brillantes mais que je reconnaisse par un examen attentif et par un passage réilcré de v à f et de f à v que, sauf de rares exceptions, f brille plus que v, je dis que f est plus brillante que v de un degré et j’écris f1v, l’étoile la plus brillante étant toujours en avant. Si, malgré une égalité de première vue, l’étoile f apparaît à l’examen constamment sans hésitation plus brillante que v, j’évalue la différence à deux degrés et j’écris f2v. Une différence qui tombe sous le premier coup d’œil vaut trois degrés et s’écrit f3v ; enfin f4v présente une différence encore plus manifeste. Argelander déconseillait de comparer des étoiles dont la différence apparente d’éclat dépassât 4 degrés.
Ceci posé, si on veut observer une étoile variable, par exemple Mira Ceti, on en choisit dans son voisinage plusieurs autres comprenant entre leurs valeurs extrêmes les éclats successifs de Mira ; puis prenant arbitrairement l’origine des degrés, assignant par exemple le degré zéro à une étoile de 6e grandeur, on détermine par l’observation le degré qui convient à chacune des étoiles de comparaison. En faisant une série d’estimations pour chaque couple d’étoiles, on obtient une moyenne qui est exacte à une fraction de degré près. Il ne reste plus qu’à comparer Mira Ceti aux étoiles ainsi définies et à estimer pareillement chaque jour… ou plutôt chaque nuit… la différence en degrés. La valeur d’un degré, ou si on préfère le nombre de degrés trouvés entre deux étoiles données, varie un peu d’un observateur à- l’autre, mais devient, au bout d’un peu d’exercice, un nombre très constant pour un même observateur.
L’expérience a montré qu’en moyenne la valeur d’un degré diffère peu d’un dixième de grandeur stellaire, ce qui veut dire que la plus petite différence que l’œil soit capable d’apprécier entre deux étoiles, correspond au cas où l’une a un éclat d’un quart supérieur à celui de l’autre. C’est une bonne précision, étant donnée la difficulté du problème.
Sur ces bases et sur l’initiative de Pickering, certains observateurs se sont astreints à habituer leur œil à fractionner au dixième de grandeur le rapport d’éclat qui sépare des étoiles de grandeurs stellaires bien déterminées. Ainsi modifiée, comme sous la forme que lui a donnée Areglander, la méthode des degrés est une excellente méthode de photométrie stellaire, à la portée de tous les amateurs, et qui a permis de faire beaucoup de beaux travaux et de découvertes C’est par cette méthode qu’un des astronomes de l’Observatoire de Lyon, M. Luizet, a fait tous ses travaux photométriques sur les étoiles
