INTRODUCTION 
Période Al 
7 
A2 
jours 
jours 
jours 
U Aigle .... 
7,02 
— o,5 
SU Cygne . . . . 
H 3,85 
+ 0,22 
+ 0,02 
. 1, .8 
— O , 2 
8,38 
O , 22 
+ 0,4 
T Petit Renard . . 
4,44 
+ o,3 
+ 0,1 
• 5,3 7 
+ 0,2 ± 
Les écarts A t et A 2 sont en général faibles ; en outre, les 
étoiles qui figurent dans le tableau précédent ont des courbes 
de lumière de formes diverses et des durées de période très 
différentes ; et, comme la règle établie par M. Albrecht n'a 
pas encore supporté d'exception, il semble qu'on puisse 
admettre qu'elle est générale pour toutes les Cépbéides, même 
pour celles qui échappent aux investigations du spectroscope 
à cause de leur faible éclat. 
3° Tous les spectres des Géphéides appartiennent au type 
solaire ou à un type très voisin. 
4° D'après M. Albrecht 1 , il y a, dans ces étoiles, une plus 
grande richesse de radiation photographique, relativement à la 
radiation visuelle, au maximum qu'au minimum d'éclat. Cela 
est confirmé par les observations de M. Wilkens 2 qui, pour 
cinq étoiles, trouve que l'amplitude photographique d'éclat 
est d'environ i,5 fois plus grande que l'amplitude visuelle. 
5. — Classification des Céphéides. — Les courbes de 
lumière représentant les changements d'éclat des étoiles 
variables du type à Céphée, peuvent être séparées en deux 
groupes : dans l'un entrent toutes les étoiles dont les courbes 
de lumière montrent, dans la branche descendante, soit un 
ralentissement plus ou moins marqué dans la diminution 
d'éclat, soit un maximum secondaire; telles sont par exemple 
1 S. Albrechl, A speclrographic sludy of the fourth-class variable slars Y 
Ophiuchi and T Vulpeculae (The Astrophysical Journal, vol. XXV, p. 33o). 
â Wilkens, Aslronomische Nachrichten, n° 172, p. 3o5, ipofi. 
