Une fois découverte une étoile variable, il faut étudier la nature de sa variation, rechercher quelles en sont la périodicité et la durée, mesurer l’amplitude, l’importance de cette variation, déterminer l’éclat de l’étoile aux diverses phases de sa fluctuation. Il faut, en un mot, et suivant l’expression traditionnelle des astronomes, construire la courbe de lumière de l’étoile. Cette expression provient de ce que nous avons l’habitude, pour mieux parler aux yeux, de figurer les nombres représentatifs de la variation lumineuse d’une étoile en une courbe figurative analogue à la courbe qui représente, dans les thermomètres ou baromètres enregistreurs, la variation quotidienne et horaire de la température ou de la pression atmosphérique.
Les méthodes employées par les astronomes pour étudier en détail la variation lumineuse d’une étoile sont de plusieurs types. Il y a d’abord la méthode la plus ancienne et la plus simple qui, depuis qu’Argelander l’a mise au point, porte le nom de méthode des degrés. Cette méthode a ceci de précieux qu’elle permet à n’importe quel amateur de faire, avec une simple lorgnette de théâtre ou une jumelle marine, des études de photométrie stellaire extrêmement intéressantes et même très exactes lorsqu’elles sont conduites avec soin. Le principe de la méthode, qui fut indiqué d’abord par William Herschel (1796), consiste à comparer l’étoile à étudier avec une série d’autres étoiles voisines convenablement choisies et à estimer si elle est plus ou moins brillante qu’elles et de combien.
Argelander (1840), comme Herschel, dénota d’abord les différences d’éclat d’étoiles à comparer par des signes conventionnels qu’il fut bientôt conduit à traduire en nombres. La plus petite différence d’éclat appréciable entre deux étoiles observées simultanément ou successivement est ce qu’Argelander appelle un degré. Les différences d’éclat successives seront des multiples de cette unité. De là le nom de méthode des degrés. Dans cette méthode on convient que deux étoiles f (fixe) et v (variable) ont des éclats égaux, lorsque l’œil ne perçoit pas de différences entre elles ou bien lorsqu’indifféremment il estime tantôt l’une, tantôt l’autre plus brillante. Pour abréger, on note ce cas f v sur les carnets d’observation. Quant au degré, on le définit ainsi : c’est la plus petite différence d’éclat perceptible entre deux étoiles.
Si au premier coup d’œil les deux étoiles paraissent assez
