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Bulletin de r^cad^niie Imp^riale 



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rabies qu'a cause de la petite distance apparente des 

 deux etoiles on pent les instituer avec quelques chances 

 de succes. En donnant ici la liste de nos observations 

 r^unies pour chaque annee en une valeur moyenne, je 

 remarque que les directions observees a Poulkova sent 

 deja corrigees de Teflfet des erreurs systematiques d6- 

 duites des observations des etoiles doubles artificielles. 

 Les distances mises en parentheses sont obtenues par 

 differentes methodes d'estimation , dans des cas ou la 

 prosimite des deux etoiles n'admettait pas de mesures 

 niicrora^triques proprement dites. 



Observations de Dorpat. 



£poqaG 



Nombre 



Distance 



Direction des jours Observateur 



d'obs. 



1827,28 

 29,40 

 33,36 



0;'570 



0,640 



Et. simple 



10^9 

 11,6 



1 

 3 



34,43 SoupQon de fig. obi. 228,3 



35,39 Et. oblongue 



36,42 

 37,40 

 38,40 



(0,303) 

 (0,395) 



(0,358) 



11,2 

 10,2 

 10,8 

 11,5 



6 



Observations de PooIliOYa. 



1840,45 

 41,41 



42,40 



45,47 



(0,^4 1 7) 



(0,375) 



(0,250) 



£t. simple 



15,7 

 14,5 

 14,5 



3 

 5 



46,40 SoupQon de fig. obi. 246,7 



47,42 

 48,42 

 49,42 

 50,39 

 51,42 



fit. oblongue 



(0,243) 

 0,340 



0,390 

 0,410 

 0,480 

 0,480 

 0,510 

 0,540 

 0,380 

 (0,290) 



\ 



52,43 

 53,40 



54,38 

 55,44 

 57,49 

 58,44 

 59,38 Soup^on de fig. obi 



61,42 

 62,40 

 63,44 

 64,42 



0,355 

 0,460 

 0,470 

 0,423 



194,8 

 12,7 



8^6 

 11,8 



6,6 

 10,9 



10,8 

 14,1 



9,1 



7,3 



7,9 



39,8 



5,6 



3 

 3 

 3 

 3 

 3 

 4 

 3 

 3 

 1 



2 

 2 

 2 



4 

 2 



10,0 2 



7,6 

 10,6 



1 

 3 



W. Str 



» » 



» » 



» » 



1 



4 



3 W.etO.Str 



» 



» 



W. Str. 



6 W.etO.Str 



0. Str. 



» 



» 



» 



» 



)) 



)) 



» 



» 



» 



» 



» 



9 



» 



» 



» 



» 



» 



)) 



» 



» 



» 



» 



» 



» 



)) 



» 



» 



» 



» 



» 



» 



» 



r> 



» 



)> 



» 



» » 



II resulte de ces observations que, dans le courantde 

 37 ans. Tune des deux etoiles qui composent ce systems 

 a ete eclipsee trois fois par I'autre. C'est la un exemple 

 unique jusqu'a present dans les systemes stellaires et 

 qui nous permet de deduir6 avec certaine facilite uue 

 valeur approximative au moins pour un des elements 

 de son orbite, noram^ment pour la duree de la revolu- 

 tion. Cependant une autre particularity qui se prononce 

 ^galeraent dans le tableau precedent, rend les conclu- 

 sions a ce sujet en apparence moins sures. Les deux 

 composantes de ce systeme sont a tel degre d'egale 

 grandeur (6,0 selon les Mensurae micrometricae) qu'il 

 n'y a pas moyen de discerner par le seul aspect entre 

 les deux directions opposees. En appelant Tune des 

 deux etoiles A^ I'autre B, il est impossible de dire a 

 chaque moment, si B est au nord 6.'' A ou vice versa. 



/ 



Au commencement de 



observations de Poulkova 





j'ai tache encore de noter a chaque occasion, laquelle 

 des deux etoiles m'a paru la plus grande, mais apres 

 avoir gagn^ la conviction que le jugeraent dans ce 

 cas est tout-a-fait incertain, j'ai maintenu plus tard 

 la regie de faire la lecture de la direction toujours du 

 cote nord, afin de ne pas troubler le jugeraent de ceux 

 qui voudront s'occuper de ce systeme, par des indica- 

 tions qui, en effet, ne meritent aucun poids. 



Si le plan de I'orbite 6tait tellement incline envers 

 le rayon visuel, qu*on put se laisser guider par la succes- 

 sion des directions observees, l!egalite de I'eclat ne for- 

 merait aucun grave obstacle a la deduction des elements. 

 Mais dans notre cas aussi ce moyen n'est pas appli- 

 cable. Les directions observ6es prouvent qu'ici le 

 rayon visuel coincide h. tel point avec le plan de Tor- 

 bite, dans tous les cas oti les deux etoiles ont ^te 

 vuesdistinctement separ^es, que Tangle de position n'a 

 jamais varie de quantit^s qui surpassent les limites ad- 



» 



» 



missibles des erreurs d'observatiou. Cette derniere 

 circonstance nous donne directement des valeurs ap- 

 proximatives pour les deux Elements qui determinent 

 la situation du plan de Torbite, mais elle nous prive 

 en me me temps du moyen d'employer les directions 

 observees a la deduction des autres Elements. Nous 

 sommes done obliges de nous tenir dans ce cas unique- 

 ment aux distances mesurees qui, on le sait, cedent de 

 beaucoup en exactitude aux directions, surtout dans 

 les systemes tres-resserr^s. 



Mon p^re, en basant ses conclu'sions sur Tidentite 



