posent, ont, en général, des intensités fort dissemblables. Chaque groupe, dans lequel ces notables inégalités d’intensité tiendraient à de grandes différences dans l’éloignement des deux astres, fournirait un moyen d’observation très-simple pour juger de la distance de l’étoile la plus brillante à la terre. Ce moyen, comme nous l’avons vu (liv. ix, chap. xxxiii, p. 437), Galilée l’avait déjà proposé ; le docteur Long le mit en pratique ; William Herschel, un peu plus tard, l’appliqua aux groupes binaires, déjà catalogués de son temps, qui semblaient présager le plus de réussite ; mais, ainsi qu’il arrive à tout le monde, quoique tout le monde n’ait pas la candeur de l’avouer, en cherchant une chose le célèbre astronome de Slough en trouva une autre ; il découvrit que, le plus ordinairement, les étoiles de grandeurs inégales, formant des groupes, ne sont pas, comme on l’avait imaginé jusqu’alors, des étoiles indépendantes placées par hasard sur deux lignes visuelles très-rapprochées ; que leur réunion dans un espace très-resserré n’est pas un simple effet de projection ou de perspective ; que ces étoiles sont liées les unes aux autres ; qu’elles forment de véritables systèmes ; que leurs positions relatives changent sans cesse ; que les petites étoiles tournent autour des grandes, précisément comme les planètes, Mars, Jupiter, Saturne, etc., circulent autour du Soleil.
Mathématiquement parlant, les deux étoiles se meuvent l’une et l’autre autour de leur centre commun de gravité. Toutefois, les observations astronomiques ordinaires font seulement connaître les positions successives de la petite étoile par rapport à la grande ; or si l’on ne
