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Bulletin  physi  go -mathématique 
gulaire.  Disons  en  passant  que  la  plus  grande  difficulté  du 
travail  de  Sa  vary,  s’est  peut-être  rencontrée  dans  le  passage 
des  observations  aux  données  en  question.  M.  Encke  a fait 
également  l’application  d’une  méthode  de  son  invention  à l’é- 
toile p d’Ophiuchus;  et  depuis  lors,  divers  astronomes  se  sont 
occupés  en  Angleterre  et  en  Allemagne  du  calcul  des  orbites 
des  étoiles  doubles. 
On  conçoit  que  la  précision  des  résultats  dépend,  non  seu- 
lement de  l’exactitude  des  observations,  mais  aussi  de  l’am- 
plitude du  déplacement  observé.  Désirant  produire  des  ré- 
sultats utiles  à la  science  en  appliquant  les  formules  que  j'ai 
eu  l’honneur  de  déposer  à de  nouvelles  méthodes  que  j ex- 
poserai plus  tard,  j’ai  demandé  à AIM.  Struve  et  obtenu  de 
leur  libéralité  scientifique  à laquelle  je  m’empresse  de  rendre 
hommage,  la  communication  de  plusieurs  séries  d’observa- 
tions précieuses,  encore  inédites,  faisant  suite  au  grand  ou- 
vrage de  M.  Struve  et  à l’ Addit amentum,  et  comprenant  l’an- 
née 1847.  Aujourd’hui,  je  viens  présenter  à l’Académie  le 
premie**  extrait  d'un  long  travail  que  j'ai  entrepris  sur  les 
étoiles  doubles.  11  est  relatif  au  système  binaire  £ d’Hercule 
(2084  Struve),  dont  la  position  est  R = 1G/'  34"', 8,  D = 
-+-31°  55,  et  qui  se  compose  de  deux  étoiles  dont  l’une  de 
3ème  grandeur  est  de  couleur  subflava,  et  l’autre  de  G à 7 
est  subrubra  (Struve). 
C’est  cette  étoile  double  qui  excita  à un  si  haut  dégré  l’at- 
tention de  W.  Herscbel,  lui  présentant  un  phénomène  en- 
tièrement nouveau  en  astronomie  , celui  d’une  occultation 
d’une  étoile  fixe  par  une  autre.  W.  Herscbel  la  vit  double 
en  1782  et  mesura  l’angle  de  position.  En  1795,  il  trouva 
qu’il  était  difficile  d’apercevoir  la  petite  étoile:  cependant,  en 
octobre  de  la  même  année,  il  la  vit  franchement  double,  avec 
un  grossissement  de  460  fois,  et  il  indiqua  le  quadrant  dans 
lequel  elle  était  située.  Ce  ne  fut  ensuite  qu’en  1802  et  3803 
qu’Herschel  reprit  les  observations  de  £ d’Hercule;  et  tantôt 
il  croyait  apercevoir  la  petite  étoile,  tantôt  il  constatait  seule- 
ment une  déformation  de  l’étoile  principale.  11  en  conclut  que 
la  direction  du  mouvement  relatif  n’est  pas  tout  à fait  cen- 
trale, et  présume  que  le  disque  de  l’étoile  principale  restera 
déformé  pendant  tout  le  temps  de  la  conjonction.  Nous  ne 
suivrons  point  Herscbel  dans  la  discussion  à laquelle  il  se 
livre  à ce  sujet,  et  nous  passerons  aux  observations  que  M. 
Struve  a consignées  dans  son  grand  ouvrage  (mesures  mi- 
crométriques des  étoiles  doubles  etc.).  Laissons  parler  ce 
dernier. 
"Le  même  phénomène,  dit-il,  après  avoir  cité  les  observa- 
tions de  W.  Herscbel,  s’est  pleinement  présenté  à nous,  de 
1826  à 1834 . J’ai  vu  sans  difficulté  les  deux  étoiles  en  1826. 
Pendant  l’année  1828,  il  était  déjà  difficile  de  les  séparer;  en 
1829  et  1831,  je  n’ai  point  aperçu  le  compagnon.  En  1832, 
j’ai  cru  observer  une  apparence  du  compagnon;  enfin,  en  1834, 
le  compagnon  s’est  offert  à mes  regards  dégagé  des  rayons 
de  l’étoile  principale,  et  de  l’autre  côté  qu’en  1826.  Ainsi, 
j’ai  constaté,  sans  hésitation,  ce  phénomène  qui  se  présentait 
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inattendu.  Eu  effet,  d’après  le  récit  d Herschel  I,  j’avais 
supposé  le  mouvement  beaucoup  plus  lent.  C’est  pourquoi  jel 
ne  m’expliquais  nullement  cur  comilem,  an tea  visam,  annis  1828 
et  1832  difjïcilius  et  mox  omnino  non  vide  rem.  Grande  fut  ma; 
surprise,  lorsque  le  15  juin  1834,  je  vis  nettement  (je  ne  me 
souviens  pas  avoir  jamais  vu  d’images  d’une  telle  précision),, 
le  compagnon  presque  sur  la  même  ligne  que  huit  ans  aupar- 
avant, autant  que  ma  mémoire  pouvait  me  le  rappeler.  Je 
songeais  à la  variabilité  de  la  lumière  du  compagnon.  Mais, 
quelle  fut  ma  joie  en  transcrivant  cette  observation  de  mon 
journal  sur  le  registre  des  étoiles  multiples,  lorsque  je  remar- 
quai que  le  compagnon  se  trouvait  bien  à peu  près  sur  la 
même  ligne,  mais  dans  la  direction  opposée:  de  là,  l’explica- 
tion des  circonstances  qui  m’avaient  tant  de  fois  embarrassé 
( vexaverant ) pendant  1 espace  de  8 années.  Il  ne  me  paraît  pas 
y avoir  aucun  doute  que  j’aie  effectivement  observé  le  com- 
pagnon en  1832,75,  quoique  la  distance  0,81  surpasse  pro- 
bablement la  véritable,  qui  pouvait  à peine  excéder  elle-même 
0,5,  vu  qu’en  1833,  la  petite  étoile  m’échappa  de  nouveau.» 
Après  une  courte  comparaison  des  observations  faites  jus- 
qu’en 1834,  M.  Struve  ajoute:  «Mais  ces  observations  qui,' 
embrassent  un  intervalle  de  52  ans,  ne  suffisent  pas  pour 
qu’on  en  puisse  conclure  avec  quelque  certitude,  la  durée  de 
la  révolution.  On  pourrait  faire  l’hypothèse  d’une  durée  de 
14  ans,  de  sorte  qu’il  se  serait  accompli  une  révolution  de 
1782  à 1795,  et  que  deux  autres  aient  eu  lieu  de  1795  à 
1826.  Il  faut  remarquer  qu’il  s’est  écoulé  28  — 2 X 14  ans, 
entre  la  disparition  observée  par  Herschel  et  celle  que  nous 
avons  observée  nous  même.  Etenim  quo  minus  tempus  revolu- 
tion is  28  annorum  assumamus, positio  comitis  a Hcrschelio  1795 
primo  quadranli  a?, signala  pugnal.  Mais  j’avoue  volontiers  qu’il 
convient  de  suspendre  son  jugement  et  d’attendre  des  obser- 
vations ultérieures  instituées  avec  le  plus  grand  soin  et  au 
moyen  des  meilleurs  instruments.» 
MM.  Struve  ont  continué  depuis,  la  série  des  observations) 
de  l’intéressante  étoile  qui  nous  occupe,  et  ce  sont  leurs  ob- 
servations, jointes  à l’angle  de  position  obtenu  par  Herschel 
en  1782,  qui  ont  servi  de  base  aux  calculs  dont  nous  présen 
tons  seulement  les  résultats  en  ce  moment. 
Les  erreurs  qui  affectent  les  mesures  de  distance,  si  diffi- 
ciles à obtenir  lorsquelles  sont  de  i"  environ  ou  au  dessous, 
ne  paraissent  pas  excéder  ici  0,10  à 0^12,  néanmoins,  ces 
erreurs  nous  ont  paru  trop  considérables  pour  introduire! 
avantageusement  les  distances,  dans  la  détermination  d’une 
première  valeur  approchée  des  éléments  de  l’orbite.  Nous! 
avons  dû  recourir  à une  méthode  différente  de  celle  que  nous 
avons  présentée,  et  propre  à fournir  les  inconnues  du  problème 
autres  que  le  demi  grand  axe,  en  parlant  des  seuls  angles  de 
position.  Les  éléments  que  nous  avons  obtenus  représentent 
bien  les  angles  de  position,  mais  ils  laissent  dans  les  distance«! 
des  erreurs  progressives  comprises  entre  0, 14  et  — 0,18 
Celle  s-ci  dépassant  notablement  la  limite  des  erreurs  des  ob-l 
servations  modernes,  il  convenait  d’essayer  de  les  atténuer 
