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paraissent en effet incompatibles avec l'hypothèse que ces étoiles soient des 

 variables à éclipse. Mais les causes de la pulsation et de l'accroissement de 

 lumière plus rapide que sa diminution restent à élucider : Moulton a sug- 

 géré qu'une étoile renflée alternativement à Téquatcur et aux pôles présente 

 un maximum calorifique quand elle passe par la forme sphérique, ce qui 

 produirait deux maxima de lumière par période. 



Soit une sphère gazeuze de rayon a dont le rayon équatorial varie pério- 

 diquement de rt -4- £ à « — c, le volume ellipsoïdal restant constant. En 

 négligeant le carré de £, le rayon polaire variera de a ~ 'iz à « H- it. La sur- 

 face apparente variera de T,à'^ : a -h £ à r.a^ '.a — £ si le rayon visuel est dans 

 i'équateur et de -(« -h £)' à 7:(« — î)- s'il coïncide avec l'axe polaire. Dans 

 les deux cas, la courbe de lumière aura une allure sinusoïdale. On sait que 

 si la déformation ellipsoïdale est faible, l'ellipsoïde coupe la sphère suivant 

 le parallèle de latitude \ telle que 



sinÂ rrr I : yo irr 0,577 0- =^ 35" 12'). 



Un calcul facile par la théorie des diamètres conjugués dans l'ellipse 

 montre que si le rayon visuel fait l'angle X avec le plan équatorial, la surface 



apparente varie de — a ^^ ^ suivant qu on voit le 



sphéroïde renflé à I'équateur ou aux pôles. Quel que soit £, la première 

 expression est toujours inférieure à la seconde : ainsi quand l'angle du rayon 

 visuel avec I'équateur varie de zéro à 35° 12', la courbe de lumière a son 

 maximum correspondant au renflement polaire. La probabilité pour que ce 

 cas soit réellement observé peut, d'après ce qui précède, être mesurée 

 par 0,577 ^^ ^^ probabilité inverse (rayon visuel voisin de l'axe polaire) se 

 chiffre par 0,428. 



D'ailleurs, il est possible, puisque les Céphéides seules ont permis de 

 déterminer le pôle de la Voie lactée, que leur axe soit en moyenne perpen- 

 diculaire à son plan, ce qui expliquerait que nous les voyons dans une 

 direction s'écartant peu de leur équateur. C'est donc ce cas qui va nous 

 occuper maintenant. 



La fraction 0,577 lïiesure la surface sphérique du renflement équatorial 

 d'épaisseur maxima £ et la fraction o,423 celle du renflement polaire 

 d'épaisseur maxima 2£. Il en résulte que les molécules du renflement équa- 

 torial sont en moyenne plus près du centre d'attraction que celles de même 

 masse totale des renflements polaires. Dès lors, la gravitation agira plus 

 vite pour diminuer le renflement équatorial que pour déprimer les ren- 



