247 



Bulletin scientifique. 



248 



Jander). Ces observations seront encore continuées 

 jusqu'à la fin de l'année courante 184-2. Ne'anmoins 

 j'ai jugé convenable de donner déjà ici les re'sultals des 

 observations recueillies jusqu'à pre'sent. Ce sont préci- 

 sément ces résultats qui mettront les astronomes en 

 état d apprécier l'instrument employé à cette recherche. 



J'ai pris les déclinaisons moyennes suivantes des 6 

 étoiles pour base du calcul. Elles sont tirées des cata- 

 logues de M. Argelander, de Pond et pour 3*» 

 et o Draconis des observations faites récemment au cercle 

 méridien à Poulkova par M. l'adjoint Sabler. 





Selon 



Déclinaisons moyen- 

 nes pour 1840,00 



Variation annuelle 

 pour 181-0,00 -f- t 



/5 Cassiopciae 



Argelander 



/ i, 



58 16 1,745 



+ 19,864 — 0,0001 t 



ri Cassiopeiae 



Argelander 



59 24 3,555 



+ 18,936 — 0,001 9 t 



v Ursae maj. 



Argelan d er 



59 47 12,550 • 



— 16,583 - 0,0036 t 



i Draconis 



Pond 



59 31 42,600 



— 12,801 -f 0,0016 L 



39 b Draconis 



Sabler 



58 42 34,560 



+ , 1,934 + 0,0013 « 



o Draconis 



Sabler 



59 11 39,140 



+ 4,237 + 0,0012 L 



Avec les variations annuelles qui se trouvent par 

 Ja comparaison des positions de B radie y, et avec 

 les valeurs de l'aberration et de la nulalion indiquées 

 plus haut , la position apparente a été calculée di- 

 rectement sur les formules de M. Peter s. Chaque ob- 

 servation nous a donné alors, par la différence n entre 

 la déclinaison calculée et la déclinaison observée, une 

 équation de condition à deux inconnues, savoir JS — la 

 correction de la déclinaison moyenne supposée, et x la 

 correction de l'aberration supposée ~ 20", 50. Il est 

 clair que la petite incertitude dans le mouvement propre 



s'élimine entièrement, si les observations reviennent à la 

 même époque de l'année , d'où elles ont commencé. 

 Quant aux parallaxes p de ces étoiles , elles n'ont pas 

 été introduites dans les équations comme quantités qui 

 doivent être déterminées, parce que les observations ne 

 m'ont point paru suffisantes pour cette recherche ié- 

 licate. Mais l'influence d'un p inconnu sur la correction 

 de x, trouvée par la résolution des équations de condi- 

 tion, a été indiquée numériquement. 



Je donne donc ici le tableau des résultats. 





S — correction 

 de la déclinai- 

 son moyenne 



Poids 

 de JS 



x ~ correction de 

 l'aberration 



Poids 

 de x 



Erreur pro- 

 bable d'une 

 observation 

 isolée 



Nombre 

 des obser- 

 vations 



j Cassiopeiae 



— 0,623 



15,66 



— 0,0801 + 0,095 p 



9,12 



0'l 1 8 



16 



S Cassiopeiae 



- 0,197 



18,88 



— 0,0192 — 0,059 p 



9,58 



0,166 



19 . 



?* Ursae maj. 



+ 0,508 



49,94 



— 0,0402 — 0,329 p 



19,27 



0,104 



54 



i Draconis 



+ 0,064 



30,38 



+ 0,0139 — 0,078 p 



18,30 



0,129 



43 



39 b Draconis 



+ 0,111 



9,98 



+ 0,0351 + 0,086 p 



8,57 



0,117 



22 



o Draconis 



+ 0,361 



24,10 



— 0,0660 — 0,015 p 



13,59 



0,119 



29 



11 se présente ici un accord remarquable entre les 

 erreurs probables d'une observation isolée pour les six 

 différentes étoiles. Seulement pour S Cassiopeiae la va- 

 leur en est un peu plus considérable, et c'est évidemment 

 parce que la série des observations de cette étoile con- 

 tient plusieurs nuits , où l'étoile a paru moins bien dé- 

 finie , que dans les autres séries. En prenant une mo- 



yenne de la dernière colonne, nous trouvons l'en (tu 

 probable générale d'une observation isolée 0",120 . et 

 c'est ainsi que l'attente prononcée plus haut, que l'erreur 

 probable de l'observation d'un jour se tiendrait aux en- 

 virons de 0",1 , a été parfaitement justifiée par l'expé- 

 rience. En appliquant les JS aux déclinaisons moyen- 

 nes supposées, nous avons les résultats suivants: 



