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lement trop près du Soleil pour qu’on puisse continuer à 
l'observer, et comme il faut attendre pour cela jusqu’en 
été, je me décide à porter à la connaissance de l’Académie 
les observations dont je viens de parler, et à en rappeler 
quelques autres plus anciennes; elles suffisent à démontrer 
la variabilité de notre étoile. 
Les étoiles de comparaison sont : 
| Étoiles. AR (1894.0) Déel. (1894.0) | Grandeur. | 
(a) = DM + 24942 . . . . 20h40w30s + 2206 8m3 
(b) = DM-+104362 . . . . 20 41 55 +2 6.3 9.0 
(c, = DM+104370 . . . . 20 43 5 + 1 37.9 8.3 
Ld 
Je noterai les observations de la manière connue : a 1 x 
signifie donc que l'étoile a est d’un degré plus claire que 
l'étoile x; et on entend par là que les grandeurs des deux 
étoiles diffèrent si peu l’une de Pautre qu'elles paraissent 
même quelquefois égales entre ‘elles, mais que le plus 
souvent a paraît plus claire que x. En d’autres termes : 
Une étoile est d’un degré plus claire qu’une autre, s'il 
n’est pas possible de s’imaginer une troisième étoile dont la 
grandeur soit intermédiaire entre celles des deux premières 
étoiles. 
Les valeurs d’un degré varient naturellement avec l’obser- 
vateur; toutefois il est remarquable que celles que l'on 
connaît équivalent à peu près à la dixième partie d’une 
grandeur. 
Je me servirai aussi du signe > pour exprimer que 
l'étoile qui précède ce signe est plus claire que celle qui la 
suit, mais que la différence des grandeurs est trop grande 
