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une partie seulement du corps céleste obscur se trouve inondée par les 

 masses incandescentes, il se produit alors une étoile nouvelle qui sera 

 en même temps variable, en raison de sa rotation. 



«Il se peut d'ailleurs aussi, lorsque la croûte n'est pas encore trop 

 épaisse, que de pareilles éruptions se réitèrent à intervalles assez rap- 

 prochés, et qu'il en résulte alors des étoiles à éclat très-irrégulier, comme 

 l'étoile nouvelle du Cygne en 1600, Mira de la Baleine, ou jj d'Argus.» 



Comme on le voit, Zöllner explique ici la variation régulière de 

 l'éclat d'une certaine façon, et les variations irrégulières d'une façon 

 tout-à-fait autre, en admettant des éruptions fréquemment réitérées, dont 

 l'existence n'est d'ailleurs nullement motivée: l'hypothèse semble donc 

 être faite essentiellement pour les besoins de la cause. 



Une autre théorie visant à l'explication des phénomènes des étoiles 

 à éclat variable a été émise par Klinkerfues dans un mémoire «Über 

 den Lichtwechsel der Veränderlichen», dans les «Göttinger Nachrichten» 

 de 1865. II invoque dans ce travail la possibilité d'expliquer les 

 variations lentes d'éclat dans les étoiles variables rouges appartenant 

 en général à la 3'feme classe spectrale, comme étant dues à l'action de 

 marées qui peuvent se produire dans les étoiles doubles, en raison 

 d'attractions mutuelles de leurs atmosphères réciproques. 



Cette hypothèse a pendant longtemps attiré assez peu lattention, 

 et surtout parceque l'on a n'a pas jugé assez plausible l'existence 

 d'étoiles doubles suffisamment rapprochées. 



Mais maintenant que l'on explique d'une façon satisfaisante tous 

 les phénomènes présentés par Algol en admettant que c'est une étoile 

 double, où les centres des deux étoiles sont excessivement rapprochés, 

 on peut dire que cette objection à l'hypothèse de Klinkerfues se trouve 

 levée du même coup. 



En partant de cette hypothèse, et en l'appliquant au cas le plus 

 simple, celui où la trajectoire du satellite couperait la ligne joignant 

 le centre de l'étoile principale à l'œil de l'observateur, la variation 

 d'éclat tiendrait à ce que l'épaisseur totale de la couche absorbante 

 est plus grande à la conjonction, et plus faible à la quadrature. 



Il semble cependant impo.ssible de comprendre comment l'on expli- 

 quera, dans cette hypothèse, la croissance rapide de l'éclat aux approches 

 d'un maximum, et .sa réduction lente aux approches d'un minimum. 



11 ne .semble pas non-plus qu'elle puisse rendre suffisamment compte 

 de changements d'éclat aussi considérables, p. ex., que dans / du Cygne, 

 passant de la 4^010 ^ |a i^jtme grandeur, ou aussi lents que dans l'étoile 

 j^ du Navire. 



