CH. NOHDMANN — VITESSES DES VIBRATIONS LUMINEUSES DANS L'ÉTHEH 



On le voit par cet exemple (et nous aurions pu 

 en citer d'autres qui, non moins que celui-ci, 

 découlent immédiatement des faits d'observation j : 

 il existe, chins les étoiles périodiques, des causes 

 générales telles que h variation d'intensité lumi- 

 neuse s'accompagne d'une coloration varialile. 



En un mot, le critérium proposé par Arago pour 

 la recherche de la dispersion cosmique est inuti- 

 lisable. Il faut espérer que les conclusions qu'Arago 

 en a tirées disparaîtront des Traités de Physique : 

 elles sont basées sur des prémisses démenties par 

 les faits modernes d'observation, et, même dans 

 les cas contraires, elles eussent été erronées. 



VI. 



PrE.MIÈSES RECUERCUES de m. TlKUOlT. 



On sait que les raies brillantes caractéristiques 

 d'un métal donné n'occupent pas toujours dans le 

 spectre de certaines étoiles la même position que 

 dans la source terrestre à laquelle on les compare. 

 Le principe de Doppler-Fizeau permet de déduire, 

 de la grandeur et du sens de ce déplacement relatif, 

 ceux du mouvement de ces étoiles dans le sens du 

 rayon visuel, autrement dit leur mouvement radial. 

 Comme nous l'avons déjà dit, les vitesses radiales, 

 ainsi déterminées, d'un grand nombre d'étoiles 

 variables sont périodiques, indiquant que l'étoile 

 gravite dans une orbite qui l'éloigné et la rap- 

 proche alternativement de nous, et cela de telle 

 sorte que sa période est précisément égale à celle 

 de la variation lumineuse de ces étoiles déter- 

 minées photométriquemenl. 



M. TikhofT' a eu l'idée de comparer entre elles 

 les courbes de la variation lumineuse des deux 

 étoiles S Céphée el v) Aigle à leurs courbes respec- 

 tives de vitesses radiales, el il a constaté ainsi que, 

 pour chacune de ces étoiles, les minima pério- 

 diques de ces deux courbes ne se produisent pas 

 au même instant, mais sont déplacés respective- 

 ment de telle sorte que le minimum de la courbe 

 de vitesse radiale a lieu vingt-six heures avant 

 celui de la courbe d'éclat dans le cas de 5 Céphée, 

 et quarante-six heures avant dans le cas de v. Aigle. 

 Or, les courbes d'éclat sont visuelles et corres- 

 pondent à une longueur d'onde moyenne voisine 

 de X = Oh57, par suite de la sensibilité spéciale de 

 la rétine pour cette région spectrale ; les courbes 

 de vitesses radiales sont, au contraire, obtenues 

 photographiquement, c'esl-à-dire qu'elles corres- 

 pondent à i)eu près aux radiations voisines de 

 >, = 0:'-4."j, qui sont les plus sensibles ))our la plaque 

 photographi(]U('. 



M. Tikholf avail cru |iou\i)ir en conclure (pie la 



I. X.WII. isiis. 



ih'^li Spetlroscopislli JUilimii. 



lumière violette qui nous arrive de ces étoiles se : 



propage plus vite que leur lumière jaune, de telle : 



sorte que le retard serait de vingt-six heures pour | 



S Céphée et de quarante-six heures pour-/; Aigle, et ! 



il a voulu expliquer ainsi la différence entre les I 

 minima respectifs des courbes de lumière et de 

 vitesses radiales. 



Mais cette explication n'est nullement imposée ■ 



par les faits : admettons, ce qui est le cas le plus i 



simple, que le minimum de la variation lumineuse j 



de ces étoiles soit dû à l'interposition d'un compa- i 



gnon autour duquel la courbe des vitesses radiales i 



_ >- 



'erre /' 



Terre 



Fig. 3. — Explication de la différence cuire les époques du 

 minimum photométrique et du minimum de vitesse 

 radiale. — S, étoile principale; C,, position du satellite 

 lorsque la vitesse radiale s'annule; C^, position du satel- j 

 lite lors de la conjugaison. 1 



démontre qu'elles gravitent. En ce cas, le minimum I 



photométrique aura lieu à l'époque où l'étoile et | 



son compagnon seront en conjonction, c'esl-à-dire ! 



se projetteront tous deux suivant le même rayon ' 



visuel mené de la Terre. Le minimum de la courbe . 



des vitesses radiales aura lieu à l'époque où l'étoile , 



se déplacera perpendiculairement au rayon visuel, 1 

 c'est-à-dire quand la tangente à son orbite est 



dirigée suivant la surface de la sphère céleste. Or, j 



il est clair que cette époque ne co'i'ncidera pas j 

 nécessairement avec la précédente : la figure 3 



montre clairement que, pour que ces époques dif- j 



fèrent généralement, il suffit que l'orbite de l'étoile ' 



soit excentrique let l'on sait que l'excentricité de ' 

 tous les systèmes binaires connus est assez forte); 



