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grande que l’erreur probable à attendre dans la me- 
sure d’une pareille distance. Pour cette raison j'ai 
examiné de nouveau très rigoureusement mon journal 
d'observation, mais je n'ai trouvé aucune indication 
qui pourrait invalider l'exactitude de la mesure. Nous 
avons donc préféré de maintenir la mesure, malgré 
sa divergence abnorme, dans la série des données. 
Évidemment elle produit une diminution assez sensible 
dans la valeur de la parallaxe à déduire des distances 
et, en même temps, elle contribue à augmenter consi- 
dérablement l'erreur probable de la determination. La 
seule supposition que je puis faire sur l'origine de la 
divergence serait celle que, par hazard, ce jour là et 
particulièrement pour cette étoile je n’aie pas assez 
soigneusement vérifié le foyer de la lunette. 
Les équations précédentes, traitées par la méthode 
des moindres carrés, conduisent aux équations finales 
suivantes: 
Distances: 
28,00 de + 4,02 dy +6,52 x —0,21 7 = —0;622 | . 
4,02 de +54,11 dv —3,25 x +2,64 T = —0,556 
6,52 de — 3,25 dy +4,15 x —1,617 = —0,299 
—0,21 de + 2,64dn—1,61 x +8,21 7 = +3,701 
Directions. 
25,00 dil 4,02 dc +-6,57 x +1,05 7 = +-0,316 
4,02 dll 4-54,11 do —3,77 x +2,02 x: = +3,349 
6,57 dli— 3,77do 4-5,10x —2,84 x = —1,071 
1,05 dil a- 2,02 do —2,94x -- 7,77 x = +3,863 
et la résolution de ces équations assigne aux inconnues 
les valeurs: 
par les distances 
de — —0/080 avec le poids — 12,66 et l'err.prob.— 05057 
dn=—0,016: » » 45,46 2». » . 0,090 
x =+0,236 » » 1,89 : » » 0,148 
v —--0,500 » » 1.20 — » 0,075 
par les directions 
dI1——0/0602aveclepoids — 12,66 et l'err.prob. —0,059 
ds =+0,058 » » 45,06 » » 0,031 
=+0,157 » » TIO» » 0,143 
vt —--0,588 » » D > » ` 0,089 
L'erreur probable d'une seule observation se trouve 
ici pour les distances — 07203, pour les directions 
— 0/210, erreurs surpassant un peu les valeurs 
moyennes trouvées par nous en général pour les étoiles 
doubles de la classe VI. Cet accroissement s'explique 
suffisamment par la faiblesse de l'étoile de comparaison. 
En ajoutant maintenant les de et dy trouvés, aux va- 
leurs de e et y, dont M. Shdanow est parti dans l'éta- 
blissement des équations de condition, nous avons: 
pour l'époque 1855,02 la distance moyenne = 11 17686 
avec lerr. prob, = 0,057 
le mouvement annuel relatif en distance = + 0,141 
avec l'err, prob. = 0,030. 
Également, après avoir converti les dII et ds et leurs 
erreurs probables, exprimés précédemment en fractions 
de la seconde du grand cercle, dans les valeurs angu- 
laires correspondant à la distance moyenne des deux 
étoiles, nous trouvons ¡our la même époque: 
l'angle de position de l'étoile de comparaison = 35?21;3 
avec l'err. prob, — 1,8 
le mouvement relatif annuel en direction = —0;12 
avec l'err. prob. — 0,95. 
Le mouvement relatif annuel, à ce qu'on voit par les 
erreurs probables des corrections trouvées, n'a pu étre 
déterminé qu'avec un degré subordonné d'exactitude, 
à cause de l'espace comparativement bref de 6 ans, 
qu'embrassent nos mesures. Mais il y a lieu d'attendre 
qu'il résultera avec plus d'exactitude si nous compa- 
rons les valeurs définitives, déduites pour la position 
relative des deux étoiles à l'époque moyenne, avec les 
deux mesures faites 19 ans auparavant par mon pére 
à Dorpat. Ces dernières, telles qu'elles sont consignées 
dans les Mensurae micrometricae, ont donné, pour l'é- 
poque 1836,06, e = 109,04 P = 36° 0/2. Ces va- 
leurs, pour être rigoureusement comparables avec 
notre détermination, doivent être réduites à l’époque 
1850,0 et recevoir en outre de petites corrections 
pour tenir compte de l'effet de la parallaxe trouvée. 
L'effet combiné de ces corrections se trouve en distance 
— — 0/24, en direction — — 4,3 et nous avons en 
définitive pour la détermination de Dorpat 
1836,06 e — 108,80, P = 35^ 55,9 
valeurs qui, comparées avec notre détermination dé- 
finitive, conduisent aux mouvements relatifs annuels, 
en distance = + 07152, en direction = — 16208 - .- 
à cos Ada — + 07041 et dè = -4-05,158. Selon M. — 
