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que le maximum de cette vitesse, lorsque l'étoile s éloigne de 

 nous, tombe sensiblement avec le minimum d'éclat. 



4° La durée de période est courte, en moyenne un jour. 



M. Luizet, à l'aide des lois de Kepler et d'une hypothèse sur 

 la constitution de ces binaires, a calculé les éléments des orbites 

 et trouve que les grands axes des ellipses sont tous sensiblement 

 dirigés vers l'observateur. 



L'auteur s'est demandé si une hypothèse optique simple ne 

 rendrait pas compte des changements d'éclats observés. Il était 

 naturel d'essayer l'hypothèse de Ritz: une source en mouvement 

 avec une vitesse v communique à la lumière qu'elle émet la 

 vitesse c-\^v (^c= 300000 km: sec). Supposons que l'orbite 

 est un cercle dont le plan passe par la ligne de visée et situé à 

 une distance J\ de la Terre. La vitesse radiale de l'étoile sera 

 de la forme v^v^, sin tot. La lumière, partie au temps t arrivera 

 sur la Terre au temps ; 



(1) t' = i H — =t^ ^ sm cot. 



c + V c c- 



Soit I l'intensité de la lumière émise par la source; du temps t 

 au temps t^dt, celle-ci émet la quantité de lumière I dt qui 

 parviendra à l'œil de l'observateur entre les instants f et t'-^-df. 

 L'intensité perçue sera donc: 



(2) r = I -^7 = ~ ç^ 1 avec K = -^ co . 



dt 1 — K cos cot ; c 



Les équations (1) et (2) donnent T en fonction de t' à l'aide 

 de t comme paramètre. Pour avoir l'ettèt Doppler, il suffit de 

 considérer 



(3) v' = Vq sin cot 



corame fonction de t' à l'aide de l'équation (1). 



On voit donc que l'intensité observée T peut devenir grande 

 (théoriquement infinie) pour certaine valeur de K. En prenant K 

 de l'ordre de 0,05 on trouve des courbes d'éclat très semblables 

 à celles de t Gémeaux ou RY Cassiopèe. 



Pour K >> 1 , on devrait voir quelquefois plusieurs images 

 superposées de l'étoile et d'âges diflerents. Dans ce cas l'effet 

 Doppler deviendrait très difficile à mesurer, les appareils 



