LES SYSTEMES STELLAIRES. 
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autorisent — à l’étoile principale et à l’étoile satellite 
d’un système binaire dont les masses seraient q. et p, le 
demi-grand axe de l’orbite elliptique a et la période P, 
nous aurons 
f (4 + f*') 
in 2 a 3 ' 
~“p2 
Il nous reste à combiner ces deux formules pour en tirer 
la comparaison des deux systèmes. Elles nous donnent 
lyq-jy _ à& . t* # 
M 4- m ~~ d 3 P 2 
Si nous prenons pour unité de masse la somme des 
masses du Soleil et de la Terre, M -f m = 1 , ce qui 
diffère très peu de la masse du Soleil ; pour unité de lon- 
gueur Y unité astronomique ou la distance moyenne du 
Soleil à la Terre, d = 1 ; enfin pour unité de temps l’an- 
née sidérale, T = 1 , nous aurons 
Nous avons vu d’ailleurs que le nombre qui mesure le 
demi-grand axe a de l’orbite de l’étoile satellite, dans le 
même système d’unités, n’est autre que le rapport ^ de 
ce demi-grand axe à la parallaxe de l’étoile, exprimés 
tous deux en secondes d’arc : a = ^77. On peut donc peser 
les étoiles, comme on pèse les planètes pourvues de satel- 
lites ; la masse de comparaison est celle du Soleil — devant 
laquelle nous négligerons la masse de la Terre — et la 
pesée n’exige que des mesures d’angles (a” et p") et de 
temps, P. 
Le tableau suivant groupe les résultats principaux de 
l’application des formules a = et y. -)- g' = ^ , aux 
systèmes binaires dont on connaît les parallaxes. Il n’est 
pas superflu d’ajouter que les parallaxes stellaires étant, 
en règle très générale, fort peu sûres, l’incertitude des 
valeurs qu’on leur attribue rejaillit sur les nombres qui 
