Server : Apache System : Linux webd348.cluster026.gra.hosting.ovh.net 5.15.148-ovh-vps-grsec-zfs-classid #1 SMP Thu Feb 8 09:41:04 UTC 2024 x86_64 User : hednacluml ( 122243) PHP Version : 8.3.9 Disable Function : _dyuweyrj4,_dyuweyrj4r,dl Directory : /home/hednacluml/encyclo/articles/b/i/n/ |
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<title>Binaire spectroscopique - Wikipédia</title>
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<a name="top" id="contentTop"></a>
<h1 class="firstHeading">Binaire spectroscopique</h1>
<div id="bodyContent">
<h3 id="siteSub">Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.</h3>
<div id="contentSub"></div>
<!-- start content -->
<div class="thumb tright">
<div class="thumbinner" style="width:252px;"><a href="../../../../articles/b/i/n/Image%7EBinaire-spectro.png_abea.html" class="image" title="Mouvement d'une binaire spectroscopique."><img alt="Mouvement d'une binaire spectroscopique." src="../../../../images/shared/thumb/d/db/Binaire-spectro.png/250px-Binaire-spectro.png" width="250" height="115" border="0" class="thumbimage" /></a>
<div class="thumbcaption">
<div class="magnify"><a href="../../../../articles/b/i/n/Image%7EBinaire-spectro.png_abea.html" class="internal" title="Agrandir"><img src="../../../../skins/common/images/magnify-clip.png" width="15" height="11" alt="" /></a></div>
Mouvement d'une binaire spectroscopique.</div>
</div>
</div>
<p>Une <strong class="selflink">binaire spectroscopique</strong> est une <a href="../../../../articles/%C3%A9/t/o/%C3%89toile_binaire.html" title="Étoile binaire">étoile binaire</a> dont le mouvement <a href="../../../../articles/o/r/b/Orbite.html" title="Orbite">orbital</a> est mis en évidence par la variation de la vitesse radiale d'une ou des deux composantes du système. Cette vitesse est mesurée grâce à un <a href="../../../../articles/s/p/e/Spectrom%C3%A8tre.html" title="Spectromètre">spectrographe</a>, en observant le déplacement par <a href="../../../../articles/e/f/f/Effet_Doppler-Fizeau_0e2c.html" title="Effet Doppler-Fizeau">effet Doppler-Fizeau</a> des <a href="../../../../articles/r/a/i/Raie_spectrale.html" title="Raie spectrale">raies spectrales</a> de l'étoile, dû à sa vitesse orbitale le long de la ligne de visée. Cette méthode a également conduit à la détection de la plupart des <a href="../../../../articles/e/x/o/Exoplan%C3%A8te.html" title="Exoplanète">planètes extrasolaires</a> connues à ce jour.</p>
<table id="toc" class="toc" summary="Sommaire">
<tr>
<td>
<div id="toctitle">
<h2>Sommaire</h2>
</div>
<ul>
<li class="toclevel-1"><a href="#Historique"><span class="tocnumber">1</span> <span class="toctext">Historique</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Classification"><span class="tocnumber">2</span> <span class="toctext">Classification</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Th.C3.A9orie_et_application"><span class="tocnumber">3</span> <span class="toctext">Théorie et application</span></a>
<ul>
<li class="toclevel-2"><a href="#Equations_du_mouvement"><span class="tocnumber">3.1</span> <span class="toctext">Equations du mouvement</span></a></li>
<li class="toclevel-2"><a href="#Fonction_de_masse"><span class="tocnumber">3.2</span> <span class="toctext">Fonction de masse</span></a></li>
<li class="toclevel-2"><a href="#Param.C3.A8tres_fondamentaux"><span class="tocnumber">3.3</span> <span class="toctext">Paramètres fondamentaux</span></a></li>
<li class="toclevel-2"><a href="#D.C3.A9tectabilit.C3.A9"><span class="tocnumber">3.4</span> <span class="toctext">Détectabilité</span></a></li>
</ul>
</li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Instruments_d.27observation"><span class="tocnumber">4</span> <span class="toctext">Instruments d'observation</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Bibliographie"><span class="tocnumber">5</span> <span class="toctext">Bibliographie</span></a></li>
<li class="toclevel-1"><a href="#Voir_aussi"><span class="tocnumber">6</span> <span class="toctext">Voir aussi</span></a>
<ul>
<li class="toclevel-2"><a href="#Liens_internes"><span class="tocnumber">6.1</span> <span class="toctext">Liens internes</span></a></li>
</ul>
</li>
</ul>
</td>
</tr>
</table>
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</script>
<p><a name="Historique" id="Historique"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Historique">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Historique</span></h2>
<p><a href="../../../../articles/h/e/r/Hermann_Carl_Vogel_7be8.html" title="Hermann Carl Vogel">Hermann Carl Vogel</a> a été le premier à observer le phénomène oscillatoire des raies d'<a href="../../../../articles/b/e/t/Beta_Persei_2214.html" title="Beta Persei">Algol</a> à l'Observatoire de Potsdam, en novembre 1889 (Vogel, 1890) : avant un minimum de la <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_%C3%A0_%C3%A9clipses.html#Courbe_de_lumi.C3.A8re" title="Binaire à éclipses">courbe de lumière</a> de cette <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_%C3%A0_%C3%A9clipses.html" title="Binaire à éclipses">binaire à éclipses</a>, l'étoile s'éloignait du Soleil, alors qu'elle s'en rapprochait après ce minimum. Non seulement la duplicité d'Algol était ainsi indépendamment confirmée, mais Vogel donnait également une estimation des diamètres d'Algol et de son « <i>compagnon</i> », ainsi que les masses respectives « <i>4/9 et 2/9 de <a href="../../../../articles/m/a/s/Masse_solaire.html" title="Masse solaire">masse solaire</a></i> ». En réalité, Algol est maintenant connue comme un système au moins triple, le couple à éclipses ayant pour masses respectives 3,6 et 0,8 <a href="../../../../articles/m/a/s/Masse_solaire.html" title="Masse solaire">masse solaire</a>.</p>
<div class="thumb tright">
<div class="thumbinner" style="width:252px;"><a href="../../../../articles/m/i/z/Image%7EMizar-A-BS2.png_7677.html" class="image" title="Courbe des vitesses radiales des deux composantes de la BS2 Mizar A."><img alt="Courbe des vitesses radiales des deux composantes de la BS2 Mizar A." src="../../../../images/shared/thumb/c/cd/Mizar-A-BS2.png/250px-Mizar-A-BS2.png" width="250" height="190" border="0" class="thumbimage" /></a>
<div class="thumbcaption">
<div class="magnify"><a href="../../../../articles/m/i/z/Image%7EMizar-A-BS2.png_7677.html" class="internal" title="Agrandir"><img src="../../../../skins/common/images/magnify-clip.png" width="15" height="11" alt="" /></a></div>
Courbe des vitesses radiales des deux composantes de la BS2 Mizar A.</div>
</div>
</div>
<p>Annoncée simultanément par <a href="../../../../articles/e/d/w/Edward_Charles_Pickering_b966.html" title="Edward Charles Pickering">Edward Charles Pickering</a> le 13 novembre 1889 (Aitken, 1964, indique: août 1889), la première découverte d'une binaire spectroscopique à deux spectres, <a href="../../../../articles/z/e/t/Zeta_Ursae_Majoris_4d46.html" title="Zeta Ursae Majoris">Mizar</a>, est due à Antonia C. Maury, nièce de <a href="../../../../articles/h/e/n/Henry_Draper_cd07.html" title="Henry Draper">Henry Draper</a>, à l'Observatoire d'Harvard (Pickering, 1890). Mizar est en fait une <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_visuelle.html" class="mw-redirect" title="Binaire visuelle">binaire visuelle</a>, dont chacune des composantes, Mizar A et Mizar B sont elles-mêmes des binaires spectroscopiques, ce qui en fait une étoile quadruple. C'est donc en observant Mizar A que Maury s'aperçut que la <a href="../../../../articles/r/a/i/Raie_spectrale.html" title="Raie spectrale">raie spectrale</a> K du <a href="../../../../articles/c/a/l/Calcium.html" title="Calcium">calcium</a> était parfois floue, parfois double, avec une périodicité de 52 jours. L'hypothèse formulée alors fut que Mizar A était « <i>elle-même une étoile double ayant des composantes d'à peu près même luminosité, et trop serrée pour avoir déjà été résolue visuellement. De plus, que la durée de révolution du système est de 104 jours.</i> » (Pickering, 1890). En réalité, la période est de 20,5 jours, l'erreur provenant de l'orbite fortement <a href="../../../../articles/e/x/c/Excentricit%C3%A9_orbitale.html" title="Excentricité orbitale">excentrique</a> et de l'orientation du grand-axe. En 1908, Mizar B fut également découverte comme binaire spectroscopique, mais les raies de la secondaire étaient trop faibles pour être vues.</p>
<p>Le nombre de binaires spectroscopiques connues a depuis régulièrement augmenté. Au 1<sup>er</sup> juillet 2003, le 9<sup>ème</sup> Catalogue des orbites de binaires spectroscopiques S<sub>B<sup>9</sup></sub> contenait 1999 orbites concernant 1985 systèmes, contre 1469 systèmes dans le 8<sup>ème</sup> Catalogue en 1989.</p>
<p>Les progrès de l'instrumentation, avec des précisions sur les vitesses radiales maintenant meilleures que le m/s, permettent de mesurer des perturbations très petites, dues à des compagnons planétaires et non plus seulement stellaires.</p>
<p><a name="Classification" id="Classification"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Classification">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Classification</span></h2>
<p>L'analyse du <a href="../../../../articles/s/p/e/Spectre_%C3%A9lectromagn%C3%A9tique.html" title="Spectre électromagnétique">spectre</a> distingue plusieurs cas de binaires :</p>
<ul>
<li>les binaires à un spectre seulement, nommées <b>BS1</b> (<b>SB1</b> en anglais), quand seul le mouvement des <a href="../../../../articles/r/a/i/Raie_spectrale.html" title="Raie spectrale">raies</a> de l'étoile la plus brillante peut être mesuré. C'est en particulier le cas pour des étoiles hôtes de <a href="../../../../articles/e/x/o/Exoplan%C3%A8te.html" title="Exoplanète">planètes extrasolaires</a>.</li>
<li>les binaires à deux spectres, nommées <b>BS2</b>, quand le mouvement des <a href="../../../../articles/r/a/i/Raie_spectrale.html" title="Raie spectrale">raies</a> des deux composantes est vu.</li>
<li><b>BS3</b>, plus rare, pour un système triple.</li>
<li>les binaires à spectre double (spectrum binary). Ici le spectre contient les informations spectrales de deux étoiles, mais le mouvement orbital n'est pas établi. Il peut également s'agir de deux objets par coïncidence sur la même ligne de visée, de la même manière qu'une étoile double observée peut être soit une <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_visuelle.html" class="mw-redirect" title="Binaire visuelle">binaire visuelle</a> à longue période, soit une <a href="../../../../articles/d/o/u/Double_optique.html" title="Double optique">double optique</a>.</li>
</ul>
<p><a name="Th.C3.A9orie_et_application" id="Th.C3.A9orie_et_application"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Théorie et application">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Théorie et application</span></h2>
<p><a name="Equations_du_mouvement" id="Equations_du_mouvement"></a></p>
<h3><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Equations du mouvement">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Equations du mouvement</span></h3>
<p>Dans le cadre d'un simple mouvement Képlerien, chaque composante du système décrit une <a href="../../../../articles/o/r/b/Orbite.html" title="Orbite">orbite</a> autour du <a href="../../../../articles/b/a/r/Barycentre.html" title="Barycentre">barycentre</a>. Par dérivation par rapport au temps de la projection de ce mouvement le long de la ligne de visée, <i>z = r</i> sin<i>i</i> sin<i>(ν+ω)</i> où <i>r</i> est le rayon vecteur, et en tenant compte également de la vitesse propre du barycentre dans l'espace, on observe pour chaque composante (les indices 1,2 des composantes étant omis) la vitesse radiale:</p>
<dl>
<dd><img class="tex" alt="
V_R = V_\gamma + K \left(e\cos\omega + \cos(\nu+\omega)\right)" src="../../../../math/1/5/3/1531091d90d22fa1e46de0badc58cc10.png" /> km/s avec</dd>
<dd><img class="tex" alt="
K_{1,2} = \frac{10879}{P}\frac{a_{1,2}\sin i}{\sqrt{1-e^2}}" src="../../../../math/1/8/8/188b3aaeee9bd020df2564d9d0f961dd.png" /> km/s</dd>
</dl>
<p>où:</p>
<dl>
<dd>
<ul>
<li><i>V<sub>γ</sub></i> = vitesse du barycentre le long de la ligne de visée en km/s.</li>
<li><i>K<sub>1</sub></i> (resp. <i>K<sub>2</sub></i>) = (semi-)amplitude de la courbe de vitesse radiale de la primaire (resp. secondaire) en km/s.</li>
<li><i>a<sub>1</sub></i> (resp. <i>a<sub>2</sub></i>) = <a href="../../../../articles/d/e/m/Demi-grand_axe.html" class="mw-redirect" title="Demi-grand axe">demi-grand axe</a> de l'orbite de la primaire (resp. secondaire) autour du barycentre en <a href="../../../../articles/u/n/i/Unit%C3%A9_astronomique.html" title="Unité astronomique">unité astronomique</a>.</li>
<li><i>e</i> = <a href="../../../../articles/e/x/c/Excentricit%C3%A9_orbitale.html" title="Excentricité orbitale">excentricité</a> de l'orbite.</li>
<li><i>P</i> = période orbitale en <a href="../../../../articles/j/o/u/Jour_julien.html" title="Jour julien">Jour julien</a>.</li>
<li><i>ν</i> = <a href="../../../../articles/a/n/o/Anomalie_vraie.html" title="Anomalie vraie">anomalie vraie</a>, fonction du temps écoulé depuis la date <i>T</i> du passage au <a href="../../../../articles/p/%C3%A9/r/P%C3%A9riapside.html" title="Périapside">périastre</a>, de la <a href="../../../../articles/p/%C3%A9/r/P%C3%A9riode_orbitale.html" title="Période orbitale">période orbitale</a>, et de l'excentricité.</li>
<li>ω<sub>1,2</sub> = angle entre le nœud et le périastre. ω<sub>1</sub> est mesuré à partir du <a href="../../../../articles/n/%C5%93/u/N%C5%93ud_ascendant.html" title="Nœud ascendant">nœud ascendant</a>, quand l'étoile s'éloigne de l'observateur et ω<sub>2</sub> = ω<sub>1</sub>+π.</li>
<li><i>i</i> = <a href="../../../../articles/i/n/c/Inclinaison.html" title="Inclinaison">inclinaison</a>, angle entre la normale au plan de l'orbite et la ligne de visée.</li>
</ul>
</dd>
</dl>
<p><a name="Fonction_de_masse" id="Fonction_de_masse"></a></p>
<h3><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Fonction de masse">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Fonction de masse</span></h3>
<p>L'intérêt des binaires réside en premier lieu dans la détermination des masses. Si l'on note <i>M<sub>1</sub></i> (resp. <i>M<sub>2</sub></i>) la masse de l'étoile primaire (resp. secondaire) en <a href="../../../../articles/m/a/s/Masse_solaire.html" title="Masse solaire">masse solaire</a>, on peut maintenant utiliser la troisième <a href="../../../../articles/l/o/i/Lois_de_Kepler_bd0e.html" title="Lois de Kepler">loi de Kepler</a> (cf. les <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_astrom%C3%A9trique.html" title="Binaire astrométrique">binaires astrométriques</a>). On voit alors qu'une binaire spectroscopique donne accès à la fonction de masse définie en <a href="../../../../articles/m/a/s/Masse_solaire.html" title="Masse solaire">masse solaire</a> par :</p>
<dl>
<dd><img class="tex" alt="\frac{M_2^3 \sin^3 i}{(M_1 + M_2)^2} = \frac{1}{2\pi G} \,\, K_1^3 (1-e^2)^{3/2} P \approx 1.035753\times 10^{-7} \,\, K_1^3 (1-e^2)^{3/2} P
" src="../../../../math/0/0/a/00a14676e55b8433656b8910be846dd1.png" /></dd>
</dl>
<p>où les variables du membre de gauche sont inconnues tandis que le membre de droite est obtenu par l'analyse de la courbe de vitesse radiale en fonction du temps <i>t</i>. La période (exprimée en jours) est déterminée souvent grâce à la courbe de lumière qui, repliée en phase φ = (<i>t-T</i>)/<i>P</i> où T est le temps du <a href="../../../../articles/p/%C3%A9/r/P%C3%A9riastre.html" class="mw-redirect" title="Périastre">périastre</a>, apparaît comme périodique. L'amplitude de l'orbite K, exprimée en kilomètres par seconde, est obtenue par mesure des vitesses radiales grâce à l'<a href="../../../../articles/e/f/f/Effet_Doppler_3a08.html" class="mw-redirect" title="Effet Doppler">effet Doppler</a>. La courbe des vitesses radiales, si elle est bien échantillonnée, permet en fait d'obtenir tous les paramètres orbitaux sauf l'inclinaison. À cause de cette limitation, on n'a pas accès directement aux masses individuelles des composantes, car l'inclinaison est (généralement) très difficile à obtenir.</p>
<p>Dans le cas d'une BS2, on a de plus accès au rapport des masses, car <i>M<sub>2</sub>/M<sub>1</sub></i> = <i>K<sub>1</sub>/K<sub>2</sub></i>. De même, en inversant la définition de l'amplitude <i>K<sub>1</sub></i> ci-dessus, il apparaît que le demi-grand axe peut être obtenu dans des unités absolues, et non pas angulaires (dépendantes de la distance) comme c'est le cas avec les <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_astrom%C3%A9trique.html" title="Binaire astrométrique">orbites astrométriques</a>. Mais, ici encore, c'est à un facteur sin <i>i</i> près.</p>
<p><a name="Param.C3.A8tres_fondamentaux" id="Param.C3.A8tres_fondamentaux"></a></p>
<h3><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Paramètres fondamentaux">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Paramètres fondamentaux</span></h3>
<p>Pour avoir néanmoins une information concernant les masses de chaque composante, il y a plusieurs méthodes :</p>
<ul>
<li>Le cas le plus défavorable se produit quand aucune mesure complémentaire n'est disponible pour une BS1. Comme le type de l'étoile primaire est, au moins grossièrement, connu, une estimation de <i>M<sub>1</sub></i> est possible. Reste l'inclinaison inconnue qui ne permet de ne connaître que la masse minimum de la secondaire. Statistiquement, on peut utiliser le fait que l'observateur n'a pas une position privilégiée et que toutes les orientations sont équiprobables. On peut montrer alors qu'en moyenne sin <i>i</i>= π/4. Le problème est identique pour une BS2, quoi qu'il soit parfois possible d'obtenir l'inclinaison par <a href="../../../../articles/p/o/l/Polarim%C3%A9trie.html" title="Polarimétrie">polarimétrie</a>.</li>
</ul>
<ul>
<li>La situation s'améliore si la binaire est également connue comme <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_astrom%C3%A9trique.html" title="Binaire astrométrique">binaire astrométrique</a>, permettant alors de connaître l'inclinaison. Pour une BS2, les masses individuelles sont donc obtenues de manière purement dynamique. Pour une BS1, au contraire, il faut faire une hypothèse sur la masse de la primaire.</li>
</ul>
<ul>
<li>Mieux, si le couple est une également <a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_visuelle.html" class="mw-redirect" title="Binaire visuelle">binaire visuelle</a> ou binaire interférométrique: pour une BS2, on acquiert en sus des masses une estimation de la distance indépendante de la parallaxe ainsi que les luminosités. Pour une BS1, les masses sont obtenues si la distance est déjà connue.</li>
</ul>
<ul>
<li>La voie royale concerne les binaires à éclipse (cf. <a href="../../../../articles/b/e/t/Beta_Persei_2214.html" title="Beta Persei">Algol</a>) fournissant alors une estimation de l'inclinaison (voisine de 90 degrés pour qu'une éclipse se produise) obtenue à l'aide d'un modèle. On a alors accès aux masses, luminosités, rayons, températures des étoiles.</li>
</ul>
<p><a name="D.C3.A9tectabilit.C3.A9" id="D.C3.A9tectabilit.C3.A9"></a></p>
<h3><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Détectabilité">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Détectabilité</span></h3>
<p>À partir des formules ci-dessus, on peut tirer les conclusions suivantes quant aux capacités de détection des binaires spectroscopiques (ou des <a href="../../../../articles/e/x/o/Exoplan%C3%A8te.html" title="Exoplanète">planètes extrasolaires</a>) :</p>
<ul>
<li>Plus l'objet secondaire est massif, plus il est détectable facilement.</li>
<li>Pour des masses données, en insérant la 3<sup>ème</sup> <a href="../../../../articles/l/o/i/Lois_de_Kepler_bd0e.html" title="Lois de Kepler">loi de Kepler</a> dans l'expression de l'amplitude, on a <img class="tex" alt=" K_1\propto P^{-1/3}" src="../../../../math/c/4/f/c4fdef6f975e262c94c69a98f6f8c7d8.png" />, donc la sensibilité sera meilleure aux courtes périodes orbitales, donc des couples serrés.</li>
<li>La vitesse maximale est obtenue quand <i>i</i>=90 degrés, le plan de l'orbite étant parallèle à la ligne de visée.</li>
</ul>
<p><a name="Instruments_d.27observation" id="Instruments_d.27observation"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Instruments d'observation">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Instruments d'observation</span></h2>
<ul>
<li>Les spectrographes Coravel, Elodie, Coralie, Harps (<a href="../../../../articles/o/b/s/Observatoire_de_Gen%C3%A8ve_c654.html" title="Observatoire de Genève">Observatoire de Genève</a>/<a href="../../../../articles/o/b/s/Observatoire_de_Haute-Provence_3b78.html" title="Observatoire de Haute-Provence">Observatoire de Haute-Provence</a>/<a href="../../../../articles/o/b/s/Observatoire_europ%C3%A9en_austral.html" title="Observatoire européen austral">Observatoire européen austral</a>)</li>
</ul>
<p><a name="Bibliographie" id="Bibliographie"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Bibliographie">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Bibliographie</span></h2>
<ul>
<li>Aitken R. G., <i>The binary stars</i>, 1964, Dover Publications</li>
<li>Heintz W.D., <i>Double stars</i>, 1978, Reidel</li>
<li>Pickering E. C., <i>On the spectrum of zeta Ursae Majoris</i>, The Observatory, 13, 1890, p.80</li>
<li>Vogel H. C., <i>Spectrographische Beobachtungen an Algol</i>, Astronomische Nachrichten, 123, 1890, p.289</li>
</ul>
<p><a name="Voir_aussi" id="Voir_aussi"></a></p>
<h2><span class="editsection">[<a href="../../../../articles/b/i/n/Binaire_spectroscopique.html" title="Modifier la section : Voir aussi">modifier</a>]</span> <span class="mw-headline">Voir aussi</span></h2>
<p><a name="Liens_internes" id="Liens_internes"></a></p>
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