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H. 0. VAN DE SAN DE BAKHUYZEN. 



En différentiant la dernière formule par rapport à 7 7 et t Q} on obtient: 



D'après notre hypothèse ou trouve, parmi un grand nombre d'ob- 



T t 



servations,. pour chaque valeur — — — = \ -\- a une autre valeur 



t f 0 



r f i \ 



— — y- = —, — , et en formant la somme de ces deux valeurs, et en 

 t'—t 0 l-\-a 



Fintroduisant dans la somme des // termes 



on obtient: 



La somme 



î ^ï^TT J comprend seulement les \ n premières valeurs 



de a, quand les t sont ranges par ordre de grandeur. 



Le coefficient de df 0 est en général une fraction beaucoup plus petite 

 que l'unité, surtout quand les observations sont exactes. 



Pour quelques séries d'observations j'ai trouvé pour ce coefficient les 

 valeurs suivantes. 



Date. INombiedes Q oemc | en ^ Qualité de l'image. 



observations. ° 



1897 2 Janvier 371 0,0 15 Étoile assez brillante. 



„ „ ,, 374 0,054 „ un peu plus faible 



1901 31 Août 308 0,051 „ assez brillante. 



5 Septembre 309 0,098 „ bien faible. 



1886 £5 . Mai 48 0,220 „ fort faible, difficile à voir. 



„ „ 48 0,062 „ fort faible. 



„ „ 63 0,066 „ fort faible. 



On voit qu'en général le coefficient est inférieur à 0,1, et que seule- 

 ment lorsque l'image de l'étoile est faible et difficile à observer, comme 

 dans la série du 25 Mai 1886, le coefficient peut atteindre 0,2. Dans ce 

 cas la valeur de T elle-même est assez considérable, de sorte qu'une 

 erreur plus forte n'a pas tant d'importance. 



