LES SYSTÈMES STELLAIRES. 435 
et n’abandonner la tâche qu’au jour où l’étoile accepte de 
suivre la route qu’on lui a tracée. 
La figure ci-jointe résume, en l'appliquant à un exemple, 
ce que nous venons de dire. Elle représente l’orbite appa- 
rente de y de la Vierge ; les points noirs figurent les 
positions de l’étoile satellite telles que l’observation les a 
fournies. L’étoile principale est au point de croisement 
des axes perpendiculaires. En menant la droite qui passe 
par l’étoile principale et le centre de l’orbite, on obtient 
un de ses diamètres ; ici, et à l’échelle du dessin, ce dia- 
mètre se confond à très peu près avec le grand axe de 
l’orbite apparente. 
Le résultat de ce travail, poussé jusqu’au bout pour 
quelques couples seulement, autorise l’énoncé des deux 
lois suivantes : 
1 . L'orbite apparente relative de l'étoile satellite est une 
ellipse. Elle est telle par hypothèse, mais les observations 
s’en accommodent et dès lors la consacrent. Les dimensions 
angulaires et l’excentricité de ces ellipses varient d’un 
système binaire à un autre. 
On remarquera que cette loi copie la première partie 
de la première loi de Kepler, mais l’analogie s’arrête là. 
Tandis que le Soleil trône au foyer des ellipses planétaires, 
l’étoile principale n’occupe nécessairement ni le centre, ni 
le foyer, ni un point déterminé quelconque de l’orbite 
apparente. 
2. Le rayon vecteur de l'étoile satellite décrit des aires 
proportionnelles au temps. Cette seconde loi esti den tique 
à la seconde loi de Kepler. 
Telles sont les conclusions qui se dégagent immédiate- 
ment de l’observation, habilement interprétée, du mouve- 
ment relatif apparent de l’étoile satellite. Il nous reste 
à en poursuivre les conséquences. 
