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images voisines sont coninie on sail polarisees reclangulairement; done 

 rien ne sera plus facile que de faire varier simultanement etd'egaliser 

 leur eclat par le rnoyen d'une toixrinaliiie, d'un prisme de nicol, ou d'un 

 appareil quelconque birefringent; puisque tout analyseur prendra dans 

 I'une des images une quantite egale au carre du cosinus de I'angle que 

 fait le plan de polarisation de cette image avec le plan principal de 

 Tanalyseur, et prendra dans I'autre image une quantite egale au carre 

 du sinus du meme angle. 



L'egalite operee en tournant convenablement I'analyseur donnera 

 done : Esin'(p=ecos=(p ; E ctant I'intensite lumineuse del'etoile brillante, 

 e, I'intensite de la petite etoile, eltp I'angle que fait le plan principal de 

 I'analyseur avec le plan de polarisation de I'image de la petite etoile 

 voisine de I'image de la grande. Tout le nionde tirera de I'equation 

 E sin^ Q=ie cos- cp, e '•K = tang^ ». 



En sorte, parexemple, que pour <»= 16°, 42' qui donne tang o ■=: o ,'i on 

 aurait e : E=:o,o() et la petite etoile serait alors onze fois moins brillante 

 que la grande. 



Remarquons que la methode photometrique de M. Arago conduisant 

 a des comparaisons niathematiques on pourra d'apres cette methode , 

 definir malheinatiquement les divers ordres de grandeur. Si I'on voulait 

 adopter (c'est I'une des indications de sir John Herschel , Outlines, 

 •a° 7S0) que des etoiles dont les eclats sont i, j, i, j, -3^,3^ sont des etoiles 

 de premiere, deuxieme, troisieme, qualrieme, cinquieme , sixieme gran- 

 deur, (ce serait mettre o,5 ou \ au lieu de 0,424 que met !^I. Johnson 

 pour passer d'une grandeur a la suivante); les determinations obtenuespar 

 1 appareil photometrique de notre grand physicienet astronome fixeraient 

 le rang de cliaque etoile en vraie grandeur relative, et permettraient dans 

 lessiecles futurs dereconnaitre leurs variations a longues periodes, comme 

 elles nous dooneraient immediatemetit les periodes de courte duree. 



Un mot sur une observation d'etoile variable faite par M. Johnson : 



L'une des composantes de I'etoile double Delta de Cephe est une etoile 

 variable; c'est la plus brillante. En la comparanta I'autre et determinant 

 chaque fois le rapport des intensites, M. Johnson trouve pour la periode 

 de variation dc la plus brillante 5 jours 6 h. W 18", 4. M. Argelander 

 donne 5 j. 8 h. 49' 39",5, mais il fait entrer dans son calcul des observa- 

 tions remontant a plusieurs annees. Ces variations de periode sont evi- 

 demment de la plus haute importance pour arriver a former quelques 

 conjectures probables sur la cause de la variation d'eclat des etoiles, et 

 peut-etre pour reconnaJtre la marche des corps eclipsants qui s'interpo- 

 sent entre elles et nous. 



La petite etoile dans delta de Cephee est de la grandeur 6,8, a peu pres 

 de la seplieme grandeur; la grande, dans ses variations d'eclat, oscille 

 de la cinquieme grandeur a la grandeur 3,5, intermediaire entre la troi- 

 siemect la qualrieme. 



