MÉTHODE STATISTIQUE POUR LA DETERMINATION, ETC. 279 



(2 ,ne cas), soit pour chaque groupe séparément (l r cas), ne varie pas 

 d'un point du ciel à un autre *). 



■i aura donc la même valeur dans toutes les équations appartenant 



au même groupe. 



La forme des équations de condition fait voir que, pour un seul 

 groupe, la séparation des inconnues dyiï. et d D doit être très incertaine. 

 Elle sera tout à fait impossible si l'on a 



(23) d<u = A cos à. 



Or une telle supposition est certainement bien plus plausible que la 

 supposition d[t§ = constante pour toutes les déclinaisons, parce que, 

 pour des raisons évidentes, l'erreur en déclinaison près du pôle sera 

 petite pour la plupart des catalogues. On s'en convainct du reste par 

 ^inspection des corrections systématiqus trouvées pour différents catalo- 

 gues par àuwers, Boss, Newcomb, etc. 



Adoptant donc cette forme et introduisant la valeur (22) de 



(IJJ 



F équation (20) prend la forme : 



Hcos%eosl K . \ d# ■ . 



u>y*ci -j- zr^—^ — sm A a A -j- s t u % cos à 



fi 0 r 1 57-3.. à A 



H K 



dO = 0 O 

 57 3... cosl) J 0 



où il n'entre plus que trois inconnues. Posant pour abréger : 



H 0985 



— d[Aa. = — — dfiu. = F 



= 0-0176^ = Q 



— A 4- ^ a X n dD = ° — A + 0-0213 dû = Il 

 i&o 57 3. . . cos D {A 0 



on a 



*) Pour la totalité des étoiles cela n'est certainement pas vrai. Les étoiles à 

 m. p. très petit sont beaucoup plus nombreuses dans le voisinage de la voie 

 lactée qu'ailleurs. Une telle différence n'existe cependant pas, du moins dans 

 une mesure sensible, pour des m. p. aussi considérable que ceux que nous considé- 

 rons ici (voir Zittingsverslagen der Kon. Ak. v. Wet. te Amsterdam, Jan. 1893). 



