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CH. XORDMANN — VITESSES DES VIBRATIONS LUMINEUSES DANS L'ETHEIt 



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 i/rnts nriliimircs. 



C'est au point de vue surtout de leur concor- 

 <lanee quantitative que les résultats précédents 

 doivent être retenus; et encore, même à ce point de 

 vue, sont-ils sujets à rectification. 



Je crois (d'accord en cela avec M. Tikhoff) qu'il 

 serait prématuré, à l'heure actuelle, de les discuter 

 en détail au point de vue quantitatif et numérique : 

 d'abord parce que les parallaxes des étoiles étudiées 

 sont incertaines, ensuite parce que les mesures 

 faites sont encore trop peu nombreuses pour rendre 

 négligeables les erreurs d'observation. 



Si cependant, sous ces réserves, on examine, par 

 exemple, les résultats relatifs à p et RT Persée, 

 «ela nous conduit dès rnaintenant à assigner une 

 limite supérieure assez bien déterminée à la valeur 

 possible de la 

 dispersion cos- 

 mique . D'après 

 M. Pritchard, Al- 

 gol est sans 

 doute situé à en- 

 viron 60 ans de 

 lumière de nous; 

 d'après M. Tik- 

 hoft", d'autre 

 part, la parallaxe 

 de RT Persée 

 n'est pas mesu- 

 rable; en lui as- 

 signant la valeur 

 moyenne, d'a- 

 près Gylden', des 

 parallaxes des 



■étoiles de même grandeur, on trouve qu'elle serait 

 à environ 350 ans de lumière de la Terre. On en 

 •déduit que la difTérence des vitesses, dans l'espace, 

 ■des rayons extrêmes du spectre visible serait, 

 -d'après les observations de p et RT Persée, res- 

 pectivement environ 0,003 et 0,04 de celle de l'air. 



H est d'ailleurs assez digne de remarque que la 

 valeur limite de la dispersion cosmique que four- 

 nissent, d'autrepart, les mesures spectro-radiales de 

 f Cocher (Belopolsky, TikholT) assignent à cette 

 limite, en admettant la parallaxe indiquée par Prit- 

 ■(^liard pour cette étoile, une valeur presque égale ti 

 celle que fournit Algol (Nordmann) et même légère- 

 ment supérieure. 



On peut résumer ainsi la discussion précédente: 



.Si on adiiicl que les décalages observés sont réels 

 i-'t sont dus entièrement ù la dispersion cosmiqur, 

 on peut (lès maintenant en induire que cette disper- 

 sion a lieu dans le même sens que dans les milieux 



' .\si>HK : Aslr'jtiomii- slcllain; I. I, ji. 28''). 



réfringents ordinaires et quelle n'est sans doute 

 pas d'un oi;dre de grandeur supièrieur au centième 

 de la dispersion de l'air à la pression atmosphé- 

 rique. 



Le petit nombre des observations faites, leur 

 précision encore limitée et notre ignorance relative 

 aux parallaxes employées, suffiraient à expliquer les 

 écarts existant entre les nombres précédemment 

 discutés. 



Mais je vais montrer maintenant que ces écarts 

 peuvent être dus à ce que, sans doute, d'autres 

 phénomènes, que l'on n'avait pas soupçonnés tout 

 d'abord, contribuent, à côté de la dispersion cos- 

 mique, à produire des décalages. L'intervention de 

 ces phénomènesa fait craindre un instant que l'écha- 

 faudage péniblement édifié à l'aide de nos nouvelles 

 métliodes ne s'écroulât entièrement. Il n'en est rien 



heureusement, 

 comme nous Tal- 

 ions voir. 



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Fig. 1. — Courba dn lumi'ere d'Alrjol 

 Courbe de lumière des 



rayons rouges (). moyen ^ 680 |j,u). 

 — bleus il moyen = 450 |jiu,). 



IX. — Sur cer- 

 taines particu- 

 larités NOU- 



VliLLES DES' 

 ÉTOILES rÉKIO- 

 DIQUES. 



Diverses cau- 

 ses générales, ré- 

 sidant au sein 

 des étoiles pério- 

 diques elles-mê- 

 mes, tendent à 

 produire des dif- 

 férences entre les époques des divers minima mono- 

 chromatiques de ces étoiles. Je ne retiendrai ici 

 qu'une de ces causes générales qui parait particu- 

 lièrement caractéristique : 



L'excentricité de l'orbite d'une étoile variable 

 tend naturellement, par le mécanisme suivant, à 

 décaler les minima des courbes de lumière rela- 

 tives à des régions différentes de son spectre : 



1° On sait que l'excentricité des orbites des sys- 

 tèmes binaires célestes est généralement notable et 

 a, en moyenne, une valeur voisine de 0,i'. 

 2° D'autre part, les deux étoiles constitutives de 

 ces systèmes sont généralement très rapprochées 

 dans le cas des variables à courtes périodes. Pour 

 Algol, par exemple, on a calculé que, les masses 

 des deux composantes étant respectivement 1,1 et 

 0,5 fois celle du Soleil, la distance de leur centre 

 n'est que trois fois le diamètre de l'étoile principale. 



' T. .1. J. .Ske : Evolution of tlie tl.'llar .v;).s/cn?s, Vol. I, 



