MONTANGERAND. CARTE PHOTOGRAPHIQUE DU CIEL. jï 



C'est par un procédé comparable que j'ai personnellement vérifié la 

 variation d'éclat de la planète Eros, variation constatée à l'opposition 

 de 1900-1901, et déterminé la période de variabilité (Voir C. R. Ac. Se, 

 du 11 mars 1901). Alors il n'avait pas été nécessaire de dérégler l'horlo- 

 gerie; il me suffisait de suivre avec l'instrument sur une étoile quelconque 

 comme guide; la planète, ayant un mouvement propre qui la fait se 

 déplacer devant les étoiles ordinaires, avait marqué sur mes clichés 

 des traînées de longueur très appréciable au bout de 3 heures. J'ai pu 

 ainsi reconnaître pour la période de variation de cette curieuse planète 

 la durée de 2 heures 38 minutes vérifiée par les déterminations ultérieures 

 d'autres astronomes. 



On peut aussi trouver des variables de la manière suivante : on met 

 la plaque photographique dans son châssis à une position sensiblement 

 extra-focale et l'on guide l'instrument. Alors, les images, au lieu d'être 

 rondes et bien piquées, réduites à une tache noire et compacte, sont 

 des cercles étalés et de teinte grise de diamètres appréciables et, d'ailleurs, 

 agrandissables à volonté. Il faudrait alors mettre sur la même plaque, 

 avec un intervalle de temps convenable, des images étalées d'une même 

 étoile, en voisinage, et examiner comparativement les intensités du gris 

 des images correspondantes. 



Cette extra-focalité (produisant les cercles stellaires de Jaxssen) est 

 une pratique déjà couramment employée actuellement pour comparer 

 photométriquement deux étoiles différentes, mais je ne crois pas qu'elle 

 ait été encore appliquée pour la comparaison des images rendues voisines 

 d'une, même étoile avec un certain temps d'intervalle, donc pour la 

 recherche systématique des étoiles variables. 



Toujours dans ce dernier ordre d'idées je voudrais, pour terminer 

 cette Communication, signaler un moyen certain d'étudier rapidement 

 les Amas d'étoiles. Etant donné ce que l'on sait de la cause de variation 

 d'éclat de certaines étoiles [Algol ((3 Persée), entre autres, est fortement 

 soupçonnée d'être dans ce cas], cause qui résiderait dans l'existence d'un 

 astre relativement obscur près de l'étoile visible et passant périodique- 

 ment, dans un mouvement orbital, devant l'étoile principale qui ainsi 

 va lierait d'éclat assez rapidement, on comprend aisément que dans un 

 amas d'étoiles, surtout un amas très riche en composantes, qui alors 

 sont à des états bien divers d'éclat, il y ait souvent des passages de 

 corps les uns devant les autres, donc de fréquents phénomènes de varia- 

 tion photométrique d'un grand nombre d'étoiles composantes. C'est ainsi 

 qu'on a trouvé quelques amas très fournis comprenant de nombreuses 

 variables; exemple : d'après M. Pickering, l'amas M.3o contiendrait 

 sur 900 étoiles examinées, i32 variables. 



Je n'ai pu savoir, malgré mes recherches bibliographiques, par quelle 

 voie, photométrie directe ou photographie, on a pu reconnaître ces 

 variables d'Amas. Mais je propose de faire cette recherche de la manière 

 suivante : on photographiera l'amas étudié avec des plaques de sensi- 



