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 con una (irbila que no cUscrepaba mas que en dos 6 tres de- 

 cimas de segundo de grado , 6 sea en los errores propios de 

 tales observaciones hechas con inslrumentos de mediana po- 

 tencia optica (1). Como son pequeuas las diferencias entre las 

 raediciones de distancia de las dos estrellas del grupo obte- 

 nidas por Bessel de 1830 a 1838 con el heliometro del obser- 

 valorio de Koenigsberg y las efecluadas por Struve, calculo 

 Yillarceau elementos corregidos de la orbita: refiriendo las 

 dislancias sacadas por Bessel a las de Slruve 6 vice-versa, saco: 



Del primer rondo. Del segundo. 



Semieje mayor de la orbila 4'', 966 5",076 



Escentricidad 0,4145 0,4481 



Duracion de la revolucion 92,338 anos. 91,937 



Instante del paso por el periastro 1810,671 1810,367 



Cortisima es la discrepancia entre los re^ltados; y como 

 tambien lo es entre las posiciones calculadas y observadas 

 segun uno u olro modo , cree Yillarceau que no cabe decidir- 

 se todavia por las mediciones de Bessel mejor que por las 

 de Slruve; pero enliende que las observaciones de p de Ophiu. 

 chus que se prosiguen en Poulkova, serviran para resolver la 

 cueslion. 



J. Herschel dio tambien un metodo, grafico en parte, 

 para determinar los elementos de la orbila de las estrellas 

 dobles, aplicandolo k y de la Yirgen, conipuesta de dos es- 

 trellas de 3.' a 4.^ magnitud, y que dislan entre si unos 4". 

 En 1718 advirlio ya Bradley la duplicidad de esla eslrella, 

 apuutando al margen de sus regislros de observacion la di- 

 reccion de la linea de union de ambas estrellas entonces. Lo 

 mismonoto Mayer en 1756. Segun los calculosde J. Herschel, 

 fundados en el conjunto de observaciones, dura 171 anos la re- 

 volucion de una de las estrellas en derredor de la otra, descri- 

 biendo una elipse cuya escentricidad es 0,88 del semieje 



(1) V. las adiciones al Conotimiento de los liempos, de 1852. 



