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Or l'astronomie ne pourrait aujourd’hui affirmer l'existence 
de pareilles étoiles, moins encore déterminer les mouvements 
propres avec une précision suffisante. 
Elle doit done chercher à éliminer ces derniers autant que 
possible, en recourant à un grand nombre d'étoiles; on peut 
espérer alors que les mouvements propres, s'ils n'ont plus rien 
de systématique, se compenseront mutuellement. 
52. Afin de pouvoir appliquer ce procédé, nous admettrons 
que nous avons affaire à un groupe d'étoiles ayant la même 
parallaxe. Dans ce eas, en sommant, pour toutes ces étoiles, les 
équations précédentes en Aa, et Ad,, dont les premiers membres 
doivent en réalité s’écrire Au —p,, Ad, —p5, p, et ps désignant 
les mouvements propres (réels) en Æ& et D, on aura, puisqu'on 
admet que Sp, = 2p; — 0 : 
Zu —— yiÈS, sec —a'x2s, sec d[ cot(A'—a5)A,2—tg DA, | > 
ZA9, = — yl 2 [cos %S'— sin Co] AE 0) 
— a'x 2 [sin XS'A,9 + sin ASA,z + cos À CA,0]. 
De ces deux équations on tirera x et y, d'où l’on déduira la 
vitesse de transport du système solaire o, = Rx, et la parallaxe 
moyenne z — Ÿ? du groupe d'étoiles choisi. 
Il est aisé d’y introduire également la correction de la valeur 
adoptée pour la précession générale. 
53. Désignons par z cette correction. Dans les quantités Aa, 
et A9, qui représentent a, — &; — Aa, ete. (art. 30), on devra 
ajouter respectivement à A, et à A9, précessions calculées au 
moyen de la constante adoptée, 
Z(C1 + Si Sin ao tg D) et Z 5 COS &. 
Les premiers membres des équations (30) deviennent ainsi 
Zf oh — 0 — A, — z(0 + 5 sin «5 t8 do) Fe 
Zi — à, — A9 — 25, cos wo} ; 
