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Bulletin scinetifique 



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deur. Mais q' étant inconnu et ne provenant que par la 

 résolution des e'quations , l'auteur suppose t =q', c. à d. 

 tpie le mouvement progressif du Soleil soit égal au mou- 

 vement moyen progressif des autres e'toiles. Avec cela 

 il a pour les e'toiles de sixième grandeur 5,"5= V(^' 2 + 2 2 ). 

 A pre'sent il pose pour ces e'toiles k — n , et parvient à 

 M gs- 5",5 . "|/ | dans cette classe. Pour les autres classes 

 les m se trouvent avec facilité par les relations des dis- 

 tances. Ainsi les m et les poids une fois basés pour les 

 différentes classes , il fait la première résolution des 

 équations , qui lui fournit la valeur approchée de q , 

 mouvement cherche angulaire du système solaire. Celle- 

 ci trouvée , il introduit le q' qui lui répond pour l'éva- 

 luation des poids, et y ajoute, parce que q 1 étant plus 

 petit, q devient plus grand, une seconde hypothèse pour 

 la relation entre ç et k , savoir k^=±g. Avec les nou- 

 veaux poids il résout les équations une seconde fois. 

 L'accord des valeurs du mouvement angulaire q, trouvé 

 d'après les deux systèmes des poids, indique la suffisance 

 des poids dernièrement choisis. Dans cette recherche il 

 est intéressant de remarquer , qu'ici le cas se présente 

 que des équations qui , d'après l'observation , jouissent 

 d'une exactitude égale , offrent par les conditions parti- 

 culières du problème à résoudre, des différences énormes 

 pour les poids. Si dans la classe des étoiles de sixième 

 grandeur l'unité est donnée au poids, les équations ponr 

 les étoiles de première grandeur ont le poids =0,02. 



Voyons à présent les résultats du travail. L'auteur 

 trouve que si l'on cherche la précession , comme anté- 

 rieurement , sans avoir égard à la translocation du Soleil 

 dans l'espace , les ascensions droites et les déclinaisons 

 donnent pour la correction de la précession supposée 

 deux valeurs incompatibles entre elles , dont l'une est 

 positive , l'autre négative. Mais la résolution complète , 

 eu égard au mouvement du système solaire, offre, après 

 l'application d'une petite correction due à la nutation 

 augmentée , deux valeurs qui s'accordent entre les li- 

 mites des erreurs probables ; savoir h correction de la 

 précession générale pour 70 ans 



par les ascensions droites 



-f- 1,"16 avec l'erreur probable 0,' 07 , 



par les déclinaisons 



-f 0.66 » » » 0,86. 



D'où l'on déduit la valeur définitive de la précession an- 

 nuelle à l'époque de 1790 



50,"23H9, avec l'erreur probable 0,"00771. 



M. Bessel, clans les tabulae Regioinontanae , donne 

 pour la précession de la même époque la valeur 50, 22106 ; 

 La différence est de 0, 01343 II paraît même qu'il est: 



réservé seulement à la postérité de fixer la précession 

 entre des limites encore plus étroites , si nous ne man- 

 quons pas de lui léguer des matériaux d observations 

 aussi précieux que Bradley les a fournis d après la 

 réduction admirable de Bessel pour l'an 1755. 



Quant à la translocalion du système solaire , le mou- 

 vement angulaire annuel vu de la distance moyenne des 

 étoiles de première grandeur , a été trouvé 



par les ascensions droites 



<7 = 0,"321, avec l'erreur probable 0, 036, 



par les déclinaisons 



^ — 0,357 » » » 0,036: 



deux valeurs parfaitement indépendantes entre elles, dont 

 la différence est moindre que l'erreur probable , et qui 

 combinées nous donnent 



q = 0,"339, avec l'erreur probable 0, 025 , 

 erreur qui ne comporte que la treizième partie de la 

 quantité établie. 



Enfin l'auteur soumet encore la direction du mouve- 

 ment du système solaire à un nouvel examen. 11 emploit 

 les erreurs résidues des équations de condition à un nou- 

 veau système d'équations qui servent à déterminer en- 

 core deux inconnues , savoir les corrections en ascension 

 droite et en déclinaison pour la direction d'après M. Arr- 

 gelander. Le nouveau résultat est, que le mouvement se 

 dirige sur un point Q de la voijte céleste dont , pour 

 l'éqoque de 1792,5, l'ascension droite est 



^=r261 t '23' J la décl. D= + 37°36'. 

 M. Argelander avait trouvé 



-V=:257 o 50' et 7) = -f-28 50'. 



Ces deux valeurs se combinent à une dernière valeur 

 A— .-259°9',4 et D— -f 34°36'.5, 

 avec l'err. prob. 2 f, 57',5 3°24',5, 



basée sur l'examen de 797 étoiles différentes. L accord 

 des deux ascensions droites ne laisse rien à désirer , 

 parce que la différence en est entre les limites des err- 

 reurs probables. Mais pour la déclinaison du point Q , 

 un phénomène remarquable s'est prononcé d'après M. 

 Argelander, c'est que les étoiles d'un mouvement pro- 

 pre plus petit donnent une déclinaison moins boréale. 

 L'auteur donne une explication très satisfaisante , à ce 

 qu'il paraît, de cette différence. M. Argelander, dans 

 sa recherche, n'a pas considéré l'influence que de pe- 

 tites erreurs constantes dans les différences de déclinai- 

 son d'après les deux catalogues , celui de 1755 et de 

 1830 , exercent sur les valeurs trouvées de D. Suppo- 

 sons par exemple que cette différence monte à 2 J , de 

 manière qu'il faille augmenter d'autant en général toutes 

 les déclinaisons de Bradley. Avec cela le mouvement 



