SÉANCE DU 19 FÉVRIER 21 



ble, il faut nécessairement que le plan de l'orbite des deux 

 composantes du système binaire coïncide presque avec la 

 direction du rayon visuel. Mais ce ne peut être qu'un cas 

 rare qui se vérifie pour Algol et probablement aussi pour les 

 autres étoiles variables du même type. 



On peut imaginer qu'il existe beaucoup d'autres systèmes 

 d'étoiles doubles très rapprochées, avec différence d'éclat 

 considérable. Leur existence pourra se révéler au spectros- 

 cope pourvu que le plan de l'orbite ne soit pas trop forte- 

 ment incliné sur la direction du rayon visuel. 



C'est le cas de Spica ou a de la Vierge, pour laquelle les 

 mesures exécutées par M. Vogel sur des photographies de 

 son spectre amènent à conclure à l'existence d'un compagnon 

 invisible. Les mesures ont été rendues très difficiles par le 

 fait que les raies de l'hydrogène sont excessivement larges 

 et diffuses dans le spectre de Spica. Néanmoins, grâce à la 

 perfection du système de mesure, et grâce aussi au mouve- 

 ment assez rapide de Spica dans son orbite, des déplace- 

 ments assez marqués des raies ont pu être constatés. 



Il en résulte que Spica a un compagnon et que son mou- 

 vement autour du centre de gravité du système s'opère en 

 4J. 013. La vitesse maximum accusée par les photographies 

 est de plus de 100 kilom. En supposant l'orbite circulaire, 

 on arrive à conclure que le système binaire a une masse 

 égale à 2.6 fois la masse du soleil, et que la distance du centre 

 de Spica au centre de gravité du système est de près de 5 

 millions de kilomètres. 



Il n'est pas nécessaire d'admettre que le compagnon de 

 Spica soit absolument obscur. Il résulte même de l'étude des 

 photographies obtenues aux moments où le mouvement a 

 lieu dans la direction du rayon visuel, que le spectre 

 est un peu modifié et les bandes de l'hydrogène un peu 

 élargies ce qui permettrait de supposer que le compagnon 

 de Spica est de 3 rae grandeur et possède un spectre analogue 

 à celui de l'étoile principale de l re grandeur. 



L'étude attentive des photographies de spectres stellaires 

 obtenues à l'observatoire de Cambridge a conduit à la con- 



