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pour M. Sclijellerui): 



m = 40,0808. 

 La moyenne de ces valeurs est: 



m = 46,0059. 



L'application de la correction précédente nous donne 

 ainsi définitivement pour l'époque 1 844,7. 

 w = 46;'02G5. 



En adoptant cette valeur de m , on trouve pour la 



même époque d'après le mémoire de^M. Peters «Nu- 



merus constans Nutationis» le terme de la précession 



due à l'effet des planètes et rapportée à l'écliptique 



de 1800: ,, 



§^=0;'129G • 



Avec cela on peut déduire la précession luni-solaire 

 par la formule: 



m = -^ cos Eo ■ 



dt """ "» iU ' 

 où pour Eo il faut emploj'er la valeur indiquée par 

 M. Peters. Eu introduisant notre valeur de »» nous 

 trouvons ainsi: 



dt 



= 50;'3172 



et 



n 



d<l) . 



^sinso 



= 20;'0358, 



d'où nous déduisons pour l'époque 1800 -+-/: 



Précession luni-solaire = 50;'32G9 — o;'00021648.f. 

 Précession générale = 50,1882 -t-0,00022GG6.^ 



m =46,0138-1-0,00028453.^. 



n = 20,0397—0,00008620. t. 



Ces valeurs correspondent à l'année tropique. 



§ 14. 



lie résultat de notre recherche, on le voit, s'écarte, 

 des évaluations de Bessel et de M. Struve, de quan- 

 tités trop fortes pour qu'on puisse attribuer leur ori- 

 gine uniquement à des erreurs accidentelles. Il faut 

 donc chercher une autre explication des différences 

 trouvées. 



Il n'y a pas de doute que les incertitudes restantes 

 dans les points équinoxiaux adoptés pour les diffé- 

 rentes déterminations, sont encore assez grandes pour 

 qu'elles puissent expliquer toute la différence. Nous 



savons entre autres que, d'après les recherches de 

 M. 0. Struve, l'erreur probable de l'équinoxe de 

 Bradley s'élève à 0"585, sans parler des erreurs 

 dont les déterminations exécutées dans les différentes 

 années peuvent être affectées dans un sens constant. 



Espérons que sous peu, par les travaux entrepris 

 \Mxr M. Auwers concernant les observations de Brad- 

 ley, nous serons en état d'éclaircir cette question. 



Mais admettons pour un moment que les équinoxes 

 en question ne soient sujets à aucune inexactitude 

 sensible. Dans cette supposition on pourrait être tenté 

 d'attribuer l'origine des différences marquées à des 

 inégalités dans les équations personnelles des diffé- 

 rents observateurs pour les étoiles plus brillantes ou 

 plus faibles. Si de pareilles inégalités existent réelle- 

 ment, elles devraient se manifester dans les différen- 

 ces des ascensions droites déterminées par différents 

 observateurs. Par rapport au catalogue de Weisse il • 

 n'y avait pas d'autres catalogues contemporains à com- 

 parer; mais on peut supposer comme très probable 

 qu'après avoir corrigé ce catalogue à l'aide do deux 

 autre* catalogues basés sur les observations de plu- 

 sieurs astronomes, les inégalités de cette nature se- 

 raient diminuées considérablement. 



Pour le catalogue de M. Schjellerup nous avons 

 les observations comtemporaines faites à Washington 

 dans les années 1862 — 63 que nous pouvons con- 

 sulter. Les deux séries d'observations offrent environ 

 1 00 positions comparables. En moyenue nous trouvons: 



AYashington — Schjellerup = -t- 0'074. 



Cette différence demande encore la correction : 



Naut. Alm. — Washington = — 0;041 



pour faire correspondre les observations de Washing- 

 ton au catalogue fondamental du Naut. Alm. employé 

 par Schjellerup. Nous avons ainsi: 



Wash. — Schj. =-t-0;033. 



En considérant le petit nombre des positions com- 

 parables dont la plupart n'étaient basées que sur une 

 seule observation faite à Washington, j'ai jugé utile 

 de comparer également les positions offertes par l'Ar- 

 magh Catalogue avec les positions de M. Schjelle- 

 rup pour toutes les étoiles dont le mouvement propre 

 pouvait être déduit à l'aide des déterminations de 

 Bradley. J'ai employé les mouvements propres tels 



