ÖFVBRSIGT AP K. VBTENSK.-AKAD. FÖRHANDLINGAR 1901, N:0 6. 435 



Ces coordonnées sont exprimées par la distance focale conime 

 unité. 



Quant aux mouvements propres, j'ai trouvé, en comparant 

 les observations méridiennes, faites en diverses époques, qu'ils 

 sont tout å fait å négiiger, autant pour BD + 37^4131 que 

 pour les étoiles de comparaison. Les resultats de raes mesures 

 ont aussi completement confirmé ce fait. 



Les equations de condition ont été forraées d'apres ces 

 formules: 



e = n-7t +{^ — Q = 

 e' = n'.7i + (tj — -»jo) ^ , 



oü Tt désigne la parallaxe, Bq, t^^,, les valeurs moyennes des coor- 

 données ^, ri et e, e', les corrections des valeurs §q, t^^. Eu égard 

 au court espace de temps que comprennent les observations, je 

 n'ai pas introduit dans les equations, comme inconnus, les cor- 

 rections du mouvement propre, qui est tout å fait insensible. 

 Les coefficients TT, FL' ont été calculés d'apres les formules 

 suivantes: 



tg M = cot D ' cos (A — «o) 



tg iV = sin M- tg (A — «o) ; 



sin N < 0, si 0' < ^ — «„ < 180' } 

 sin N > 0, si 180' < A — «„ < 360') 



n = ^ • sin iV 



n' = Q- cos N • cos (Öq + M) , 



oü A, D sont l'ascension droite et la déclinaison du Soleil, a^^, 

 d„ Celles du centre du cliché, et q la distance de la Terre au Soleil, 

 exprimée par le demi-grand axe de l'orbite de la Terre comme 

 unité. 



Pour chaque étoile de comparaison, j'ai obtenu ainsi deux 

 systemes de 13 equations. J'ai traité ces equations d'apres la 

 méthode des moindres carrés, et j'ai trouvé ainsi les valeurs 

 suivantes de la parallaxe, exprimées en secondes d'arc: 



