Le Cancer

Le Cancer constitue une forme de rareté au monde des constellations héritées de l'Antiquité. Point d'alignement spectaculaire ou facilement reconnaissable dans cette constellation du zodiaque.

Altarf est de magnitude apparente 3,53 et de magnitude absolue -1,22 (300 fois la luminosité du Soleil). Distance : 300 années-lumière.

Les autres étoiles sont plus faibles que la magnitude 4.

Dans le Cancer, trône, en revanche, une vedette des nuits d'hiver et de printemps (pour les observateurs de l'hémisphère nord) : l'amas de la Crèche = Praesepe = M 44 ***. Un amas ouvert vieux de 400 millions d'années, dont les étoiles sont assez dispersées et qui est visible à l'oeil nu comme une pâle lueur d'un diamètre apparent comparable à deux ou trois fois celui de la pleine Lune. Située à 580 années-lumière de nous, la Crèche comprend deux à trois cents étoiles. La plus brillante, Epsilon Cancri est de magnitude 6,3. Des caractéristiques spectrales analogues à celles des Hyades, dans le Taureau, ainsi qu'une direction de déplacement identique dans le ciel des deux amas suggèrent que ceux-ci possèdent une origine commune.

Plusieurs étoiles multiples peuvent s'observer dans cette constellation. Citons : Acubens, Tegmen et Iota 1. Acubens, qui se situe à 139 années-lumère de nous, en possède trois composantes. Les deux plus brillantes sont de magnitudes respectives 4,27 et 11 et sont séparées de 11".

Tegmen = Dzêta Cnc, qui est à 84 années-lumière, possède cinq composantes. Les magnitudes des deux plus lumineuses (jaunes et séparées de 6') sont égales à 5,1 et à 6,0.

Outre les deux composantes principales A et B, il convient d'ajouter une troisième étoile C un peu plus faible, connue avant le dédoublement de A, distante d'environ 5" du milieu de AB et qui, d'après W. Struve, a, dans l'espace, le même mouvement propre que lui, d'environ 15" par siècle; l'ensemble de ces trois étoiles l'orme donc un système physiquement lié, et l'on doit considérer Dzêta Écrevisse (Cancer) comme une étoile triple. Son histoire est intéressante.

En 1756, Tobie Mayer constata avec le cercle mural de Göttingue que l'étoile z était double et détermina la position relative des deux composantes A et C à l'aide des différences d'ascension droite et de déclinaison; des observations analogues furent faites par Christian Mayer, à Mannheim, en 1728.

Le 21 novembre 1781, W. Herschel, en examinant ce couple, fit la découverte intéressante que l'étoile principale A était la réunion de deux étoiles A et B très rapprochées et à peu près d'égal éclat; vingt-deux ans plus tard (7 février 1803) l'illustre astronome la retrouva double et constata un changement de 9°57' dans l'angle de position mesuré par lui en 1781. Cependant, à la date du 21 février 1822, J. Herschel note z Cancer comme une étoile double (A. C.) et non triple; c'est seulement au printemps de 1825 que l'affirmation de W. Herschel fut mise hors de doute par J. South dans son observatoire temporaire de Passy : il sépara alors très nettement A en deux étoiles distinctes et les trouva à une distance de 1".

L'étoile autrefois cataloguée Dzêta Écrevisse est donc bien triple. Les distances moyennes des composantes sont AB - 1,2", AC = 5",7, et tandis que B tourne autour de A en 60 ans environ, C met de 6 à 7 siècles pour effectuer sa révolution [1] autour du centre de gravité de (AB).

[1] L'application de la troisième loi de Kepler donnerait 680 ans. Au commencement du siècle le système AB passait par le périastre apparent; J. Herschel ne pouvait donc le dédoubler avec la lunette de 5 pieds qu'il employait en 1822.

Depuis cette, époque, ce système AB a effectué un peu plus d'une révolution nous donnons ici son orbite apparente et son orbite réelle, toutes deux remarquables par la faiblesse de leur excentricité), et pendant cet intervalle aucun autre n'a peut-être été observé aussi fréquemment et aussi régulièrement, et aucun n'a plus exercé la sagacité des calculateurs. II est, en effet, fort intéressant, non seulement par la difficulté de l'observation de deux étoiles si rapprochées et toutes deux d'éclat assez considérable, mais aussi parce qu'on pouvait espérer y trouver, pour la première fois en dehors du système solaire, un spécimen achevé du problème des trois corps. Théoriquement on, doit s'attendre, en effet, à ce que la troisième étoile C trouble le mouvement relatif de A. et de B; mais, au point de vue pratique, on négligera d'abord ces perturbations et l'on traitera le système AB comme s'il était seul (pour éviter les erreurs accidentelles on prendra toujours comme série des positions à considérer celles qui résultent des moyennes de deux années consécutives).

L'application d'une des méthodes que nous avons indiquées a montré que l'orbite apparente de B, par rapport à A supposée immobile, est presque circulaire, avec une durée de période d'environ 60 ans, et que, l'inclinaison du plan de l'orbite réelle étant très faible, celle-ci diffère fort peu de de la première. Mais, par suite de la précision croissante des mesures, on a constaté, il y a une trentaine d'années, dans la série des positions observées pour le compagnon, des irrégularités ayant un caractère de périodicité nettement accusé; aussi un essai de détermination indirecte de l'action perturbatrice de C sur AB a-t-il été tenté récemment par H. Seeliger [2], en supposant que la distance de C à un point de la droite AB reste constante pendant le court intervalle (60 ans) pour lequel nous avons une série continue d'observations exactes (Ch. André, 1900).

[2] H. Seeliger, Ueber die Bewegungsverhältnisse in dem dreifachen Sternsystem z Cancri (Zeitungsberichte der K. Akademie dei- Wissenschaften. Wien, 1881, p. 1018 et suiv.).

Dans cette constellations se trouve également le radiant des Bêta-Cancrides, un essaim d'étoiles filantes, relativement actif (ZHR = 20) dans la période du 9 au 15 juillet (maximum le 12 juillet). Il est malheureusement diurne.