74 LES CÉPHÉIDES 
d'éclat d'une Géphéide obtenue par des observateurs différents 
sont montrés dans la figure 4 à propos de è Céphée et pour S 
Machine pneumatique et T Petit Renard dans les figures 9 et 12 
respectivement. 
43. — La photographie a bien le grand avantage de donner 
des résultats plus indépendants de l'observateur; mais elle 
introduit d'autres causes d'erreur par l'inégale sensibilité des 
plaques, la couleur des étoiles, la longueur des temps de pose 
que nécessitent les astres faibles, etc. 
L'étude spectrographique des Céphéides en vue de la déter- 
mination des vitesses radiales doit, pour les mêmes raisons que 
la photométrie photographique, être également affectée de cer- 
taines erreurs; entre autres, la durée des temps de pose, qui 
atteint parfois trois heures, lorsqu'il s'agit d'étoiles inférieures 
à la septième grandeur, doit diminuer l'amplitude de la courbe 
des vitesses radiales : les vitesses maxima obtenues doivent être, 
en effet, toujours inférieures en valeur absolue aux vitesses 
radiales réelles. Cette cause d'erreur doit être particulièrement 
agissante dans le cas où on a affaire à des vitesses radiales très 
variables au voisinagè des maxima, et où la durée des temps 
de pose représente une fraction notable de la période par suite 
du faible éclat de la Géphéide, de la dispersion du spectre, de la 
sensibilité des plaques, etc. 
44. — Les Céphéides ayant été étudiées au spectroscope par 
plusieurs observateurs indépendamment, sont peu nombreuses, 
à ma connaissance, -o Aigle, cependant, est dans ce cas. Son 
orbite fut calculée d'abord par Belopolsky, d'après ses mesures 
de vitesse radiale faites en 1897 1 , puis par M. Wright, d'après 
ses mesures de vitesse faites de juin à octobre 1899 2 . 
1 A. Belopolsky, Researches on the spectrum of the variable star r) Aquilae 
(The Astrophysical Journal, vol. VI, p. ig'i). 
2 W.-H. Wright, The Orbit of rj Aquilae (The Astrophysical Journal, vol. IX, 
p. 5 9 ). 
