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ED. DE PERROT 
extrêmes sera de 16 min. 34,4 sec., en théorie du moins, 
car en pratique l'étoile demeurera quelques semaines ou 
même plusieurs mois inobservable à l'époque de la con¬ 
jonction. Plus une étoile sera éloignée de l'écliptique, plus 
petite sera cette équation de la lumière ; pour J de Céphée, 
qui n'est pas très éloigné du pôle de l'écliptique elle sera 
réduite à quelques secondes ; au pôle même de l'écliptique, 
dans le Dragon, elle sera nulle. 
On comprend facilement que des retards et avances de 
quelques minutes aient de l'importance pour des étoiles 
dont la période ne dure que quelques jours ou quelques 
heures 1 ; mais pour les variables à longue période, qui 
mettent plusieurs mois à revenir d'un maximum au maxi¬ 
mum suivant, une différence d'un quart d'heure, et, le 
plus souvent, inférieure encore, est négligeable. 
Il y a cependant une autre équation de la lumière, celle 
qui provient du mouvement propre des étoiles combiné 
avec celui du système solaire dans l’univers : si une étoile 
se rapproche de nous, sa période en doit être raccourcie ; 
si elle s'éloigne, sa période en est allongée d’autant, et il 
n'y a pas, comme avec le mouvement circulaire de trans¬ 
lation de la terre, une compensation annuelle des retards 
par des avances et des avances par des retards. Ainsi, 
quand nous observons une étoile variable, nous observons 
non ce qui se passe maintenant, mais ce qui s’est passé il 
y a peut-être plusieurs siècles, et selon que l'astre se rap¬ 
proche ou s’éloigne, nous voyons les phénomènes se suc¬ 
céder dans un temps accéléré ou ralenti, qui n'est pas 
exactement le temps dans lequel ils se sont produits. Mal¬ 
heureusement il n'y a que très peu d’étoiles variables dont 
les distances et les mouvements propres soient connus. 
Svante Arrhénius, dans son remarquable ouvrage intitulé : 
i La plus courte période connue est celle W Grande Ourse, qui accomplit 
toutes ses variations en 4 heures o m. 2. 
