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0. Struye, 



buleuse elle-même. Les déceptions dans ce genre d'observations sont tellement nombreu- 

 ses qu'on ne peut pas être assez sur ses gardes dans ce qu'on avance comme des faits éta- 

 blis. Malgré la bonne volonté de se tenir libre de toute préoccupation , l'imagination, sup- 

 portée dans ces cas par l'insuffisance de nos moj^ens d'observation -et par l'effet de l'état 

 variable de l'atmosphère, nous entraine facilement à voir ce que nous voulons voir ou plu- 

 tôt a ce qui s'accorde le mieux avec nos pensées intimes et d'un autre côté à négliger de 

 noter ce qui paraît s'opposer à nos vues. Tant que les observations ne seront pas confir- 

 mées par d'autres observateurs indépendants, ou qu'une loi ne soit découverte dans les 

 phénomènes observés, la réalité des changements remarqués doit en général rester suspecte. 

 En effet il n'y a que très peu de phénomènes de nature assez prononcée pour ne pas être 

 l'objet d'un doute de la part de l'observateur lui-même. A cette classe de phénomènes doit 

 être comptée la disparition d'une étoile qui, en d'autres occasions, a été vue avec facilité, 

 ou sa réapparition après la disparition. C'est pourquoi dans notre cas je crois devoir at- 

 tribuer le plus de poids aux observations qui traitent de la variabilité dans l'éclat des étoiles 

 situées dans la partie centrale de la nébuleuse. Voici d'abord le résumé de ces observations. 



La partie centrale de la nébuleuse, qui par préférence a été l'objet de mes études, 

 comprend presque toute la région Huyghenienne et quelques parties adjacentes des régions de 

 Picard et de Derham, selon la notation introduite par Sir J. Hörschel dans son Mémoire 

 de 1826. L'aire examinée de cette manière ne s'élève guères en total à 8 minutes carrées. 

 Sur cet espace nous avons reconnu distinctement 15 étoiles, nommément les 4 étoiles Л, ß, С, 

 D qui forment le trapèze proprement dit, les deux étoiles voisines du trapèze E et F, la pre- 

 mière découverte par M. W. Struve en 1826, la seconde par Sir John Herschel en 1832, 

 et en outre les petites étoiles 51, 57, II, 70, III, 75, 78, 88, 91, parmi lesquelles il n'y a 

 qu'une seule 70 de grandeur (9. 10), toutes les autres étant inférieures à la grandeur (1 1), 

 même dans leur plus grand éclat. Dans mes observations je n'ai pas voué d'attention particu- 

 lière à l'éclat des étoiles du trapèze qui sont toutes trop luisantes pour être comparées avec 

 les autres étoiles vues en même temps dans le champ de la lunette. Je n'ose donc rien af- 

 firmer par rapport à ces étoiles, excepté qu'en général elles ont conservé toujours leur éclat 

 relatif à tel point qu'aucun changement m'a frappé; ce qui, je crois, aurait eu lieu si l'une 

 ou l'autre de ces étoiles avait changé son éclat de toute une marche de notre échelle des 

 grandeurs. En omettant donc ces quatre étoiles, il nous reste à discuter sur la variabilité de 

 11 étoiles. Parmi ces étoiles un changement de l'éclat relatif s'est manifesté d'abord entre 

 E et F. Il suffit de comparer dans ce but les observations du printemps 1857 avec celles 

 de l'automne de la même année. Dans le premier cas F a été noté de toute une grandeur 

 plus faible, dans le second cas de toute une grandeur plus forte que E, et des remarques 

 analogues ont été faites en différentes autres occasions. Il n'y a donc pas de doute qu'au 

 moins une de ces deux étoiles soit sujette à des changements considérables d'éclat, mais la- 

 quelle des deux, cela reste encore un peu incertain. Cependant il paraît que c'est à F qu'il 

 faut attribuer eu majeure partie la variabilité indiquée. En faveur de cette supposition 



