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Les étoiles doubles
L'astronomie de l'invisible
La présence d'un compagnon à proximité d'une étoile affecte son mouvement. Les deux astres gravitent autour d'un centre de masse commun. Il s'ensuit qu'observer le déplacement périodique de l'une des composantes permet d'en déduire l'existence de l'autre, même si sa lumière est trop faible pour pouvoir être observée. Les premiers succès de cette nouvelle astronomie de l'invisible, comme on l'appelait au XIXe siècle auront été les découvertes des compagnons obscurs de Sirius et de Procyon, c'est-à-dire des premières naines blanches
Le terme d'astronomie de l'invisible pourrait aujourd'hui s'appliquer plutôt à ce grand pan de l'astronomie qui opère à l'extérieur de la partie visible du spectre électromagnétique (radioastronomie, astronomie infrarouge, astronomie des hautes énergies, astronomie des neutrinos, astronomie gravitationnelle...). Mais le domaine défriché par les astronomes du XIXe siècle, n'en continue pas moins d'être florissant aujourd'hui. La découverte, à partir de 1995, des premières planètes extrasolaires repose sur la même logique. Et, au-delà, on pourrait aussi rattacher à cette même "astronomie des objets invisibles", qu'elle prolonge, toute la problématique de la matière sombre.
Dates clés :
1844 - Bessel prédit l'existence de compagnons obscurs autour de Procyon et de Sirius.

1862, les frères Clark, à Boston, observent le compagnon de Sirius.

1896 - Découverte par J. Schaeberle à l'observatoire Lick du Compagnon de Procyon.

Une étoile qui n'est soumise à aucune force extérieure est fixe dans l'espace ou se transporte en ligne droite avec une vitesse constante : par conséquent, pour un observateur placé au centre de gravité de notre système, elle conserverait la même position sur la sphère céleste, ou elle se déplacerait d'un mouvement uniforme sur le grand cercle de la sphère qui correspond à la direction de sa vitesse.

De même, le centre de gravité d'un système binaire, c'est-à-dire de deux étoiles dont les distances réciproques sont petites par rapport à celles qui séparent, en général, les autres étoiles (La distance des étoiles) aura aussi un mouvement propre invariable tant qu'une force extérieure à ce système et au nôtre n'agira pas sur lui : chacune des composantes de ce système aura, au contraire, un mouvement propre variable, puisqu'il se composera du mouvement uniforme commun du centre de gravité combiné avec le mouvement orbital de la composante autour de ce point.

D'un autre côté, si le centre de gravité du Système solaire est animé d'un mouvement de translation uniforme, il n'en est pas rigoureusement de même des différentes planètes, pas plus que du centre même du Soleil, par suite des actions attractives de ces dernières; cependant, celles-ci étant invisibles pour lui, nos instruments montreraient à un observateur placé sur une étoile quelconque le Soleil comme une étoile simple (à peine, nos plus proches voisins - s'ils disposaient des moyens actuels d'observation - pourraient-ils peut-être deviner la présence de Jupiter); et, si la masse de l'une des planètes devenait comparable à celle du Soleil, le mouvement propre de cet astre cesserait de paraître uniforme pour le même observateur, sans que le Soleil cessât d'être pour lui une étoile optiquement simple. Un système binaire dont l'une des composantes est d'éclat très faible relativement à l'autre peut donc nous être révélé par l'étude de son mouvement propre.

Or, au cours des observations et des discussions qui ont conduit Bessel à des positions si précises pour un certain nombre d'étoiles fondamentales (Le repérage des astres), cet astronome remarqua, entre les mouvements propres de Sirius (Grand Chien) et de Procyon (Petit Chien) déduits d'observations faites à des époques successives, des différences qui ne lui parurent pas pouvoir s'expliquer par des erreur, d'observation. En 1844, après avoir serré le problème de plus près et, afin d'éliminer les corrections systématiques des catalogues, comparé seulement les différences des positions de chacune de ces deux étoiles avec un certain nombre d'étoiles voisines, il arriva à la conclusion que ces variations de leurs mouvements propres sont bien réelles, et, en cherchant à en déterminer la cause, il fut conduit à l'un de ses plus beaux travaux, la démonstration complète de l'existence d'une étoile invisible pour, lui et ses contemporains, et l'indication approchée de sa position [11].

Telle est l'origine d'une partie de l'astronomie qui a reçu à partir de la seconde moitié de grands développements, et qu'on a appelée à cette époque astronomie de l'lnvisible.

Les compagnons obscurs

Le raisonnement de Bessel
La prédiction de Bessel repose sur le constat de l'existence au fil de temps de variations (supposément périodiques) de la position se Sirius et de Procyon par rapport à des étoiles qui servent de repères. Les variations sont constatées en ascension droite dans le premier cas, et en déclinaison dans le second.

Sirius - Les étoiles repères choisies par Bessel pour Sirius sont : b Ori, a Ori (Orion) et Procyon (Petit Chien);

Procyon - pour Procyon, les repères choisis par Bessel sont les huit étoiles voisines de son parallèle, a Cet (Baleine), a Ori (Orion), b Vir (Vierge), a Ser (Serpent), g Aql, a Aql, b Aql (Aigle) et a Aqr (Verseau).

La comparaison d'une série fort nombreuse de différences d'ascension droite, dans le cas de Sirius, observées et discutées soigneusement, avec les différences déduites des Tabulae regiomontanae, ainsi que discussion complète de toutes les observations antérieures de ces étoiles et de Procyon conduisit, pour les écarts entre les différences successives des déclinaisons observées et celles des mêmes Tabulae, ont eu pour résultat les deux tableaux suivants des écarts q entre ces deux sortes de nombres :
-
Sirius
Procyon
Source Année q (s)
Fundamenta Astr. 1755 0,000
Maskelyne 1767 -0,079
Piazzi 1800 +0,033
Maskelyne 1806 +0,016
Bessel 1815 -0,036
Pond 1819 -0,083
Bessel 1825 0,000
Struve 1825 -0,006
Argelander 1828 +0,003
Airy 1830 +0,049
Pond 1832 +0,084
Busch 1835 +0,188
Bessel 1843 +0,321
Source Année q (s)
Fundamenta Astr. 1755 0,00
Maskelyne 1770 +1,54
Piazzi 1800 +1,99
Bessel 1820 0,00
Pond I 1822 -0,03
Pond II 1822 +0,16
Struve 1824 -0,15
Argelander 1830 +0,03
Airy 1830 +0,47
Pond 1832 +0,84
Anderson 1833 +0,89
Bush 1838 +1,59
Bessel 1844 +2,62

Ainsi l'ascension droite de Sirius observée par Bessel en 1843 diffère de 0,321 s de celle observée en 1755 par Bradley et de celle qu'il avait observée lui-même en 1825. Et de la même façon, pour Procyon, la déclinaison observée en 1844 par Bessel diffère de 2",62 de celle observée, soit en 1755, par Bradley, soit en 1820 par Bessel lui-même. En vingt-quatre ans cette différence donne une erreur annuelle de 0,11", ce qui conduirait pour 1755 à un écart de près de 10" absolument improbable, les différences données plus haut étant les moyennes des différences d'un grand nombre d'observations.

Dans un cas comme dans l'autre, ces écarts sont, d'une part, trop considérables et, d'autre part, ils affectent trop manifestement une marche périodique, pour qu'ils puissent être attribués aux faibles erreurs restant dans les observations utilisées, après leur longue et systématique révision par Bessel : en un mot, ces écarts sont réels.

L'hypothèse de l'invariabilité du mouvement propre en ascension droite de Sirius, par rapport ceux étoiles b Ori, a Ori et a CMi (Procyon), est donc incompatible avec les observation, de même que l'hypothèse de l'irrégularité du mouvement propre en déclinaison de Procyon, par rapport aux huit étoiles de comparaison, se révèle complètement invraisemblable.
Ce que disent les observations, c'est que les mouvements propres des deux étoiles Sirius et Procyon ne s'effectuent pas en ligne droite. Reste à montrer que ces anomalies sont bien dues à l'attraction d'un ou plusieurs astres extérieurs. Et se sera l'étude par le calcul de leur éventuelle action qui convaincra Bessel que la variabilité du mouvement propre en ascension droite de Sirius, ainsi que celle du mouvement propre en déclinaison de Procyon, sont effectivement dues à l'attraction d'un compagnon voisin invisible aux moyens d'investigation que possédaient les astronomes en 1844.

[11] Bessel, Ueber Verändliichkeit der eigenen Bewegung der Fixsterne (Astrononische Nachrichten, n° 514, 515 et 515, 1844).
Examens critiques
Sirius - Cette conclusion de Bessel ne fut pas admise immédiatement et souleva de nombreuses critiques. Ainsi, W. Struve écrit-il en 1847 :
« Si l'irrégularité du mouvement de Sirius est réelle, cette découverte serait, sans doute, l'une des plus importantes qui eussent été jamais faites dans l'Astronomie stellaire, une des plus belles dont la science fût redevable au grand astronome de Koenigsberg. Il m'a cependant paru permis de douter encore de cette réalité jusqu'à ce qu'elle soit constatée par une recherche encore plus concluante [12] ».
Cette recherche, W. Struve l'a entreprise et il employa pour cela les différences d'ascension droite de Sirius et de sept étoiles de la même constellation[13], très voisines de lui aussi bien en ascension droite qu'en déclinaison : en comparant ces différences tettes qu'elles résultent des observations de Bradley (1755) et Piazzi (1800) avec celles provenant des observations faites à Greenwich en 1829, et par lui à Dorpat en 1829, et celles effectuées par Fuchs en 1847 avec la grande lunette méridienne d'Ertel de Poulkowa, il arrive à la conclusion que les observations des années 1755, 1800, 1829, et 1847 ne présentent pas la moindre trace d'une irrégularité dans le mouvement propre de Sirius.
[12] Struve, Études d'Astronomie stellaire, p. 55 et suiv.

[13] Ce sont les étoiles b, n1, n2, q, m, i et g du Grand Chien.

Cette importante question ne fut définitivement tranchée qu'en 1851, par C. Peters [14]; une discussion nouvelle des observations qui avaient servi de bases aux travaux de Bessel et de Struve l'amena à confirmer la réalité des irrégularités annoncées par Bessel, ainsi que le montre la liste suivante des corrections q à faire aux différences d'ascension droite moyenne, données par les Tabulae regiomontanae, entre Sirius et les trois étoiles de comparaison de Bessel, pour les rendre égales aux résultats des observations.
-
Sirius
Source Année q (s)
Fundamenta Astr. 1755 -0,002
Maskelyne 1767 +0,083
Piazzi 1805,1 +0,006
Maskelyne 1806 +0,012
Bessel 1815 -0,032
Pond 1819 +0,083
Bessel 1825 - 0,004
Struve 1825 -0,010
Argelander 1828 +0,004
Peters 1830 +0,066
Source Année q (s)
Airy 1830,5 +0,049
Pond 1832 +0,088
Busch 1835 +0;191
Airy 1838,5 +0,218
Peters 1839,1 +0,248
Bessel et Busch 1843 +0,317
Airy 1844,5 +0,239
Bouris 1847,5 +0,180
Bush et Wischmann 1848,6 +0,170

Peters a d'ailleurs été plus loin; il a démontré que l'existence d'un compagnon obscur de Sirius tournant autour du centre de gravité commun dans une orbite déterminée rendait bien compte numériquement des irrégularités constatées.

[14] C.A.F Peters, Ueber die eigene Bewegung des Sirius (Astronomische Nachrichten, n° 745, 46, 47 et 48).
Ce travail ne réglait pas tous les problèmes. Pour avoir une connaissance complète des éléments de l'orbite de Sirius, il aurait fallu pouvoir combiner les écarts du mouvement propre en déclinaison avec les irrégularités de son mouvement en ascension droite. On aurait alors eu, en effet, quatre équations entre les quatre éléments inconnus a, i, W et w, qui pouvaient servir à les déterminer. Malheureusement, par suite de la situation australe de Sirius, les observations de sa déclinaison étaient pour les observatoires d'Europe bien moins précises que celles de son ascension droite et, pendant longtemps, les observations exactes de Sirius dans l'hémisphère austral ont été fort peu nombreuses.

Quoi qu'il en soit, A. Auwers entreprit néanmoins cette combinaison [15] au moyen de 7000 observations d'ascension droite et 4500 de déclinaison il obtint 119 différences moyennes d'ascension droite de Sirius avec Rigel, a Orion et Procyon, s'étendant de 1751 à 1864, et 95 différences moyennes de déclinaison (dont 8 seulement provenant de l'hémisphère austral) de Sirius avec Rigel et a Hydre. Cet énorme ensemble de matériaux a été traité par la méthode de Peters, tant pour les ascensions droites que pour les déclinaisons, ce qui a fourni une détermination plutôt acceptable (voir tableau donné plus bas) des éléments de l'orbite de Sirius autour du centre de gravité de son système.


[15] A. Auwers, Untersuchungen über verändliche Eigenbewegungen. - Voir aussi : Ueber die Bahn des Sirius (Astronomische Nachrichten, n° 1506).
Un peu avant la publication du mémoire de A. Auwers, la belle théorie de Bessel était d'ailleurs vérifiée par l'observation directe. Le 31 janvier 1862, les célèbres Clark de Boston (Mass.), essayant sur le ciel l'objectif de 0,46 m qu'ils venaient de terminer pour l'Université du Mississippi et le dirigeant dans ce but sur Sirius, furent fort surpris de remarquer à première vue un compagnon, qu'ils estimèrent "de la 10e grandeur environ"; la position qu'ils en obtinrent correspondait à fort peu près avec l'angle de position déduit de l'orbite de Peters et, d'autre part, à cette époque, circonstance qui explique la facilité de leur observation, le compagnon se trouvait d'après le même astronome, très voisin de son apoastre.

Cette découverte fit alors sensation; et, presque partout, on chercha à voir cette étoile nouvelle annoncée depuis si longtemps, si bien que l'observation de ce système binaire fut pour ainsi dire continue, le compagnon ayant pu être bientôt observé avec des objectifs d'ouvertures beaucoup moindres (au cours de l'hiver de 1873-1874, Wilson, à Rugby, l'a observé avec un objectif de 0,21 m et Knott, à Kuckfield, le 2 janvier 1866, avec un objectif de 0,17 m : aussi, dans la liste où, en 1892, A. Auwers a réuni toutes les observations faites depuis 1862, cet astronome en compte-t-il 181, malgré une interruption presque totale de quatre ans (1888-1892) due à la trop grande proximité angulaire du compagnon [16].

Leur combinaison a conduit cet astronome aux éléments, pour l'orbite relative du compagnon par rapport à l'étoile principale (II), que le tableau ci-dessous met en parallèle avec ceux de l'orbite théorique définie précédemment à partir des positions méridiennes de l'étoile principale (I)
-

Éléments
I (Avant)
II (Après)
T
1843,275
1844,216
P
49"399
49",399
n
-7°2877
-7°2877
a (I) a' (II)
2",3307
7",568
e
0,6148
0,6292
i
47°8',7
42°25'6
W
61.57,8
37.30,7
p - W
18.54,5
39.56,5
NB - La durée de la période P et le moyen mouvement n provenant de l'orbite théorique ont été conservés. Si bien que le rapprochement des deux colonnes n'a pas de signification pour ce qui les concerne.
[16] A. Auwers, Beiträge zur Kenntniss des Sirius Systems (Astronomische Nachrichten, n° 3084-85).
La connaissance de cette orbite, ajoutée a celle acquise antérieurement de la distance du système ont permis aussitôt aux astronomes de déterminer la masse non seulement du système, mais également de chacune des deux composantes. Si M désigne la masse de Sirius A (la composante principale, et m, celle de Sirius B, le compagnon obscur, Gill et Elkin calculent que l'on doit avoir :

M+m = 3,24 M = 2,20 m = 1,04

La masse du compagnon serait donc égale à la masse du Soleil et celle de Sirius en serait le double; quant au demi grand axe réel de l'orbite du compagnon, calculé lui aussi par les mêmes auteurs, il s'avère sensiblement égal à vingt fois l'unité astronomique, soit à fort peu près le demi grand axe de l'orbite d'Uranus.

L'estimation de la luminosité (La Lumière des étoiles) du compagnon obscur s'avérera plus délicate, et l'idée que se font alors les astronomes de l'éclat réel de Sirius va même les conduire à l'opposé de la réalité, puis qu'ils concluent que l'éclat intrinsèque de Sirius B devrait être bien supérieur à celui de notre Soleil, malgré sa masse presque identique. Et par suite, selon Ch. André (1900), que "très vraisemblablement sa température est aussi beaucoup plus élevée que celle de l'astre central de notre système." En fait, les astronomes ne savent pas encore à cette époque qu'ils viennent de découvrir le premier représentant d'une classe très spéciale d'astres, celle des naines blanches. Des objets singuliers, compacts et peu lumineux, dont l'étude va jouer un rôle considérable dans l'astrophysique stellaire d'une bonne partie du XXe siècle.

Procyon - La réalité des irrégularités du mouvement propre en déclinaison de Procyon fut sujette aux mêmes objections que celles de Sirius : ainsi W. Struve fait observer que les étoiles de comparaison adoptées par Bessel ont des ascensions droites très différentes et parfois distantes de douze heures; «il paraissait risqué, note Struve, de vouloir trouver la correction moyenne pour Procyon par des étoiles observées dans des saisons tout à fait différentes et parfois même opposées», et, après avoir soumis les chiffres donnés par Bessel à un nouveau calcul, Struve conclut que «les observations de Procyon n'énoncent rien de certain et même de probable sur une irrégularité du mouvement propre en déclinaison de Procyon» [17].

Mais, en 1851, Maedler [18] montre par la comparaison aux Tabulae regiomontanae des observations en déclinaison de Challis, Henderson, Airy et Maury, que de 1835 à 1846 le mouvement propre de Procyon est bien réellement croissant (de +1", 08 à +2",99) comme l'avait annoncé Bessel; et reprenant ensuite les observations en ascension droite de cette étoile depuis Bradley il prouve en outre, par comparaison avec a Taureau, a Orion, a Gémeaux, b Gémeaux et a Hydre, que son mouvement en ascension droite est lui aussi soumis à des irrégularités complètement analogues à celles de Sirius.

[17] Études d'astronomie stellaire, p. 27 et 52.

[18 ] Maedler, Ueber die Verändlickkeit der Eigenbewegung des Procyon (Astronomische Nachrichten, n° 750).
 

Maedler en conclut que les corrections se rapportent bien à un mouvement particulier s'effectuant dans une orbite fermée d'un diamètre d'environ 2", 5 avec une durée de révolution de cinquante à soixante ans. Mais la question fut définitivement élucidée par A. Auwers, en 1862, au moyen d'une étude complète de toutes les observations de Procyon faites depuis 1765 jusqu'en 1860; il les compare pour les ascensions droites aux mêmes étoiles que Maedler, auxquelles il ajoute a Lion, et pour les déclinaisons à a Baleine, a Orion, a Serpent, g, a et b Aigle et a Verseau. 
Pour les déclinaisons, Auwers a ajouté les observations micrométriques faites de Procyon avec trois petites étoiles voisines (magn. 7,8 et 9), par Wichmann (1847-1848, héliomètre de Koenigsberg), W. Struve (1827, équatorial de Dorpat), O, Struve (1851-1861, équatorial de Poulkowa) et Peters (186-1862 héliomètre de Koenigsberg).
Il obtient ainsi [19], pour diverses époques, 62 corrections moyennes en ascension droite et 49 en déclinaison, qu'il traite par la méthode de Peters et arrive a produire les éléments d'une orbite supposée circulaire.

Ce beau travail d'Auwers fut confirmé plus tard (1892) par L. Struve [20]au moyen de la discussion des mesures différentielles qu'avec l'équatorial de 0,41 m de Poulkowa. O. Struve (1873 - 1874) avait faites de Procyon par rapport à deux étoiles voisines de magnitude 9, situées de chaque côté de l'étoile principale. Cet astronome arrive ainsi à des valeurs pour les éléments orbitaux qui ne diffèrent pas sensiblement de celle donnée par Auwers.

En même temps qu'il poursuivait les mesures micrométriques dont nous venons de parler, O. Struve chercha assidûment le compagnon de Procyon et annonça même sa découverte; le 28 mars 1873 et le 11 avril 1874, il avait, cru voir en effet, à 12" environ de Procyon, une faible étoile de 12-13e grandeur dans l'angle de position assigné par l'orbite d'Auwers; mais cette étoile ne put être revue nulle part, pas plus avec l'objectif de 0,66 m de l'observatoire de Washington qu'avec celui plus puissant de l'observatoire Lick [21]; la distance indiquée était d'ailleurs trop forte pour cadrer avec l'orbite théorique.

La découverte du compagnon de Procyon revient finalement, à J. Schaeberle; elle a été faite le 14 novembre 1896 avec l'équatorial de l'observatoire Lick. C'est, d'après lui, une étoile de 13e magnitude, de couleur jaunâtre et passablement intense, qui se trouvait alors à 4",59 de distance de Procyon et dans l'angle de position de 318°45' [22] , assez voisin de celui (275°) indiqué par l'orbite d'Auwers.

[19] A. Auwers, Ueber die Eigenbewegung des Procyon (Astronomische Nachrichtan, n° 1371).

[20] L. Struve, Ueber die unregelmässssige Eigenbewegung von Procyon nach O. Struve's Mikrometermessungen (Astronomische Nachrichten, n° 3108).

[21] Avec cet objectif, Burnham trouva, en effet, tout aussi bien à la fin de 1888 qu'à la fin de 1890, Procyon comme une "grande étoile unique sans le moindre compagnon rapproché".

[22] Publications of the astronomical Society of Pacific (n°, 53, p. 314, 1896).

Depuis, ce compagnon a été observé fréquemment; jusqu'au printemps de 1898 nous en possédons, en effet, huit déterminations nouvelles, dues à Aiken, Hussey, Schaeberle, See, Boothroyd, Barnard et Lewis [23]
L'une de ces observations, celle de Lewis et Malotte, a semblé particulièrement intéressante : ils ont remarqué que la même nuit le compagnon de Sirius était complètement éclipsé par le fil du micromètre, tandis que celui de Procyon débordait visiblement de chaque côté du fil. Il y aurait, ont donc conclu les astronomes, une différence sensible entre ces deux compagnons puisque l'éclat du premier se révélait certainement beaucoup plus grand que celui du second; cette différence paraissait encore accusée par ce fait que, pour eux, le compagnon de Procyon, que les eux observateurs de 14e magnitude, était franchement, pourpre.
Ces mesures micrométriques, jointes aux observations méridiennes différentielles de O. Struve [24], ont permis à See de calculer les éléments de l'orbite relative du compagnon, ainsi que le demi grand axe de l'orbite de Procyon autour du centre de gravité. Des déterminations qui ont abouti a déduire un rapport des masses entres les deux composantes de 5,1. Avec la valeur trouvée par Elkin pour la parallaxe de Procyon, on conclut que, il était possible de dire que : 
1° Le demi grand axe de l'orbite relative du compagnon devait être, en unités astronomiques, de 21, 2 et, par suite, à fort peu près égal à celui de l'orbite d'Uranus, tandis que celui de l'orbite de Procyon autour du centre de gravité devait correspondre à 3, 3, soit à peu près la moyenne des distances au Soleil des planètes d'entre Mars et Jupiter.

2° La masse totale du système devait être six fois celle du Soleil et de la Terre, de sorte que la masse du compagnon devait être précisément égale à celle du Soleil et celle de Procyon en était le quintuple.

Après le compagnon de Sirius, les astronomes venaient ainsi de découvrir leur seconde naine blanche. D'autres compagnons obscurs seront encore découverts dans les années suivante, notamment autour de z Cancri (Cancer), dont deux composantes brillantes étaient déjà connues, et de 70 Ophiuchi (Ophiuchus), affermissant l'idée que de tels systèmes ne constituent pas une exception dans le monde stellaire, et même qu'au contraire un grand nombre, peut-être la majeure partie, des étoiles qui peuplent le ciel sont constituées de la sorte. Notre Soleil n'apparaissait donc plus seulement comme une étoile relativement petite parmi toutes les autres, mais aussi comme une exception relative par le mode de constitution du système dont il est le corps prépondérant.

z Cancri a également conduit à un étrange constat : les deux composantes semblaient de même masse, alors que leurs éclats étaient très différents. Cela avait de quoi troubler les astronomes qui avaient, à la fin du XIXe siècle bien du mal à concevoir comment deux corps d'un même système ayant des masses presque égales, l'un est devenu invisible tandis que l'autre se maintient au plus haut degré d'incandescence. 

"Il y a là, écrivait Charles André en 1900, de quoi jeter quelques doutes sur les relations généralement adoptées entre l'âge et la température des étoiles. C'est donc tout un champ nouveau et fort étendu que la conception géniale de Bessel a ouvert à l'activité des astronomes."
[23] See, 28 et 29 octobre 1897, avec l'objectif de 0,61m de l'observatoire Lowell à la station de Flagstaff (Arizona), dans les Astronomische Nachrichten, n° 3496.
Barnard, 2 novembre 1897, avec l'objectif de 1,02 m de l'observatoire Yerkes (Astronomical Journal, n° 135).
Lewis et Malotte, les 20 et 21 mars et 4 avril 1896, à Greenwich, avec le nouvel objectif de 0,71 m (Monthly Notices of the Royal Astronornical Society, Vol. LVIII, p. 355).

[24] Annales de l'observatoire de Poulkova, Vol. X.

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