CONSIDÉRÉES COMME ÉTOILES DOUBLES 
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CONCLUSION 
95, — Depuis que l'analyse spectrale a montré, d'une 
façon certaine, que les Céphéicles sont des étoiles doubles, à 
composantes très serrées, ayant une durée de révolution égale 
à celle de leurs changements d'éclat, on avait pu obtenir seule- 
ment les éléments orbitaux des plus brillantes d'entre elles — 
celles qui peuvent être étudiées spectrophotographiquement 
— parce que les méthodes de calcul qu'on leur appliquait 
étaient celles employées pour les spectroscopiques binaires à 
éclat constant, et dans lesquelles les données sont les vitesses 
radiales. Aussi, j'ai cherché à établir une méthode de calcul 
utilisant exclusivement les courbes de lumière de ces étoiles 
variables, et qui permette, par conséquent, d'obtenir les élé- 
ments orbitaux de celles d'entre elles qui sont trop faibles 
pour pouvoir être étudiées au spectroscope. 
Cette méthode est exposée dans la deuxième partie du présent 
travail. Elle donne pour les Céphéides brillantes, à variation 
régulière, des éléments comparables à ceux fournis par la 
méthode spectrophotographique, ce qui permet d'accorder 
quelque confiance aux éléments obtenus pour les étoiles faibles. 
De plus, la courbe d'éclat que l'on peut calculer à l'aide de 
ces éléments s'écarte très peu de la courbe observée, quelle que 
soit sa forme. L'accord entre ces deux courbes observée et 
calculée est d'autant plus parfait que la courbe de lumière 
employée est déduite d'un plus grand nombre d'observations 
