CONSIDÉRÉES COMME ÉTOILES DOUBLES 69 
inférieures à la 8° grandeur, et que, d'autre part, il reste 
certainement peu d'étoiles variables brillantes du type (5Céphée 
à découvrir, tandis qu'au contraire le nombre des Géphéides de 
faible éclat s'accroît constamment. 
Dans ces conditions, il était intéressant de chercher une 
méthode de calcul s'appliquant à toutes les Céphéides, quel que 
soit leur éclat, et permettant d'obtenir les éléments de leur 
orbite en prenant comme données, non plus les vitesses 
radiales, mais les courbes de lumière qu'il est toujours possible 
d'avoir., même pour les étoiles les plus faibles. C'est une telle 
méthode, limitée aux Géphéides ayant une courbe de lumière 
régulière, qu'on trouvera exposée plus loin. Auparavant, je 
rappellerai brièvement les diverses théories qui ont été pro- 
posées pour expliquer la variation lumineuse de ces étoiles. 
Hypothèses faites suit la constitution des Céphéides. 
35. — La plus ancienne est due à M. A.-W. Roberts 1 . 
Après avoir rappelé et discuté les éléments de l'orbite de o 
Céphée que M. Belopolsky venait d'obtenir d'après ses mesures 
de vitesse radiale, M. Roberts émet l'hypothèse que la varia- 
tion d'éclat de cette étoile est peut-être due à la hausse de 
température que subit le compagnon lumineux à son passage 
au périastre. Mais celte théorie est en contradiction avec cer- 
tains résultats spectroscopiques encore inconnus lorsque 
M. Roberts écrivait son mémoire ; elle est donc inacceptable. 
36. — Peu de temps après sa publication, l'hypothèse de 
M. Roberts a d'ailleurs été vivement critiquée par M. L.-A. 
Eddie " 2 , qui, à son tour, a émis l'idée suivante : « Ne pourrait- 
1 A.-W. Roberts, Close binary Systems and Iheir relation to short-period 
variations ( The Astrophysical Journal, vol. II, p. 283. 
2 L.-A. Eddie, The short period variable 3 Cephei ( The Astrophysical 
Journal, vol. III, p. 227). 
