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rendent évidentes d'elles-mêmes, et elles sont considérables dans ces 

 apni'éciations si délicates, non-seulement par la construction même des 

 appareils de mesure, qui offrent de singulières différences de résultats, 

 mais encore et surtout par l'équation personnelle de chaque astronome : 

 il y a certaines étoiles doubles très-rapprochées, dans lesquelles les séries 

 des différents observateurs ne concordent presque pas. Lorsque j'eus fixé 

 toutes les positions (angles et distances) constatées, j'obtins une première 

 approximation de l'orbite tracée en quelque sorte par points continus. En 

 étudiant cette orbite, on ne tarde pas à reconnaître en elle une ellipse 

 suffisamment déterminée. Le travail consiste ensuite à chercher les élé- 



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Oibite apparente de l'étoile double ? de la Grande Ourse. 



menis de cette ellipse et h tracer une courbe qui passe par tous les points 

 donnés. Lorsque les observations diverses ont offert pour une même date 

 des points différents, la courbe doit naturellement passer entre eux et se 

 ra])procher de ceux qui sont les plus sîirs. On sent que ce procédé d'en- 

 semble conduit inévitablement à déterminer l'orbite apparente avec toute 

 l'exactitude désirable. 



» Il ne s'agit pas ici, comme on le voit, de l'orbile absolue, mais de 

 celle du mouvement apparent vu de la Terre. Dans cette orbite de per- 

 spective, l'étoile n'est pas au foyer de Tellipse, mais en dehors, et, dans le 

 cas qui nous occupe, elle se trouve à o",34 de distance du grand axe 

 apparent et à i",4 du foyer le plus rapproché. Par suite du mouvement 



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