DE L'ÉTOILE VARIABLE 8 CÉPHÉE 49 
faites en 1840 et 1 84 1 , constituent pour lui'la période d'essai 
de la célèbre méthode d'observations des étoiles variables 
qu'il venait d'imaginer; il n'est donc pas surprenant d'y ren- 
contrer quelques incorrections; mais, par la suite, ses évalua- 
tions d'éclat sont remarquablement concordantes ; et, dans la 
discussion de l'ensemble de ses observations, que j'ai faite 
plus loin, je n'ai pas eu à en rejeter une seule depuis 1842. 
Plus tard, Argelander s'est contenté de comparer à sa pre- 
mière courbe celles qu'il a tirées de ses observations ulté- 
rieures et a conclu qu'il n'y avait pas lieu de la modifier. On 
peut être étonné qu'il ait seulement utilisé ses nombreuses 
observations pour améliorer les éléments de la variation de 
è Céphée et qu'il n'ait pas cherché à en tirer une courbe de 
lumière plus précise que celle de 1842. Aussi, estimant que 
cette omission était regrettable, il m'a paru intéressant de la 
réparer. 
22. — Le détail des observations de ô Céphée faites par 
Argelander du 27 septembre 1840 au 28 novembre 1 863 est 
donné dans le VII e volume des Observations de Bonn^ 
pages 45 1 à 463. Mais les éclats de la variable résultant des 
comparaisons ne sont pas conclus. Pour les calculer, j'ai utilisé 
l'échelle de lumière qu'il donne dans le même volume, 
page 368 ; puis, ayant calculé une éphéméride des maxima à 
l'aide des éléments nouveaux, j'ai fait la différence de temps 
&t (en millièmes de jour) séparant chaque observation du 
maximum calculé qui la précède immédiatement. Les 1.467 
mesures d'éclat ont été ensuite ordonnées suivant les valeurs 
croissantes de A£, et divisées en 49 groupes, dont 48 contien- 
nent chacun 3o observations et le dernier 27. 
Les moyennes des et des éclats L correspondants de ces 
49 groupes sont données dans le tableau VI et sont reportées 
dans la figure 2 où la courbe tracée en trait plein est la courbe 
moyenne de lumière de è Céphée d'après les observations 
d' Argelander faites de 1840 à 1 863. (Voir aussi B, fig. 4.) 
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