PHYSICAS E NATURAES 231 



e designando o coeficiente de p, que na equação transformada corres- 



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 ponde as de r na equação primitiva, ou ^7- h por h' teremos 



{r=0"M tg\z. 



Estas 2 fórmulas permittem finalmente com o auxilio da taboa de 

 Struve calcular a seguinte tabeliã: 



f ' 'f 



Grandeza da estrella p ~- —- 



1,0 0,79 0",020 0",011 



1,5 0,85 0",0H 0",008 



2,0 0,92 0",007 0",007 



2,5 1,00 0",004 0",006 



3,0 1,06 0",003 0^005 



3,5 1,13 0",002 0'',004 



4,0 1,25 0",002 0",004 



4,5 1,39 0",001 0",003 



Admittindo para Sirius cuja distancia se suppoz de -ã, a mesma 



lei de incerteza, que se attribuiu ás distancias das outras estrellas, ter- 



se-ha-^=0^72. 



A tabeliã anterior fornece pois o meio de apreciar a influencia, que 

 um erro na avaliação da grandeza apparente da estrella possa vir a exer- 

 cer no valor final de p. Segue-se agora apreciar a influencia que na de- 

 terminação d'esse valor poderá exercer a hypothese muito pouco ou 

 nada confirmada de uma egualdade de brilho absoluto em todas as es- 

 trellas. No estado quasi rudimentar dos nossos conhecimentos sobre 

 este ponto de astronomia sideral, uma semelhante apreciação torna-se 

 sobre modo diíScil, e a querer dar aos resultados a que se pretenda 

 chegar o grau de confiança indispensável, é preciso na hypothese a que 

 forçosamente se tem de recorrer, attender a que ella seja de natureza, a 

 dar, para o erro procurado, antes valores maiores do que mais pequenos. 



(Gonlinua) 



