Le groupe des étoiles a hélium dans la constellation d'Orion. 20 

 Cela implique que l'erreur d'observation probable est à peu près 



f„ = + 1,5^"' , 



valeur bien plausible. 



On aura maintenant à comparer les vitesses radiales avec les 

 mouvements perpendiculaires à la ligne visuelle. Supposé que les mou- 

 vements mutuels des étoiles appartenant à ce groupe soient également 

 probables dans toutes les directions, il faudra que la valeur probable 

 ä des mouvements a satisfasse approximativement à la relation 



o = 0,212 çn . 



Or nous avons, d'après ce qui précède, pour chaque étoile: 



I sin ip -{- 1] cos yj -\- Js -\- 0,212 q,„ji sin s = a . 



L'appréciation de la grandeur des o dépend donc en partie de la con- 

 naissance de 71 . Cependant, le terme multiplié par n étant très petit, 

 l'interpolation nécessaire n'offre pas de difficulté. 



La méthode que j'ai suivie n'est qu'approchée, mais elle donne 

 sans doute le meilleur résultat qu'on puisse tirer des mouvements seuls, 

 en opérant avec les hypothèses les plus simples et les plus naturelles. 

 En voici le principe, qui repose sur la supposition que les mouvements 

 mutuels soient distribués selon la loi d'erreurs, supposition fréquem- 

 ment vérifiée par M. Kapteyn dans ses travaux sur les mouvements 

 et la distribution des étoiles à hélium. 



J'ai formé le système d'équations à deux inconnus |, t; de la 

 forme 



^ sin ip -\- 1] cos (/' + Js + 0,212 Q„,7i sin s = , 



en y introduisant successivement différentes valeurs de n. Les erreurs 

 probables d'une équation, ?„, obtenues pour les solutions successives, 

 réduction faite pour l'erreur d'observation, peuvent être considérées 

 comme des valeurs approchées de et qui correspondent aux valeurs 

 données de n. Par interpolation j'ai pu fixer sans difficulté la valeur 

 de n, à laquelle correspond la valeur de a, satisfaisant en même temps 

 la relation 



= 0,212 'ÇTT, 



