sujet, l'exposé des travaux des astro- 

 nomes du xix 1 siècle, pour défricher le nouveau champ 

 d'investigations ouverl devant eux, tel est l'objet îles 

 premières pages du second volume du Traité <i I 

 homie stellaire de M. André. 



Après avoir parh- de l'élimination îles erreurs systé- 

 matiques qui se glissent dans les mesures, erreurs 

 dont l'iafluence esl considérable, l'auteur développe les 

 méthodes de calcul qui permettent de discuter les 

 observations d'étoiles doubles ; il apprend au lecteui à 

 discerner, parmi ces étoiles, celles qui, liées l'une à 

 l'autre par l'attraction, forment un système binaire, de 

 celles qui, réunies simplement par un effetjde perspei 

 tive, ne sont qu'un groupe optique. 



M. André est ainsi conduit à parler de la détermina 

 lion des éléments de l'orbite d'un système binaire, 

 recherche qui nécessite l'étude préalable de l'orbite 

 apparente de l'étoile secondaire autour de l'étoile prin- 

 cipale, c'est-à-dire de la projection, sur la sphère 

 céleste, de l'orbite véritable. Cette orbite apparente est 

 toujours une ellipse, excentrée le plus souvent, par 

 rapport à l'étoile principale. C'est ce seul fait, bien 

 établi par l'expérience, qui a permis d'étendre à tout 

 l'Univers la loi de la gravitation, dont on ne pouvait, en 

 toute rigueur, admettre la généralité, avant que la 

 connaissance de la solution du problème célèbre, posé 

 par J. Bertrand et résolu simultanément par Halphen 

 et M. Barboux, n'ait donné la certitude à cet égard. 



Un tableau énumérant les étoiles doubles dont on 

 connaît les orbites termine cette partie du livre, dans 

 laquelle le rare talent d'exposition de l'auteur, son éru- 

 dition et la clarté qu'il sait mettre dans ses écrits, char- 

 ment à chaque pas le lecteur. 



M. André étudie ensuite le nombre, les dimensions, 

 les masses et distances au Soleil des systèmes binaires, 

 beaucoup plus répandus dans le ciel que les groupes 

 optiques. Des discussions se dégage cette conclusion 

 que u les étoiles qui composent les systèmes binaires 

 ne diffèrent pas beaucoup, en moyenne, ni du Soleil, ni 

 des étoiles simples par leurs dimensions, leurs masses 

 et burs densités, mais que, comme les étoiles simples, 



elles se distinguent entre elles et du Soleil par leurs 

 éclats intrinsèques ». 



Suit la description de quelques binaires que l'œil, 

 armé d'une lunette suffisamment puissante, dédouble 

 facilement. Par la grandeur des excentricités des 

 orbites et surtout par l'égalité ou, plus exactement, la 

 similitude de grandeur des masses des composantes, 

 ces systèmes se distinguent nettement du système so- 

 laire où l'astre principal s'est formé aux dépens de la 

 presque totalité de la nébuleuse originelle. La même 

 différence, et ce fait est bien de nature à montrer com- 

 bien il est difficile d'arriver à une conception juste de 

 la formation de l'Univers, la même différence, dis-je, 

 se retrouve dans les systèmes binaires, tels que Sirius 

 et Procyon, dans lesquels le compagnon, dont l'éclat 

 est considérablement moindre que celui de l'astre prin- 

 cipal, a été- découvert par des considérations 1 1 riques, 



fondées sur la discussion des irrégularités de leurs 

 mouvements propres, avant d'être vu dans les lunettes. 



Les composantes des étoiles doubles, dont la dis- 

 tance angulaire est petite par rapport à 0",1, ne peu- 

 vent être séparées, même par l'emploi des plus puis- 

 santes lunettes actuellement en service dans les grands 

 observatoires. Le dédoublement périodique des raies de 

 leurs spectres, dû aux variations des vitesses relatives, 

 dans le sens du rayon visuel, permet cependant de con- 

 clure, comme Pickering l'a fait le premier pour Ç Grande 

 Ourse et {3 Cocher, à l'existence d'un système double. 

 L'usage du spectroscope ne se borne pas, d'ailleurs, à 

 cette simple constatation. Faisant connaître, à chaque 

 instant, la vitesse relative du compagnon dans la direc- 

 tion de la ligne de visée, il conduit à la détermination 



de l'orbite relative de l'une des étoiles autour de l'autre, 



et fournit, des données importantes sur la valeur de la 

 masse totale du système. On a pu ainsi acquérir la cer- 

 titude que les masses (les cinq systèmes binaires spec- 

 troscopiques actuellement étudiés sont, comme celles 

 des autres étoiles, tout à l'ait comparables à la masse 



du Soleil. 



Après avoir exposé le sujet avec l'ampleur qu'il com- 

 porte, M. André aborde la description des phénomènes 

 que présentent certaines étoiles variables, dites étoiles 

 doubles photométriques à variations lumineuses dis- 

 continues, dont la plus anciennement connue est 

 llgol. II développe les considérations qui ont conduit à 

 expliquer les variations d'éclat de cel astre, en admet- 

 tant l'existence d'un satellite obscur éclipsanl périodi- 

 quement le corps principal, hypothèse qui a été défi- 

 nitivement confirmée par 1rs observations speclrosco- 

 piques de Vogel. M. André montre comment la con- 

 nais anci 'les variations d'éclat fournil la valeur des 

 éléments de l'orbite du satellite. Les moyens de calcul, 

 la discussion numérique des observations photomé- 

 triques sont très nettement exposés dans le volume. 



La description des caractères de quelques étoiles du 

 type d'Algol, la détermination du diamètre de cet astre, 

 la théorie d'une inégalité périodique dans 1rs époques 

 de rninima d'éclat des étoiles doubles pholométriques, 

 dont la cause a été rattachée par Tisserand à l'aplatis- 

 sement du corps principal, achèvenl d'épuiser le sujet 

 et M. André passe à l'étude des étoiles dont l'éclat 

 change avec le temps, mais dont les variations lumi- 

 neuses sont continues. Les observations photométriques 

 et spectroscopiques de ces astres décèlent des carac- 

 tères qui appartiennent aux étoiles doubles, mais l'ex- 

 plication complète des phénomènes nécessite l'interven- 

 tion d'autres causes encore mal connues. AussiTauleur 

 insiste-t-il avec raison sur l'immense intérêt qui s'at- 

 tache à l'observation physique de ces étoiles, dont la 



