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raalique en déclinaison, dont le lerme principal esl de la 

 l'orme : 



A-î = k [Xa -+- B^>) sin r? cos (A' — a), 



k étant un coetTicienl qui renferme comme facteur la vitesse 

 du système solaire, Âa h- B6 la notation en usage dans la 

 connaissance des temps, A' l'apex du mouvement systé- 

 matique, a et ^ les coordonnées de l'étoile. 



J'ai calculé ce terme (au facteur k près) pour les obser- 

 vations de Pelers qui s'étendent du 14 mars au 19 décem- 

 bre 1842, avec une lacune, toutefois, du 20 octobre à cette 

 dernière date, et j'en ai fait un diagramme, en adoptant 

 une échelle qui me donnât des ordonnées maxima et 

 miniraa à peu près égales à celles des courbes de M. Hcl- 

 mert. Ce diagramme, qui porte le n" 1 dans la planche 

 ci-jointe, esl fort semblable à la courbe de Berlin, qui y 

 figure également. 



La ressemblance est surtout frappante si l'on transpose 

 le diagramme de la manière dont il est ligure sous le n° 2. 



L'application de cette correction à toutes les étoiles qui 

 ont été observées à Berlin, à Posldam et à Prague exige- 

 rail un labeur très considérable, el je doute qu'on l'entre- 

 prenne avant d'être (ixé sur la grandeur de la viiesse de 

 transport du système solaire. 



C'est dans le but de la déterminer que j'ai entrepris les 

 calculs dont je viens de faire mention. 



Il m'a paru intéressant de les rapprocher des variations 

 de latitude constatées, et que j'hésiterai à croire réelles 

 aussi longtemps que je ne serai pas fixé sur plusieurs points 

 encore obscurs des formules des réductions stellaires. 



